Тепловое излучение Конспект лекции Елисеев В А

Тепловое излучение Конспект лекции Елисеев В. А.

План лекции: 1. 2. 3. 4. 5. 6. 7. 8. 9. 10. 11. 12. 13. 14. Проблемы излучения абсолютно черного тела. Начало квантовой механики Тепловое излучение. Равновесный характер теплового излучения. Спектр излучения абсолютно черного тела. Характеристики теплового излучения. Закон Кирхгофа. Закон Стефана-Больцмана. Законы Вина. Формула Рэлея-Джинса. Квантовая гипотеза Планка. Вывод закона Стефана-Больцмана из формулы Планка. Вывод закона смещения Вина из Формулы Планка. Оптическая пирометрия.

Начало квантовой механики При рассмотрении проблемы электромагнитного излучения твердых тел классическая физика столкнулась с непреодолимыми трудностями. Данные теоретических расчетов существенно не совпадали с экспериментальными данными в области коротковолнового диапазона излучения. В 1900 г. Макс Планк выдвинул принципиально новую физическую гипотезу о дискретности энергии теплового излучения и наличии ее минимальной порции – кванта энергии излучения. Эта гипотеза позволила Планку описать равновесное тепловое излучение во всех диапазонах длин волн. Развивая гипотезу о квантах, Альберт Эйнштейн выдвинул корпускулярную теорию излучения, в которой электромагнитное излучение представлялось как поток частиц, названных фотонами. Фотонная теория излучения смогла объяснить явления квантовой оптики. В дальнейшем идея корпускулярно-волнового дуализма была обобщена на все материальные объекты в природе, что привело к созданию квантовой физики. В создании квантовой теории важную роль сыграло решение проблемы теплового излучения.

Тепловое излучение или лучеиспускание — это передача энергии от одних тел к другим в виде электромагнитных волн за счёт их энергии. Тепловое излучение является одним из трёх элементарных видов переноса тепловой энергии (помимо теплопроводности и конвекции). Отличительной особенностью лучистого теплообмена является то, что он может осуществляться между телами, находящимися не только в какой-либо среде, но и вакууме. Тепловое излучение тел является самым распространенным в природе. Оно совершается за счет энергии теплового движения атомов и молекул вещества (за счет внутренней энергии тела) и свойственно всем телам при температуре выше 0 К. Примером теплового излучения является свет от лампы накаливания.

Равновесность теплового излучения Предположим, что нагретые (излучающие) тела помещены в полость, ограниченную идеально отражающей оболочкой. С течением времени, в результате непрерывного обмена энергией между телами и излучением, наступит равновесие, т. е. каждое тело в единицу времени будет поглощать столько же энергии, сколько и излучать. Допустим, что равновесие между некоторым телом и излучением по какой-либо причине нарушено и тело излучает энергии больше, чем поглощает. Если в единицу времени тело больше излучает, чем поглощает (или наоборот), то температура тела начнет понижаться (или повышаться). В результате будет ослабляться (или возрастать) количество излучаемой телом энергии, пока, наконец, не установится равновесие. Следовательно, температуры тел выровняются, а распределение энергии между телами и излучением не будет меняться со временем. Такое равновесное состояние системы устойчиво, т. е. после всякого нарушения его, состояние равновесия восстанавливается. Все другие виды излучения неравновесны.

Основные свойства теплового излучения • Тепловое излучение происходит по всему спектру длин волн излучения от нуля до бесконечности. • Интенсивность теплового излучения неравномерна по частотам и имеет явно выраженный максимум при определенной длине волны. • C ростом температуры общая интенсивность теплового излучения возрастает, а максимум излучения смещается в сторону меньших длин волн (больших частот). • Тепловое излучение характерно для тел независимо от их агрегатного состояния. • Равновесный характер теплового излучения означает, что количество поглощаемой телом энергии равно количеству испускаемой энергии.

