{"id":47264,"date":"2019-11-03T20:04:42","date_gmt":"2019-11-03T19:04:42","guid":{"rendered":"https:\/\/www.thermal-engineering.org\/o-que-e-transferencia-de-calor-por-radiacao-definicao\/"},"modified":"2020-01-22T17:22:10","modified_gmt":"2020-01-22T16:22:10","slug":"o-que-e-transferencia-de-calor-por-radiacao-definicao","status":"publish","type":"post","link":"https:\/\/www.thermal-engineering.org\/pt-br\/o-que-e-transferencia-de-calor-por-radiacao-definicao\/","title":{"rendered":"O que \u00e9 transfer\u00eancia de calor por radia\u00e7\u00e3o – Defini\u00e7\u00e3o"},"content":{"rendered":"
\n
A transfer\u00eancia de calor por radia\u00e7\u00e3o \u00e9 mediada pela radia\u00e7\u00e3o eletromagn\u00e9tica, conhecida como radia\u00e7\u00e3o t\u00e9rmica, que surge devido \u00e0 temperatura do corpo.\u00a0Transfer\u00eancia de calor por radia\u00e7\u00e3o<\/div>\n<\/div>\n
<\/div>\n
\n
\n
<\/div>\n

Transfer\u00eancia de calor por radia\u00e7\u00e3o<\/h2>\n
\"O<\/a>
O Sol gera sua energia por fus\u00e3o nuclear de n\u00facleos de hidrog\u00eanio em h\u00e9lio.\u00a0Em sua ess\u00eancia, o Sol funde 620 milh\u00f5es de toneladas m\u00e9tricas de hidrog\u00eanio a cada segundo.
\nFonte: hyperphysics.phy-astr.gsu.edu<\/figcaption><\/figure>\n

Nos cap\u00edtulos anteriores, discutimos\u00a0convec\u00e7\u00e3o<\/a>\u00a0e\u00a0condu\u00e7\u00e3o<\/a>\u00a0, que exigem a presen\u00e7a de mat\u00e9ria como meio para transportar o calor da regi\u00e3o mais quente para a mais fria.\u00a0Mas um terceiro tipo de transfer\u00eancia de calor,\u00a0a transfer\u00eancia de calor por radia\u00e7\u00e3o<\/strong>\u00a0, ocorre sem nenhum meio.\u00a0Em geral, a\u00a0transfer\u00eancia de calor por radia\u00e7\u00e3o<\/strong>\u00a0de uma superf\u00edcie para outra \u00e9 a radia\u00e7\u00e3o que sai da primeira superf\u00edcie para a outra menos a que chega da segunda superf\u00edcie.\u00a0A transfer\u00eancia de calor<\/strong>\u00a0por\u00a0radia\u00e7\u00e3o<\/strong>\u00a0\u00e9 mediada pela\u00a0radia\u00e7\u00e3o eletromagn\u00e9tica<\/strong>\u00a0, conhecida como\u00a0radia\u00e7\u00e3o t\u00e9rmica<\/strong>\u00a0, que surge devido \u00e0\u00a0temperatura<\/a>\u00a0do corpo.\u00a0Qualquer material que tenha uma temperatura acimazero absoluto<\/a>\u00a0emite alguma\u00a0energia radiante<\/strong><\/a>\u00a0.\u00a0A maior\u00a0parte dessa\u00a0energia<\/a>\u00a0est\u00e1 na regi\u00e3o\u00a0infravermelha<\/strong>\u00a0do espectro eletromagn\u00e9tico, embora parte dela esteja na regi\u00e3o vis\u00edvel.\u00a0Um dos exemplos mais importantes de transfer\u00eancia de calor por radia\u00e7\u00e3o \u00e9 a absor\u00e7\u00e3o de radia\u00e7\u00e3o solar da Terra, seguida por sua radia\u00e7\u00e3o t\u00e9rmica de sa\u00edda.\u00a0Esses processos determinam a temperatura e o clima da Terra.<\/p>\n<\/div>\n<\/div>\n

