radiacion del cuerpo oscuro
En general, la radiación dada por un objeto caliente depende
de muchas cosas. Es posible inventarse un modelo teorético para el “perfecto” emisor de radiación. El emisor
“perfecto” también debería absorber la radiación perfectamente. Un objeto
oscuro absorbe toda la energía de la luz que le cae. Por esta razón la
radiación de un emisor teóricamente “perfecto” se le llama radiación del cuerpo
oscuro.
La radiación del cuerpo oscuro no depende de la naturaleza de la superficie que lo emite, pero si depende de su temperatura. A cualquier temperatura dada va a haber un rango de longitudes de onda (y frecuencias) de la radiación emitida. Algunas longitudes de onda son mas intensas que otras. Como se puede ver en la grafica:
La radiación del cuerpo oscuro no depende de la naturaleza de la superficie que lo emite, pero si depende de su temperatura. A cualquier temperatura dada va a haber un rango de longitudes de onda (y frecuencias) de la radiación emitida. Algunas longitudes de onda son mas intensas que otras. Como se puede ver en la grafica:
Para ser mas preciso, no es correcto etiquetar el eje y del
grafico como intensidad, pero esto es hecho frecuentemente. Este podría ser
llamado función de intensidad. Esto define que el área bajo el grafico (entre
dos longitudes de onda) determina la intensidad emitida en el rango de esa
longitud de onda. El área total bajo el grafico es toda la energía irradiada.
Aunque estrellas y planetas no sean emisores perfectos, el espectro de su radiación es aproximadamente el mismo que el de la radiación del cuerpo oscuro.
Aunque estrellas y planetas no sean emisores perfectos, el espectro de su radiación es aproximadamente el mismo que el de la radiación del cuerpo oscuro.
ley de wien
La ley des desplazamiento de Wien relaciona la longitud de
onda en la cual la intensidad de ña radiación es máxima λmax con la temperatura del cuerpo oscuro T. Esto
quiere decir que:
λmax T= Constante
El valor de la constante puede ser encontrado con el experimento. Esta es 2.9x10-3 m K. Debe ser considerado que para usar esta constante la longitud de onda debe ser sustituida en la ecuación en metros y la temperatura en kelvin.
λmax T= Constante
El valor de la constante puede ser encontrado con el experimento. Esta es 2.9x10-3 m K. Debe ser considerado que para usar esta constante la longitud de onda debe ser sustituida en la ecuación en metros y la temperatura en kelvin.
Se puede analizar la luz de una estrella y calcular el valor de la
temperatura de la superficie. Esta será mucho menor que la temperatura del
núcleo. Las estrellas calientes emiten todas las frecuencias de luz visible por
lo que se ven blancas. Las estrellas mas frías solo emiten las longitudes de
onda mas altas (frecuencias mas bajas) de la luz visible, entonces se verán
rojas. Radiación emitida por planetas serán en infra rojo.
Ley de stefan-boltzmann
La ley de Stefan-Boltzmann conecta la energía total
irradiada por un cuerpo oscuro (por unidad de área) a la temperatura del cuerpo
oscuro. La relación importante es que:
Total de energía irradiada µ T4
Y en símbolos, total de energía irradiada =
Total de energía irradiada µ T4
Y en símbolos, total de energía irradiada =
Cuando:
s es una constante llamada la constante de Stefan- Boltzmann.
s=5.67x10-8 W m-2 K-4
A es el área de la superficie del emisor (en m2)
T es la temperatura absoluta del emisor (en kelvin)
El radio de la estrella r esta vinculado con su área de superficie, A usando la ecuación A= 4pr2.
s es una constante llamada la constante de Stefan- Boltzmann.
s=5.67x10-8 W m-2 K-4
A es el área de la superficie del emisor (en m2)
T es la temperatura absoluta del emisor (en kelvin)
El radio de la estrella r esta vinculado con su área de superficie, A usando la ecuación A= 4pr2.
radiacion de un cuerpo negro y stefan boltzmann
La materia no toma parte en la transferencia de energía
térmica por radiación. Todos los cuerpos que se encuentren a mas de cero grados
kelvin irradian ondas electromagnéticas. Cuando hay radiación por parte de un
objeto este se calienta.
Esta radiación es generalmente la parte infraroja de un espectro electromagnético (en la mayoría de objetos).
Puntos importantes:
· La radiación puede viajar por el vacío.
· Las superficies que emiten radiación también la absorben.
· Los cuerpos oscuros irradia y absorben la radiación eficientemente.
· Cuando un cuerpo irradia y absorbe energía a la misma temperatura, su tasa de emisión y absorción de radiación son las mismas.
· Cuerpos de color claro emiten y absorben poca energía.
· Si la temperatura de un objeto aumenta, su radiactividad también al igual que sus tasas de radiación.
Esta radiación es generalmente la parte infraroja de un espectro electromagnético (en la mayoría de objetos).
Puntos importantes:
· La radiación puede viajar por el vacío.
· Las superficies que emiten radiación también la absorben.
· Los cuerpos oscuros irradia y absorben la radiación eficientemente.
· Cuando un cuerpo irradia y absorbe energía a la misma temperatura, su tasa de emisión y absorción de radiación son las mismas.
· Cuerpos de color claro emiten y absorben poca energía.
· Si la temperatura de un objeto aumenta, su radiactividad también al igual que sus tasas de radiación.
equilibrio
Si la temperatura del planeta se mantiene constante, la
energía que absorbe este será igual a las tasas de radiación de este al
espacio. De esta manera hay un equilibrio térmico. Si absorbe mas energía que
la que emite, la temperatura aumentara y viceversa.
emisividad
Esta es la energía irradiada por unidad de área de un objeto
dividido de la energía irradiada por unidad de área de un cuerpo oscuro a la
misma temperatura. Y esta es igual a E.
capacidad calorifica de un objeto
Es la capacidad requerida para alcanzar la temperatura de
una unidad de área de la superficie de un planeta por un grado. Se simboliza
como Cs.
Cs=energía/variación de la temperatura de un superficie x área de la superficie
Variación de temperatura= (intensidad de radiación que entra- intensidad de radiación emitida) x tiempo/Cs
Por esta razón la temperatura de un planeta se puede saber con la radiación que le entra.
Cs=energía/variación de la temperatura de un superficie x área de la superficie
Variación de temperatura= (intensidad de radiación que entra- intensidad de radiación emitida) x tiempo/Cs
Por esta razón la temperatura de un planeta se puede saber con la radiación que le entra.