Характеристики теплового излучения Энергетическая светимость тела R(T) равна энергии, излучаемой телом в единицу времени с единицы площади поверхности по всем направлениям и по всему спектру частот. R(T) = d. W / (dt. d. S) ; Спектральная плотность энергетической светимости (излучательная способность) характеризует распределение энергии излучения по всему спектру частот. Она равна энергии, излучаемой телом в единицу времени с единицы площади поверхности по всем направлениям в единичном диапазоне частот ε(n, Т) или в единичном диапазоне длин волн ε(l, Т). ε(n, Т) = d. W(n, Т) / (dt. d. S. dn) или ε(l, Т) = d. W(l, Т) / (dt. d. S. dl) Поглощательная способность тела А(n, Т) – показывает какая часть энергии электромагнитного излучения, падающего на тело d. Wпад , поглощается телом d. W′погл в единичном диапазоне частот вблизи определенной частоты n. А(n, Т) = d. W′(n, Т) / d. W(n, Т) Отражательная способность тела В(n, Т) – показывает какая часть энергии электромагнитного излучения, падающего на тело d. Wпад , отражается телом d. W″отр в единичном диапазоне частот вблизи определенной частоты n. B(n, Т) = d. W″(n, Т) / d. W(n, Т)

Абсолютно черное тело Абсолютно чёрное тело — физическая идеализация, применяемая в термодинамике, это тело, поглощающее всё падающее на него электромагнитное излучение во всех диапазонах и ничего не отражающее. Несмотря на название, абсолютно чёрное тело само может испускать электромагнитное излучение любой частоты и визуально иметь цвет. Спектр излучения абсолютно чёрного тела определяется только его температурой. Его поглощательная способность для всех длин волн при любых температурах равна единице. Важность абсолютно чёрного тела состоит в том, что вопрос о спектре равновесного теплового излучения любых тел и коэффициента их отражения сводится методами классической термодинамики к вопросу об излучении абсолютно чёрного тела. Абсолютно черных тел в природе нет. Тела, называемые черными, поглощают хорошо только излучение видимой области спектра, да и это излучение поглощают не полностью. Так, например, черная бумага, в которую заворачивают фотопластинки, поглощает только 95% падающего света. Сажа, лучше всего поглощающая лучи видимого света (98%), хуже поглощает инфракрасное излучение. черный кот черный бархат Хорошей моделью абсолютно черного тела является полое тело с небольшим отверстием на поверхности. Луч, вошедший внутрь полости, не выходит наружу.

Спектр излучения абсолютно черного тела 1. Спектр излучения абсолютно черного тела имеет сплошной характер, т. е. в спектре этого излучения представлен непрерывный ряд длин волн. 2. Существует отчетливо выраженный максимум излучательной способности ε(l, Т) , который с повышением температуры смещается в сторону более коротких волн. 3. Излучательная способность абсолютно черного тела уменьшается в сторону коротких волн значительно более резко, чем в сторону длинных волн.

Закон Кирхгофа Пусть внутри замкнутой полости, температура стенок которой поддерживается постоянной, находятся несколько тел. Обмен энергией между телами и стенками полости осуществляется только за счет теплового излучения. Если первоначально температуры тел различались, то по истечении некоторого времени в полости установится тепловое равновесие. Обозначения : w(n, Т) – спектральная плотность теплового излучения внутри полости, т. е количество энергии падающей на единицу поверхности каждого тела за единицу времени в единичном диапазоне частот. e 1(n, Т) , e 2(n, Т) , и e 3(n, Т) – излучательные способности тел, т. е. количество энергии, испускаемой с единицы поверхности каждого тела за единицу времени в единичном диапазоне частот. А 1(n, Т) , А 2(n, Т) и А 3(n, Т) - поглощательные способности тел, характеризуют - какая часть падающей на тело энергии им поглощается. У абсолютного черного тела она равна 1. Если абсолютно черное тело находится в тепловом равновесии с излучением полости, то его излучательная способность e(n, Т) также равна w(n, Т). Каждое из тел будет поглощать столько же энергии сколько и излучать. Приравнивая, например, для первого тела излучаемую и поглощаемую энергии, получаем: ∫∫∫А 1(n, Т). w(n, Т). dt. d. S. dn = ∫∫∫ε 1(n, Т). dt. d. S. dn. Отношение излучательной способности этого тела к его поглощательной способности равно e 1(n, Т) / А 1(n, Т) = w(n, Т) = e(n, Т) , где e(n, Т) есть излучательная способность абсолютно черного тела, которая одинакова для всех тел в данной полости. Таким образом, для всех тел, независимо от их природы, отношение излучательной способности ε(n, Т) к поглощательной способности А(n, Т) при той же температуре и для тех же длин волн есть некоторая универсальная функция, зависящая от длины волны и температуры (универсальная функция Кирхгофа). излучения

