Radiacion de cuerpo negro CLG

Benemérita Universidad Autónoma De Puebla
Facultad De Ciencias Físico Matemáticas
Física Moderna Con Laboratorio
Profesor: Dr. Apolonio Juárez Núñez
Radiación De Cuerpo Negro
Crescencio Luna García
20 De Diciembre, Otoño 2011
Radiación de cuerpo negro.
Cuerpo negro.
Un cuerpo negro es un objeto teórico o ideal que absorbe toda la luz y toda la energía radiante
que incide sobre él. Nada de la radiación incidente se refleja o pasa a través del cuerpo negro. El
término cuerpo fue bautizado por el físico Gustav Kirchhoff en 1862.
Una de las primeras evidencias de la naturaleza cuántica de la radiación procedió del estudio de la
radiación térmica emitida por cuerpos opacos. Cuando la radiación incide sobre un cuerpo opaco
parte de ella se refleja y el resto se absorbe. Los cuerpos coloreados reflejan la mayor parte de la
radiación incidente, mientras que los cuerpos negros la absorben casi totalmente. Si un cuerpo
opaco esta en equilibrio con sus alrededores puede emitir y absorber radiación al mismo ritmo, de
lo contrario el cuerpo llegaría a ser más caliente o más frio en contra de la hipótesis del equilibrio
térmico, y así se puede decir que un buen absorbente es también un buen emisor. La radiación
emitida bajo esta circunstancia se denomina radiación térmica.
A temperaturas ordinarias (por debajo de los 600 grados centígrados) la radiación emitida por un
cuerpo no es visible, mientras el cuerpo va calentándose, la energía radiad se extiende a
longitudes de onda más cortas, en cuento el cuerpo se calienta (alrededor de 600-700 grados
centígrados) el cuerpo empieza a brillar y tomar un color rojizo.
En 1867 Josef Stefan encontró una relación entre la potencia radiada por unidad de área por un
cuerpo negro y la temperatura:
𝑅 = 𝜎𝑇 4
Donde 𝑅 es la potencia emitida por unidad de área, 𝑇 la temperatura absoluta y 𝜎 =
𝑊
5.67𝑥10−8 𝑚4 𝐾4 es una constante denominada constante de Stefan.
Se puede observar que la potencia por unidad de área depende sólo de la temperatura, y no de
alguna característica intrínseca del material. Lo mismo sucede con la distribución espectral de la
radiación emitida por un cuerpo negro.
Si 𝑅(𝜆)𝑑𝜆 es la potencia emitida por unidad de área con una longitud de onda entre 𝜆 y 𝜆 + 𝑑𝜆, la
gráfica 1 muestra la distribución espectral de 𝑅(𝜆) para varios valores de temperatura.
La longitud de onda para la cual la distribución de frecuencia es máxima varía inversamente con la
temperatura:
𝜆𝑚 ∝
1
𝑇
De la cual se tiene que 𝜆𝑚 𝑇 = 𝑐𝑜𝑛𝑠𝑡𝑎𝑛𝑡𝑒 = 2.898𝑥10−3 𝑚 𝐾, que es la conocida Ley de Wien.
Gráfica 1. Distribución espectral de la radiación
emitida por un cuerpo negro para tres
temperaturas diferentes.