جسم سیاه

در فیزیک، جسم سیاه ( به انگلیسی: black body ) جسم ایده آلی است که همه ی نوری را که در تمام بسامدها و از تمام زوایه ها، از هر کجا و با هر شدتی که به آن می تابد جذب می کند؛ هیچ تابش الکترومغناطیسی از جسم سیاه بازنمی تابد یا نمی گذرد، و به همین دلیل جسم هنگامی که سرد است سیاه دیده می شود. یک جسم سیاه در تعادل گرمایی ( دمای ثابت ) ، پرتوهای الکترومغناطیسی تابش می کند که به آن تابش جسم سیاه گویند. طیف حاصل از تابش مستقل از جنس و شکل جسم است و تنها به دمای آن بستگی دارد.
یک جسم توخالی، یا یک چهاردیواری که تنها سوراخ کوچکی برای ورود یا خروج تابش نور دارد ( کاواک، Cavity ) تقریب خوبی برای یک جسم سیاه ایده آل است. هر تابشی که از این سوراخ وارد حفره شود، بی نهایت بار به همه سو بازمی تابد. این بازتابش های پی درپی بر دیواره های داخلی جسم سرانجام سبب جذب شدن آن می شود. به همین دلیل، اگر از سوراخ به درون جسم بنگریم آن را سیاه خواهیم دید.
اگر جسم سیاه داغ شود، از خود موج الکترومغناطیسی می تاباند. طیف این تابش ( یعنی شدت نسبی طول موجهای گوناگون در این تابش ) مستقل از جسم سیاه است و فقط به دمای آن بستگی دارد. بررسی دقیق طیف جسم سیاه در آغاز سدهٔ بیستم میلادی از سوی پلانک یکی از نخستین انگیزه های ساختن نظریهٔ مکانیک کوانتومی بود.
رابطهٔ شدت تابش بر حسب بسامد ( که رابطهٔ عکس با طول موج دارد ) از قانون پلانک برای جسم سیاه بدست می آید:
که در آن
• I ( ν ) dν مقدار انرژی بر واحد سطح بر واحد زمان است که در واحد زاویهٔ فضایی در بازهٔ بسامدی ν و ν+dν می تابد.
• T دمای جسم سیاه است.
• h ثابت پلانک است.
• c سرعت نور است.
• k ثابت بولتزمن است.
رابطهٔ دمای جسم سیاه با طول موج λ m a x که بیشترین شدت تابش در آن روی می دهد، از قانون وین به دست می آید:
نانومتر ( nm ) واحد مناسبی برای سنجش طول موج نور در محدودهٔ مرئی است. ۱ نانومتر برابر با ۱۰−۹ متر است.
انرژی ای که جسم سیاه در واحد زمان بر واحد سطح می تاباند با دمایش رابطه دارد که از قانون استفان - بولتزمن به دست می آید:
در رابطهٔ بالا σ ضریب استفان - بولتزمن است.

جسْمِ سیاه (black body)
در فیزیک، جسمی فرضی که همۀ تابش الکترومغناطیسی فرودی را کاملاً جذب می کند. همچنین، این جسم گسیل کنندۀ کامل تابش گرمایی است. با وجود این که جسم سیاه جسمی فرضی است، تقریباً می توان آن را با ایجاد حفره ای کوچک در دیوارۀ محفظه ای با دمای ثابت پدید آورد. تابش گسیل شده از جسم سیاه شامل همۀ طول موج هاست، ولی بیشینۀ تابش را در طول موج خاصی می بینیم که به دمای جسم بستگی دارد. با افزایش دما، طول موجِ مربوط به شدت بیشینه نیز کوتاه تر می شود. (← وین، قانون جابه جایی). کل انرژی گسیل شده در همۀ طول موج ها متناسب با توان چهارم دما است (← اشتفان ـ بولتسمان، قانون)، همۀ تلاش هایی که برای توضیح این پدیده صورت می گرفت، قبل از پیدایش نظریۀ کوانتومی۱ در سال ۱۹۰۰، با شکست روبه رو می شد.quantum theory