\n
\n
<\/div>\n

Radia\u00e7\u00e3o t\u00e9rmica<\/h2>\n

\"Radia\u00e7\u00e3o<\/a>A radia\u00e7\u00e3o t\u00e9rmica<\/strong>\u00a0\u00e9\u00a0radia\u00e7\u00e3o<\/strong>\u00a0eletromagn\u00e9tica na regi\u00e3o infravermelha do espectro eletromagn\u00e9tico, embora parte dela esteja na regi\u00e3o vis\u00edvel.\u00a0O termo\u00a0radia\u00e7\u00e3o t\u00e9rmica<\/strong>\u00a0\u00e9 freq\u00fcentemente usado para distinguir essa forma de radia\u00e7\u00e3o eletromagn\u00e9tica de outras formas, como ondas de r\u00e1dio, raios-x ou\u00a0raios gama<\/a>\u00a0.\u00a0\u00c9 gerado pelo movimento t\u00e9rmico das part\u00edculas carregadas na mat\u00e9ria e, portanto, qualquer material que tenha uma temperatura acima do zero absoluto\u00a0libera energia radiante<\/a>\u00a0.\u00a0A radia\u00e7\u00e3o t\u00e9rmica<\/strong>\u00a0n\u00e3o requer nenhum meio para transfer\u00eancia de energia.\u00a0De fato, a transfer\u00eancia de energia pela radia\u00e7\u00e3o \u00e9 mais r\u00e1pida (na velocidade da luz) e n\u00e3o sofre atenua\u00e7\u00e3o no v\u00e1cuo.<\/p>\n

Ao contr\u00e1rio da transfer\u00eancia de calor por\u00a0condu\u00e7\u00e3o<\/a>\u00a0ou\u00a0convec\u00e7\u00e3o<\/a>\u00a0, que ocorre na dire\u00e7\u00e3o da diminui\u00e7\u00e3o da temperatura, a transfer\u00eancia de calor por radia\u00e7\u00e3o t\u00e9rmica pode ocorrer entre dois corpos separados por um meio mais frio que os dois corpos.\u00a0Por exemplo, a radia\u00e7\u00e3o solar atinge a superf\u00edcie da Terra depois de passar por camadas frias de atmosfera em grandes altitudes.<\/p>\n<\/div>\n<\/div>\n

\n
\n
<\/div>\n
\n
\n

Direito de Stefan \u2013 Boltzmann<\/span><\/h2>\n

A<\/span><\/strong>\u00a0taxa de\u00a0transfer\u00eancia de calor por radia\u00e7\u00e3o<\/strong>\u00a0, q [W \/ m\u00a0<\/span>2<\/span><\/sup>\u00a0], de um corpo (por exemplo, um corpo preto) para seus arredores \u00e9 proporcional \u00e0\u00a0<\/span>quarta pot\u00eancia<\/span><\/strong>\u00a0da\u00a0<\/span>temperatura absoluta<\/span><\/a>\u00a0e pode ser expressa pela seguinte equa\u00e7\u00e3o:<\/span><\/p>\n

q = \u03b5\u03c3T\u00a0<\/span><\/em>4<\/span><\/sup><\/em><\/strong><\/p>\n

onde\u00a0<\/span>\u03c3<\/span><\/strong>\u00a0\u00e9 uma constante f\u00edsica fundamental chamada constante de\u00a0<\/span>Stefan-Boltzmann<\/span><\/strong>\u00a0, que \u00e9 igual a\u00a0<\/span>5.6697 \u00d7 10\u00a0<\/span><\/strong>-8<\/span><\/sup><\/strong>\u00a0W \/ m\u00a0<\/span><\/strong>2<\/span><\/sup><\/strong>\u00a0K\u00a0<\/span><\/strong>4<\/span><\/sup><\/strong>\u00a0.\u00a0A\u00a0<\/span>constante Stefan-Boltzmann tem o nome de<\/span><\/strong>\u00a0Josef Stefan (que descobriu a\u00a0<\/span>lei de Stefan-Boltzman<\/span><\/a>\u00a0experimentalmente em 1879) e Ludwig Boltzmann (que a derivou teoricamente logo depois).\u00a0Como pode ser visto, a transfer\u00eancia de calor por radia\u00e7\u00e3o \u00e9 importante\u00a0<\/span>em temperaturas muito altas<\/span><\/strong>\u00a0e\u00a0<\/span>no v\u00e1cuo<\/span><\/strong> .<\/span><\/p>\n<\/div>\n<\/div>\n

\n
\n
<\/div>\n

Como foi escrito, a\u00a0<\/span>lei de Stefan-Boltzmann\u00a0\u00a0<\/span>fornece a intensidade radiante de um \u00fanico objeto<\/span><\/strong>\u00a0.\u00a0Mas, usando a\u00a0<\/span>lei de Stefan-Boltzmann<\/span><\/strong>\u00a0, tamb\u00e9m podemos determinar a transfer\u00eancia de calor por radia\u00e7\u00e3o entre dois objetos.\u00a0Dois corpos que irradiam um para o outro t\u00eam um fluxo l\u00edquido de calor entre eles.\u00a0A vaz\u00e3o l\u00edquida de calor entre eles \u00e9 dada por:<\/span>Q = \u03b5\u03c3A\u00a0<\/span><\/em><\/strong>1-2<\/span><\/sub><\/em><\/strong>\u00a0(T\u00a0<\/span><\/em><\/strong>4\u00a0<\/span><\/sup><\/em><\/strong>1<\/span><\/sub><\/em><\/strong>\u00a0-T\u00a0<\/span><\/em><\/strong>4\u00a0<\/span><\/sup><\/em><\/strong>2<\/span><\/sub><\/em><\/strong>\u00a0) [J \/ s]<\/span><\/em><\/strong><\/p>\n

