La razón de que los absorbentes perfectos sean emisores perfectos es que los procesos son inversos entre sí. En el caso de la energía electromagnética, el proceso de absorción y emisión implica la absorción y emisión de fotones.
La definición de radiación de cuerpo negro
Cuando un cuerpo negro está en equilibrio, la cantidad de energía que entra en una región del objeto es igual a la energía que sale de la misma región. La radiación emitida por un cuerpo negro se conoce como radiación de cuerpo negro, que tiene un espectro continuo conocido como espectro de cuerpo negro, cuyo patrón es muy bien conocido (ver ejemplos en la imagen inferior).
¿Por qué la mecánica clásica no consigue explicar el espectro del cuerpo negro?
La mecánica clásica no consigue explicar este espectro porque, según los modelos, las partículas podrían vibrar a energías más altas sin ningún límite con intensidad creciente. Esto produciría un espectro con valores crecientes de intensidad a frecuencias más altas (vibraciones más grandes). Sin embargo, se sabe que las intensidades en el espectro del cuerpo negro disminuyen cuando la longitud de onda se aproxima a cero, lo que puedes ver en la imagen siguiente. En la imagen, las curvas en rojo, verde y azul corresponden a diferentes temperaturas. Los picos de la intensidad de emisión corresponden a distintas frecuencias que dependen de la temperatura.
No fue hasta finales del siglo XIX cuando el científico de origen alemán Max Planck tuvo una idea para resolver el desacuerdo entre la teoría y los experimentos. En el modelo de Planck, la energía no se compartía entre partículas en valores continuos arbitrarios: sólo se compartía en cantidades fijas que eran múltiplos de un número "h".
En la luz, para frecuencias muy altas, la energía cinética se calcula como h-f (donde f es la frecuencia). No puede traducirse en energía térmica a estas frecuencias porque ello significaría temperaturas infinitas. Esto significa que los constituyentes del cuerpo negro se precipitan gradualmente hacia la región en la que no tienen temperatura, lo que puedes ver en la parte izquierda de la imagen anterior.
La parte derecha de la imagen se comprendía perfectamente sin la física cuántica porque, para frecuencias muy bajas, la energía térmica equivalente también es muy baja. La comprensión del régimen de altas frecuencias condujo a la predicción de la existencia de los fotones, que transportaban los "cuantos" (trozos discretos de energía medidos por la constante h).
Características del espectro del cuerpo negro
La radiación más intensamente emitida por un objeto tiene una longitud de onda λ que es inversamente proporcional a la temperatura. Las temperaturas más altas emitirán radiaciones intensas con longitudes de onda más cortas, y el color se desplazará hacia el espectro azul. El espectro de la radiación tiene las siguientes características:
El espectro es continuo.
El pico del espectro se desplaza hacia longitudes de onda más cortas a medida que aumenta la temperatura.
El espectro es 0 en 0: es el resultado de la cuantificación de la energía.
Los valores del espectro a longitudes de onda mayores son menores.
Los objetos astronómicos pueden modelizarse como cuerpos negros. Por eso la radiación de cuerpo negro es muy útil en física, astrofísica y astronomía.
Carta de colores de la radiación del cuerpo negro
La temperatura, la longitud de onda de emisión y el color percibido son magnitudes relacionadas para un cuerpo negro. Una carta de colores puede mostrar la dependencia temperatura-color de un cuerpo negro. En astronomía, podemos aproximarnos a las temperaturas de los objetos astronómicos caracterizando sus propiedades de emisión, como se muestra en la imagen siguiente.
Los colores observados en cualquier objeto son el producto de la luz (fotones) emitida por el objeto o reflejada por él. Los fotones tienen una longitud de onda diferente según su energía: los fotones de baja energía se perciben como rojos, y los de alta energía, como azul-violeta.
La diferencia de color que percibes se debe a unas células denominadas células cónicas. Los conos son células fotorreceptoras muy especiales que pueden convertir la luz incidente en una señal eléctrica que llega al cerebro.
Las células cónicas se dividen en tres tipos de células sensibles a una gama de longitudes de onda diferentes: longitudes de onda cortas, como los colores azul y morado, longitudes de onda medias, como el verde y el amarillo, y longitudes de onda grandes, como el naranja y el rojo.
