Profesor Jaime Villalobos Velasco Departamento de Física Universidad Nacional de Colombia Mar ______________________________________________

PREGUNTA 1 Qué entiende por el término Radiación del Cuerpo Negro, RCN? Un cuerpo negro es un objeto teórico o ideal que absorbe toda la luz y toda la energía radiante que incide sobre él. La radiación incidente se refleja o pasa a través del cuerpo negro. El cuerpo negro emite luz y constituye un sistema físico idealizado para el estudio de la emisión de radiación electromagnética La radiación finalmente se entiende como la radiación emitida por un cuerpo negro cuando sufre un cambio de temperatura G1N23IVAN

PREGUNTA 2 Cuáles fueron las principales teorías, y protagonistas, que explicaron el fenómeno de la RCN en el siglo XIX? Ley de Stefan-Boltzmann Formulada en 1878 por J. Stefan y L. E. Boltzmann a partir de las curvas experimentales del espectro de la radiación del cuerpo negro. R=E/(A∙t)=σT^4 (1) Donde σ es la constante de Stefan-Boltzmann que es igual a 5,67× 〖 10 〗 ^(-8) W/(m^2∙K^4). R es una medida de energía radiada por unidad de área y tiempo también conocida como radiancia. Ley del desplazamiento de Wien Cuando aumenta la temperatura absoluta del cuerpo negro, el máximo de densidad de energía se va moviendo a frecuencias mayores. ϑ_max ∝ T (2) Generalmente también se expresa como: λ_max T=constante (3) El valor de la constante en (3) se determina experimentalmente y es igual a 2,898× 〖 10 〗 ^(-3) m∙K. Ley de Wien Formulada en 1893 por W. Wien. Permite calcular la densidad de energía radiada por un cuerpo negro en función de la frecuencia y a una temperatura determinada. ρ(ϑ)=(C_1 ϑ^3)/e^((C_2 ϑ)/T) (4) C_1 y C_2 son dos constantes arbitrarias que se ajustan de tal manera que la curva teórica y la experimental coincidan. Esta ley funciona bien para frecuencias altas pero para frecuencias pequeñas se aleja de los resultados experimentales. Las 3 leyes anteriores se dedujeron de manera empírica (aunque la ley de Wien empleó conceptos de la termodinámica). En adelante se realizaron intentos por deducir las leyes que rigen el comportamiento de la radiación del cuerpo negro. G1N23IVAN

PREGUNTA 2 Cuáles fueron las principales teorías, y protagonistas, que explicaron el fenómeno de la RCN en el siglo XIX? Ley de Rayleigh-Jeans La deducen J. W. Rayleigh y J. H. Jeans a partir de tres consideraciones: La física clásica puede describir la radiación emitida por un cuerpo negro. El cuerpo negro y la radiación que emite están en equilibrio térmico. Cuando un cuerpo negro se calienta, los electrones de sus átomos oscilan alrededor de su posición de equilibrio y emiten radiación electromagnética de igual frecuencia a la oscilación. Con un desarrollo matemático riguroso y teniendo en cuenta la ley de la equipartición de la energía, la ley de Rayleigh-Jeans define la densidad de energía emitida por un cuerpo negro así: ρ(ϑ)=8π/c^3 KTϑ^2 (5) Ley de Planck Formulada en 1900 por Max Planck solucionando el conflicto entre los resultados teóricos previos y los datos experimentales para la radiación del cuerpo negro. Utiliza dos postulados: La energía de un oscilador siempre debe ser un múltiplo entero de una mínima cantidad de energía ϵ_0. Para osciladores de diferentes frecuencias ϵ_0 debe ser proporcional a la frecuencia de la radiación que emiten. La densidad de energía de la radiación de un cuerpo negro estaría entonces dada por: ρ(ϑ)=(8πϑ^2)/c^3 ϵ_0/(e^(ϵ_0/KT)-1) (6) Donde ϵ_0= ℏ ϑ y ℏ es la constante de Planck entre 2π la cual tiene el valor de 1,06× 〖 10 〗 ^(-34) J∙s. Este modelo reproduce correctamente los resultados experimentales y los valores producidos por las leyes anteriores apropiadamente. G1N23IVAN

PREGUNTA 4: Por qué se le denomina Catástrofe UV al modelo de Raleigh-Jeans? La catástrofe ultravioleta, es un fallo de la teoría clásica del electromagnetismo al explicar la emisión electromagnética de un cuerpo en equilibrio térmico con el ambiente. De acuerdo con las predicciones del electromagnetismo clásico, un cuerpo negro ideal en equilibrio térmico debía emitir energía en todos los rangos de frecuencia; de manera que a mayor frecuencia, mayor energía. Así lo mostraron Rayleigh y Jeans, por quienes la catástrofe de ultravioleta también se conoce como catástrofe de Rayleigh-Jeans. De acuerdo con la ley que ellos enunciaron, la densidad de energía emitida para cada frecuencia debía ser proporcional al cuadrado de la última, lo que implica que las emisiones a altas frecuencias (en el ultravioleta) deben portar enormes cantidades de energía. Tanto es así, que al calcular la cantidad total de energía radiada (es decir, la suma de las emisiones en todos los rangos de frecuencia), se aprecia que ésta es infinita, hecho que pone en riesgo los postulados de conservación de la energía G1N23IVAN

Qué es la ionosfera Cómo se origina, cómo se estudia, qué se mide, … La ionósfera o termósfera1 2 3 es la parte de la atmósfera terrestre ionizada permanentemente debido a la fotoionización que provoca la radiación solar. Se sitúa entre la mesosfera y la exosfera, y en promedio se extiende aproximadamente entre los 80kms y los 500 km de altitud, aunque los límites inferior y superior varían según autores y se quedan en y km respectivamente. Por otra parte, algunos consideran que la alta ionosfera constituye el límite inferior de la magnetosfera, solapándose ligeramente ambas capas (entre los 500 y km). La ionosfera también se conoce como termosfera4 por las elevadas temperaturas que se alcanzan en ella debido a que los gases están en general ionizados. Si el sol está activo, las temperaturas en la termosfera pueden llegar a °C. Entre las propiedades de la ionosfera, encontramos que esta capa contribuye esencialmente en la reflexión de las ondas de radio emitidas desde la superficie terrestre, lo que posibilita que éstas puedan viajar grandes distancias sobre la Tierra gracias a las partículas de iones (cargadas de electricidad) presentes en esta capa. Además, en esta capa se desintegran la mayoría de meteoroides, a una altura entre 80 y 110 km, debido al rozamiento con el aire y dan lugar a meteoros o estrellas fugaces