miniaturadeimagen|303x303px|A medida que la temperatura disminuye, el pico de la curva de radiación del cuerpo negro se mueve a intensidades más bajas y longitudes de onda más largas. El gráfico de radiación del cuerpo negro también se compara con el modelo clásico de Rayleigh y Jeans. miniaturadeimagen|341x341px|El color (cromaticidad) de la radiación del cuerpo negro depende de la temperatura del cuerpo negro; el locus de tales colores, que se muestra aquí en CIE 1931 x, y espacio, se conoce como el locus planckiano. La radiación del cuerpo negro es la radiación electromagnética térmica dentro o alrededor de un cuerpo en equilibrio termodinámico con su entorno, o emitida por un cuerpo negro (un cuerpo opaco y no reflectante). Tiene un espectro y una intensidad específicos que dependen solo de la temperatura del cuerpo, que se asumen para simplificar los cálculos y la teoría como uniformes y constantes., Chapter 1., Chapter 13., Chapter 11., Chapter 13.
La radiación térmica emitida espontáneamente por muchos objetos ordinarios puede aproximarse a la radiación de cuerpo negro. Un recinto perfectamente aislado que se encuentra en equilibrio térmico internamente contiene radiación de cuerpo negro y lo emitirá a través de un agujero hecho en su pared, siempre que el agujero sea lo suficientemente pequeño como para tener un efecto insignificante en el equilibrio.
Un cuerpo negro a temperatura ambiente aparece negro, ya que la mayor parte de la energía que irradia es infrarroja y no puede ser percibida por el ojo humano. Debido a que el ojo humano no puede percibir ondas de luz a frecuencias más bajas, un cuerpo negro, visto en la oscuridad a la temperatura más baja y apenas visible, aparece subjetivamente gris, aunque su pico de espectro físico objetivo está en el rango infrarrojo.Partington, J.R. (1949), p. 466. Cuando se pone un poco más caliente, aparece rojo apagado. A medida que aumenta su temperatura, se vuelve amarillo, blanco y, finalmente, azul-blanco.
Aunque los planetas y las estrellas no están en equilibrio térmico con sus alrededores ni los cuerpos negros perfectos, la radiación del cuerpo negro se usa como primera aproximación de la energía que emiten. Los agujeros negros son cuerpos negros casi perfectos, en el sentido de que absorben toda la radiación que cae sobre ellos. Se ha propuesto que emitan radiación de cuerpo negro (radiación de Hawking), con una temperatura que depende de la masa del agujero negro.
El término cuerpo negro fue introducido por Gustav Kirchhoff en 1860.From (Kirchhoff, 1860) (Annalen der Physik und Chemie), p. 277: "Der Beweis, welcher für die ausgesprochene Behauptung hier gegeben werden soll, … vollkommen schwarze, oder kürzer schwarze, nennen." (The proof, which shall be given here for the proposition stated [above], rests on the assumption that bodies are conceivable which in the case of infinitely small thicknesses, completely absorb all rays that fall on them, thus [they] neither reflect nor transmit rays. I will call such bodies "completely black [bodies]" or more briefly "black [bodies]".) See also (Kirchhoff, 1860) (Philosophical Magazine), p. 2. La radiación del cuerpo negro también se denomina radiación térmica, radiación de la cavidad, radiación completa o radiación de temperatura.
Espectro La radiación del cuerpo negro tiene un espectro de frecuencia continuo y característico que depende solo de la temperatura del cuerpo, llamado espectro de Planck o ley de Planck. El espectro alcanza su punto máximo a una frecuencia característica que se desplaza a frecuencias más altas a medida que aumenta la temperatura y, a temperatura ambiente, la mayor parte de la emisión se encuentra en la región infrarroja del espectro electromagnético.Wien, W. (1893). Eine neue Beziehung der Strahlung schwarzer Körper zum zweiten Hauptsatz der Wärmetheorie, Sitzungberichte der Königlich-Preußischen Akademie der Wissenschaften (Berlin), 1893, 1: 55–62.Lummer, O., Pringsheim, E. (1899). Die Vertheilung der Energie im Spectrum des schwarzen Körpers, Verhandlungen der Deutschen Physikalischen Gessellschaft (Leipzig), 1899, 1: 23–41. A medida que la temperatura aumenta más allá de los 500°C, los cuerpos negros comienzan a emitir cantidades significativas de luz visible. Visto en la oscuridad por el ojo humano, el primer resplandor débil aparece como un gris "fantasmal" (la luz visible es realmente roja, pero la luz de baja intensidad activa solo los sensores de nivel de gris del ojo). Con el aumento de la temperatura, el brillo se hace visible incluso cuando hay algo de fondo alrededor de la luz: primero como un rojo apagado, luego amarillo, y finalmente un "blanco azulado deslumbrante" a medida que la temperatura aumenta.Draper, J.W. (1847). On the production of light by heat, London, Edinburgh, and Dublin Philosophical Magazine and Journal of Science, series 3, 30: 345–360. . Cuando el cuerpo aparece blanco, está emitiendo una fracción sustancial de su energía como radiación ultravioleta. El Sol, con una temperatura efectiva de aproximadamente 5800K, es un cuerpo negro aproximado con un espectro de emisión que alcanza su punto máximo en la parte central, amarillo-verde del espectro visible, pero también con una potencia significativa en el ultravioleta.
