trans-intermecânica e efeitos 8.841 a 8.850.
trans-indeterminismo para radiação térmica em corpos negro.
o que marca aqui com + [acG [feed] = ticG..
se adicionar os agentes e categorias de Graceli, se terá um sistema para radiação térmica do corpo negro trans-indeterminada categorial [acG [feed] = ticG. é que outros fenômenos, energias, estruturas, estados, estados quânticos, estados de Graceli, dimensões fenomênicas de Graceli entram nos processos transformando a radiação térmica em corpo negro como um sistema variacional e de efeitos em cadeias, formando uma trans-intermecânica indeterminada e categorial. onde são incluídos novos elementos e agentes nos processos físicos, com interações de íons, cargas, entropias e entalpias, meios térmico e de ondas, tunelamentos e emaranhamentos, decaimentos, variações eletrostática, fluxos quântico e fluxos vibratórios, momentum e dinâmicas. conforme as categorias e agentes de Graceli, que fundamentam esta fórmula.
[eeeeeffdp[f][mcCdt][+mf][itd][cG].
no final do Século 20, a radiação térmica do corpo negro era explicada pela fórmula de Wien-Paschen:
I(
, T) = C1 -5 exp [- C2 /( T)], + [acG [feed] = ticG..
, T) = C1 -5 exp [- C2 /( T)], + [acG [feed] = ticG..
se adicionar os agentes e categorias de Graceli, se terá um sistema para radiação térmica do corpo negro trans-indeterminada categorial [acG [feed] = tic. .
onde representa o comprimento de onda da radiação térmica emitida pelo corpo negro [substância que absorve toda a radiação recebida, conforme conceituou o físico alemão Gustav Robert Kircchoff(1824-1887), em 1860] na temperatura absoluta T. Ela foi obtida, em 1896, em trabalhos independentes dos físicos alemães Louis Carl Henrich Friedrich Paschen (1865-1940) (Annalen der Physik 58, p. 455) e Wilhelm Carl Werner Otto Fritz Franz Wien (1864-1928; PNF, 1911) (Annalen der Physik 58, p. 662).
representa o comprimento de onda da radiação térmica emitida pelo corpo negro [substância que absorve toda a radiação recebida, conforme conceituou o físico alemão Gustav Robert Kircchoff(1824-1887), em 1860] na temperatura absoluta T. Ela foi obtida, em 1896, em trabalhos independentes dos físicos alemães Louis Carl Henrich Friedrich Paschen (1865-1940) (Annalen der Physik 58, p. 455) e Wilhelm Carl Werner Otto Fritz Franz Wien (1864-1928; PNF, 1911) (Annalen der Physik 58, p. 662).
Contudo, em junho de 1900 (Philosophical Magazine 49, p. 98; 539), o físico inglês John William Strutt, Lord Rayleigh (1842-1919; PNF, 1904) observou que ela só se aplicava a pequenos (altas frequências 
). Assim, ao considerar a intensidade da radiação térmica como sendo proporcional aos tons normais de vibração dos osciladores moleculares, Rayleigh obteve, uma nova expressão:
(altas frequências ). Assim, ao considerar a intensidade da radiação térmica como sendo proporcional aos tons normais de vibração dos osciladores moleculares, Rayleigh obteve, uma nova expressão:
I (, T) = 
1 T -4 exp [- C2 /( T)],
, T) = 1 T -4 exp [- C2 /( T)],
se adicionar os agentes e categorias de Graceli, se terá um sistema para radiação térmica do corpo negro trans-indeterminada categorial [acG [feed] = ticG.
conhecida como fórmula de Rayleigh.
Por sua vez, usando argumentos físicos diferentes dos usados por Wien, ou seja, considerando a entropia dos osciladores harmônicos, o físico alemão Max Planck (1858-1847; PNF, 1918) re-obteve a fórmula de Wien-Paschen. No entanto, experiências realizadas pelos físicos alemães Heinrich Rubens (1865-1922) e Ferdinand Kurlbaum (1857-1927), em outubro de 1900 (Sitzungsberichte der Königlich Preussischen Akademie der Wissenschaften zu Berlin 25, p. 929), mostraram que essa expressão falhava quando T >> 1, enquanto as mesmas se ajustavam à fórmula de Rayleigh. Inteirando-se desse resultado, Planck, em 19 de outubro de 1900 (Verhandlungen der Deutschen Physikalischen Gesellschaft 2, p. 202), apresentou à Sociedade Física de Berlim um trabalho no qual, ao fazer uma interpolação entre essas duas fórmulas, chegou, euristicamente, a uma nova expressão:
T >> 1, enquanto as mesmas se ajustavam à fórmula de Rayleigh. Inteirando-se desse resultado, Planck, em 19 de outubro de 1900 (Verhandlungen der Deutschen Physikalischen Gesellschaft 2, p. 202), apresentou à Sociedade Física de Berlim um trabalho no qual, ao fazer uma interpolação entre essas duas fórmulas, chegou, euristicamente, a uma nova expressão:
I (, T) = C1 -5 exp [C2 /( T) + 1],
, T) = C1 -5 exp [C2 /( T) + 1],
se adicionar os agentes e categorias de Graceli, se terá um sistema para radiação térmica do corpo negro trans-indeterminada categorial [acG [feed] = ticG.
