El 14 de diciembre de 1900, en una reunión de la Sociedad Alemana de Física, Max Planck leyó los resultados de su investigación "
Sobre la teoría de la ley de distribución de la energía del espectro normal".
Este documento, el cual atrajo poca atención, fue el inicio de una revolución en Física. La fecha de su presentación se considera el nacimiento de la Física Cuántica.
Radiación térmica.
Radiación térmica es la radiación emitida por un cuerpo como consecuencia de su temperatura. Todos los cuerpos emiten radiación a su entorno y la absorben o reciben de él. Si un cuerpo está más caliente que su entorno, la tasa de emisión de energía térmica excederá a la tasa de absorción de energía térmica, y el cuerpo se enfriará hasta alcanzar un equilibrio térmico con su entorno; en ese caso, las tasas de emisión y de absorción serán iguales.
La materia, en estados condensados (sólido o líquido) emite un espectro continuo de radiación. Los detalles del espectro son casi independientes de la composición del cuerpo; pero dependen fuertemente de su temperatura. A temperaturas ordinarias, muchos cuerpos son visibles no por la luz que emiten, sino por la luz que reflejan. A muy altas temperaturas, los cuerpos son autoluminosos. Pueden ser vistos en habitaciones a oscuras; pero incluso a tan elevadas temperaturas, el 90% de la radiación térmica emitida por ellos se encuentra en la región infrarroja del espectro electromagnético.
Cuando se incrementa la temperatura de un cuerpo, este emite más radiación térmica y la frecuencia de la radiación más intensa se hace mayor.
En general, la forma detallada del espectro de la radiación térmica emitida por un cuerpo caliente depende, en alguna forma, de su composición. Pero experimentalmente se comprueba que existe una clase de cuerpos calientes los cuales emiten espectros térmicos de carácter universal. Estos cuerpos se denominan
cuerpos negros; es decir, cuerpos cuyas superficies absorben toda la radiación que incide sobre ellas.
Todos los cuerpos negros, a la misma temperatura, emiten radiación térmica con el mismo espectro. Este hecho puede ser explicado mediante argumentos clásicos relativos al equilibrio termodinámico. Pero la forma específica del espectro no puede ser obtenida únicamente mediante argumentos termodinámicos.
La distribución espectral de la radiación de un cuerpo negro se especifica por la magnitud
, llamada
radiancia espectral, la cual se define de tal forma que
es igual a la energía emitida por unidad de tiempo, mediante radiación de frecuencia en el intervalo
, desde la unidad de área de la superficie de dicho cuerpo negro, a temperatura absoluta
. La dependencia de
, respecto de
y de
se muestra en la figura adjunta (para distintos valores de
).
La distribución de la radiancia espectral de un cuerpo negro mostrada en la figura (para una temperatura determinada) nos informa de que:
a) La potencia radiada en un intervalo de frecuencias de amplitud fija
es muy pequeña cuando la frecuencia media del intervalo,
, es a su vez pequeña comparada con
. La potencia es 0 para
b) La potencia radiada en el intervalo
crece rápidamente desde pequeños valores.
c) Se hace máxima dicha potencia para un valor
, característico de cada temperatura y linealmente dependiente de ella; es decir, la potencia radiada es más intensa en esta temperatura y su valor para cada temperatura depende linealmente de esa temperatura.
d) Por encima de este valor característico
la potencia radiada disminuye lenta pero continuamente cuando la frecuencia se incrementa. Se hace 0 de nuevo para valores
.
e) La potencia total radiada en todas las frecuencias (área bajo cada curva de radiancia espectral) para una temperatura particular, se incrementa con la temperatura, y lo hace según la cuarta potencia de dicha temperatura:
Donde
es la potencia radiada en el intervalo de frecuencias
. Como
es la energía emitida por unidad de tiempo y unidad de área de la superficie de cuerpo negro, y por unidad de frecuencia, a la temperatura absoluta
(en el S.I.:
), entonces
será la energía emitida por unidad de tiempo (potencia) y por unidad de área de la superficie de un cuerpo negro a temperatura absoluta
, en el intervalo de frecuencias de amplitud
.
