Radiación de cuerpo negro para niños
La radiación del cuerpo negro es la energía que emiten los objetos debido a su temperatura. Imagina que un objeto está en un lugar donde la temperatura es la misma en todas partes y no hay nada que lo moleste. En ese estado, el objeto emite luz y calor de una manera muy específica. A esta emisión se le llama radiación del cuerpo negro.
Un "cuerpo negro" es un objeto ideal que absorbe toda la luz y el calor que le llegan, sin reflejar nada. Aunque no existen cuerpos negros perfectos en la naturaleza, algunos materiales como el grafito o el negro de carbón se parecen mucho.
Cuando un cuerpo negro está a temperatura ambiente, lo vemos negro porque la mayor parte de la energía que emite es infrarroja, que nuestros ojos no pueden ver. Pero si lo calentamos, empieza a brillar. Primero se pone de un rojo oscuro, luego amarillo, blanco y, si se calienta muchísimo, incluso azul-blanco. Esto se debe a que, al aumentar la temperatura, el objeto emite más luz visible.
Las estrellas y los planetas no son cuerpos negros perfectos, pero los científicos usan la idea de la radiación del cuerpo negro para entender cómo emiten energía. Incluso los agujeros negros se consideran casi perfectos en su capacidad de absorber todo, y se cree que emiten una radiación especial llamada radiación de Hawking.
El término "cuerpo negro" fue propuesto por el científico Gustav Kirchhoff en 1860. A esta radiación también se le conoce como radiación térmica, radiación de la cavidad o radiación de temperatura.
Contenido
¿Cómo es el espectro de la radiación del cuerpo negro?
La radiación del cuerpo negro tiene un patrón de colores y energías muy particular que solo depende de su temperatura. Este patrón se llama ley de Planck. A temperatura ambiente, la mayor parte de la energía se emite como luz infrarroja.
Cuando un objeto se calienta a más de 500°C, empieza a emitir luz visible. Al principio, en la oscuridad, se ve un brillo grisáceo muy débil. A medida que la temperatura sube, el brillo se vuelve rojo, luego amarillo y finalmente un blanco azulado muy brillante. Cuando un objeto se ve blanco, significa que también está emitiendo una gran cantidad de radiación ultravioleta.
El Sol, por ejemplo, tiene una temperatura de unos 5800 Kelvin (K) y se comporta como un cuerpo negro. Su luz es más intensa en la parte amarillo-verde del espectro visible, pero también emite mucha energía ultravioleta.
El estudio de la radiación del cuerpo negro fue muy importante para el desarrollo de la mecánica cuántica. Los científicos clásicos no podían explicar por qué la energía emitida no crecía infinitamente a altas frecuencias, un problema conocido como la "catástrofe ultravioleta". Fue Max Planck quien, al proponer que la energía se emite en "paquetes" o "cuantos", resolvió este misterio y sentó las bases de la física moderna.
¿Por qué los objetos emiten radiación?
Toda la materia que conocemos, si tiene una temperatura por encima del cero absoluto (la temperatura más fría posible), emite radiación electromagnética. Esta radiación es una forma en que la energía interna de un objeto se convierte en energía de luz y calor. Es un proceso natural de cómo la energía se distribuye.
Al mismo tiempo, toda la materia también absorbe radiación. Un cuerpo negro es un objeto que absorbe toda la radiación que le llega. Cuando un cuerpo negro tiene una temperatura uniforme, la energía que emite tiene una distribución de frecuencias que depende solo de esa temperatura. A esta emisión se le llama radiación de cuerpo negro.
Los cuerpos negros perfectos no existen en la naturaleza, pero podemos crear algo muy parecido en un laboratorio. Si hacemos un pequeño agujero en una caja cerrada y caliente, hecha de un material que absorbe bien la luz (como el grafito), la luz que sale por ese agujero se comporta casi como la radiación de un cuerpo negro ideal. Esto se debe a que cualquier luz que entra al agujero rebota muchas veces dentro de la caja y es absorbida casi por completo.
La radiación del cuerpo negro es muy especial porque su intensidad y su color solo dependen de la temperatura, no del material del que está hecho el objeto. Por ejemplo, la temperatura de la lava volcánica se puede estimar por su color, que va del rojo al amarillo, indicando temperaturas de entre 1000 y 1200 °C.
Leyes importantes de la radiación del cuerpo negro
Hay varias leyes que describen cómo se comporta la radiación del cuerpo negro:
Ley de desplazamiento de Wien
Esta ley nos dice que la longitud de onda (el "color") en la que un cuerpo negro emite más energía se hace más corta (se mueve hacia el azul) a medida que la temperatura aumenta. Por eso, un objeto caliente primero se ve rojo, luego amarillo y finalmente blanco o azul. La fórmula es: 
donde 
es la longitud de onda de máxima emisión, 
es la temperatura y 
es la constante de desplazamiento de Wien (aproximadamente 2.898 × 10−3 K·m).
Ley de Stefan-Boltzmann
Esta ley nos dice cuánta energía total emite un cuerpo negro por unidad de área. Establece que la energía emitida es proporcional a la cuarta potencia de su temperatura absoluta. Esto significa que si duplicas la temperatura de un objeto, ¡la energía que irradia se multiplica por 16! La fórmula es: 
donde Error al representar (Falta el ejecutable <code>texvc</code>. Véase math/README para configurarlo.): j^\star es la energía emitida por unidad de área, es la temperatura absoluta y 
es la constante de Stefan-Boltzmann (aproximadamente 5.67 × 10−8 W·m−2⋅K−4).
