Que Es Un Cuerpo Negro En Transferencia De Calor?

Que Es Un Cuerpo Negro En Transferencia De Calor
Definición –

Un cuerpo negro es un cuerpo hipotético cuya superficie absorbe toda la radiación electromagnetica que recibe. Un ejemplo de cuerpo negro consiste en un recinto isotérmico equipado de una pequeña apertura.

Estas definiciones no ayudan directamente a entender cómo una estrella puede ser considerada como un cuerpo negro. Para establecer una relación entre ambos, se pueden comparar, al igual que se hace en el capítulo estructura interna, dos tiempos distintos : el tiempo que necesita un fotón para atravesar directamente un radio estelar y el tiempo efectivo que tarda la energía producida en el núcleo en ser evacuada hasta la superficie.

¿Que se entiende por cuerpo negro?

Origen y evolución del Universo

– – –
ANEXO: Cuerpo negro

DIAPOSITIVA 1

Un cuerpo negro es un objeto capaz de absorber toda la radiación del espectro electromagnético que incida sobre él. En la imagen, el orificio de entrada es el cuerpo negro. Si el cuerpo negro tiene una temperatura constante, es decir, está en equilibrio térmico, debe emitir la misma cantidad de radiación que le llegue. De lo contrario, su temperatura cambiaría.

DIAPOSITIVA 2

Si tenemos un cuerpo negro en equilibrio térmico y representamos la intensidad de su radiación en relación con las diferentes longitudes de onda, se obtiene una curva con un pico de intensidad en una longitud de onda determinada.
DIAPOSITIVA 3
Si tenemos varios cuerpos negros, las curvas de radiación de aquellos que tienen la misma temperatura presentan los mismos picos de intensidad en las mismas longitudes de onda.

Es decir, el pico de intensidad está relacionado directamente con la temperatura a la que se encuentra el cuerpo negro.
DIAPOSITIVA 4
En realidad no existen los cuerpos negros puros, pero cuando uno mide la radiación procedente de una estrella en todas las longitudes de onda, encontramos una curva muy parecida a la del cuerpo negro, que nos permite calcular la temperatura de la superficie de la estrella.

Las estrellas jóvenes de gran masa, como las Pléyades, están a una temperatura muy alta, mientras que estrellas en la fase de gigante roja, como Betelgeuse, son más frías.
DIAPOSITIVA 5
La curva de radiación del Sol tiene un pico en las longitudes de onda del visible, aquella parte del espectro electromagnético a la que, precisamente, nuestros ojos están adaptados.

: Origen y evolución del Universo

¿Qué es un cuerpo negro y con qué se asemeja?

Ley de Stefan-Boltzmann Funcin de Planck Ley de desplazamiento de Wien

Observando a simple vista las estrellas se puede notar que tienen diferentes colores. El color del Sol es amarillo mientras que Sirio, que es la estrella más brillante de nuestro Hemisferio, es blanca. La mayoría de las estrellas tienen un color más rojizo que el Sol. Esta diferencia de color puede informara sobre la naturaleza de las estrellas y se explica, como vamos a ver, por la diferencia de temperaturas superficiales. Podemos comparar los colores de las estrellas con los de una fuente ideal de luz, cuyas propiedades dependan sólo de un parámetro, tal fuente es el cuerpo negro cuya radiación depende sólo de la temperatura. Qué es un cuerpo negro? Podemos llamar a un objeto negro si parece negro a la luz del día, esto significa que el objeto no envía ningún rayo de luz a nuestros ojos. La luz que recibimos de los objetos, que no parecen negros a la luz del día, no es luz que los objetos emiten sino sólo luz solar reflejada por ellos. La razón de la diferencia en color es que algunos objetos absorben parte de la luz solar y sólo la parte no absorbida puede reflejarse. Si se absorbe principalmente el azul, entonces los objetos parecerán más rojos que el Sol, si se absorben las longitudes de onda rojas el objeto parecerá más azul. Si todas las longitudes de onda se absorben, no queda luz para reflejarse, y el objeto parecerá negro. Definimos un cuerpo negro como un objeto que absorbe toda la luz que le llega. Esto no significa que un cuerpo negro siempre parezca negro, un cuerpo negro puede generar radiación por si mismo, y ser bastante brillante aún cuando absorba toda la luz que le llega. Por ejemplo, la placa caliente de una cocina eléctrica, si está apagada parece negra porque absorbe toda la luz que le llega, pero cuando se enciende y se calienta produce su propia luz y brilla aunque se apaguen todas las luces exteriores. La placa caliente es todavía un cuerpo negro porque absorbe casi todas la luz que le llega pero ya no parece negra, cuando ponemos la placa en el mínimo la vemos de color rojo conforme aumentamos la temperatura se hace más brillante y amarilla, en el máximo la placa se hace más brillante y más azul. Con este ejemplo vemos que el color de un cuerpo negro nos informa de la temperatura que tiene. Ley de Stefan-Boltzmann

