Energía radiante y cuerpo negro. Todo cuerpo a temperatura mayor que cero emite energía en forma de ondas electromagnéticas. A temperatura ambiente la energía es baja y corresponde a longitudes de onda superiores a las de la luz visible. Al elevar la temperatura aumenta la energía emitida y disminuyen las longitudes de onda lo que se manifiesta en el cambio de color cuando el cuerpo se calienta.

luz visible emitida por una lámpara incandescente, La radiación térmica es radiación electromagnética generada por el movimiento de partículas cargadas dentro de la materia. Ejemplos: luz visible emitida por una lámpara incandescente, radiación infrarroja emitida por mamíferos Gran parte de la energía de una persona es emitida en forma de radiación. Algunos objetos (como esta bolsa plástica) son transparentes en el infrarrojo y opacos en el visible (y viceversa). Acá se ven dos imágenes de una misma escena en el visible y el infrarrojo. Wikimedia Commons

La luz del Sol es radiación térmica generada por el plasma caliente que está en esta estrella. La Tierra también emite radiación térmica pero de intensidad mucho menor. El balance entre lo que la Tierra absorbe del Sol y lo que emite son los dos procesos más importantes que determinan la temperatura terrestre. Los cuerpos no emiten con igual intensidad a todas las frecuencias o longitudes de onda. Para estudiar el comportamiento de la distribución de la energía con la longitud de onda observada experimentalmente se introdujo un objeto idealizado llamado cuerpo negro.

Un cuerpo negro es un objeto ideal que absorbe toda la energía electromagnética que incide sobre él. Debido a esto, también es el emisor perfecto de radiación térmica, irradiando en forma incandescente con un espectro de emisión continuo característico que depende de su temperatura. A temperatura ambiente emite en el infrarrojo. El nombre Cuerpo negro fue introducido por Gustav Kirchhoff en 1862. La luz emitida por un cuerpo negro se denomina radiación de cuerpo negro. El espectro de emisión de un cuerpo negro sigue la ley de Planck y depende sólo de la temperatura.

Espectro de la radiación de cuerpo negro. Experimentalmente se observan espectros que se aproximan muy bien al ideal (el de cuerpo negro dado por la ley de Planck) para cada temperatura. A medida que la temperatura disminuye, el máximo de la curva también disminuye y la longitud de onda para la que ocurre aumenta. Entender el origen de esta radiación fue un tópico “caliente” de la física del sXIX. En el gráfico se compara la curva de la radiación de un cuerpo negro con la teoría clásica de Rayleigh y Jeans. Wikimedia Commons

Se puede observar la radiación de cuerpo negro como un remanente del punto de transparencia en el cual la temperatura del Universo en expansión cayó por debajo de los 3000K de modo que la radiación pudo escapar.

Descubrimiento de la radiación cósmica de fondo En 1965 Arno A. Penzias and Robert W. Wilson de los Laboratorios Bell estaban probando una antena muy sensible en el rango de las microondas cuando descubrieron un ruido de fondo. Intentaron eliminarlo sin éxito. Apuntaron la antena en distintas direcciones y siguieron detectándola. Como no pudieron explicarla en términos de ninguna fuente de ruido “local”, concluyeron que venía del espacio y que era igual en todas direcciones. Se trataba de una radiación cuya distribución era la de un cuerpo negro a aproximadamente 2.7 Kelvins. Luego de sus esfuerzos para eliminar el ruido descubrieron que un grupo de Princeton había predicho que debía quedar una radiación de fondo en el rango de las microondas proveniente del Big Band y que estaban planeando hacer un experimento para detectarla. Penzias y Wilson recibieron el Premio Nobel en 1978 por su descubrimiento.

Radiación cósmica de fondo Distribución de la radiación cósmica de fondo medida por el Wilkinson Microwave Anisotropy Probe. Es el espectro de emisión medido con mayor exactitud, corresponde a una temperatura de 2.725 K y a un pico de emisión a los 160.2 GHz. Wikimedia Commons

El espectro de radiación del cuerpo negro presenta varias regularidades. La frecuencia más probable de la radiación emitida, con b=2.8977685(51)×10−3 m·K, está dada por la ley de Wien. La ley de Stefan-Boltzmann da la intensidad total de la radiación como función de la temperatura. Diagrama de Hertzsprung–Russell donde se grafica la luminosidad de las estrellas como función de la temperatura superficial efectiva (temperatura de un cuerpo negro que emita la misma cantidad total de radiación electromagnética que la estrella).

Albores de la mecánica cuántica. La discrepancia entre el espectro experimental de la radiación térmica y las predicciones de la teoría clásica llevó a Planck a concluir que la energía de un sistema de cargas que oscilan como osciladores armónicos sólo puede ser un múltiplo entero de una cierta cantidad finita de energía (1901). Ideas similares fueron luego aplicadas por Einstein para explicar el efecto fotoeléctrico (1905) y por Bohr para explicar propiedades de los espectros de emisión atómicos (1913). Estos trabajos más los desarrollados por de Broglie, Heisenberg y Schrödinger dieron lugar al inicio del desarrollo de la mecánica cuántica.