q = \u03b5\u03c3 (T\u00a0<\/span><\/em><\/strong>4\u00a0<\/span><\/sup><\/em><\/strong>1 \u2212<\/span><\/sub><\/em><\/strong>\u00a0T\u00a0<\/span><\/em><\/strong>4\u00a0<\/span><\/sup><\/em><\/strong>2<\/span><\/sub><\/em><\/strong>\u00a0) [J \/ m\u00a0<\/span><\/em><\/strong>2<\/span><\/sup><\/em><\/strong>\u00a0s]<\/span><\/em><\/strong><\/p>\n

O fator de \u00e1rea A\u00a0<\/span>1-2<\/span><\/sub>\u00a0\u00e9 a \u00e1rea visualizada pelo corpo 2 do corpo 1 e pode se tornar bastante dif\u00edcil de calcular.<\/span><\/p>\n<\/div>\n<\/div>\n

\n
\n
<\/div>\n

Radia\u00e7\u00e3o de corpo negro<\/span><\/h2>\n

Sabe-se que a quantidade de energia de radia\u00e7\u00e3o emitida a partir de uma superf\u00edcie em um determinado comprimento de onda depende do\u00a0<\/span>material<\/span><\/strong>\u00a0do corpo e das condi\u00e7\u00f5es de sua\u00a0<\/span>superf\u00edcie<\/span><\/strong>\u00a0, bem como da\u00a0<\/span>temperatura<\/span><\/strong><\/a>\u00a0da superf\u00edcie\u00a0.\u00a0Portanto, v\u00e1rios materiais emitem quantidades diferentes de energia radiante, mesmo quando est\u00e3o na mesma temperatura.\u00a0Um\u00a0<\/span>corpo<\/span><\/strong>\u00a0que emite a\u00a0<\/span>quantidade m\u00e1xima<\/span><\/strong>\u00a0de calor para sua temperatura absoluta \u00e9 chamado de\u00a0<\/span>corpo negro<\/span><\/strong><\/a>\u00a0.<\/span><\/p>\n

\"Radia\u00e7\u00e3o<\/a>Um\u00a0<\/span>corpo negro<\/span><\/strong>\u00a0\u00e9 um corpo f\u00edsico idealizado, com propriedades espec\u00edficas.\u00a0Por defini\u00e7\u00e3o, um corpo negro em equil\u00edbrio t\u00e9rmico tem uma\u00a0<\/span>emissividade<\/span><\/strong>\u00a0de\u00a0<\/span>\u03b5<\/span><\/em>\u00a0= 1,0<\/span><\/strong>\u00a0.\u00a0Objetos reais n\u00e3o irradiam tanto calor quanto um corpo preto perfeito.\u00a0Eles irradiam menos calor que um corpo preto e, portanto, s\u00e3o chamados corpos cinzentos.<\/span><\/p>\n

A superf\u00edcie de um corpo negro emite radia\u00e7\u00e3o t\u00e9rmica a uma taxa de aproximadamente 448 watts por metro quadrado em temperatura ambiente (25 \u00b0 C, 298,15 K).\u00a0Objetos reais com emissividades inferiores a 1,0 (por exemplo, fio de cobre) emitem radia\u00e7\u00e3o a taxas correspondentemente mais baixas (por exemplo, 448 x 0,03 = 13,4 W \/ m\u00a0<\/span>2<\/span><\/sup>\u00a0).\u00a0<\/span>A emissividade<\/span><\/strong>\u00a0desempenha papel importante nos problemas de transfer\u00eancia de calor.\u00a0Por exemplo, coletores solares de calor incorporam superf\u00edcies seletivas com emissividades muito baixas.\u00a0Esses coletores desperdi\u00e7am muito pouco da energia solar atrav\u00e9s da emiss\u00e3o de radia\u00e7\u00e3o t\u00e9rmica.<\/span><\/p>\n

Como a\u00a0<\/span>absor\u00e7\u00e3o<\/span><\/strong>\u00a0e a\u00a0<\/span>emissividade<\/span><\/strong>\u00a0est\u00e3o interconectadas pela\u00a0<\/span>Lei de Kirchhoff da radia\u00e7\u00e3o t\u00e9rmica<\/span><\/strong>\u00a0, um\u00a0<\/span>corpo negro<\/span><\/strong>\u00a0tamb\u00e9m \u00e9 um absorvedor perfeito da radia\u00e7\u00e3o eletromagn\u00e9tica.<\/span><\/p>\n

