Energía radiante y cuerpo negro.
Todo cuerpo a temperatura mayor que cero emite energía en
forma de ondas electromagnéticas.
A temperatura ambiente la energía es baja y corresponde a
longitudes de onda superiores a las de la luz visible.
Al elevar la temperatura
aumenta la energía emitida y
disminuyen las longitudes de
onda lo que se manifiesta en el
cambio de color cuando el
cuerpo se calienta.
La radiación térmica es radiación electromagnética generada por
el movimiento de partículas cargadas dentro de la materia.
Ejemplos:
• luz visible emitida por una lámpara incandescente,
• radiación infrarroja emitida por mamíferos
Gran parte de la energía de una persona es emitida en forma de radiación. Algunos objetos
(como esta bolsa plástica) son transparentes en el infrarrojo y opacos en el visible (y viceversa).
Acá se ven dos imágenes de una misma escena en el visible y el infrarrojo. Wikimedia Commons
La luz del Sol es radiación térmica generada por el plasma
caliente que está en esta estrella. La Tierra también emite
radiación térmica pero de intensidad mucho menor.
El balance entre lo que la Tierra absorbe del Sol y lo que emite
son los dos procesos más importantes que determinan la
temperatura terrestre.
Los cuerpos no emiten con igual intensidad a todas las
frecuencias o longitudes de onda.
Para estudiar el comportamiento de la distribución de la energía
con la longitud de onda observada experimentalmente se
introdujo un objeto idealizado llamado cuerpo negro.
Un cuerpo negro es un objeto ideal que absorbe toda la energía
electromagnética que incide sobre él. Debido a esto, también es
el emisor perfecto de radiación térmica, irradiando en forma
incandescente con un espectro de emisión continuo característico
que depende de su temperatura. A temperatura ambiente emite
en el infrarrojo. El nombre Cuerpo negro fue introducido por
Gustav Kirchhoff en 1862. La luz emitida por un cuerpo negro se
denomina radiación de cuerpo negro.
El espectro de emisión de un cuerpo negro sigue la ley de Planck
y depende sólo de la temperatura.
Espectro de la radiación de cuerpo negro.
Experimentalmente se
observan espectros que se
aproximan muy bien al
ideal (el de cuerpo negro
dado por la ley de Planck)
para cada temperatura.
A medida que la temperatura
disminuye, el máximo de la
curva también disminuye y la
longitud de onda para la que
ocurre aumenta.
Entender el origen de esta radiación fue un tópico “caliente” de la física del
sXIX. En el gráfico se compara la curva de la radiación de un cuerpo negro con
la teoría clásica de Rayleigh y Jeans. Wikimedia Commons
Se puede observar la radiación de cuerpo negro como un remanente del
punto de transparencia en el cual la temperatura del Universo en
expansión cayó por debajo de los 3000K de modo que la radiación pudo
escapar.
Descubrimiento de la radiación cósmica de fondo
En 1965 Arno A. Penzias and Robert W. Wilson de los
Laboratorios Bell estaban probando una antena muy sensible en
el rango de las microondas cuando descubrieron un ruido de
fondo. Intentaron eliminarlo sin éxito. Apuntaron la antena en
distintas direcciones y siguieron detectándola. Como no pudieron
explicarla en términos de ninguna fuente de ruido “local”,
concluyeron que venía del espacio y que era igual en todas
direcciones. Se trataba de una radiación cuya distribución era la
de un cuerpo negro a aproximadamente 2.7 Kelvins.
Luego de sus esfuerzos para eliminar el ruido descubrieron que
un grupo de Princeton había predicho que debía quedar una
radiación de fondo en el rango de las microondas proveniente del
Big Band y que estaban planeando hacer un experimento para
detectarla. Penzias y Wilson recibieron el Premio Nobel en 1978
por su descubrimiento.
Radiación cósmica de fondo
Distribución de la radiación cósmica de fondo medida por el Wilkinson Microwave Anisotropy
Probe. Es el espectro de emisión medido con mayor exactitud, corresponde a una temperatura
de 2.725 K y a un pico de emisión a los 160.2 GHz. Wikimedia Commons
El espectro de radiación del cuerpo negro presenta varias
regularidades. La frecuencia más probable de la radiación
emitida,
con b=2.8977685(51)×10−3 m·K, está dada por la
ley de Wien.
La ley de Stefan-Boltzmann da la intensidad total de la radiación
como función de la temperatura.
Diagrama de Hertzsprung–Russell
donde se grafica la luminosidad de las
estrellas como función de la
temperatura superficial efectiva
(temperatura de un cuerpo negro que
emita la misma cantidad total de
radiación electromagnética que la
estrella).
Albores de la mecánica cuántica.
La discrepancia entre el espectro experimental de la radiación
térmica y las predicciones de la teoría clásica llevó a Planck a
concluir que la energía de un sistema de cargas que oscilan como
osciladores armónicos sólo puede ser un múltiplo entero de una
cierta cantidad finita de energía (1901).
Ideas similares fueron luego aplicadas por Einstein para explicar
el efecto fotoeléctrico (1905) y por Bohr para explicar propiedades
de los espectros de emisión atómicos (1913).
Estos trabajos más los desarrollados por de Broglie, Heisenberg y
Schrödinger dieron lugar al inicio del desarrollo de la mecánica
cuántica.
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