გამოსხივების პლანკის კანონი
გამოსხივების პლანკის კანონი — აბსოლუტურად შავი სხეულის ელექტრომაგნიტური გამოსხივების სპექტრში ენერგიის განაწილების კანონი. გამოსხივების პლანკის კანონი იძლევა T {\displaystyle T} აბსოლუტურ ტემპერატურამდე გახურებულ აბსოლუტურად შავი სხეულის ε ( ν , T ) {\displaystyle \varepsilon (\nu ,T)} გამოსხივების უნარის დამოკიდებულებას გამოსხივების ν {\displaystyle \nu } სიხშირეზე: ε ( ν , T ) = 2 π ν 2 c 5 ⋅ h ν e x p [ ( h ν ) k T ] − 1 {\displaystyle \varepsilon (\nu ,T)={\frac {2\pi \nu ^{2}}{c^{5}}}\cdot {\frac {h\nu }{exp[{\frac {(h\nu )}{kT}}]-1}}} საცაც c {\displaystyle c} არის სინათლის სიჩქარე ვაკუუმში, k {\displaystyle k} — ბოლცმანის მუდმივა, h {\displaystyle h} — პლანკის მუდმივა. გამოსხივების პლანკის კანონი რაოდენობრივად სრულად თანხვდება ცდის შედეგებს. გამოსხივების პლანკის კანონი ჩამოაყალიბა მ. პლანკმა 1900 წელს და მანვე გამოიყვანა თეორიულად სინათლის გამოსხივების პროცესის წყვეტილი ბუნების შესახებ წარმოდგენების საფუძველზე. გამოსხივების პლანკის კანონის აღმოჩენამ დიდი როლი შეასრულა ფიზიკის განვითარებაში, რადგან პირველმა მიუთითა გამოსხივების კვანტურ ხასიათზე. გამოსხივების პლანკის კანონიდან გამომდინარეობს შავი სხეულის გამოსხივების ყველა კერძო კანონი. ε ( ν , T ) {\displaystyle \varepsilon (\nu ,T)} ინტეგრირება ε {\displaystyle \varepsilon } -ს მიხედვით 0-დან ∞ {\displaystyle \infty } -მდე იძლევა გამოსხივების სტეფან ბოლცმანის კანონს. დიდი სიხშირეების არეში ფოტონის ენერგია ბევრად მეტია სითბურ ენერგიაზე ( k T ≫ h ν {\displaystyle kT\gg h\nu } ) და გამოსხივების პლანკის კანონი გადადის გამოსხივების ვინის კანონში, მცირე სიხშირეების არეში, როცა k T ≪ h ν {\displaystyle kT\ll h\nu } , — გამოსხივების რელეი-ჯინსის კანონში.