Cuerpo negro
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Un cuerpo negro es un objeto teórico o ideal de la Física 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.
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.
- 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
Fórmula de Planck.
Las leyes de Wien y de Rayleigh _ Jeans, obtenidas a partir de la Física clásica, coinciden con los resultados experimentales sólo en zonas determinadas de longitud des ondas. El físico alemán Max Karl Ernst Ludwig Planck resolvió el problema. Para hacer concordar estas ecuaciones con los experimentos propuso un nuevo concepto físico: el cuanto como pequeñas unidades o paquetes de energía. Planck alegó que la radiación absorbida sólo podía ser un número entero de cuantos y la energía contenida en el cuanto era inversamente proporcional a la longitud de onda.
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 , se denomina Fórmula de Panck, que tiene la forma que sigue:
Donde:
- 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
- La radiación térmica
- 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.
