Varmestråling

Varmestråling er elektromagnetisk stråling som er i termisk likevekt med omgivelsene ved en gitt temperatur. Den har en intensitet som varierer med frekvensen. Ved normale temperaturer inneholder den primært frekvenser i den infrarøde delen av det elektromagnetiske spektrum og er derfor usynlig. Dette gjelder for eksempel for strålingen fra en vanlig ovn. Økes temperaturen til flere tusen grader, blir den synlig som strålingen fra en glødelampe eller fra Solen.
Alle varme stoffer eller legemer sender ut slik stråling. Graden av utstråling varierer fra stoff til stoff og varierer med temperaturen. Et svart legeme absorberer all stråling uansett frekvens og emitterer samtidig maksimalt med varmestråling som i dette tilfellet kalles sort stråling. Den kommer i alminnelighet fra elektroner som kan være mer eller bundne til atomer i materialet. Da stoffet eller legemet har en viss temperatur, betyr det at disse er i konstant bevegelse. Strålingen vil derfor ha et bredt frekvensspektrum i motsetning til linjespekteret fra atomer. Samtidig som denne emisjonen foregår, vil også elektronene absorbere stråling. Ved termisk likevekt må hver liten del av materialet emittere like mye stråling som den absorberer for at temperaturen skal forbli konstant. Dette er essensen av Kirchhoffs strålingslov som representerer den første lovmessighet som ble etablert for denne strålingen.

Historie

Basert på målinger av utstrålingen fra glødende platinatråder, kunne den østerrikske fysiker Josef Stefan i 1879  vise at intensiteten til varmestrålingen varierte med fjerde potens av den absolutte temperaturen. Fem år etterpå viste hans tidligere student Ludwig Boltzmann at denne lovmessigheten kunne forklares ved bruk av de termodynamiske lover for strålingen. Den kalles derfor for Stefan-Boltzmanns lov og er av stor praktisk betydning. 
I 1893 viste den tyske fysiker Wilhelm Wien at variasjonen av intensiteten til den sorte strålingen ikke varierte uavhengig med temperatur og frekvens, men på en bestemt, sammenkoblet måte. Dette hadde som konsekvens at den mest intense bølgelengden alltid er omvendt proporsjonal med den absolutte temperaturen til strålingen, noe som stemmer med observasjoner. I dag heter dette Wiens forskyvningslov. Et par år senere brukte Wien denne innsikten til å foreslå en formel som skulle beskrive intensiteten ved alle frekvenser og temperaturer. Allerede året etter ble den bekreftet ved nøyaktige målinger for bølgelengder opp til 4μm av F. Paschen som uavhengig hadde kommet frem til omtrent samme formel. 
Noen få år senere gjennomførte Lummer og Pringsheim nye eksperiment for bølgelengder opp til 18μm som viste at loven likevel ikke var riktig for slike store bølgelengder. Ved å gjøre målinger på såkalte Reststrahlen for enda større bølgelenger ble dette avviket bekreftet av Rubens og Kurlbaum. Dette fikk den tyske fysiker Max Planck til å utlede en helt ny og revolusjonerende strålingsteori som viste seg å stemme med alle målinger.  De nye ideene som inngikk i denne utledningen, var begynnelsen på kvantemekanikken. Slik sett har forståelsen av varmestrålingen vært opphav til alt det som i dag kalles moderne fysikk.

Adiabatisk ekspansjon

Under en adiabatisk forandring av volumet  V til strålingen, vil per definisjon den totale entropien S(T,V) = Vs(T) forbli uforandret. Det betyr at VT³  er konstant ved en adabatisk volumforandring. Er volumet kubisk med en sidekant L, vil derfor temperaturen avta som 1/L ettersom L øker. Denne egenskapen ved strålingen ble benyttet av Wilhelm Wien ved utledningen av hans forskyvningslov som fastsetter bølgelengden for den mest intense delen av strålingen.
Samme fenomen ser man i temperaturen til den kosmiske bakgrunnsstrålingen som avtar ved Universets ekspansjon. Da Universet er et isolert system, er denne ekspansjonen adabatisk. Dets størrelse er gitt ved en skalaparameter a = a(t) som har verdien a = 1 i dag og var mindre tidligere. Da temperaturen til Universet er den samme som for bakgrunnsstrålingen som fyller det, har den avtatt som 1/a.  Den var ekstremt høy like etter Big Bang og gjorde det først umulig at atomer kunne formes da fotonene i strålingen slo dem i stykker. Men etter at det hadde kjølt seg ned til 3000 K,  begynte hydrogen og  heliumatomer å formes. Den kosmisk varmestrålingen ble dermed fri og fortsatte med å avkjøles som 1/a til at den i dag har temperaturen  T = 2,73 K. Skalaparameteren til Universet var derfor a = 2,73/3000 ≈ 0,001 da de første atomene ble dannet. Det var 380.000 år etter Big Bang.