Blackbody Radiation
Jasem Mutlaq
黒体とは、熱放射する不透明な物体を指します。 完全な黒体とは、入射する光をすべて吸収し、一切反射しないものを指します。 室温では、このような物体は完全に黒く見えます（そのため黒体という用語があります）。 しかし、高温に加熱すると、黒体は熱放射で光り始めます。
実際、すべての物体は熱放射をしますが（温度が絶対零度、または摂氏-273.15度以上であれば）、熱放射を完全に出す物体はなく、むしろ、ある波長の光を出したり吸収したりするのに他の物体より優れているものがあるのです。このように効率にばらつきがあるため、通常の物体を用いて光、熱、物質の相互作用を研究することは困難です。 箱は四方を完全に閉じて、内側が空洞になるようにし、周囲からの光を受けないようにします。 この穴から出る光は、箱の中の空気の温度に対して、理想的な黒体からの光とほぼ完全に一致します。
20世紀初頭、科学者のレイリー卿やプランクらが、このような装置を使って黒体放射を研究しました。 プランクは、黒体から放射される光の強さを波長の関数として経験的に記述することに成功した。 さらに、このスペクトルが温度が変わるとどのように変化するかを説明することができた。 プランクの黒体放射に関する研究は、量子力学という素晴らしい科学の基礎となった物理学の分野の1つですが、残念ながらこの記事の範囲外です。
プランクと他の研究者が発見したのは、黒体の温度が上昇すると、1秒間に放出される光の総量が増え、スペクトルのピークの波長が青色にシフトするということでした（図1参照）。
図1
例えば、鉄棒は高温に加熱されると橙赤色になり、さらに加熱されるとその色は徐々に青や白にシフトしていきます。
1893年、ドイツの物理学者ウィルヘルム・ウィーンは、黒体温度とスペクトルピークの波長との関係を、次の式で定量化しました。 ウィーンの法則（ウィーンの変位則ともいう）は、黒体からの最大発光の波長は温度に反比例するとするものです。 これは理にかなっています。波長の短い（周波数の高い）光は、エネルギーの高い光子に対応し、温度の高い物体から期待されるものです。
たとえば、太陽の平均温度は 5800 K なので、最大発光波長は次のように与えられます：
この波長は可視光スペクトルの緑領域に該当しますが、太陽の連続体は lambda(max) より長い光と短い光を放射するので、人間の目は太陽の色を黄色/白として知覚しているのです。
1879年、オーストリアの物理学者Stephan Josef Stefanは、黒体の光度Lがその温度Tの4乗に比例することを示しました。 つまり、温度を 2 倍にすれば (たとえば 1000 K から 2000 K)、黒体から放射される全エネルギーは 24 倍または 16 倍になる。
5 年後、オーストリアの物理学者ルートヴィヒ・ボルツマンが同じ式を導き、現在はステファン・ボルツマンの法則と呼ばれている。 半径Rの非球面星を想定すると、その星の光度は
ここでRは星の半径（cm）、αはステファン・ボルツマン定数で、
という値を持っている。