Lei de Kirchhoff da radia\u00e7\u00e3o t\u00e9rmica<\/span><\/strong><\/a>\u00a0:<\/span><\/em><\/p>\n

Para um corpo arbitr\u00e1rio que emite e absorve radia\u00e7\u00e3o t\u00e9rmica em equil\u00edbrio termodin\u00e2mico, a emissividade \u00e9 igual \u00e0 absor\u00e7\u00e3o.<\/span><\/em><\/p>\n

emissividade \u03b5 = absortividade \u03b1<\/span><\/strong><\/p>\n

Um\u00a0<\/span>corpo negro<\/span><\/strong>\u00a0absorve toda a radia\u00e7\u00e3o eletromagn\u00e9tica incidente, independentemente da frequ\u00eancia ou \u00e2ngulo de incid\u00eancia.\u00a0Sua\u00a0<\/span>absor\u00e7\u00e3o<\/span><\/strong>\u00a0\u00e9, portanto, igual \u00e0 unidade, que tamb\u00e9m \u00e9 o valor mais alto poss\u00edvel.\u00a0Ou seja, um\u00a0<\/span>corpo negro<\/span><\/strong>\u00a0\u00e9 um\u00a0<\/span>absorvedor perfeito<\/span><\/strong>\u00a0(e um\u00a0<\/span>emissor perfeito<\/span><\/strong>\u00a0).<\/span><\/p>\n

Note que a radia\u00e7\u00e3o vis\u00edvel ocupa uma faixa muito estreita do espectro de 0,4 a 0,76 nm, n\u00e3o podemos fazer julgamentos sobre a escurid\u00e3o de uma superf\u00edcie com base em observa\u00e7\u00f5es visuais.\u00a0Por exemplo, considere o papel branco que reflete a luz vis\u00edvel e, portanto, parece branco.\u00a0Por outro lado, \u00e9 essencialmente preto para radia\u00e7\u00e3o infravermelha (capacidade de\u00a0<\/span>absor\u00e7\u00e3o \u03b1 = 0,94<\/span><\/strong>\u00a0), pois eles absorvem fortemente a radia\u00e7\u00e3o de comprimento de onda longo.<\/span><\/p>\n

Veja tamb\u00e9m:\u00a0<\/span>Cat\u00e1strofe ultravioleta<\/span><\/a><\/p>\n<\/div>\n<\/div>\n

\n
\n
<\/div>\n

Poder Emissivo do Corpo Negro<\/span><\/h2>\n

A\u00a0<\/span>pot\u00eancia emissiva do corpo negro<\/span><\/strong>\u00a0,\u00a0<\/span>E\u00a0<\/span>b<\/span><\/sub>\u00a0[W \/ m\u00a0<\/span>2<\/span><\/sup>\u00a0]<\/span><\/strong>\u00a0, de um corpo negro para seus arredores \u00e9 proporcional \u00e0\u00a0<\/span>quarta pot\u00eancia<\/span><\/strong>\u00a0da temperatura absoluta e pode ser expressa pela seguinte equa\u00e7\u00e3o:<\/span><\/p>\n

E\u00a0<\/span>b<\/span><\/sub>\u00a0= \u03c3T\u00a0<\/span>4<\/span><\/sup><\/em><\/strong><\/p>\n

onde\u00a0<\/span>\u03c3<\/span><\/strong>\u00a0\u00e9 uma constante f\u00edsica fundamental chamada constante de\u00a0<\/span>Stefan-Boltzmann<\/span><\/strong>\u00a0, que \u00e9 igual a\u00a0<\/span>5.6697 \u00d7 10\u00a0<\/span><\/strong>-8<\/span><\/sup><\/strong>\u00a0W \/ m\u00a0<\/span><\/strong>2<\/span><\/sup><\/strong>\u00a0K\u00a0<\/span><\/strong>4<\/span><\/sup><\/strong>\u00a0e T \u00e9 a temperatura absoluta da superf\u00edcie em K.<\/span><\/p>\n

O termo\u00a0<\/span>corpo negro<\/span><\/strong>\u00a0foi introduzido pelo f\u00edsico alem\u00e3o Gustav Kirchhoff em 1860. A\u00a0<\/span>radia\u00e7\u00e3o do<\/span><\/strong><\/a>\u00a0corpo\u00a0<\/strong>negro<\/strong><\/a>\u00a0tamb\u00e9m \u00e9 chamada\u00a0<\/span>de radia\u00e7\u00e3o t\u00e9rmica<\/span><\/strong>\u00a0, radia\u00e7\u00e3o de cavidade, radia\u00e7\u00e3o completa ou radia\u00e7\u00e3o de temperatura.\u00a0Tr\u00eas leis a seguir est\u00e3o associadas \u00e0 radia\u00e7\u00e3o do corpo negro:<\/span><\/p>\n