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• Giselle Escobedo Cortijo

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CUERPOS NEGROS CARACTERISTICAS    

Absorbe toda la radiación incidente. Ninguna superficie puede transmitir más energía que el cuerpo negro. Es un emisor difuso. Existe radiación de un cuerpo negro dentro de la cavidad.

LEY DE PLANCK Cuando un cuerpo negro se calienta a una temperatura T, emite fotones desde su superficie, los cuales poseen una distribución determinada de energía que depende de la temperatura superficial; Max Plnack en 1900 demostró que la energía emitida por un cuerpo negro a una longitud de onda L y una temperatura T es de la forma (Yunus,2011) :

Wn =

C 1  -5 eC 2 / T - 1

Siendo: Wn = emitancia monocromática del cuerpo negro a la temperatura T en W/m2. C1 = 2π h c2 = 3'74.10-16 W.m2 = primera constante de la radiación. C2 = hc/k = 0'0143 m.K = segunda constante de la radiación. h = constante de Planck. c = velocidad de la luz en el vacío. Se enuncia de la siguiente manera: “La emitancia monocromática de un cuerpo negro depende, no sólo de la longitud de onda, sino también de la temperatura absoluta a la que se encuentra el cuerpo”.

LEY DE DESPLAZAMIENTO DE WIEN Establece que cuando aumenta la temperatura de un radiador de cuerpo negro, aumenta la energía radiada general, y el pico de la curva de radiación se mueve hacia longitudes de ondas más cortas.

Cuando se evalúa el máximo a partir de la fórmula de radiación de Planck, se encuentra que el producto de la longitud de onda máxima y la temperatura es constante:

 dWn C1 d   0  5 C / T  d d   e 2  1 T cte





El resultado de esta operación es :

Esta relación se denomina Ley de desplazamieno de Wien, que 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; y es útil para la determinación de la temperatura de objetos radiantes calientes tales como estrellas, y para una determinación de la temperatura de cualquier objeto radiante, cuya temperatura es muy superior a la de su entorno( Incropera,2007). LEY DE STEFAN-BOLTZMANN La energía emitida por un cuerpo negro por unidad de área y por unidad de tiempo (W/m2) es proporcional a la cuarta potencia de su temperatura absoluta T (K).

Wn   .T 4 Donde:

 = 4,965.10-8 kcal/h.m2.K4 = 5,67.10-8 W/m2.K4 es la constante de Stefan-Boltzmann. T: Temperatura absoluta de la superficie Esta potencia emisiva de un cuerpo negro (o radiador ideal) supone un límite superior para la potencia emitida por los cuerpos reales.

CUERPOS GRISES Un cuerpo gris es aquel que refleja la mitad de la luz que le llega, mitad de la radiación es reflejada y la otra mitad es absorbida.

Para el caso de cuerpos grises la ecuación de Stefan- Boltzman se edifica, incluyendo la emisividad Térmica, , de forma que para un cuerpo gris, el flujo de calor viene dado por(Bird,2010):

ԑ = Emisividad( Adimensional)

La emisividad de una superficie depende de factores como su temperatura, el acabado, el ángulo de emisión y la longitud de onda de la radiación varia entre 0< ԑ