Radiação de corpo negro (Planck + Wien + Stefan–Boltzmann)

Calcule e trace a curva de radiação de corpo negro, compare temperaturas, analise bandas UV/visível/IR, exporte CSV e gere um relatório imprimível.

Radiação de corpo negro (Planck + Wien + Stefan–Boltzmann)

Explore a curva espectral de um corpo negro, compare temperaturas e calcule a potência em UV/visível/IR com exportação CSV e relatório imprimível.

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Lembre-se: Mλ = π·Bλ.
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Resultados

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λmax —
M total —
Banda do pico —

A banda visível (380–700 nm) é destacada e o pico de Wien é marcado com uma linha vertical.

Valores em comprimentos de onda selecionados

λ Valor % do máximo Ações
O que é um corpo negro?

É um emissor ideal que absorve toda a radiação incidente e emite energia apenas em função de sua temperatura.

Qual é a diferença entre Planck, Wien e Stefan–Boltzmann?

Planck descreve a distribuição espectral completa, Wien fornece o comprimento de onda do máximo e Stefan–Boltzmann relaciona a potência total a T⁴.

Por que o pico muda com a temperatura?

À medida que a temperatura aumenta, a distribuição se desloca para comprimentos de onda mais curtos (lei do deslocamento de Wien).

O que significam as bandas UV, visível e IR?

São faixas espectrais não sobrepostas: UV (10–380 nm), visível (380–700 nm) e infravermelho (700 nm–1000 μm); a fração <10 nm também é reportada se aplicável.

Por que posso normalizar o gráfico?

A normalização divide cada curva pelo seu máximo para comparar formas sem que a escala absoluta domine.

Quais unidades são usadas na saída?

Mλ é reportado em W·m⁻³ (equivalente a W·m⁻²·m⁻¹), com λ em nm ou μm conforme a seleção.

Quais são as limitações do modelo?

É um modelo ideal de corpo negro; materiais reais podem ter emissividade menor que 1 e bandas específicas.

A integração é exata?

Usa-se uma integração numérica composta suficiente para cálculos educativos; os percentuais têm tolerância de ~1%.