¿Cómo funciona el cuerpo negro?

El cuerpo negro La superficie de un cuerpo negro es un caso límite, en el que toda la energía incidente desde el exterior es absorbida, y toda la energía incidente desde el interior es emitida. No existe en la naturaleza un cuerpo negro, incluso el negro de humo refleja el 1% de la energía incidente.

¿Qué es un cuerpo negro y un cuerpo gris?

Donde ε es la emisividad, la proporción de la energía irradiada de un cuerpo emisor con respecto a la de un emisor perfecto (cuerpo negro) con la misma temperatura y longitud de onda. Cuerpo gris: cuerpo para el que y son independientes de la temperatura y la longitud de onda.

¿Cómo se construye un cuerpo negro?

Un cuerpo negro se construye experimentalmente mediante una cavidad hueca con un pequeño orificio al exterior. Las paredes internas de la cavidad se recubren con hollín por lo que en frío prácticamente toda la radiación que entra por el orificio es absorbida.

¿Qué tipo de radiación emite un cuerpo negro?

Radiación de cuerpo negro Un cuerpo negro hace referencia a un objeto opaco que emite radiación térmica, Un cuerpo negro perfecto es aquel que absorbe toda la luz incidente y no refleja nada. A temperatura ambiente, un objeto de este tipo debería ser perfectamente negro (de ahí procede el término cuerpo negro,).

Sin embargo, si se calienta a una temperatura alta, un cuerpo negro comenzará a brillar produciendo radiación térmica, Todos los objetos emiten radiación térmica (siempre que su temperatura esté por encima del cero absoluto, o -273,15 grados Celsius), pero ningún objeto es en realidad un emisor perfecto, en realidad emiten o absorben mejor unas longitudes de onda de luz que otras.

Estas pequeñas variaciones dificultan el estudio de la interacción de la luz, el calor y la materia utilizando objetos normales. Afortunadamente, es posible construir un cuerpo negro prácticamente perfecto. Se construye una caja con algún material que sea conductor térmico, como el metal.

La caja debe estar completamente cerrada por todas sus caras, de forma que el interior forme una cavidad que no reciba luz del exterior.
Entonces se hace un pequeño agujero en algún punto de la caja.

La luz que salga de ese agujero tendrá un parecido casi exacto a la luz de un cuerpo negro ideal, a la temperatura del aire del interior de la caja.

A principios del siglo XX, los científicos Lord Rayleigh, y Max Planck (entre otros) estudiaron la radiación de cuerpo negro utilizando un dispositivo similar. Tras un largo estudio, Planck fue capaz de describir perfectamente la intensidad de la luz emitida por un cuerpo negro en función de la longitud de onda.

