Todo cuerpo a temperatura mayor que cero emite energía en forma de ondas electromagnéticas.

1. 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.

2. La radiacióntérmicaesradiaciónelectromagnéticageneradapor el movimiento de partículascargadasdentro de la materia. • Ejemplos: • luz visible emitidaporunalámparaincandescente, • radiacióninfrarrojaemitidapormamíferos Gran parte de la energía de una persona esemitida en forma de radiación. Algunosobjetos (comoestabolsaplástica) son transparentes en el infrarrojo y opacos en el visible (y viceversa). Acá se ven dos imágenes de unamismaescena en el visible y el infrarrojo. Wikimedia Commons

3. La luz del Sol esradiacióntérmicageneradapor el plasma calientequeestá en estaestrella. La Tierra tambiénemiteradiacióntérmicapero de intensidad mucho menor. El balance entre lo que la Tierra absorbe del Sol y lo queemite son los dos procesosmásimportantesquedeterminan la temperaturaterrestre. 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.

4. 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 dependesólo de la temperatura.

5. Espectro de la radiación de cuerpo negro. Experimentalmente se observanespectrosque se aproximanmuybien al ideal (el de cuerpo negro dado por la ley de Planck) paracadatemperatura. A medidaque la temperaturadisminuye, el máximo de la curvatambiéndisminuye y la longitud de ondapara la queocurreaumenta. Entender el origen de estaradiaciónfue un tópico “caliente” de la física del sXIX. En el gráfico se compara la curva de la radiación de un cuerpo negro con la teoríaclásica de Rayleigh y Jeans. Wikimedia Commons

6. Se puedeobservar la radiación de cuerpo negro como un remanente del punto de transparencia en el cual la temperatura del Universo en expansióncayópordebajo de los 3000K de modoque la radiaciónpudoescapar.

7. Descubrimiento de la radiacióncósmica de fondo En 1965 Arno A. Penzias and Robert W. Wilson de los Laboratorios Bell estabanprobandounaantenamuy sensible en el rangode lasmicroondascuandodescubrieron un ruido de fondo. Intentaroneliminarlo sin éxito. Apuntaron la antena en distintasdirecciones y siguierondetectándola. Como no pudieronexplicarla en términos de ningunafuente de ruido “local”, concluyeronquevenía del espacio y que era igual en todasdirecciones. Se trataba de unaradiacióncuyadistribución era la de un cuerpo negro a aproximadamente2.7 Kelvins. Luego de susesfuerzosparaeliminar el ruidodescubrieronque un grupo de Princeton habíapredichoquedebíaquedarunaradiación de fondo en el rango de lasmicroondasproveniente del Big Band y queestabanplaneandohacer un experimentoparadetectarla. Penzias y Wilson recibieron el Premio Nobel en 1978 porsudescubrimiento.

8. Radiacióncósmica de fondo Distribución de la radiacióncósmica de fondomedidapor el Wilkinson Microwave Anisotropy Probe. Es el espectro de emisiónmedido con mayor exactitud,corresponde a unatemperatura de 2.725 K y a un pico de emisión a los 160.2 GHz. Wikimedia Commons

9. El espectro de radiación del cuerpo negro presentavariasregularidades. La frecuenciamás probable de la radiaciónemitida, con b=2.8977685(51)×10−3m·K, está dada por la ley de Wien. La ley de Stefan-Boltzmann da la intensidad total de la radiacióncomofunción de la temperatura. Diagrama de Hertzsprung–Russell donde se grafica la luminosidad de las estrellascomofunción de la temperaturasuperficialefectiva (temperatura de un cuerpo negro queemita la mismacantidad total de radiaciónelectromagnéticaque la estrella).

11. Alboresde la mecánicacuántica. La discrepancia entre el espectro experimental de la radiación térmica y las predicciones de la teoría clásicallevó 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.