Cuando un sistema de cuerpo negro se calienta a una temperatura adecuada emite radiación de todas las longitudes de onda posibles, es decir, energía. Esta radiación se llama radiación del cuerpo negro.

El sistema más exacto que posee las propiedades del cuerpo negro es una cavidad isotérmica (Figura 6), cuya superficie tiene una temperatura uniforme. Cuando la radiación entra en la cavidad a través de una pequeña apertura, sufre múltiples reflejos en las paredes internas. Tras varios reflejos, la radiación será casi enteramente absorbida por la cavidad.

 

 

La distribución de la energía entre las diferentes longitudes de onda del espectro de radiación del cuerpo negro no es uniforme. Ya que la emisión del cuerpo negro es difusa, la intensidad espectral de la radiación abandona la cavidad en una dirección independiente.

La radiación de una cavidad a temperatura constante depende solo de la temperatura de la cavidad y no depende de la naturaleza de la sustancia.

La distribución de Planck

La intensidad de la radiación de un cuerpo negro a una temperatura T se muestra con la Ley de la radiación de Planck:

 

Ecuación 1

En donde h representa la constante de Planck y tiene valor de h=6.626x10-34Js, kes la constante Boltzmann y tiene el valor k=1.381x10-23 J/K y respectivamente, c0 es la velocidad de la luz en el vacío c0=2.998x108 m/s y T es la temperatura absoluta del cuerpo negro (K).

La energía espectral emisiva de un cuerpo negro es:

 

Ecuación 2

En donde la primera y la segunda constantes de radiación son C1 = 2πhc02 = 3,742x108Wμm4/m2 y C2= hc0/k= 1.439x104 μmK.

La Ecuación 2 se conoce como la distribución de Planck.

Esta es la fórmula que se utiliza normalmente en la aplicación práctica, en teledetección, transferencia de calor y radioastronomía.

Estas fórmulas solo se pueden tener en cuenta si tenemos un medio transparente.

Ley de desplazamiento de Wien

La longitud de onda en la que la radiación es más fuerte se define con la Ley de Wien y corresponde a una λmax que depende de la temperatura T.

En la ecuación de la Ley de desplazamiento de Wien (Ecuación 3), C3 representa la tercera constante de radiación: C3 = 2897,8mK

 

λmax = C3 / T Ecuación 3

Así que, desde esta relación podemos ver que el valor máximo de la intensidad de la radiación, aumenta en proporción a la temperatura a la quinta potencia.

Ley de Stefan-Boltzmann

La energía total emitida por unidad de área es descrita por la Ley de Stefan-Boltzmann:

 

Eb= σ xT4 Ecuación 4

En donde σ representa la constante de Stefan-Boltzmann: σ=5.67ßx10-8 W/m2K4 .

 

Enlaces relacionados:

Si tienes interés en ver y escuchar otro enfoque de estas 3 leyes puedes echar un vistazo a los siguientes enlaces:

 

http://www.youtube.com/watch?v=jbxty6aDfhU

http://www.youtube.com/watch?v=R2Af_VMTxZY