Baixe o app para aproveitar ainda mais
Prévia do material em texto
UNIVERSIDADE FEDERAL DO RIO GRANDE DO NORTE CENTRO DE TECNOLOGIA DEPARTAMENTO DE ENGENHARIA CIVIL DISCIPLINA: Fenômenos de transporte Introdução à radiação Docente: M. sc. Maxwell Ferreira Lobato e-mail: wellobato@hotmail.com M. Lobato Introdução A radiação térmica é a energia radiante emitida pelos corpos em virtude das suas temperaturas. Todos os corpos, a uma temperatura acima do zero absoluto, emitem radiação térmica. Considere um sólido que se encontra inicialmente a uma temperatura mais elevada, Tsup , do que a vizinhança, Tviz, mas ao redor do qual há vácuo. M. Lobato Radiação da vizinhança Emissão de radiação pela superfície Vácuo Tviz Vizinhança A presença do vácuo impede a perda de calor a partir da superfície do sólido por condução ou convecção • O mecanismo da emissão está relacionado à energia liberada como resultado de oscilações ou transições dos muitos elétrons que constituem a matéria. A RADIAÇÃO PODE SER CONSIDERADA UM FENÔMENO SUPERFICIAL M. Lobato Atribui-se à radiação as propriedades típicas de uma onda, de acordo com a equação abaixo: Onde é o comprimento de onda ν é a frequência c é a velocidade da luz no meio (2,998 x 108m/s no vácuo) O espectro eletromagnético completo está delineado abaixo M. Lobato • A radiação emitida por uma superfície se propaga em todas as direções possíveis e a radiação que incide sobre essa superfície pode vir de diferentes direções. • Além disso, a maneira pela qual a superfície responde a essa radiação depende da direção. M. Lobato Intensidade da radiação • Considere a emissão em uma direção particular a partir de um elemento com área dA1, conforme figura: • Essa direção pode ser especificada em termos dos ângulos θ e ø, respectivamente, em um sistema de coordenadas esféricas. M. Lobato dAn • De acordo dom a figura abaixo, vemos a diferença entre um ângulo plano diferencial d e um ângulo sólido diferencial, dω. Onde : dl é o comprimento de arco dAn é um elemento de área diferencial M. Lobato Obs: d = (rad) e dω= (sr) • Voltando a figura 1: • A intensidade espectral pode ser definida como sendo a taxa de emissão que sai de dA1 e passa por dAn. Em outras palavras: Intensidade espectral é definida formalmente como a taxa de energia radiante , emitida por quantidade de área da superfície emissora normal a essa direção, por unidade de ângulo sólido no entorno dessa direção. M. Lobato dAn Importante !! • A área utilizada para definir a intensidade é o componente dA1 normal a direção da radiação. M. Lobato θ dA1 dA2 Importante !! • A área utilizada para definir a intensidade é o componente dA1 normal a direção da radiação. Cos θ = dA2/dA1 dA2=dA1 cos θ M. Lobato θ dA1 dA2 Finalmente, a intensidade pode ser expressa por: Onde (dq/d) = dq Rearranjando a equação acima, obtemos: O fluxo térmico total associado à emissão em todas as direções e em todos os comprimentos de onda é: M. Lobato Relação com a emissão O poder emissivo total hemisférico, E (W/m2), é definido pela equação: No caso em que a radiação emitida é independente da direção, temos o emissor difuso. Essa emissão pode ser calculada por: Ie = intensidade total da radiação emitida M. Lobato Relação com a irradiação A intensidade da radiação incidente pode ser relacionada com um fluxo radiante importante, conhecido por irradiação, que engloba a radiação incidente a partir de todas as direções. Se a radiação incidente for difusa, temos: Ii = intensidade total da radiação incidente M. Lobato Exercícios M. Lobato Radiação de Corpo Negro Superfície ideal com as seguintes propriedades: – Absorve toda radiação incidente, independentemente do seu comprimento de onda; – Para uma dada T e , nenhuma superfície pode emitir mais energia que um corpo negro; – É um emissor difuso; M. Lobato Cavidade A distribuição de Planck • Como o Corpo Negro é um emissor difuso, segue-se que: M. Lobato Considerações da distribuição de Planck • A radiação varia continuamente com o comprimento de onda; • Em qualquer comprimento de onda, a magnitude da radiação emitida aumenta com o aumento da temperatura; • A região espectral na qual a radiação está concentrada depende da temperatura; • Uma fração significativa da radiação emitida pelo sol, que pode ser aproximado por um corpo negro a 5800 K, encontra-se na região visível do espectro. M. Lobato ‘ M. Lobato A Lei do Deslocamento de Wien A distribuição espectral do poder emissivo de um corpo negro possui um máximo que é dependente da temperatura: OBS: O poder emissivo espectral máximo é deslocado para comprimentos de onda menores M. Lobato A Lei de Stefan-Boltzmann Permite calcular a quantidade de radiação emitida em todas as direções e ao longo de todos os comprimentos de onda apenas sendo conhecido a temperatura do corpo negro M. Lobato Relação entre potência emissiva monocromática e potência emissiva máxima de um corpo negro M. Lobato Exercícios M. Lobato Fim da aula M. Lobato
Compartilhar