Javier Alejandro Castro Garcia G2E09Javier 16/06/15 Fundamentos de Física Moderna Radiación del Cuerpo Negro -modelos clásicos- Javier Alejandro Castro Garcia G2E09Javier 16/06/15

Radiación del Cuerpo Negro - modelos clásicos - Definición Ley de Stefan-Boltzmann Ley del Desplazamiento de Wien Ley de Rayleigh-Jeans Mostrar arreglos experimentales Mencionar años, países de origen, etc

Definición Consiste en la luz que emite todo cuerpo caliente, tal como una estrella, el carbón que arde rojo incandescente en una estufa, la resistencia de una cocina eléctrica, entre otras cosas. La radiación del cuerpo negro llevó al desarrollo de las ciencias físicas y a una ruptura con los conceptos clásicos de la mecánica.

Ley de Stefan-Boltzmann La ley de Stefan-Boltzmann establece que toda materia que no se encuentra a una temperatura infinita emite dos radiaciones térmicas. Estas radiaciones se originan a partir de la energía térmica de la materia limitada por la superficie más baja por la que fluyen, la velocidad a la que libera energía por unidad de área (W/m2) se denomina la potencia emisiva superficial E. La ley fue deducida en 1879 por el físico austriaco Jožef Stefan (1835-1893) basándose en las mediciones experimentales realizadas por el físico irlandés John Tyndall y fue derivada en 1884 a partir de consideraciones teóricas por Ludwig Boltzmann (1844-1906) usando la termodinámica. Boltzmann consideró un cierto ideal motor térmico con luz como fuente de energía en lugar de gas. La ley es muy precisa sólo para objetos negros ideales , los radiadores perfectos, llamados cuerpos negros; funciona como una buena aproximación para la mayoría de los cuerpos grises. Stefan publicó esta ley en el artículo «Über die Beziehung zwischen der Wärmestrahlung und der Temperatur» (Sobre la relación entre la radiación y la temperatura térmica) en el Boletín de las sesiones de la Academia de Ciencias de Viena.

Ley del Desplazamiento de Wien La ley de desplazamiento de Wien es una ley de la física que establece que hay una relación inversa entre la longitud de onda en la que se produce el pico de emisión de un cuerpo negro y su temperatura. Esta ley fue formulada empíricamente por el físico alemán Wilhelm Wien (1864–1928) que la derivó en 1893 apoyándose en un argumento termodinámico. Wien consideró adiabática, o lenta, la expansión de una cavidad que contiene ondas de luz en equilibrio térmico. Demostró que en fase de expansión o contracción lenta, la energía de la luz que reflejaban las paredes cambia exactamente en la misma forma que la frecuencia. Un principio general de la termodinámica es que un estado de equilibrio térmico, cuando se expande muy lentamente mantiene su equilibrio térmico. El principio adiabático permitió a Wien concluir que para cada modo, la invariante adiabática energía/frecuencia es sólo función de la otra invariante adiabática, la frecuencia/temperatura.

Ley de Rayleigh-Jeans En física, la ley de Rayleigh-Jeans intenta describir la radiación espectral de la radiación electromagnética de todas las longitud de onda de un cuerpo negro a una temperatura dada. La ley es derivada de argumentos de la física clásica. Lord Rayleigh obtuvó por primera vez el cuarto grado de la dependencia de la longitud de onda en 1900; una derivación más completa, la cual incluia una constante de proporcionalidad, fue presentada por Rayleigh y Sir James Jeans en 1905. Ésta agregaba unas medidas experimentales para longitudes de onda. Sin embargo, ésta predecía una producción de energía que tendía al infinito ya que la longitud de onda se hacía cada vez más pequeña. Esta idea no se soportaba por los experimentos y el error se conoció como la catástrofe ultravioleta. En 1900 Max Planck obtuvo una relación diferente, conocida como la ley de Planck. Esta ley pertenece a la física cuántica.

Ecuación de los modelos Gráficos de las variables y parámetros Archivo adjunto de exel con datos

Ley de Stefan-Boltzmann 𝜎=5,67𝑥 10 −8 𝑊 𝑀 2 ∗ 𝐾 4

Ley del Desplazamiento de Wien 𝜏 𝑚𝑎𝑥 = 0,0028976𝑚𝐾 𝑇

Ley de Rayleigh-Jeans 𝑅 𝑇 𝑣 = 2𝑘𝑇 𝑣 2 𝑐 2 𝐸= 𝐸 0 sin 𝑛 1π𝑥 𝐿 sin 𝑛 2π𝑦 𝐿 sin 𝑛 3π𝑧 𝐿 𝑠𝑖𝑛 2π𝑐𝑡 λ

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