Закон Стефана - Больцмана После установления закона Кирхгофа стало очевидным, что первоочередная задача теории теплового излучения состоит в нахождении функции Кирхгофа, т. е. в выяснении вида зависимости излучательной способности абсолютно черного тела ε(ν, Т) от его температуры и длины волны. Поскольку излучательная способность абсолютно черного тела является универсальной функцией λ и Т, то спектральный состав и энергия излучения абсолютно черного тела не зависит от природы тела. Сначала удалось решить более простую задачу – найти зависимость интегральной излучательной способности R(Т) абсолютно черного тела от его температуры. И. Стефан (в 1879 г. ) и Л. Больцман (в 1884 г. ), применив к исследованию равновесного теплового излучения термодинамический метод, теоретически показали, что внутри замкнутой полости интегральная излучательная способность абсолютно черного тела R(Т) пропорциональна четвертой интегральная излучательная способность абсолютно черного тела степени его абсолютной температуры: R(Т) = σ·T 4 . Коэффициент пропорциональности σ называется постоянной Стефана-Больцмана. В результате многочисленных экспериментов найдено, что σ = 5, 672· 10 -8 Вт·м-2·К-4. Закон Стефана-Больцмана указывает на чрезвычайно быстрый рост мощности излучения абсолютно черного тела с возрастанием температуры. Например, при повышении температуры с 800 К до 2400 К (т. е. с 527 о. С до 2127 о. С) излучение абсолютно черного тела возрастает в 81 раз. К другим (не абсолютно черным) телам закон Стефана-Больцмана не может быть применен, так как эксперименты показывают, что для таких тел с изменением температуры изменяется как коэффициент σ, так и показатель степени при Т.

Закон смещения Вина Опираясь на законы классический термодинамики и электродинамики В. Вин в 1893 г. определил характер зависимости излучательной способности абсолютно черного тела от частоты излучения и температуры тела. Излучательная способность абсолютно черного тела пропорциональна кубу частоты и является некоторой функцией отношения ν/Т : ε(ν, Т) = α. ν³. f(ν/T) , где - постоянная, а f – некоторая функция , вид которой был неизвестен. Формула Вина имеет сейчас лишь историческую ценность. Но Вин нашел зависимость от температуры длины волны, соответствующей максимальному значению излучательной способности абсолютно черного тела ε(l, Т). Пусть в некотором интервале частот dν (он может быть определен также и интервалом длин волн dλ) тело излучает энергию d. W , которую можно определить как ε(ν, Т). dν или ε(λ, Т). dλ. Приравнивая эти величины ε(ν, Т). dν = ε(λ, Т). dλ , получаем ε(λ, Т) = ε(ν, Т). dν/dλ. Таким образом, зная распределение энергии излучения по частоте ε(ν, Т), можно найти распределение энергии излучения по длинам волн ε(λ, Т). Если ν = с/λ , то dν/dλ = - с/λ². Знак минус показывает только, что с увеличением частоты длина волны уменьшается. Поэтому ε(λ, Т) = ε(ν, Т). dν/dλ = ε(ν, Т). с/λ². Подставляя это соотношение в закон Вина, получаем также распределение излучения по длинам волн: ε(λ, Т) = α. с/λ². с³/λ³. f(с/λT) = α. с4. λ-5. f(с/λT). Чтобы найти значение λmax , при котором спектральная плотность энергетической светимости тела максимальна, приравняем нулю производную по λ выражения ε(λ, Т). ε′(λ, Т) = {α. с4. λ-5 max. f(с/λmax. T)}′ = - 5α. c 4. λ-6 max. f(с/λmax. T) + α. с4. λ-5 max. f′(с/maxλT). (- с/Tλ²max) = 0 ; Упрощая, получаем дифференциальное уравнение первого порядка : 5. f(с/λmax. T) + с/Tλмах. f′(с/λmax. T) = 0. Решением его является постоянная: Const = с/Tλmax , где с/Const = b = 2, 9. 10 -3 м. К. Выражение λmax = b/T называют законом смещения Вина : длина волны, соответствующая максимуму спектральной плотности излучения, обратно пропорциональна абсолютной температуре тела Следовательно, при понижении температуры тела максимум его энергии излучения смещается в область больших длин волн (в сторону красных и инфракрасных), т. е. в спектре излучения начинают преобладать длинноволновое излучение

