Поляризация света. Вращение плоскости колебаний поляризованного света.

Поляриза́ция (света) волн — характеристика поперечных волн, описывающая поведение вектора колеблющейся величины в плоскости, перпендикулярной направлению распространения волны.

В продольной волне поляризация возникнуть не может, так как направление колебаний в волнах этого типа всегда совпадает с направлением распространения^[1].

Поперечная волна характеризуется двумя направлениями: волновым вектором и вектором амплитуды, всегда перпендикулярным к волновому вектору. Волновой вектор показывает направление распространения волны, а вектор поляризации представляет собой вектор напряженности электрического поля. Так что в трёхмерном пространстве имеется ещё одна степень свободы — вращение вокруг волнового вектора.

Вращение плоскости поляризации поперечной волны — физическое явление, заключающееся в повороте поляризационного вектора линейно-поляризованной поперечной волны вокруг её волнового вектора при прохождении волны через анизотропную среду. Волна может быть электромагнитной, акустической, гравитационнойи т. д.

 

Тепловое излучение. Абсолютно черное тело. Закон Кирхгофа.

Теплово́е излуче́ние — электромагнитное излучение, возникающее за счёт внутренней энергии тела. Имеет сплошной спектр, расположение и интенсивность максимума которого зависят от температуры тела.

Абсолютно чёрное тело — физическое тело, которое при любой температуре поглощает всё падающее на него электромагнитное излучение во всех диапазонах.

Первый закон Кирхгофа вытекает из закона сохранения заряда. Он состоит в том, что алгебраическая сумма токов, сходящихся в любом узле, равна нулю. В этом уравнении токи, направленные к узлу, приняты положительными.

 

Законы излучения абсолютно черного тела.

Квантовый характер излучения. Формула Планка.

Любая более конкретная формула (например, закон Планка) должна удовлетворять первой формуле Вина. Из первой формулы Вина можно вывести закон смещения Вина (закон максимума) и закон Стефана — Больцмана, но нельзя найти значения постоянных, входящих в эти законы.

Изучение законов излучения абсолютно чёрного тела явилось одной из предпосылок появления квантовой механики.

Первый закон излучения Вина[править]

В 1893 году Вильгельм Вин, исходя из представлений классической термодинамики, вывел следующую формулу:

· uν=ν3f(νT),

где:

· uν — плотность энергии излучения

· ν — частота излучения

· T — температура излучающего тела

· f — функция, зависящая только от частоты и температуры. Вид этой функции невозможно установить, исходя только из термодинамических соображений.

Второй закон излучения Вина[править]

В 1896 году Вин на основе дополнительных предположений вывел второй закон:

· uν=C1ν3e−C2νT

· где uν — плотность энергии излучения

· ν — частота излучения

· T — температура излучающего тела

· C1,C2 — константы.

Позже Макс Планк показал, что второй закон Вина следует из закона Планка для больших энергий квантов, а также нашёл постоянные C1 и C2. С учётом этого, второй закон Вина можно записать в виде:

· uν=8πhν3c3e−hν/kT

· где uν — плотность энергии излучения

· ν — частота излучения

· T — температура излучающего тела

· h — постоянная Планка

· k — постоянная Больцмана

· c — скорость света в вакууме

Закон Стефана — Больцмана[править]

Основная статья: Закон Стефана — Больцмана

Общая энергия теплового излучения определяется законом Стефана — Больцмана:

j=σT4,

где j — мощность на единицу площади излучающей поверхности, а

σ=2π5k415c2h3=π2k460ℏ3c2≃5,670400(40)⋅10−8

Вт/(м²·К⁴) — постоянная Стефана — Больцмана.

Таким образом, абсолютно чёрное тело при T = 100 K излучает 5,67 ватт с квадратного метра своей поверхности. При температуре 1000 К мощность излучения увеличивается до 56,7 киловатт с квадратного метра.

Интенсивность излучения абсолютно чёрного тела в зависимости от температуры и частоты определяется законом Планка:

I(ν)=2πhν3c21ehν/kT−1

где I(ν)dν — мощность излучения на единицу площади излучающей поверхности в диапазоне частот от ν до ν+dν.

Эквивалентно,

u(λ)=2πhc2λ51ehc/λkT−1,

где u(λ)dλ — мощность излучения на единицу площади излучающей поверхности в диапазоне длин волн от λ до λ+dλ.