La radiación del cuerpo negro proporciona información sobre el estado de equilibrio termodinámico de la radiación de la cavidad. Si cada modo de Fourier de la radiación de equilibrio en una cavidad por lo demás vacía con paredes perfectamente reflectantes se considera como un grado de libertad capaz de intercambiar energía, entonces, de acuerdo con el teorema de equipartición de la física clásica, habría una cantidad igual de energía en cada modo. Como hay un número infinito de modos, esto implica una capacidad de calor infinita (energía infinita a cualquier temperatura que no sea cero), así como un espectro no físico de radiación emitida que crece sin límite con una frecuencia creciente, un problema conocido como la catástrofe ultravioleta. En cambio, en la teoría cuántica, los números de ocupación de los modos se cuantifican, cortando el espectro a alta frecuencia de acuerdo con la observación experimental y resolviendo la catástrofe. El estudio de las leyes de los cuerpos negros y el fracaso de la física clásica para describirlos ayudaron a establecer los fundamentos de la mecánica cuántica.
Explicación Toda la materia normal (bariónica) emite radiación electromagnética cuando tiene una temperatura por encima del cero absoluto. La radiación representa una conversión de la energía interna de un cuerpo en energía electromagnética y, por lo tanto, se llama radiación térmica. Es un proceso espontáneo de distribución radiativa de la entropía. miniaturadeimagen|512x512px|El cuerpo de un cuerpo negro de 800 K a 12200 K. Esta gama de colores se aproxima a la gama de colores de estrellas de diferentes temperaturas, como se ve o se fotografía en el cielo nocturno. A la inversa, toda la materia normal absorbe la radiación electromagnética en cierto grado. Un objeto que absorbe toda la radiación que cae sobre él, en todas las longitudes de onda, se llama cuerpo negro. Cuando un cuerpo negro está a una temperatura uniforme, su emisión tiene una distribución de frecuencia característica que depende de la temperatura. Su emisión se llama radiación de cuerpo negro.
El concepto del cuerpo negro es una idealización, ya que los cuerpos negros perfectos no existen en la naturaleza. El grafito y el negro de carbón, con emisividades superiores a 0,95, sin embargo, son buenas aproximaciones a un material negro. Experimentalmente, la radiación del cuerpo negro se puede establecer mejor como la radiación de equilibrio estable en última instancia estable en una cavidad en un cuerpo rígido, a una temperatura uniforme, que es totalmente opaca y solo es parcialmente reflexiva. Una caja cerrada de paredes de grafito a una temperatura constante con un pequeño orificio en un lado produce una buena aproximación a la radiación ideal del cuerpo negro que emana de la abertura.
La radiación del cuerpo negro tiene una distribución única absolutamente estable de intensidad radiativa que puede persistir en el equilibrio termodinámico en una cavidad. En equilibrio, para cada frecuencia, la intensidad total de la radiación que se emite y refleja desde un cuerpo (es decir, la cantidad neta de radiación que sale de su superficie, llamada la radiación espectral) se determina únicamente por la temperatura de equilibrio, y no depende de La forma, material o estructura del cuerpo. Para un cuerpo negro (un absorbente perfecto) no hay radiación reflejada, por lo que la luminosidad espectral se debe enteramente a la emisión. Además, un cuerpo negro es un emisor difuso (su emisión es independiente de la dirección). En consecuencia, la radiación del cuerpo negro puede verse como la radiación de un cuerpo negro en el equilibrio térmico.
La radiación del cuerpo negro se convierte en un resplandor visible de la luz si la temperatura del objeto es lo suficientemente alta. El punto Draper es la temperatura a la que todos los sólidos brillan de un rojo tenue, alrededor de 798K. A 1000 K, una pequeña abertura en la pared de una gran cavidad de paredes opacas calentadas uniformemente (horno), vista desde el exterior, se ve roja; A 6000 K, parece blanco. No importa cómo se construya el horno, o de qué material, siempre y cuando se construya de manera que casi toda la luz que ingresa sea absorbida por sus paredes, contendrá una buena aproximación a la radiación del cuerpo negro. El espectro, y por lo tanto el color, de la luz que sale será solo una función de la temperatura de la cavidad. Una gráfica de la cantidad de energía dentro del horno por unidad de volumen y por unidad de intervalo de frecuencia trazada en función de la frecuencia, se denomina curva de cuerpo negro. Diferentes curvas se obtienen variando la temperatura. izquierda|miniaturadeimagen|250x250px|La temperatura de un flujo de lava Pāhoehoe se puede estimar observando su color. El resultado concuerda bien con otras mediciones de las temperaturas de los flujos de lava en alrededor de 1000 a 1200 °C (1830 a 2190 °F). Dos cuerpos que están a la misma temperatura permanecen en equilibrio térmico mutuo, por lo que un cuerpo a temperatura T rodeado por una nube de luz a temperatura T emitirá tanta luz en la nube como absorbe, siguiendo el principio de intercambio de Prevost, que se refiere al equilibrio radiativo. El principio del equilibrio detallado dice que, en el equilibrio termodinámico, cada proceso elemental funciona igualmente en su sentido hacia adelante y hacia atrás.de Groot, SR., Mazur, P. (1962). Non-equilibrium Thermodynamics, North-Holland, Amsterdam., Section 9.4. Prevost también demostró que la emisión de un cuerpo está determinada lógicamente únicamente por su propio estado interno. El efecto causal de la absorción termodinámica en la emisión termodinámica (espontánea) no es directo, sino que es solo indirecto, ya que afecta al estado interno del cuerpo. Esto significa que en el equilibrio termodinámico, la dimensión de cada longitud de onda en cada dirección de radiación térmica emitida por un cuerpo a temperatura T, negra o no, es igual a la cantidad correspondiente que el cuerpo absorbe porque está rodeada de luz a temperatura T.