Формула Рэлея - Джинса Рэлей в отличие от своих предшественников применил методы статистической физики к явлениям теплового излучения. Равновесное электромагнитное излучение в замкнутой полости при постоянной температуре стенок рассматривалось им как система стоячих электромагнитных волн разных частот, распространяющихся во всевозможных направлениях. Именно стоячие волны при взаимодействии с телом приносят столько же энергии, сколько и уносят. Частоты образовавшихся стоячих волн должны удовлетворять тем же условиям, что и частоты стоячих упругих волн в стержне. При колебаниях в стержне на его длине укладывается вполне определенное дискретное число длин волн. Число собственных частот излучения в интервале от ν до ν+dν пропорционально квадрату частоты, ширине интервала и объёму полости. Пользуясь законом равномерного распределения энергии по степеням свободы, Рэлей получил выражение для излучательной способности абсолютно черного тела: ε(ν, Т) ~ ν 2 k. T. Используя идею Рэлея, Джинс провел точные вычисления и, определив коэффициенты пропорциональности, получил: ε(ν, Т) = 2 pν 2 c-3 k. T. Эта формула носит название закона Рэлея – Джинса. Как показал опыт, формула Рэлея – Джинса согласуется с экспериментом только в области достаточно малых частот и больших температур. Кроме того, попытка получить закон Стефана – Больцмана из формулы Рэлея – Джинса приводит к абсурду (образно названным П. Эренфестом «ультрафиолетовой катастрофой» ). Равенство интегральной излучательной способности бесконечной величине означает, что равновесие между телом и его излучением может установиться только при абсолютном нуле, что противоречит опытным данным. Тем не менее закон излучения Рэлея — Джинса справедлив для длинноволновой области спектра и адекватно описывает характер излучения. Объяснить факт такого соответствия можно лишь при использовании квантово-механического подхода, согласно которому излучение происходит дискретно.

Формула Планка Макс Планк пришел к выводу, что процессы излучения и поглощения электромагнитной энергии нагретым телом происходят не непрерывно, как это принимала классическая физика, а конечными порциями – квантами. Квант – это минимальная порция энергии, излучаемой или поглощаемой телом. По теории Планка, энергия кванта E прямо пропорциональна частоте света n : , где h – постоянная Планка. h = 6, 626· 10– 34 Дж·с. На основе гипотезы о дискретном характере процессов излучения и поглощения телами электромагнитного излучения Планк получил формулу для спектральной светимости абсолютно черного тела. Здесь c – скорость света, h – постоянная Планка, k – постоянная Больцмана, T – абсолютная температура. Теоретически вывод этой формулы Макс Планк представил 14 декабря 1900 г. на заседании Немецкого физического общества. Этот день стал датой рождения квантовой физики. Формула Планка хорошо описывает спектральное распределение излучения черного тела при любых частотах. Из формулы Планка можно вывести законы Стефана–Больцмана и Вина. При hν << k. T формула Планка переходит в формулу Релея–Джинса. Таким образом, формула Планка не только хорошо согласуется с экспериментальными данными, но и содержит в себе частные законы теплового излучения. Следовательно, формула Планка является полным решением основной задачи теплового излучения, поставленной Кирхгофом. Её решение стало возможным лишь благодаря революционной квантовой гипотезе Планка.

Вывод закона Стефана - Больцмана из формулы Планка Закон Стефана-Больцмана получается из формулы Планка как частный случай. Действительно, интегрируя формулу М. Планка для спектральной плотности энергетической светимости абсолютно четного тела, получаем : Обозначив произведение всех постоянных множителей , получим R = σ·T 4, что соответствует закону Стефана-Больцмана. Расчет σ по этой формуле дает результат, совпадающий с эмпирическим значением постоянной Стефана-Больцмана.