La radiación del cuerpo humano
El cuerpo humano también emite energía en forma de luz infrarroja. La cantidad de energía que perdemos por radiación es la diferencia entre lo que emitimos y lo que absorbemos del ambiente.
Un adulto tiene una superficie corporal de unos 2 metros cuadrados. La piel y la ropa tienen una emisividad (qué tan bien emiten radiación comparado con un cuerpo negro) cercana a 1. Si la temperatura de la piel es de unos 33°C y la del ambiente es de 20°C, el cuerpo humano puede perder alrededor de 100 vatios de energía por radiación. Esto equivale a unas 2000 calorías de alimentos al día.
Por esta razón, los dispositivos de imagen térmica (como los que se usan para ver en la oscuridad o para medir la temperatura a distancia) son muy sensibles en el rango de luz infrarroja que emite el cuerpo humano (entre 7 y 14 micrómetros).
La temperatura de los planetas y las estrellas
La ley del cuerpo negro es muy útil para estimar la temperatura de un planeta que gira alrededor de una estrella, como la Tierra alrededor del Sol.
La temperatura de un planeta depende de varios factores:
- La energía que recibe de su estrella.
- La energía que el propio planeta emite (como el calor infrarrojo de la Tierra).
- El albedo, que es la cantidad de luz que el planeta refleja.
- El efecto invernadero si el planeta tiene atmósfera.
- La energía que el planeta genera internamente (por ejemplo, por la desintegración de elementos radiactivos).
Si consideramos solo el calor del Sol, podemos calcular la temperatura de un planeta. El Sol emite una enorme cantidad de energía en todas direcciones. El planeta solo recibe una pequeña parte de esa energía. Además, el planeta refleja una parte de la luz solar (su albedo) y absorbe el resto.
Si la Tierra fuera un cuerpo negro perfecto y no tuviera atmósfera, su temperatura efectiva sería de aproximadamente -18.8°C. Sin embargo, la atmósfera de la Tierra y el efecto invernadero hacen que la temperatura de la superficie sea mucho más cálida, ¡lo cual es bueno para la vida!
La radiación en el universo
La radiación de fondo de microondas cósmica, que es una especie de "eco" del universo primitivo, es el ejemplo más perfecto de radiación de cuerpo negro que hemos observado en la naturaleza. Tiene una temperatura de aproximadamente 2.7 Kelvin. Esta radiación es como una "fotografía" de cómo era el universo cuando era muy joven y la materia y la radiación se separaron.
También se ha propuesto que los agujeros negros emiten una radiación de cuerpo negro llamada radiación de Hawking. Si esto es cierto, los agujeros negros podrían "evaporarse" lentamente con el tiempo al perder masa en forma de partículas.
Historia de la radiación del cuerpo negro
Balfour Stewart
En 1858, el científico Balfour Stewart realizó experimentos sobre cómo los objetos emiten y absorben calor. Descubrió que las superficies cubiertas de negro de humo (que absorben casi toda la luz) también eran las que más calor emitían. Stewart no usó términos como "longitud de onda" en ese momento, pero sus experimentos mostraron que los materiales que absorben bien el calor también lo emiten bien cuando están en equilibrio térmico.
Gustav Kirchhoff
En 1859, Gustav Kirchhoff, sin conocer el trabajo de Stewart, observó que las longitudes de onda de la luz que un material absorbe son las mismas que las que emite. Esto fue un gran avance.
En 1860, Kirchhoff propuso un principio general: para cualquier longitud de onda y a una temperatura dada, la relación entre la capacidad de emisión y la capacidad de absorción de un cuerpo es siempre la misma, y es igual a la capacidad de emisión de un cuerpo negro perfecto. Esta es la famosa Ley de Kirchhoff de la radiación térmica.
Kirchhoff también introdujo el concepto de "cuerpos perfectamente negros" como una referencia ideal. Aunque su prueba teórica fue debatida, su ley y el concepto de cuerpo negro fueron fundamentales. Kirchhoff reconoció que encontrar la forma matemática exacta de esta función de emisión universal era un problema muy importante, y fue Max Planck quien finalmente lo resolvió en 1900, dando origen a la ley de Planck y sentando las bases de la mecánica cuántica.
Galería de imágenes
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A medida que la temperatura disminuye, el pico de la curva de radiación del cuerpo negro se mueve a intensidades más bajas y longitudes de onda más largas. El gráfico de radiación del cuerpo negro también se compara con el modelo clásico de Rayleigh y Jeans.
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El color (cromaticidad) de la radiación del cuerpo negro depende de la temperatura del cuerpo negro; el locus de tales colores, que se muestra aquí en CIE 1931 x, y espacio, se conoce como el locus planckiano.
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Imagen WMAP de 9 años (2012) de la radiación de fondo de microondas cósmica en todo el universo.
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La intensidad de radiación térmica de onda larga de la Tierra, desde las nubes, la atmósfera y el suelo.
Véase también
En inglés: Black-body radiation Facts for Kids
