Se han publicado en la página correspondiente las dos primeras actividades (11 y 51) de la primera parte, Introducción a la Física Cuántica, de la unidad 5, Física del siglo XX, de la materia de Física de 2º de bachillerato.
Ambas actividades están relacionadas con los problemas precursores de la Física Cuántica, concretamente con la radiación del cuerpo negro.
La radiación del cuerpo negro
Todo cuerpo a cierta temperatura emite energía en forma de radiación electromagnética.
Depende de:
La naturaleza del cuerpo.
La temperatura.
Origen de la emisión según la teoría clásica: vibración de las cargas atómicas.
Dos cuerpos en un recinto asilado:
Si sus temperaturas son T1 mayor que T2: emiten radiación EM hasta alcanzar el equilibrio térmico.
El cuerpo de menor temperatura absorbe más radiación que emite; el de mayor T emite más energía que absorbe.
Magnitudes que describen los procesos de emisión y absorción:
Poder emisivo (e): energía emitida por unidad de superficie y tiempo (potencia emitida por unidad de superficie)
Poder absorbente (alfa): fracción de energía incidente que es absorbida.
Concepto de cuerpo negro : es un cuerpo ideal que absorbe toda la radiación que le llega y no refleja ninguna, alfa = 1.
Su poder emisivo sólo depende de la T, no de la naturaleza del cuerpo.
Leyes experimentales fundamentales:
Ley de Kirchhoff (1859). El poder emisivo de un cuerpo en equilibrio térmico, a cualquier temperatura, es proporcional a su poder absorbente, siendo la constante de proporcional igual al poder emisivo del cuerpo negro a esa temperatura: e aumenta si alfa aumenta.
Gustav Robert Kirchhoff 1(824-1887) es un físico y químico alemán.
Ley del desplazamiento de Wien (1893). La longitud de onda para la que el poder emisivo de un cuerpo negro es máximo, lambda sub m, es inversamente proporcional a su temperatura.
Matemáticamente: λ_m·T=constante = 2,897·10^(-3) m·K
Permite determinar la temperatura de las estrellas y explica cambios de coloración de los cuerpos con la temperatura.
Wilhelm Wien (1864-1928) es un físico alemán.
Ley de Stefan-Boltzmann (1879 y 1884). La energía total emitida por un cuerpo negro por unidad de superficie y tiempo (intensidad) es directamente proporcional a la cuarta potencia de su temperatura absoluta.
Matemáticamente: e(I)=σ·T^4
σ = constante de Stefan = 5,67 · 10-8 W/m2·K4.
Calculada experimentalmente en 1879 por el físico austriaco Joseph Stefan (1835-1893) y deducida teóricamente en 1884 por el también físico austriaco Ludwing Boltzmann (1844-1906).
Gráficas experimentales de e (I) frente a longitud de onda para cada T
No tienen explicación teórica con la teoría EM clásica: las cargas atómicas vibrando emiten de forma continua en todas las longitudes de onda, con una energía que aumenta con la frecuencia.
A partir de la Física Clásica (termodinámica y electrodinámica), el físico británico John Williams Strutt Rayleigh (1842-1919) y el astrónomo y físico británico James Hopwood Jeans (1887-1946) obtienen que e (I) de un cuerpo es proporcional a T e inversamente proporcional a lambda elevado a 4. En consecuencia e (I) debía ir aumentando para lambdas decrecientes hasta el infinito.
La Física Clásica explica bien la emisión de radiación del cuerpo negro para longitudes de onda largas, pero no para longitudes de onda pequeñas: catástrofe ultravioleta.
Todo cuerpo a cierta temperatura emite energía en forma de radiación electromagnética.
Depende de:
La naturaleza del cuerpo.
La temperatura.
Origen de la emisión según la teoría clásica: vibración de las cargas atómicas.
Dos cuerpos en un recinto asilado:
Si sus temperaturas son T1 mayor que T2: emiten radiación EM hasta alcanzar el equilibrio térmico.
El cuerpo de menor temperatura absorbe más radiación que emite; el de mayor T emite más energía que absorbe.
Magnitudes que describen los procesos de emisión y absorción:
Poder emisivo (e): energía emitida por unidad de superficie y tiempo (potencia emitida por unidad de superficie)
Poder absorbente (alfa): fracción de energía incidente que es absorbida.
Concepto de cuerpo negro : es un cuerpo ideal que absorbe toda la radiación que le llega y no refleja ninguna, alfa = 1.
Su poder emisivo sólo depende de la T, no de la naturaleza del cuerpo.
Leyes experimentales fundamentales:
Ley de Kirchhoff (1859). El poder emisivo de un cuerpo en equilibrio térmico, a cualquier temperatura, es proporcional a su poder absorbente, siendo la constante de proporcional igual al poder emisivo del cuerpo negro a esa temperatura: e aumenta si alfa aumenta.
Gustav Robert Kirchhoff 1(824-1887) es un físico y químico alemán.
Ley del desplazamiento de Wien (1893). La longitud de onda para la que el poder emisivo de un cuerpo negro es máximo, lambda sub m, es inversamente proporcional a su temperatura.
Matemáticamente: λ_m·T=constante = 2,897·10^(-3) m·K
Permite determinar la temperatura de las estrellas y explica cambios de coloración de los cuerpos con la temperatura.
Wilhelm Wien (1864-1928) es un físico alemán.
Ley de Stefan-Boltzmann (1879 y 1884). La energía total emitida por un cuerpo negro por unidad de superficie y tiempo (intensidad) es directamente proporcional a la cuarta potencia de su temperatura absoluta.
Matemáticamente: e(I)=σ·T^4
σ = constante de Stefan = 5,67 · 10-8 W/m2·K4.
Calculada experimentalmente en 1879 por el físico austriaco Joseph Stefan (1835-1893) y deducida teóricamente en 1884 por el también físico austriaco Ludwing Boltzmann (1844-1906).
Gráficas experimentales de e (I) frente a longitud de onda para cada T
No tienen explicación teórica con la teoría EM clásica: las cargas atómicas vibrando emiten de forma continua en todas las longitudes de onda, con una energía que aumenta con la frecuencia.
A partir de la Física Clásica (termodinámica y electrodinámica), el físico británico John Williams Strutt Rayleigh (1842-1919) y el astrónomo y físico británico James Hopwood Jeans (1887-1946) obtienen que e (I) de un cuerpo es proporcional a T e inversamente proporcional a lambda elevado a 4. En consecuencia e (I) debía ir aumentando para lambdas decrecientes hasta el infinito.
La Física Clásica explica bien la emisión de radiación del cuerpo negro para longitudes de onda largas, pero no para longitudes de onda pequeñas: catástrofe ultravioleta.
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