복사 Ⅰ 물체표면의 색과 복사 , 복사 Ⅱ 거리변화에 따른 ENERGY차이

소개글

복사 Ⅰ 물체표면의 색과 복사 , 복사 Ⅱ 거리변화에 따른 ENERGY차이에 대한 보고서 자료입니다.

목차

실험1. 복사 Ⅰ 물체표면의 색과 복사
1. 실험보고서 - 복사 Ⅰ 물체표면의 색과 복사
2. 실험 관련 단원
3. 질문
4. 관련 자연 현상
5. 관련자료
6. 참고문헌 및 사이트

실험2. 복사 Ⅱ 거리변화에 따른 ENERGY차이
1. 실험
2. 실험 관련 단원
3. 질문
4. 관련자료
5. 참고문헌 및 사이트

본문내용

이 가장 높이 올라가나?
( 처음에는 가까운 깡통부터 온도가 빠르게 상승하나 결국에는 모두 동일한 온도를
나타낸다.)
○ 왜 이런 결과가 생길까?
( 복사평형을 이루게 되어서 )
○ 각 깡통이 어느 온도 이상은 오르지 않는다. 이유는?
( 물체는 에너지 차이에 의하여 높은 에너지를 지닌 물체로부터 에너지를 받다가 어느
적정 온도에서는 주고 방출하는 에너지의 양이 균일해져 복사평형을 이루기 때문이다.)
○ 태양-지구 거리의 5배 되는 곳에 있는 행성은 지구에 비해 얼마나 많은 에너지를 받을
까?
( 지구의 표면 온도가 태양으로부터 오는 복사에너지에 비례 한다고 가정하면 태양과
의 거리의 제곱의 반비례 한다. 따라서 그 행성은 지구가 받는 에너지의 1/25만큼을 받
게 된다.
4. 관련자료
(1) 태양광 : 스펙트럼으로 이루어지며 에너지의 원천이다.
(2) 파장에 따른 에너지 분포
- 파장 : 전자기파나 음파 등 파동에서 파동의 마루에서 다음 마루까지, 또는 파동의 골에서 다음 골까지의 거리를 말한다. 파동의 장에서 같은 시각에 같은 상태를 나타내는 많은 점 중에서 서로 이웃한 것의 거리이다. 결의 산과 산, 또는 골과 골의 거리는 한 파장에 해당한다.
(3) 태양복사에너지 : 단파 복사(가시광선), 최대 에너지 파장 0.5 μｍ
가. 태양 복사에너지의 성질
- 태양 복사 스펙트럼: γ선, Ｘ선, 자외선, 가시광선, 적외선, 전파 등으로 구성된
전자기파
- 세기: 0.4∼0.7μｍ 범위의 가시광선 영역이 가장 강하다.
나. 태양상수(I)
- 태양 상수: 대기권 밖에서 태양에 수직인 면 1cm2가 1분간 받는 에너지
2 cal/cm2min ＝ Ｉ
♣ 지구 평균 태양 상수: 0.5 cal/cm2min
다. 지구가 받는 총 에너지: πR2·I=2πR2 (단, R은 지구 반경)
라. 지구가 받는 평균 복사에너지: = 0.5cal/cm2min
마. 태양이 1분 동안 방출하는 에너지
4πr2·I=8πr2·I (단, r은 지구-태양간의 평균거리)
◇ 태양 복사 에너지의 이용
ㄱ. 위치 에너지로 전환 : 물 → 수증기로 상승
ㄴ. 화학 에너지로 전환(광합성) : 6CO2 + 12H2O → C6H12O6 + 6H2O + 6O2
ㄷ. 그 외의 에너지로 전환 : 석탄이나 석유 또는 수력 발전 태양열 발전, 태양 전지
ㄹ. 태양 에너지의 이용 : 태양열 주택, 태양열 발전소, 태양 전지 등
(4) 태양스펙트럼
태양의 빛을 분광기(分光器)를 통해 보았을 때 생기는 빛깔의 띠로써 슬릿과 프리즘을 통해 얻어지는 태양의 스펙트럼은 빨강에서 보라에 이르는 연속스펙트럼으로 이것은 광구(光球) 표면에서 나오는 열복사(熱輻射)이다. 이 연속스펙트럼을 배경으로 무수히 많은 암선(暗線)이 보이는데, 이것은 태양 및 지구의 대기흡수에 의해 생긴 것이다. 지구 대기의 흡수선은 태양스펙트럼에 속하지 않는다. 이 암선을 J.프라운호퍼가 발견하여 프라운호퍼선이라고 한다.
태양 대기에 의한 흡수 중에는 이온화된 칼슘에 의한 H선 및 K선이 가장 강하고, 그 밖에 수소 ·마그네슘 ·나트륨 D선 등이 있다. H선 ·K선 ·D선의 H,K,D 등의 명칭도 프라운호퍼가 최초로 붙인 것이다. 이 암선의 수는 가시광선 영역의 빛만으로도 약 2만 선에 달하는데, 원자 ·분자는 각각 특유한 스펙트럼선군(線群)을 흡수하므로 이의 분석에 의해 태양 대기 중에 얼마나 많은 종류의 원자가 어떠한 상태로 존재하는가를 동정(同定)할 수 있다. 이 방법으로 지구상에서 알려져 있는 원소 중 약 70개가 확인되었다.
또한 그 세기에 의해 각 원소의 양의 비(比)도 결정되었다. 또한 이 스펙트럼으로부터 태양 표면의 온도 ·밀도 ·압력 및 깊이에 대해서 이들 값이 어떻게 변하는가도 구할 수 있다. 흡수선에서 일어나는 제만효과로 자기장(磁氣場)의 세기나 방향을 알 수 있고, 도플러효과에 의한 파장의 변화로부터 태양가스의 운동 상황도 쉽게 측정할 수 있다. 또 매우 어두운 흡수선의 중심만으로 태양을 관측하는 방법(분광태양사진기)으로 일반적인 망원경으로는 보이지 않는 광구 상층에 있는 채층(彩層) ·홍염(紅焰) ·플레어(flare:채층폭발현상) 등의 관측도 가능하며, 태양 연구에도 중요한 역할을 한다.
(5) 흑체복사 : 모든 물체는 열을 흡수하기도 하고, 온도에 알맞은 파장으로 방출하기도 한다. 책상에서도 자기 온도에 알맞은 에너지를 내고 있지만 파장이 너무 긴 전파 수준이라 눈으로 볼 수 없을 뿐이다. 태양은 고온의 물체라서 우리 눈에 보이는 가시광선을 많이 내므로 눈부신 햇살을 볼 수 있다.
(6) 지구복사에너지(: 장파 복사(적외선), 최대 에너지 파장 10 μｍ) 규칙 - 3가지
가. 빈의 변위법칙 : 표면온도가 높아지면 최대 파장은 그에 반비례하여 짧아진다.
물체의 에너지는 파장이 짧을수록 크다. 따라서 표면온도가 높아질수록 점점 파장이
짧은 복사 파들이 더 강하게 방출된다. 그 물체에서 나오는 수많은 파장들 중에서 가장
많은 양의 에너지가 방출되는 파장(최대 파장)은 표면온도와 반비례한다.