Entonces, la integral (de Riemann) de la radiancia espectral
sobre todas las frecuencias, es la energía emitida por unidad de tiempo y por unidad de área desde un cuerpo negro a temperatura absoluta
, que se denomina
radiancia,
, es:
Experimentalmente se comprueba lo que gráficamente se observa: que la radiancia de un cuerpo negro a temperatura absoluta
, sigue la siguiente
ley de Stefan:
Donde
es la llamada
constante de Stefan-Boltzmann.
La figura nos muestra también que el espectro se desplaza hacia frecuencias más altas conforme aumenta la temperatura absoluta. Esto determina la llamada
ley del desplazamiento de Wien:
, donde
es la frecuencia
para la cual
tiene un máximo relativo para una temperatura absoluta
.
Un ejemplo de cuerpo negro es el de un objeto que contiene una cavidad conectada con el exterior a través de un pequeño orificio (pequeño comparado con la superficie exterior de la cavidad). La radiación externa que incida sobre la cavidad se reflejará varias veces en la pared del interior de la misma, siendo absorbida por ella. Luego el orificio tendrá la característica de un cuerpo negro. Si las paredes de esta cavidad se calientan uniformemente a una temperatura absoluta
, entonces las paredes de la cavidad emitirán radiación térmica, una parte de la cual (una muestra) emergerá por el orificio de la misma hacia el exterior. Como este agujero tendrá las características de la superficie de un cuerpo negro, el espectro de emisión emergente de la cavidad a través del agujero tendrá la forma del espectro de radiación de un cuerpo negro, y puesto que esa radiación emergente es una muestra de la radiación en el interior de la cavidad, esa radiación también tendrá el espectro característico de cuerpo negro a la temperatura
.
Para especificar el espectro de la radiación del interior de la cavidad, es más útil emplear la magnitud
(densidad de energía de la radiación en el interior de la cavidad), que el flujo
.
es la energía contenida por unidad de volumen del interior de la cavidad a temperatura
y en el intervalo de frecuencias
. Obviamente, ambas magnitudes serán proporcionales:
.
Como, para una onda electromagnética¹,
, siendo
la velocidad de la luz, la ley del desplazamiento de Wien se puede escribir en la forma:
Experimentalmente, el valor la de constante de Wien es
.
Con estos datos podemos resolver algunos sencillos pero importantes problemas de Física.
PROBLEMA 1.- Si suponemos que la superficie de una estrellla se comporta como un cuerpo negro, podemos realizar una buena estimación de la temperatura de la misma. Para el Sol,
y, para la Estrella Polar,
. Encontremos sus temperaturas superficiales.
Haciendo uso de la ley de Stefan, calculemos la potencia radiada por cada
de superficie estelar:
Obsérvese que, a
, la temperatura de la superficie del Sol está próxima a la temperatura para la cual la mayor parte de la radiación emitida se encuentra en la región visible del espectro electromagnético. Esto sugiere que nuestros ojos se han adaptado, volviéndose más sensibles a aquellas longitudes de onda en las cuales el Sol radia con más intensidad.
PROBLEMA 2.- En una explosión termonuclear la temperatura de la "bola de fuego" es, momentáneamente, de unos
(diez millones de grados Kelvin). Calculemos la longitud de onda de la radiación emitida con más intensidad.
Esta longitud de onda corresponde a
radiación gamma, como era de esperar.
PROBLEMA 3.- Suponiendo que la superficie del cuerpo humano se comporta aproximadamente como un cuerpo negro, calculemos la longitud de onda para la cual la radiación emitida por el cuerpo humano es máxima, considerando que este se halla a
(
).
Es decir, la radiación pedida está en el
infrarrojo, como también era de esperar.
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¹
λ es la longitud de onda y ν la frecuencia de la onda electromagnética (supuesta monocromática).