Вывод закона смещения Вина из формулы Планка Преобразуем формулу Планка в зависимость ε(l, Т). Учитывая, что n = c/l и ε(l, Т). dl = ε(n, Т). dn , получаем ε(l, Т) = ε(n, Т). dn/dl = ε(n, Т). с/l². (без учета знака) Тогда ε(l, Т) Найдем максимум функции ε(l, Т) , для этого её производную по l приравняем к нулю. (выделим только числитель дроби) Обозначая = x , получаем уравнение : x. ex – 5. ex + 5 = 0 , численное решение которого дает х = 4, 965 или = 4, 965 , отсюда Tλmax = hc/4, 965. k = b. Окончательно получаем : lmax = b/T , где b = hc/4, 965. k = 2, 9. 10 -3 м. К.

Применение законов излучения Основываясь на законах излучения, мы можем определять температуру раскаленных тел, которые по своим характеристикам близки к черным телам. Приборы для измерения температуры нагретых тел по интенсивности их теплового излучения в оптическом диапазоне спектра называются пирометрами (от греч. pýr — огонь). В зависимости от того, какой закон теплового излучения используется для измерения температуры различают радиационную, цветовую и яркостную температуры. 1. Радиационная температура – температура черного тела, при которой его энергетическая светимость равна энергетической светимости исследуемого тела. В данном случае регистрируется энергетическая светимость тела и по закону Стефана–Больцмана R = σ·T 4 вычисляется его радиационная температура. Радиационная температура Т тела всегда меньше его истинной температуры. 2. Цветовая температура. Распределение энергии в спектре излучения серого тела такое же, как и в спектре черного тела, имеющего ту же температуру, поэтому для серых тел применим закон смещения Вина lmax = b/T. Зная длину волны lmax, соответствующую максимальной спектральной плотности энергетической светимости исследуемого тела, можно определить его температуру, которая называется цветовой температурой. 3. Яркостная температура – температура черного тела, при которой для определения длины волны его спектральная плотность энергетической светимости равна спектральной плотности энергетической светимости исследуемого тела, т. е. : Измерения проводят, наблюдая эталонное и исследуемое тело в лучах одной длины волны l, например через красный светофильтр. Если яркости ε 1(l, Т) и ε 2(l, Т) светящихся тел совпали, то можно утверждать, что и температуры тел Т 1 и Т 2 одинаковы.

Спасибо за терпение

Густав Роберт Кирхгоф (нем. Gustav Robert Kirchhoff) — один из великих физиков XIX века. Родился 12 марта 1824 года в Кёнигсберге; с 1842 по 1846 г. изучал математику и физику в Кёнигсбергском университете, а в 1847 году уже выступил в качестве приват-доцента в Берлине; в 1850— 1854 гг. , в качестве экстраординарного профессора, читал лекции в Бреславле, затем до 1874 года исполнял должность ординарного профессора в Гейдельберге, откуда в 1875 году перешёл в Берлин; в 1875 году избран членом Берлинской академии наук, с 1862 года состоял членомкорреспондентом Санкт-Петербургской академии наук. Умер в Берлине 17 октября 1887 году. Кирхгоф, будучи прекрасным знатоком математики, обладал в то же время редким умением плодотворно прилагать эти знания к труднейшим вопросам математической физики. Уже первые его работы о распространении электричества по пластинкам (1845— 1847) послужили исходным пунктом для множества работ других учёных. Одновременно Кирхгоф обнародовал ряд замечательных работ по механике, относящихся главным образом к теории деформации, равновесия и движения упругих тел. Наибольшей известностью пользуются работы Кирхгофа над радиацией (излучением); ряд опытных (совместно со знаменитым химиком Бунзеном) и теоретических работ над этим вопросом (1858— 1860) привели к блестящему открытию обращения линий спектра, к объяснению Фраунгоферовых линий и к созданию спектрального анализа. Затем следовал целый ряд работ по термодинамике паров и растворов и по оптике. Последние исследования Кирхгофа касались изменений формы тел под влиянием магнитных и электрических сил (1884 — 1885).