Las estrellas y la radiación de los cuerpos negros
Las estrellas pueden modelizarse como cuerpos negros, lo que significa que su temperatura superficial y su emisión de longitud de onda están relacionadas. Gracias a esta relación, podemos diferenciar qué estrellas tienen una temperatura más alta que otras por la radiación que emiten y el color observado. Consulta la tabla siguiente para ver algunos ejemplos (donde K significa Kelvin y nm nanómetros):
| Color | Nombre de la estrella | Temperatura (K) | Pico de emisión (nm) |
| Azul-blanco | Rigel | 11,000 | 145 |
| Azul-blanco | Vega | 9602 | 310 |
| Amarillo | Sol | 5778 | 550 |
| Naranja | Aldebarán | 3910 | 740 |
Las estrellas no presentan el mismo color durante toda su vida, y la variación de color puede decirnos mucho sobre la temperatura y los procesos que tienen lugar en su interior.
Un ejemplo es el caso concreto de una estrella amarilla, como nuestro Sol, que se convertirá en una gigante roja.
Una estrella existe gracias a un proceso de fusión nuclear que tiene lugar en su interior. Este proceso fusiona principalmente hidrógeno y helio, creando elementos más pesados. Durante la fusión, el núcleo de una estrella está en equilibrio, la gravedad intenta comprimirlo y la fusión intenta expandirlo.
Al agotarse el hidrógeno, el núcleo de la estrella empieza a comprimirse debido a la gravedad, ya que se rompe el equilibrio de fuerzas y la compresión calienta el núcleo. Como consecuencia, las capas exteriores de la estrella se calientan y en ellas se produce el proceso de fusión.
El proceso expande la superficie exterior de la estrella, y la superficie se enfría. Durante este proceso, la estrella se convierte en una gigante roja. Como resultado, el color de la estrella pasa del amarillo al rojo, y su emisión se desplaza a longitudes de onda mayores (temperaturas superficiales más bajas).
Si sales al exterior durante la noche en algunas partes del Hemisferio Norte y hay un cielo despejado, es posible que puedas ver dos estrellas: Betelgeuse y Rigel.
En la imagen inferior, la estrella roja de arriba a la izquierda es Betelgeuse. Esta estrella es una supergigante roja y, como tal, debe tener un pico de emisión en el espectro rojo. La estrella situada debajo de Betelgeuse, a la derecha, es Rigel, y su color azul indica que su pico espectral debe estar en torno a un azul-púrpura.
El pico de emisión de Rigel se mide en torno a 145 nm. Por su parte, el pico de emisión de Betelgeuse se mide en torno a los 855 nm. Si observas la tabla de espectros de color, verás que el color de Betelgeuse corresponde a una longitud de onda mayor (colores rojos) y el de Rigel a una longitud de onda menor (colores púrpura-azul).
Debido a la ley que relaciona la energía de los fotones con la frecuencia, sabemos que los fotones emitidos por Rigel tienen más energía que los fotones emitidos por Betelgeuse.
Aplicación de la radiación del cuerpo negro a los agujeros negros
Los agujeros negros son objetos astronómicos que pueden modelarse como cuerpos negros. En este caso, los agujeros negros se modelan como absorbentes perfectos que no dejan escapar ninguna radiación. Los agujeros negros siguen siendo objeto de intensa investigación, pero se espera que emitan algún tipo de radiación como absorbentes perfectos.
Un mecanismo propuesto por el científico británico Stephen Hawking -conocido como radiación de Hawking- adopta la forma de una curva de radiación de cuerpo negro. Sin embargo, no se han encontrado respuestas definitivas para estos fenómenos.
Radiación de cuerpo negro - Puntos clave
- Un cuerpo negro es un perfecto emisor y absorbente de radiación. En un cuerpo negro, la emisión de radiación depende de su temperatura.
- Debido a la relación temperatura-emisión-frecuencia, el pico de emisión nos da la temperatura del cuerpo.
- Las estrellas, como cuerpos emisores, pueden modelarse como cuerpos negros. Por ello, el color de la estrella puede indicarnos su temperatura. Las estrellas rojas serán más frías y las azules más calientes.
- Los agujeros negros son cuerpos negros perfectos, capaces de absorber toda la radiación. Se han predicho y teorizado varios mecanismos por los que pueden emitir radiación. Uno de ellos es la radiación de Hawking.
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