abril 21, 2011

La Radiación Térmica y Radiación Solar

Radiación electromagnética
Llamemos radiación electromagnética, u ondas electromagnéticas, oscilaciones de un campo eléctrico - magnético que se propagan en el espacio en forma ondulatoria. Estas ondas, como cualquier onda, están caracterizadas por su frecuencia ν (número de oscilaciones por unidad de tiempo; unidad 1 Hz = 1 s-1) y su longitud de onda λ(distancia entre dos puntos consecutivos con la misma fase de la onda; unidad 1m). La velocidad de propagación, v, de ondas es v = λν (m/s). Cargas eléctricas que son aceleradas generan ondas electromagnéticas.

Las ondas electromagnéticas se propagan en el espacio libre (vacío) con la velocidad co ≈ 3 x 108 m/s (velocidad de la luz), independiente de su frecuencia. Según la longitud de onda, las ondas electromagnéticas reciben diferentes nombres: rayos gama, rayos X, luz ultravioleta, luz visible, infrarrojo, microondas ondas de radio. El conjunto forma el espectro electromagnético:

Con la descripción ondulatoria se puede explicar bien ciertas características de la radiación electromagnética, en particular los fenómenos de difracción e interferencia. Pero para poder explicar su interacción con la materia, se debe asignar a la radiación electromagnética también un carácter corpuscular: la radiación está compuesta por fotones, “partículas” que se mueven con la velocidad de la luz y que tienen una energía E = hν, es decir, la energía de un fotón es proporcional a la frecuencia ν de la radiación.

La constante de proporcionalidad, h, es llamada constante de Planck, y tiene el valor h = 6,6 x 10^34 Js (Joules segundos; el producto de energía con tiempo es llamado acción).

Radiación Térmica
Debido al movimiento térmico de los electrones y núcleos, toda materia emite radiación electromagnética, llamada radiación térmica. Basada en las leyes de la termodinámica se puede demostrar que un cuerpo que absorbe toda radiación electromagnética, llamado cuerpo negro, es también un cuerpo que emite más radiación que cualquier otro cuerpo a la misma temperatura y que el espectro de la radiación emitida por un cuerpo negro es un espectro continuo que depende solamente de su temperatura. Este es la famosa Ley de Planck, cuya deducción por Max Planck en 1900 representa el comienzo de la física moderna, basada en el mecánica quántica (Planck ha introducido por primera vez la idea de la cuantificación de la radiación en paquetes de energía de magnitud hν):


E(λ,T) es la densidad espectral de la radiación de un cuerpo negro que se encuentra a la temperatura T (medido en Kelvin K = °C + 273), y da la energía, por unidad de tiempo, unidad de área y unidad de longitud de onda, que emite este cuerpo. Integrando sobre todas las longitudes de onda λ, es decir todo el área de bajo de la curva del espectro, nos da toda la radiación emitido, por unidad de área, que emite un cuerpo negro:

                     I = E(λ,T)dλ = σ.T^4      Ley de Stefan - Boltzmann

La constante σ tiene el valor σ = 5,67x108 W/m2 K4


Ejemplo: un cuerpo negro a la temperatura de 300K (27 °C) emite, por unidad de área,
I = σ x 3004 W/m 2 = 459 W/m2.

Otra característica del espectro de la radiación de un cuerpo negro es la ley de Wien: el espectro tiene su máxima intensidad a una longitud λ max que es inversamente proporcional a la temperatura del cuerpo negro:
λ max (μm)= 2900 / T (K)
Ejemplos: un cuerpo negro a la temperatura de 300K, emite un espectro que tiene un máximo a la longitud de onda 2900/ 300 μm = 9,67 μm (corresponde al infrarrojo).

Radiación Solar
En el interior del sol se realice una reacción termonuclear de fusión generando energía: 4 núcleos de hidrógeno se fusionan en 1 núcleo de helio, que tiene una masa menor que los 4 núcleos de hidrógeno, transformándose la diferencia de masa en energía, según E = mc2. La superficie del sol, la cromosfera, tiene una temperatura de cerca de 6000 K, la que emite radiación electromagnética aproximadamente correspondiendo a la radiación emitido por un cuerpo negro a esa temperatura.


El Espectro Solar
Esta radiación, de espectro continuo y con un máximo cerca a 0,5 μm (en el amarillo del espectro visible) tiene una parte ultravioleta, una parte visible y una parte infrarroja:

La radiación solar llega a la tierra (fuera de la atmósfera) con una intensidad de Co (promedio anual), llamada:

Constante solar: Co = 1367 kW/m2

Debido a la variación de la distancia sol – tierra, la intensidad de esta radiación varia durante el año ± 3,4 %, con un máximo en enero (perihelio) y un mínimo a comienzos de julio (afelio).

1 comentario:

  1. Buenas tardes.
    Con una cámara termografica he obtenido la temperatura de unos materiales textiles.
    He aplicado la ley de Stefan – Boltzmann y no entiendo su resultado.
    No entiendo qué relación ay entre el resultado obtenido por Boltzmann y las propiedades solares de ese material textil (absorción, reflexión y transmisión) .
    Muchas gracias.

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