TRANSFERENCIA

La intensidad de la radiación emitida por un cuerpo negro con una temperatura T viene dada por la ley de Planck:

donde es la cantidad de energía por unidad de área, unidad de tiempo y unidad de ángulo sólido emitida en el rango de frecuencias entre y .

El siguiente cuadro muestra la definición de cada símbolo en unidades de medidas del SI y CGS:

Símbolo Significado Unidades SI Unidades CGS

Radiancia espectral, o es la cantidad de energía por unidad de superficie, unidad de tiempo y unidad de ángulo sólido por unidad de frecuencia o longitud de onda (tal como se especifique) J m-2 sr-1 erg cm-2 sr-1

frecuencia hercios (Hz)

hercios

longitud de onda metro (m)

centímetros (cm)

temperatura del cuerpo negro Kelvin (K)

kelvin

Constante de Planck

julio x segundo (J s) ergio x segundo (erg s)

velocidad de la luz

metros / segundo (m / s) centímetros / segundo (cm / s)

base del logaritmo natural, 2,718281 ...

adimensional adimensional

Constante de Boltzmann

julios por kelvin (J / K) ergios por kelvin (erg / K)

La longitud de onda en la que se produce el máximo de emisión viene dada por la ley de Wien y la potencia total emitida por unidad de área viene dada por la ley de Stefan-Boltzmann. Por lo tanto, a medida que la temperatura aumenta el brillo de un cuerpo cambia del rojo al amarillo y al azul.

La Ley de Wien es una ley de la física. Especifica que hay una relación inversa entre la longitud de onda en la que se produce el pico de emisión de un cuerpo negro y su temperatura.

donde T es la temperatura del cuerpo negro en Kelvin (K) y λmax es la longitud de onda del pico de emisión en metros.

Las consecuencias de la ley de Wien es que cuanta mayor sea la temperatura de un cuerpo negro menor es la longitud de onda en la cual emite. Por ejemplo, la temperatura de la fotosfera solar es de 5780 K y el pico de emisión se produce a 475 nm = 4,75 • 10-7 m. Como 1 angstrom 1 Å= 10-10 m = 10-4 micras resulta que el máximo ocurre a 4750 Å. Como el rango visible se extiende desde 4000 Å hasta 7400 Å, esta longitud de onda cae dentro del espectro visible siendo un tono de verde. Sin embargo, debido a la Dispersión de Rayleigh de la luz azul por la atmósfera, la componente azul se separa distribuyéndose por la bóveda celeste y el Sol aparece amarillento.

a ley de Stefan-Boltzmann establece que un cuerpo negro emite radiación térmica con una potencia emisiva superficial (W/m²) proporcional a la cuarta potencia de su temperatura:

Donde Te es la temperatura efectiva o sea la temperatura absoluta de la superficie y sigma es la constante de Stefan-Boltzmann: .

Esta potencia emisiva de un cuerpo negro (o radiador ideal) supone un límite superior para la potencia emitida por los cuerpos reales.

La potencia emisiva superficial de una superficie real es menor que el de un cuerpo negro a la misma temperatura y está dada por:

Donde epsilon (ε) es una propiedad radiactiva de la superficie denominada emisividad. Con valores en el rango 0 ≤ ε ≤ 1, esta propiedad es la relación entre la radiación emitida por una superficie real y la emitida por el cuerpo negro a la misma temperatura. Esto depende marcadamente del material de la superficie y de su acabado, de la longitud de onda, y de la temperatura de la superficie.

Se denomina absortividad a la medida de la cantidad de luz absorbida por una solución, definida como la unidad de absorbancia por unidad de concentración por unidad de longitud de la trayectoria de luz.

De acuerdo con la Ley de Beer-Lambert, la absortividad es proporcional a la conductividad del soluto absorbente.

Antiguamente

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