que se reduzia àquelas mesmas fórmulas, quando se fizesse T << 1 (Wien-Paschen).e T >> 1 (Rayleigh).
T << 1 (Wien-Paschen).e T >> 1 (Rayleigh).
Em 1916 (Verhandlungen der Deutschen Physikalischen Gesellschaft 18, p. 318; Mitteilungender Physikalischen Gesellschaft zur Zürich 16, p. 47) e 1917 (Physikalische Zeitschrift 18, p. 121), o físico germano-suíço-norte-americano Albert Einstein (1879-1955; PNF, 1922) realizou trabalhos nos quais tratou a radiação eletromagnética sob o ponto de vista mecânico-estatístico. Nesses trabalhos, ele examinou um corpo negro em equilíbrio térmico contendo, além da radiação, átomos simples com apenas dois níveis de energia (En, Em), sendo que a passagem de um nível para o outro seria por intermédio da emissão (m 
n) ou da absorção (n m) de um quantum de luz (“lichtquantum”) de frequência dada por: 
. Além do mais, considerou ainda Einstein que o átomo e a radiação se mantinham em equilíbrio estatístico, quando o número de átomos que passa de um nível para o outro permanece o mesmo. Desse modo, ele obteve relações importantes entre as probabilidades de emissão e de absorção de radiação de densidade 
, ocasião em que introduziu as famosas constantes Amn e Bmn (Bnm), sendo Amn relativa à emissão espontânea, Bnm relacionada com a absorção e Bmn com a emissão de radiação, sendo que estas duas últimas são radiações estimuladas. Usando essas definições e considerando que:
n) ou da absorção (n m) de um quantum de luz (“lichtquantum”) de frequência dada por: . Além do mais, considerou ainda Einstein que o átomo e a radiação se mantinham em equilíbrio estatístico, quando o número de átomos que passa de um nível para o outro permanece o mesmo. Desse modo, ele obteve relações importantes entre as probabilidades de emissão e de absorção de radiação de densidade , ocasião em que introduziu as famosas constantes Amn e Bmn (Bnm), sendo Amn relativa à emissão espontânea, Bnm relacionada com a absorção e Bmn com a emissão de radiação, sendo que estas duas últimas são radiações estimuladas. Usando essas definições e considerando que:
Bmn = Bnm ; Amn = (8 
h f3/c3) Bmn ,
h f3/c3) Bmn ,
Einstein demonstrou a hoje conhecida equação de Planck-Einstein:
= (Amn/Bnm) / [exp (h f/kT) -1],
se adicionar os agentes e categorias de Graceli, se terá um sistema para radiação térmica do corpo negro trans-indeterminada categorial [acG [feed] = ticG.
com k sendo a constante de Boltzmann.
o que marca aqui com + [acG [feed] = ticG..
se adicionar os agentes e categorias de Graceli, se terá um sistema para radiação térmica do corpo negro trans-indeterminada categorial [acG [feed] = ticG. é que outros fenômenos, energias, estruturas, estados, estados quânticos, estados de Graceli, dimensões fenomênicas de Graceli entram nos processos transformando a radiação térmica em corpo negro como um sistema variacional e de efeitos em cadeias, formando uma trans-intermecânica indeterminada e categorial. onde são incluídos novos elementos e agentes nos processos físicos, com interações de íons, cargas, entropias e entalpias, meios térmico e de ondas, tunelamentos e emaranhamentos, decaimentos, variações eletrostática, fluxos quântico e fluxos vibratórios, momentum e dinâmicas. conforme as categorias e agentes de Graceli, que fundamentam esta fórmula.
[eeeeeffdp[f][mcCdt][+mf][itd][cG].
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