나. 슈테판-볼츠만의 법칙 : 표면온도의 4제곱씩 에너지를 방출한다.
뜨거운 물체일수록 단위면적당 많은 에너지를 내게 되는데 이때 나오는 에너지는 그
물체 표면온도의 4제곱에 비례한다.
이 법칙에 의하면 온도 T인 흑체의 단위면적에서 단위시간에 방출되는 복사에너지는
s=aT4
(a(슈테판-볼츠만 상수)=2π6/15c2h3 =5.669×16-5 erg/cm2 ·s ·deg4, c는 광속,h는 플랑크상수, k는 볼츠만상수).
다. 플랑크 곡선 : 흑체가 방출하는 에너지의 세기를 파장에 따라 나타낸 곡선으로 흑체의 온도가 높을수록 최대에너지를 방출하는 파장이 짧아진다는 사실(빈의 변위법칙)을 보여주며, 곡선의 면적(방출하는 에너지)은 온도가 높아질수록 커지는 것으로 흑체가 단위시간동안에 단위면적이 방출하는 에너지는 표면온도의 4제곱에 비례한다(슈테판-볼츠만의 법칙)는 사실을 보여준다.

5. 참고문헌 및 사이트
「두산세계대백과」
http://myhome.hanafos.com/~wsc589/textstd/common/1-1-2.htm

키워드

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