Йозеф Стефан (нем. Joseph Stefan, 24 марта 1835, Санкт-Пёльтен — 7 января 1893, Вена) — австрийский физик и математик. Член Австрийской академии наук (1865). Стефан родился в Санкт-Пёльтене в семье этнических словенцев. Окончил гимназию в Клагенфурте и подумывал о вступлении в орден бенедиктинцев, однако решил заниматься физикой и математикой и поступил в Венский университет, который окончил в 1857. Впоследствии преподавал в университете (с 1863 — профессор кафедры высшей математики и физики), являлся директором Института экспериментальной физики (с 1866), ректором университета (1876 -1877), вицепрезидентом Австрийской академии наук. Имя Стефана носит крупнейший исследовательский институт в Словении. Известен своими работами по различным областям физики — кинетической теории газов, теории теплового излучения, оптике, акустике, электромагнетизму и др. Изучал диффузию и теплопроводность газов, получил коэффициенты теплопроводности многих из них. В 1879 году путём измерения теплоотдачи платиновой проволоки при различных температурах установил пропорциональность излучаемой ею энергии четвертой степени абсолютной температуры. Используя эту закономерность, впервые дал достоверную оценку температуры поверхности Солнца — около 6000 градусов. Теоретическое обоснование этого закона, известного как закон Стефана — Больцмана, было дано в 1884 году учеником Стефана Людвигом Больцманом. В математике известны задача Стефана и обратная задача Стефана с движущейся границей в теории дифференциальных уравнений с частными производными.

Людвиг Больцман Лю двиг Бо льцман (нем. Ludwig Eduard Boltzmann, 20 февраля 1844, Вена, Австрийская империя — 5 сентября 1906, Дуино, Италия) — австрийский физиктеоретик, основатель статистической механики и молекулярно-кинетической теории. Член Австрийской академии наук (1895), член-корреспондент Петербургской академии наук (1899) и ряда других. Больцман родился в Вене в семье акцизного чиновника. Вскоре семья переехала в Вельс, а затем в Линц, где Больцман окончил гимназию. В 1866 он окончил Венский университет, где учился у Й. Стефана и И. Лошмидта, и защитил докторскую диссертацию. В 1867 г. стал приват-доцентом Венского университета и в течение двух лет являлся ассистентом профессора Й. Стефана. Работы Больцмана касаются преимущественно кинетической теории газов, термодинамики и теории излучения, а также некоторых вопросов капиллярных явлений, оптики, математики, механики, теории упругости и т. д. Важное значение имели труды Больцмана по термодинамике излучения. В 1884 он вывел закон для излучательной способности абсолютно черного тела с учётом пропорциональности давления равновесного излучения, предсказанного теорией Максвелла, и плотности его энергии. Этот закон был эмпирически получен Й. Стефаном в 1879 и носит название закона Стефана — Больцмана. Экспериментальные исследования Больцмана посвящены проверке максвелловской теории электромагнетизма, измерению диэлектрических постоянных различных веществ и их связи с показателем преломления, изучению поляризации диэлектриков. На могильном камне Больцмана выбита установленная им формула S = k. lnw , связывающая энтропию термодинамического состояния с числом соответствующих микросостояний. Коэффициент k = 1, 38064. 10− 34 Дж·К− 1 носит название постоянной Больцмана.

