Cuerpo negro
Un cuerpo negro es un objeto teórico o ideal que absorbe toda la luz y la energía radiante que incide sobre él. Nada de la radiación incidente se refleja o pasa a través del cuerpo negro.
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Sumario
Cuerpo negro
En la naturaleza, no existen cuerpos negros por cuanto este es un modelo utilizado por la comunidad científica para realizar estudios sobre la radiación. Se puede imitar el comportamiento de un cuerpo negro si, por ejemplo, se toma un recipiente cerrado que únicamente tenga un pequeño orificio. Cualquier rayo de luz que entre en el recipiente por el orificio, sólo podrá salir de él después de experimentar múltiples reflexiones, en cada una de las cuales entregará al recipiente parte de su energía de modo que al salir el rayo, sólo una parte insignificante de la energía que penetró al recipiente podrá salir y el factor de absorción del orificio resultará próximo a la unidad.
La radiación del cuerpo negro ayuda a comprender la naturaleza de la radiación térmica de los cuerpos reales. En esto consiste su utilidad en la ciencia.
El poder absorbente del cuerpo negro es el mismo para todas longitudes de onda e igual a la unidad (Aλ = 1).
El espectro del cuerpo negro es muy sencillo, depende solamente de su temperatura y no depende ni del material de que está echo, ni de su forma, ni de sus dimensiones.
Leyes de la radiación del cuerpo negro.
Ley de Kirchhoff
Todos los cuerpos negros, a la misma temperatura, tienen la misma distribución de energía radiante entre las longitudes de onda; es decir, la emitancia de radiación (Re) de todos los cuerpos negros experimenta la misma variación al variar la temperatura. La dependencia del poder emisivo (rλ) del cuerpo negro de la temperatura y la longitud de onda se obtuvo experimentalmente y responde a una gráfica en forma de campana como la mostrada en la figura. Como puede verse, a medida que aumenta la temperatura, el poder emisivo (Rλ) del cuerpo aumenta. Cada una de las curvas tiene un máximo que se desplaza hacia la región de las longitudes de ondas cortas y se hace más agudo a medida que la temperatura es mayor.
Ley De Stefan – Boltzman.
La emitancia de radiación (Re) del cuerpo negro es proporcional a la cuarta potencia de la temperatura
donde T es la temperatura en Kelvin y σ la constante de Stefan-Boltzman.
σ = 5,67∙10-8W.m-2·K-4.
Ley De Desplazamiento de Wien.
La longitud de onda máxima correspondiente al máximo poder emisivo es inversamente proporcional a la temperatura absoluta.
C = 2,9∙10-3m·K.
Ley De Rayleigh – Jeans.
K – constante de Boltzman
Análisis las leyes de la radiación del cuerpo negro.
La ley de Wien, obtenida a partir de los principios de la Física clásica, coincide con los resultados experimentales sólo en la zona de las ondas cortas, mientras que para la zona de las ondas largas estaba en contradicción con estos resultados. La Fórmula de Rayleigh _ Jeans, deducida basándose en las mismas consideraciones clásicas, sólo coincide con los resultados experimentales para la región de las ondas largas, mientras que no se ajusta a la realidad para la región de las ondas cortas. El problema antes mencionado acerca de las dificultades de la Ley de Wien y la Fórmula de Rayleigh – Jeans se denominó "Catástrofe Ultravioleta" y representó una etapa de "crisis" para la Física de entonces. Con el tiempo quedó demostrado que no era la Física la que estaba en crisis, sino que tal crisis estaba en la forma de pensar de algunos físicos de la época.
Fórmula de Planck.
El físico alemán Max Karl Ernst Ludwig Planck solventó el problema. Descubrió que para hacer concordar tales ecuaciones con los hechos era preciso introducir una noción inédita. Adujo que la radiación se componía de pequeñas unidades o paquetes, tal como la materia estaba constituida por átomos. Denominó "cuanto" o quantum a la unidad de radiación. Planck alegó que la radiación absorbida sólo podía ser un número entero de cuantos. Por añadidura, manifestó que la cantidad de energía en un cuanto dependía de la longitud de onda de la radiación. Cuan menor fuera esa longitud, tanto mayor seria la fuerza energética del cuanto; o, para decirlo de otra forma, la energía contenida en el cuanto es inversamente proporcional a la longitud de onda.
E = hf
h= 6.62606896(33) ×10 -34
Los cuantos de Planck esclarecieron la conexión entre temperatura y longitudes de onda de radiaciones emitidas. Un cuanto de luz violeta era dos veces más enérgico que un cuanto de luz roja y, naturalmente, se requería más energía calorífica para producir cuantos violetas que cuantos rojos. Las ecuaciones sustentadas por el cuanto, esclarecieron limpiamente la radiación de un cuerpo negro en ambos extremos del espectro.
Planck obtuvo una expresión que, como ya dijimos , se denomina Fórmula de Panck y que tiene la forma que sigue:
En ella:
c es la velocidad de la luz en el vacío.
K Constante de Boltzman.
Esta expresión concuerda plenamente con los resultados experimentales para todos los rangos de longitudes de onda.
Véase también
Fuentes
- Saveliev, I.V. Curso de Física General. En tres tomos. Editorial MIR. Moscú. 1984.
- Yavorski, B. M. , Detlaf, A. M. Prontuario de Física. Editorial MIR. Moscú. 1983.
