Transferência De Calor

ANHANGUERA EDUCACIONAL

FACULDADE ANHANGUERA DE SANTO ANDRÉ

ENGENHARIA MECÂNICA

ATPS - Transferência de calor por fenômeno de radiação

SANTO ANDRÉ

2014

ANHANGUERA EDUCACIONAL

FACULDADE ANHANGUERA DE SANTO ANDRÉ

Atividade pratica supervisionada da disciplina de Transferência de calor sob a orientação do Professor: Fábio Dugaich

SANTO ANDRÉ

2014

ÍNDICE

1 Principais leis que regem o fenômeno da radiação e seus autores e princípios.......................4

1.1 Lei de Stefan-Boltzmann......................................................................................................4

1.2 Lei de Wien...........................................................................................................................4

2 Leis de radiação (para corpos negros ).....................................................................................6

2.1 Exemplos de radiação por corpo negro.................................................................................8

3 Equipamentos que utilizam mecanismo de transferência de calor por radiação......................8

3.1 Fornos de recozimento..........................................................................................................8

3.2 Churrasqueiras elétrica..........................................................................................................9

1 PRINCIPAIS LEIS QUE REGEM O FENÔMENO DA RADIAÇÃO E SEUS AUTORES E PRINCÍPIOS:

1.1 Lei de Stefan-Boltzmann

A Lei de Stefan-Boltzmann (mais conhecida como Lei de Stefan) estabelece que a energia total radiada por unidade de área superficial de um corpo negro na unidade de tempo (radiação do corpo negro), (ou a densidade de fluxo energético(fluxo radiante) ou potencia emissora), j* é diretamente proporcional à quarta potência da sua temperatura termodinâmica T:

Nos seus estudos da radiação de corpo negro Josef Stefan chegou a seguinte função

:

= Área de emissão do corpo negro.

= Potência irradiada por unidade de área (W/m²).

= 5,6705x10-8W/m².K⁴ Também chamada de constante de Stefan.

= Temperatura (K).

Esta expressão mostra que a potência irradiada por unidade de área varia apenas com a temperatura, ela não depende do material de sua cor entre outras características do corpo. O valor de R também indica a rapidez com a qual o corpo emite energia, por exemplo se a temperatura for triplicada a energia emitida será aumentada (3⁴=81) vezes ou se for quadruplicada a nova emissão será aumentada (4⁴=256) vezes. Corpos reais irradiam menos energia por unidade de área que o corpo negro, para calcular a energia irradiada por esses corpos é necessária a inclusão de um parâmetro denominado emissividade ε, a emissividade depende das características do material (cor, composição de sua superfície), seu valor fica entre zero e um.

1.2 Lei de Wien

A lei de Wien (ou lei do deslocamento de Wien) é a lei da física que relaciona o comprimento de onda onde se situa a máxima emissão de radiação eletromagnética de corpo negro e sua temperatura:

Onde:

é o comprimento de onda (em metros) onde a intensidade da radiação eletromagnética é a máxima;

é a temperatura do corpo negro em kelvin (K), e

é a constante de proporcionalidade, chamada constante de dispersão de Wien, em m.K (metro x Kelvin).

O valor dessa constante é m.K

O que resulta em:

As consequências da lei de Wien é que quanto maior seja a temperatura de um corpo negro menor é o comprimento de onda na qual emite. Por exemplo, a temperatura da fotosfera solar é de 5780 K e o pico de emissão se produz a 475 nm = . Como 1 angstrom 1 Å= 10−10 m=10−4 micras resulta que o máximo ocorre a 4750 Å. Como o espectro visível se estende desde 4000 Å até 7400 Å, este comprimento de onda cai dentro do espetro visíble sendo um tom de verde. Entretanto, devido à dispersão de Rayleigh da luz azul pela atmosfera o componente azul se separa distribuindo-se pela abóbada celeste e o Sol aparece amarelento.

A emissão de radiação do corpo negro apresenta uma distribuição espectral que depende apenas da temperatura . Seja a potência emitida por unidade de área compreendida entre . A figura 2 mostra valores da distribuição espectral em função de para muitos valores de entre 3500K e 5500K.

Foi Wien quem pela primeira vez observou que o comprimento de onda era inversamente proporcional a temperatura do corpo negro e escreveu a equação que recebeu seu nome.

.

= Comprimento de onda para o qual a emissão por unidade de área é máxima (m).