Вильгельм Вин Вильгельм Карл Вернер Отто Фриц Франц Вин (нем. Wilhelm Wien; 13 января 1864, Фишхаузен (Приморск) — 30 августа 1928, Мюнхен) — немецкий физик, лауреат Нобелевской премии по физике. Он не был внимательным учеником, предпочитая вместо подготовки домашних заданий бродить по полям, и учился плохо, особенно по математике. Родители взяли его из школы в 1879 г. и воспитывали дома, обучая фермерскому делу, а свои школьные занятия он продолжал с частным учителем. Осенью 1880 г. Вин поступил в гимназию в Кенигсберге. Он не был внимательным учеником, предпочитая вместо подготовки домашних заданий бродить по полям, и учился плохо, особенно по математике. Родители взяли его из школы в 1879 г. и воспитывали дома, обучая фермерскому делу. Осенью 1880 г. Вин поступил в гимназию в Кенигсберге. Неудовлетворенный математическими курсами и не любивший жизнь студенческих корпораций, он оставил Геттинген, проучившись там один семестр, вернулся домой, намереваясь стать фермером, но, поняв, что и эта работа не для него, возобновил занятия математикой и физикой в Берлинском университете осенью 1882 г. под руководством Германа фон Гельмгольца, выдающегося физика, математика и физиолога, Вин получил докторскую степень в 1886 г. Его диссертация была посвящена дифракции света на остром металлическом крае и влиянию абсорбции металла на получаемые цвета. За 30 -летний период Вин выполнил широкий круг научных исследований в различных академических институтах. В 1892 г. он стал лектором Берлинского университета, в 1896 г. занял пост профессора физики в Техническом университете в Ахене. В 1899 г. он был профессором физики в Гессенском университете, а затем, в 1900 г. , стал преемником Вильгельма Рентгена на посту профессора физики Вюрцбургского университета. Исследования Вина охватывают ряд вопросов, включая, в частности, гидродинамику, особенно поведение морских волн и циклонов. В 1896 г. Вин объяснил форму кривой распределения энергии с помощью законов термодинамики и электромагнитной теории, развитой шотландским физиком Джеймсом Клерком Максвеллом. Это объяснение получило известность как закон излучения Вина. Вин был награжден в 1911 г. Нобелевской премией «за открытия в области законов, управляющих тепловым излучением» . В Нобелевской лекции он говорил о значении того, что он назвал «мысленными» экспериментами.

Стретт, Джон Уильям (лорд Рэлей) Джон Уи льям Стретт, третий барон Рэле й, Лорд Рэле й (Рэйли) (англ. John Strutt, 3 rd Baron Rayleigh) (12 ноября, 1842 — 30 июня, 1919) — британский физик и механик, открывший (с Уильямом Рамзаем) газ аргон и получивший за это Нобелевскую премию по физике в 1904 году. Открыл также явление, ныне называемое рассеянием Рэлея и предсказал существование поверхностных волн, которые также называются волнами Рэлея. Член Лондонского королевского общества (1873), его президент в 1905— 1908 гг. В 1861 году он поступил в Тринити-колледж Кембриджского университета, где изучал математику. В 1865 году он получил степень бакалавра. Титул лорда Рэлея Стретт унаследовал в 1873 году после смерти его отца — Джона Стретта, второго барона Рэлея. Основные работы Рэлея по механике и физике относятся к теории колебаний, одним из основоположников которой он является. Приложения данной теории он находил в самых разных областях — в теории упругости, акустике, оптике, электричестве. Рэлей заложил основы теории молекулярного рассеяния света (в частности, ввёл понятие о так называемом рэлеевском рассеянии света). Установив обратную пропорциональность интенсивности рассеянного средой света четвёртой степени длины волны возбуждающего света (закон Рэлея), он объяснил голубой цвет неба. В 1879 г. он создал теорию разрешающей способности оптических приборов. В 1900 году Рэлей закон распределения энергии излучения в спектре абсолютно чёрного тела в зависимости от температуры (Закон Рэлея — Джинса). Эта работа имела большое значение для возникновения теории квантов. Также примерно в это время Рэлей построил теорию локализации человеком направления на источник звука с использованием разности времени прихода звука в правое и левое ухо. В 1894 г. вместе с У. Рамзаем открыл новый химический элемент — аргон и определил его свойства и место в Периодической системе элементов (Нобелевская премия по физике 1904 г. с формулировкой: «за исследование плотности газообразных элементов и открытие в связи с этим аргона» ).

