Radiación Térmica

La naturaleza de la radiación a confundido a los científicos por siglos. Maxwell propuso que esta forma de energía viaja como una vibración eléctrica y perturbación magnética a través del espacio en una dirección perpendicular a dicha perturbación.

En el diagrama, la oscilación eléctrica (rojo) y la oscilación magnética (azul) son perpendiculares (la eléctrica en el plano xy y la magnética en el xz). Las ondas están viajando en dirección x. Una onda electromagnética puede ser definida en términos de frecuencia de oscilación designada por la letra griega nu (v). La onda se mueve en línea recta con velocidad constante (designada como c si este movimiento es a través del vacío); la distancia entre picos sucesivos es la longitud de onda ( )y es igual a la velocidad entre la frecuencia.

El espectro electromagnético cubre una gran cantidad de longitudes de onda, desde ondas muy cortas hasta muy largas.

La única región del espectro electromagnético la cual es sensible a nuestro ojos es el rango "visible" identificado en el diagrama con los colores del arcoiris.

El sol no es el único objeto que provee energía radiante; algunos objetos cuya temperatura es mayor que el 0 K pueden emitir algo de energía radiante. El desafío de los científicos fue como esta energía radiante está relacionada a la temperatura del objeto.

Si un objeto está colocado dentro de un recipiente cuyas paredes están a temperatura uniforme, se espera que el objeto alcance el equilibrio térmico con las paredes del recipiente y el objeto pueda emitir energía radiante semejante a las paredes del recipiente. Así un objeto absorbe e irradia la misma cantidad de energía. Ahora las superficies negras absorben toda la radiación incidente sobre ellos y estos pueden irradiarla de la misma manera si están en equilibrio térmico. La radiación en equilibrio térmico es llamada Radiación de cuerpo negro.

La primera relación entre la temperatura y la energía radiante fue deducida por J. Stefan en 1884 y teóricamente explicada por Boltzmann con la siguiente ecuación:

Donde la energía total es por unidad de área por segundo emitido por un cuerpo negro, T es la temperatura absoluta y la constanteStefan-Boltzmann.

La mayor pregunta hacia finales de siglo pasado era explicar la manera como la energía total emitida por un cuerpo negro es desplegada en varias frecuencias y longitudes de onda. La teoría clásica de Maxwell de oscilaciones electromagnéticas falla en explicar la distribución de energía observada. Este dilema fue dejado a Max Planck el cual lo resolvió planteando que la energía de las oscilaciones debe estar cuantizada, es decir la energía puede no tomar cualquier valor pero puede cambiar por pasos, siendo el tamaño de cada paso o quantum proporcional a la frecuencia de oscilación e igual a hv, donde h es la constante de Planck. Con esta proposición, Planck derivó la distribución de la energía de los cuerpos negros y mostró que es definida por su temperatura. Así, si la temperatura de un cuerpo negro es especificada, la Ley de Planck puede usarse para calcular la energía emitida por el cuerpo como una función de la longitud de onda, y si la distribución de energía del cuerpo radiante es medida, entonces, ajustándole una curva de Planck puede determinarse su temperatura.

En las curvas presentadas se observa que el cuerpo más caliente emite más energía a longitudes de onda más cortas. La temperatura de la superficie del sol es 6000 K y su pico en la curva de Planck están en el rango visible. Para cuerpos más fríos que el sol, el pico dentro de su curva de Planck cambia a una mayor longitud de onda hasta que la temperatura que alcanza es tal que emite poca energía radiante en el rango visible.

Esta figura (adaptada del libro Termo-Física de Adkins) presenta varias curvas de Plank para cuerpos negros. La línea punteada presenta la variación con la longitud de onda y la temperatura de los picos de la curva.

Esta es la representación gráfica de la Ley de Wien, la cual dice

(max)~0.29/T

donde (max) es la longitud de onda de el máximo brillo en cm y T es la temperatura absoluta de el cuerpo negro.

El cuerpo humano tiene una temperatura alrededor de los 310 K e irradia primeramente en el infrarrojo. Si una fotografía de una humano es tomado con un cámara sensitiva a la región de las longitudes de onda se puede obtener una "imágen térmica".