Radiación do corpo negro: Definición Características e Aplicacións
O corpo negro defínese como un obxecto idealizado que absorbe toda a radiación electromagnética que lle incide e emite radiación cun espectro continuo que depende só da súa temperatura. A radiación do corpo negro é a radiación térmica emitida por un corpo negro en equilibrio termodinámico co seu entorno. A radiación do corpo negro ten moitas aplicacións na física, astronomía, enxeñaría e outros campos.
Que é un corpo negro?
Un corpo negro é un concepto teórico que representa un absorbente e emisor ideal de radiación.
Ningún obxecto real é un corpo negro perfecto, pero algúns obxectos poden aproximarase a el baixo certas condicións. Por exemplo, unha cavidade con un pequeno orificio pode actuar como un corpo negro, porque calquera radiación que entre polo orificio queda atrapada dentro e reflicta moitas veces ata que é absorbida polas paredes da cavidade. A radiación emitida polo orificio é entón característica dun corpo negro.
Un corpo negro non reflicte nin transmite ningunha radiación; só a absorbe e a emite. Polo tanto, un corpo negro aparece negro cando está frío e non emite luz visible. No entanto, á medida que aumenta a temperatura dun corpo negro, emite máis radiación e o seu espectro desprázase cara a lonxitudes de onda máis curtas. A temperaturas altas, un corpo negro pode emitir luz visible e aparecer vermello, laranxa, amarelo, branco ou azul dependendo da súa temperatura.
Características da radiación do corpo negro
O espectro da radiación do corpo negro é continuo e depende só da temperatura do corpo negro. O espectro pode describirse mediante dúas leis importantes: a lei de desprazamento de Wien e a lei de Stefan-Boltzmann.
Lei de desprazamento de Wien
A lei de desprazamento de Wien afirma que a lonxitude de onda na que a intensidade da radiación do corpo negro é máxima é inversamente proporcional á temperatura do corpo negro. Matematicamente, isto pode expresarse como:
onde λmax é a lonxitude de onda máxima, T é a temperatura absoluta do corpo negro, e b é unha constante coñecida como a constante de desprazamento de Wien, que ten un valor de 2,898×10−3 m K.
A lei de desprazamento de Wien explica por que a cor dun corpo negro cambia con a temperatura.
Á medida que aumenta a temperatura, a lonxitude de onda máxima diminúe, e o espectro desprázase cara a lonxitudes de onda máis curtas. Por exemplo, a temperatura ambiente (uns 300 K), un corpo negro emite principalmente radiación infravermella cunha lonxitude de onda máxima de uns 10 μm. A 1000 K, un corpo negro emite principalmente luz vermella cunha lonxitude de onda máxima de uns 3 μm. A 6000 K, un corpo negro emite principalmente luz branca cunha lonxitude de onda máxima de uns 0,5 μm.
Lei de Stefan-Boltzmann
A lei de Stefan-Boltzmann afirma que a potencia total emitida por unidade de área por un corpo negro é proporcional á cuarta potencia da súa temperatura absoluta.
Matematicamente, isto pode expresarse como:
onde Me é a potencia total por unidade de área (tamén coñecida como potencia emissiva ou saída radiante), T é a temperatura absoluta do corpo negro, e σ é unha constante coñecida como a constante de Stefan-Boltzmann, que ten un valor de 5,670×10−8 W m$^{-2}K^{-4}$.
A lei de Stefan-Boltzmann explica por que un corpo negro emite máis radiación á medida que aumenta a súa temperatura. Por exemplo, se a temperatura dun corpo negro duplica, a súa potencia emissiva aumenta 16 veces.
Aplicacións da radiación do corpo negro
A radiación do corpo negro ten moitas aplicacións en diversos campos da ciencia e tecnoloxía. Algunhas exemplos son:
Na astronomía, as estrelas poden aproximarse como corpos negros, e as súas temperaturas poden estimarse a partir dos seus espectros usando a lei de desprazamento de Wien.
O sol, por exemplo, ten unha temperatura efectiva de superficie de uns 5800 K e emite principalmente luz visible cunha lonxitude de onda máxima de uns 0,5 μm.
Na enxeñaría, os dispositivos de imaxe térmica usan cámaras infravermellas para detectar o calor emitido por obxectos baseándose nas súas temperaturas usando a lei de Stefan-Boltzmann.
A imaxe térmica pode utilizarse para seguridade, vigilancia, combate ao fogo, diagnóstico médico e outras finalidades.
Na física, a radiación do corpo negro foi un dos fenómenos que levou ao desenvolvemento da teoría cuántica no comezo do século XX.
A física clásica non podía explicar por que o espectro da radiación do corpo negro desviábase da lei de Rayleigh-Jeans a frecuencias altas e producía unha enerxía infinita coñecida como a catástrofe ultravioleta. Max Planck propuxo que a enerxía estaba cuantizada e emitida en unidades discretas chamadas quanta ou fotóns para resolver este problema. A lei de Planck describe o espectro da radiación do corpo negro usando a teoría cuántica.
Resumo
Un corpo negro é un obxecto idealizado que absorbe toda a radiación incidente e emite radiación cun espectro continuo que depende só da súa temperatura.
A radiación do corpo negro é a radiación térmica emitida por un corpo negro en equilibrio termodinámico co seu entorno.
A lei de desprazamento de Wien afirma que a lonxitude de onda máxima da radiación do corpo negro é inversamente proporcional á súa temperatura.
A lei de Stefan-Boltzmann afirma que a potencia total emitida por unidade de área por un corpo negro é proporcional á cuarta potencia da súa temperatura.
A radiación do corpo negro ten moitas aplicacións na física, astronomía, enxeñaría e outros campos.
Declaración: Respetar o orixinal, artigos boñosos merecen ser compartidos, se hai algúnha infracción, póñase en contacto para eliminar.