Джеймс Хопвуд Джинс (англ. James Hopwood Jeans, 11 сентября 1877, Лондон, Великобритания — 16 сентября 1946, Доркинг, Великобритания) — британский физик-теоретик, астроном, математик. В 1900 окончил Тринити-колледж Кембриджского университета, затем преподавал там. В 1904 году начал работу в Принстонском университете в США как профессор прикладной математики. C 1906 года — член Лондонского королевского общества, в В 1928 году посвящён в рыцари. Кратер Джинс на Луне и кратер Джинс на Марсе названы в его честь. В 1923— 1944 годах — сотрудник обсерватории Маунт-Вилсон в США, в 1935— 1946 годах — профессор астрономии Королевской ассоциации в Лондоне. Джеймс Джинс сделал важный вклад в нескольких областях физики, включая квантовую теорию, теорию теплового излучения и эволюции звёзд. считается одним из основателей космологии в Великобритании. Его книга «Динамическая теория газов» (1904), посвящённая идее о радиоактивной природе источника звёздной энергии, в течение 20 лет неоднократно переиздавалась. В 1905 году установил закон распределения энергии в длинноволновой части спектра излучения абсолютно чёрного тела (закон излучения Рэлея — Джинса), который связывает плотность энергии излучения абсолютно чёрного тела с температурой источника эмиссии. Его анализ эволюции вращающихся систем позволил опровергнуть теорию Лапласа о формировании Солнечной системы из одиночного газового облака. Он предложил теорию приливного взаимодействия, которая продолжает рассматриваться как один из механизмов развития галактик и звёздных скоплений. В 1929 была опубликована работа о поведении газовых уплотнений под действием сил тяготения, ставшая основой для теории гравитационной неустойчивости (неустойчивость Джинса), объясняющей происхождение структурных элементов Вселенной. Критические величины возникающих под воздействием сил тяготения возмущений в веществе получили названия длина волны Джинса и масса Джинса.

Макс Карл Эрнст Людвиг Планк (нем. Max Karl Ernst Ludwig Planck; 23 апреля 1858, Киль — 4 октября 1947, Гёттинген) — немецкий физиктеоретик, основоположник квантовой физики. Лауреат Нобелевской премии по физике (1918) и других наград, член Прусской академии наук (1894), ряда иностранных научных обществ и академий наук. На протяжении многих лет один из руководителей немецкой науки. Научные труды Планка посвящены термодинамике, теории теплового излучения, квантовой теории, специальной теории относительности, оптике. Он сформулировал второе начало термодинамики в виде принципа возрастания энтропии и использовал его для решения различных задач физической химии. Применив к проблеме равновесного теплового излучения методы электродинамики и термодинамики, Планк получил закон распределения энергии в спектре абсолютно чёрного тела (формула Планка) и обосновал этот закон, введя представление о квантах энергии и кванте действия. Это достижение положило начало развитию квантовой физики, разработкой различных аспектов которой он много занимался в последующие годы ( «вторая теория» Планка, проблема структуры фазового пространства, статистическая механика квантовых систем и так далее). Планк впервые вывел уравнения динамики релятивистской частицы и заложил основы релятивистской термодинамики. Ряд работ Планка посвящён историческим, методологическим и философским аспектам науки.

Альберт Эйнштейн Альбе рт Эйнште йн (нем. Albert Einstein, МФА [ˈalbɐt ˈaɪ nʃtaɪ n] (i)[1]; 14 марта 1879, Ульм, Вюртемберг, Германия — 18 апреля 1955, Принстон, Нью-Джерси, США) — физик-теоретик, один из основателей современной теоретической физики, лауреат Нобелевской премии по физике 1921 года, общественный деятель-гуманист. Жил в Германии (1879— 1893, 1914— 1933), Швейцарии (1893— 1914) и США (1933— 1955). Почётный доктор около 20 ведущих университетов мира, член многих Академий наук, в том числе иностранный почётный член АН СССР (1926). Эйнштейн — автор более 300 научных работ по физике, а также около 150 книг и статей в области истории и философии науки, публицистики и др. Он разработал несколько значительных физических теорий: специальную теорию относительности (1905), закон взаимосвязи массы и энергии, общую теорию относительности (1907— 1916), квантовую теорию фотоэффекта, квантовую теорию теплоёмкости, квантовую статистику Бозе — Эйнштейна, статистическую теорию броуновского движения, теорию индуцированного излучения, теорию рассеяния света на термодинамических флуктуациях в среде. Он также предсказал «квантовую телепортацию» , предсказал и измерил гиромагнитный эффект Эйнштейна — де Хааза. С 1933 года работал над проблемами космологии и единой теории поля. Активно выступал против войны, против применения ядерного оружия, за гуманизм, уважение прав человека, взаимопонимание между народами. Эйнштейну принадлежит решающая роль в популяризации и введении в научный оборот новых физических концепций и теорий. В первую очередь это относится к пересмотру понимания физической сущности пространства и времени и к построению новой теории гравитации взамен ньютоновской. Эйнштейн также, вместе с Планком, заложил основы квантовой теории. Эти концепции, многократно подтверждённые экспериментами, образуют фундамент современной физики.