黑体波谱

在热力学中，黑体（英语：Black body），旧称绝对黑体，是一个理想化的物体，它能够吸收外来的全部电磁辐射，并且不会有任何的反射与透射。随着温度上升，黑体所辐射出来的电磁波与光线则称做黑体辐射。这个名词在1862年由古斯塔夫·基尔霍夫所提出并引入热力学内。黑体对于任何波长的电磁波的吸收系数为1，透射系数为0。但黑体未必是黑色的，即使不反射任何的电磁波，它也可以放出电磁波，而这些电磁波的波长和能量则全取决于黑体的温度，不因其他因素而改变。对于人的视觉而言，黑体在700K以下时看起来是黑色的，这是由于在700K之下的黑体所放出来的辐射能量很小且辐射波长在可见光范围之外。若黑体的温度高过上述的温度的话，黑体则不会再是黑色的了，它会开始变成红色，并且随着温度的升高，而分别有橘色、黄色、白色等颜色出现，即黑体吸收和放出电磁波的过程遵循了光谱，其轨迹为普朗克轨迹（或称为黑体轨迹）。黑体辐射实际上是黑体的热辐射。在黑体的光谱中，由于高温引起高频率即短波长，因此较高温度的黑体靠近光谱结尾的蓝色区域而较低温度的黑体靠近红色区域。在室温下，黑体放出的基本为红外线，但当温度涨幅超过了百度之后，黑体开始放出可见光，根据温度的升高过程，分别变为红色，橙色，黄色，白色和蓝色。当黑体变为白色的时候，它同时会放出大量的紫外线。黑体单位表面积的辐射通量 P {displaystyle P} 与其温度的四次方成正比，即：式中 σ {displaystyle sigma } 称为斯特藩-玻尔兹曼常数，又称为斯特藩常数。黑体的放射过程引发物理学家对量子场内的热平衡状态的兴趣。在经典物理中，所有热平衡的傅里叶模型都遵循能量均分定理。当物理学家使用经典物理解释黑体时，不可避免的发生了紫外灾变，即用于计算黑体辐射强度的瑞利-金斯定律在辐射频率趋向于无穷大时计算结果也趋向于无穷大。由于黑体可以用于检验热平衡的性质，因为它放出的辐射遵循热力学散射，历史上对黑体的研究成为了量子物理开始的契机。在实验室内，研究者们可以模拟最靠近黑体的设备是大型空腔表面所开的一个小洞。只要有光线射向这个小洞，光线便会在空腔内反射或者被空腔内的墙壁所吸收，而只剩下微乎极微的光线可以再由洞口射出，亦即入射的光线几乎都被吸收了，而没有反射。如此，这个小洞就有如一个黑体一般，而且当空腔开始加热以后，小洞发出来的辐射所形成的光谱将会以量子化计算且和空腔材质无关。依据基尔霍夫热辐射定律，光谱的图形只和空腔的温度有关，而和其他因素没有关系。通常，可以用一个开有小孔的腔体模拟黑体。射入小孔的电磁波经过多次反射后也难以射出，可以认为电磁波被完全吸收。因此这个小孔就成为一个黑体。但对于波长大于小孔直径的电磁波，将有部分被反射，因此对于这部分电磁波而言，小孔并不是黑体。