{"id":47268,"date":"2019-11-03T20:18:27","date_gmt":"2019-11-03T19:18:27","guid":{"rendered":"https:\/\/www.thermal-engineering.org\/o-que-e-radiacao-termica-calor-radiante-definicao\/"},"modified":"2020-01-23T07:21:02","modified_gmt":"2020-01-23T06:21:02","slug":"o-que-e-radiacao-termica-calor-radiante-definicao","status":"publish","type":"post","link":"https:\/\/www.thermal-engineering.org\/pt-br\/o-que-e-radiacao-termica-calor-radiante-definicao\/","title":{"rendered":"O que \u00e9 radia\u00e7\u00e3o t\u00e9rmica – Calor radiante – Defini\u00e7\u00e3o"},"content":{"rendered":"
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Radia\u00e7\u00e3o T\u00e9rmica – Calor Radiante.\u00a0A radia\u00e7\u00e3o t\u00e9rmica \u00e9 radia\u00e7\u00e3o eletromagn\u00e9tica na regi\u00e3o infravermelha do espectro eletromagn\u00e9tico, embora parte dela esteja na regi\u00e3o vis\u00edvel.\u00a0Engenharia T\u00e9rmica<\/div>\n<\/div>\n
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Radia\u00e7\u00e3o T\u00e9rmica – Calor Radiante<\/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

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

A<\/strong>\u00a0taxa de\u00a0transfer\u00eancia de calor por radia\u00e7\u00e3o<\/strong>\u00a0, q [W \/ m\u00a02<\/sup>\u00a0], de um corpo (por exemplo, um corpo preto) para seus arredores \u00e9 proporcional \u00e0\u00a0quarta pot\u00eancia<\/strong>\u00a0da\u00a0temperatura absoluta<\/a>\u00a0e pode ser expressa pela seguinte equa\u00e7\u00e3o:<\/p>\n

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

onde\u00a0\u03c3<\/strong>\u00a0\u00e9 uma constante f\u00edsica fundamental chamada constante de\u00a0Stefan-Boltzmann<\/strong>\u00a0, que \u00e9 igual a\u00a05.6697 \u00d7 10\u00a0<\/strong>-8<\/sup><\/strong>\u00a0W \/ m\u00a0<\/strong>2<\/sup><\/strong>\u00a0K\u00a0<\/strong>4<\/sup><\/strong>\u00a0.\u00a0A\u00a0constante Stefan-Boltzmann recebeu o<\/strong>\u00a0nome de Josef Stefan (que descobriu a\u00a0lei de Stefan-Boltzman<\/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\u00a0em temperaturas muito altas<\/strong>\u00a0e\u00a0no v\u00e1cuo<\/strong> .<\/p>\n<\/div>\n<\/div>\n

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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

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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>\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>\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<\/span><\/a>\u00a0=\u00a0<\/span>absor\u00e7\u00e3o \u03b1<\/span><\/a><\/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

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Espectro – Radia\u00e7\u00e3o T\u00e9rmica<\/span><\/h2>\n

A\u00a0<\/span>lei de Stefan-Boltzmann<\/span><\/a>\u00a0determina a pot\u00eancia emissiva total do corpo negro, E\u00a0<\/span>b<\/span><\/sub>\u00a0, que \u00e9 a soma da radia\u00e7\u00e3o emitida em todos os comprimentos de onda.\u00a0A lei de Planck descreve o\u00a0<\/span>espectro da radia\u00e7\u00e3o do corpo negro<\/span><\/strong>\u00a0, que depende apenas da temperatura do objeto e relaciona a pot\u00eancia emissiva do corpo negro espectral, E\u00a0<\/span>b\u03bb<\/span><\/sub>\u00a0.\u00a0Esta lei recebeu o nome de um f\u00edsico te\u00f3rico alem\u00e3o Max Planck, que a prop\u00f4s em 1900.\u00a0<\/span>A lei de Planck<\/span><\/b><\/a>\u00a0\u00e9 um resultado pioneiro da f\u00edsica moderna e da teoria qu\u00e2ntica.\u00a0<\/span>A hip\u00f3tese de Planck de<\/span><\/strong>\u00a0que a energia \u00e9 irradiada e absorvida em\u00a0<\/span>“quanta” discretos<\/span><\/strong>\u00a0(ou pacotes de energia) correspondia precisamente aos padr\u00f5es observados de radia\u00e7\u00e3o do corpo negro e resolveu o problema.<\/span>cat\u00e1strofe ultravioleta<\/span><\/strong><\/a>\u00a0.<\/span><\/p>\n

Usando esta hip\u00f3tese, Planck mostrou que a radia\u00e7\u00e3o espectral de um corpo para a frequ\u00eancia \u03bd na temperatura absoluta T \u00e9 dada por:<\/span><\/p>\n

\"lei<\/a>Onde<\/span><\/p>\n