TUTORIALES: Leyes de la radiación / relación temperatura-color

CLASES TUTORIALES PARA LA PREPARACIÓN DE EXÁMENES

                 LEYES  DE  LA  RADIACIÓN

 

Radiación es la forma en que se propaga la energía cuando lo hace sin necesidad de conductores. La energía electromagnética (luz, UV, rayos X, etc) se propaga por radiación.

Todos los cuerpos que posean energía, emiten radiaciones electromagnéticas. La energía que poseen determina sus “temperaturas”. Si un cuerpo no tiene energía, su temperatura es 0 en la escala Kelvin (- 273º C) y en tal caso no puede emitir lo que no tiene. Así sabemos que existe una estrecha relación entre la temperatura de los cuerpos y la cantidad de energía que son capaces de emitir. Esa cantidad de energía emitida o “flujo”, es directamente proporcional a la cuarta potencia de la temperatura (Ley de Stefan).

          Flujo emitido por cm2  de superficie y por segundo =  s x T^4

donde “s” es una constante física (constante de Stefan).

De la anterior se deduce que: un pequeño crecimiento de temperatura, produce un gran crecimiento de energía radiada. Así mismo, cuanto mayor sea la superficie del cuerpo emisor, mayor también será la energía que radie.

Claro que la ley anterior es válida solo para “cuerpos negros” aunque existe una tendencia de todos los cuerpos a cumplirla.

Cuerpo negro: es aquel que absorbe toda la energía que le llega y simultáneamente puede emitir todas las radiaciones electromagnéticas (emisor perfecto). Ejemplo: el Sol es lo más aproximado a un cuerpo negro.

Cuerpo blanco: es lo contrario al cuerpo negro, o sea que refleja toda la energía que le llega sin absorberla (reflector perfecto). Ejemplo: un espejo.

Los anteriores son cuerpos de laboratorio que no existen en la naturaleza. Solo hay aproximaciones como los ejemplos mencionados.

 

CURVAS DE RADIACIÓN:

Observando la figura de abajo (curvas de radiación), vemos cuanta energía puede radiar un cuerpo negro según sea su temperatura. Es notorio que para cada valor de temperatura, la cantidad de energía radiada (o intensidad) en cada longitud de onda (l), es diferente, existiendo siempre una en la cual el valor es máximo. A esa longitud de onda, se la llama “pico emisor” (lm).

What's New with My Subject?

                         Temperatura                    lm              sector

1era curva             4000 K                        725 nm            rojo

2da      “                5000 K                        580 nm           amarillo

3era     “                5840 K                        497 nm           azul

4ta       “                7000 K                        414 nm           violeta

De acuerdo a lo anterior, según sea la temperatura del cuerpo negro, será su "color". Las estrellas más frías adoptan tonos rojizos, y las de mayores temperaturas, azulados. Este vínculo se conoce como "relación temperatura-color".

Recordemos que las longitudes de onda de algunas radiaciones electromagnéticas se expresan en “nanómetros” que es una unidad muy pequeña:  1 nm = 10^-9

La “ley de Wien” permite calcular la temperatura de un cuerpo negro, con una simple fórmula que la relaciona al pico emisor:

                           Temperatura (en K) = 2.900.000 / lm (en nm)

Así, conociendo experimentalmente el valor de lm, podremos saber qué temperatura tiene una estrella. También vemos que según sea dicha temperatura, será el color que la estrella adopte. Las más frías se verán rojizas y las más calientes azuladas (relación: temperatura-color).