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Radiación electromagnética

Publicado por Monica González

La naturaleza de la radiación fue un misterio para los científicos por mucho tiempo. En el siglo pasado, J.C. Maxwell propuso que tal forma de energía viaja por el espacio en forma de un oscilante campo compuesto por una perturbación eléctrica y magnética en dirección perpendicular a las perturbaciones.

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En la imagen arriba, vemos oscilaciones en el campo eléctrico (rojo), y en el campo magnético (azul), que son mutuamente ortogonales – el campo eléctrico queda en el plan xy; el magnético en el plan xz. La onda viaja en la dirección x.

Una onda electromagnética puede ser definida en términos de su frecuencia de oscilación, asignada por la letra griega nu (v). La onda se mueve en línea recta con una velocidad constante (la velocidad de la luz, c); la distancia entre crestas sucesivas es la longitud de la onda, l, que es igual a su velocidad dividida por su frecuencia, l = c / n.

El espectro electromagnético cubre un intervalo enorme en longitudes de onda, de longitudes muy chicas a longitudes muy grandes. Vea la imagen abajo.

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La única región del espectro en que nuestros ojos son sensibles es la región del “visible”, identificada por los colores del arco iris.

El sol no es el único objeto que produce energía de radiación; cualquier  objeto que esté a temperatura mayor que 0 K emitirá alguna radiación. El gran reto para los científicos fue descubrir cómo relacionar la energía de radiación con la temperatura de un objeto.

Si un objeto es puesto en un recipiente cuyas paredes estén a una temperatura uniforme, esperamos que el objeto entre en equilibrio térmico con las paredes del recipiente y que el objeto pase a emitir una radiación parecida a la de las paredes del recipiente. Dicho objeto absorbe e irradia la misma cantidad de energía. Pero una superficie perfectamente negra absorbe toda la radiación incidente sobre ella y deberá irradia del mismo modo, si estuviera en equilibrio térmico. La radiación térmica en equilibrio es entonces llamada radiación del cuerpo negro.

La primera relación entre temperatura y energía de radiación fue deducida por J. Stefan en 1884 y explicada teóricamente por Boltzmann en la misma época. Ella nos dice que:

Energía total = σT4

donde la energía total emitida por el cuerpo negro es definida por la unidad de área y por segundo, T es la temperatura absoluta (termodinámica) y s es la constante de Stefan-Boltmann.

La gran cuestión en el inicio del siglo era explicar cómo la energía radiante total emitida por el cuerpo negro estaba distribuida entre las varias frecuencias o longitudes de onda de la radiación. La teoría clásica de los osciladores electromagnéticos, de  J. C. Maxwell, falló en la explicación de la distribución observada en la radiación.

Fue Max Planck quién dio el dilema resuelto, mostrando que la energía de los osciladores debería ser cuantificada, o sea, las energías no podrían tener todos los valores, pero deberían sufrir variaciones en los pasos. El tamaño de cada paso, o quantum, es proporcional a la recuencia de los osciladores e igual a hv, donde h es la constante de  Planck. Con esa hipótesis, Planck dedujo la distribución de la radiación luminosa de un cuerpo negro y mostró como ella sufre variaciones con la longitud de onda para una determinada temperatura.

La deducción de Planck también puede ser utilizada de forma inversa: dada una determinada distribución de intensidad de luz emitida por un cuerpo negro, la ley de Planck puede ser utilizada para calcular su temperatura, comparando la forma de distribución con la curva de Planck.

Las curvas ilustradas abajo muestran que cuanto más caliente un cuerpo, mayor será su luminosidad a pequeñas longitudes de onda. La superficie solar posee temperatura de  6000 K, y la curva de Planck presenta un pico en la región del visible. Para cuerpos más fríos que el sol, el pico de la curva de Planck se mueve para longitudes de onda mayores, hasta que se llega a una temperatura donde poquísima radiación es emitida en la región del visible.

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En el dibujo arriba, la intensidad es la energía por unidad de ángulo sólido por unidad de tiempo por unidad de intervalo de longitud de onda. La línea trazada muestra la variación con la temperatura de la longitud de onda donde la intensidad es máxima.

Esa es una representación grafica de la ley de Wien, que dice:

λ (max) ~  0.29/T

donde λ (max) es la longitud de onda máxima de la radiación en cm, y T es la temperatura absoluta del cuerpo negro.

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