Lo que Planck y sus colegas descubrieron era que a medida que se incrementaba la temperatura de un cuerpo negro, la cantidad total de luz emitida por segundo también aumentaba, y la longitud de onda del máximo de intensidad del espectro se desplazaba hacia los colores azulados (ver la figura 1).

Por ejemplo, una barra de hierro se vuelve naranja rojiza cuando se calienta a temperaturas altas y su color se desplaza progresivamente hacia el azul a medida que se calienta más.
En 1893 el científico alemán Wilhelm Wein cuantificó la relación entre la temperatura de un cuerpo negro y la longitud de onda del pico espectral con la siguiente ecuación:

donde T es la temperatura en grados Kelvin. La ley de Wein (también conocida como la ley del desplazamiento de Wein) puede pronunciarse con las siguientes palabras «la longitud de onda de la emisión máxima de un cuerpo negro es inversamente proporcional a su temperatura».

Por ejemplo, el sol tiene una temperatura media de 5800 K con una longitud de onda de emisión máxima igual a
Estas longitudes de onda se sitúan en la región verde del espectro de la luz visible, pero el Sol irradia continuamente fotones con longitudes de onda más largas y más cortas que lambda(max) y por eso el ojo humano percibe el color del Sol como blanco-amarillo.
En 1879, el físico austríaco Stephan Josef Stefan demostró que la luminosidad, L, de un cuerpo negro es proporcional a la cuarta potencia de su temperatura T.

donde A es el área de la superficie, alpha es una constate de proporción, y T es la temperatura en grados Kelvin. Esto significa que, si doblamos la temperatura (p.e. de 1000 a 2000 grados Kelvin), la energía total irradiada por un cuerpo negro se incrementaría por un factor de 2 4 o 16.

Cinco años después, el físico austriaco Ludwig Boltzman derivó la misma ecuación que hoy en día es conocida como la ley de Stephan-Boltzman.
Si suponemos que tenemos una estrella esférica con radio R, entonces la luminosidad de esa estrella es donde R es el radio de la estrella en cm, y alpha es la constante de Stephan-Boltzman, que tiene como valor: Alpha = 5,670 * 10^-5 erg/s/cm^2/K^-4.

: Radiación de cuerpo negro

¿Qué es un cuerpo negro PDF?

Un cuerpo negro es una idealización de cuerpo en equilibrio térmico con su entorno pero con la condición especial de que la absorción de radiación del entorno es total y, por lo tanto, también lo es la emisión.

¿Cómo se mide la temperatura de un cuerpo negro?

Se puede obtener la temperatura de un radiador de cuerpo negro, a partir de la longitud de onda, a la cual tiene lugar el pico de la curva de radiación. Si la temperatura es = C = K, entonces, la longitud de onda a la que tiene lugar el pico de la curva de radiación es: λ pico = x10^ m = nm = micras. hν = x 10^ eV.

¿Qué es la teoría de Planck?

Con su teoría cuántica descubrió que la energía no es un continuo, sino que puede dividirse en pequeñas unidades a las que denominó ‘cuantos’, del latín quantum, que significa ‘cantidad’.

¿Qué es un cuerpo blanco en fisica?

RADIACIN TRMICA

RADIACIN TRMICA

1. MODOS DE TRANSMISIN DEL CALOR
La radiacin trmica es slo uno de los modos, uno de los mecanismos, uno de los procesos, una de las formas de transmisin del calor. Estos modos, en visin y lenguaje actualizados, y en sntesis introductoria, son los siguientes:

Conduccin, Consiste en un transporte de energa calorfica sin transporte de materia, pero en presencia de sta; es decir, tiene lugar en los cuerpos, exige la presencia de materia. Este proceso es tpico de los slidos y se considera consecuencia de la agitacin trmica: 1) de los fonones (cuantos de energa de las ondas elsticas o de vibracin de las redes interatmicas; caso de los slidos no metlicos); 2) de los electrones libres (slidos metlicos); o 3) de las molculas (en los fluidos).

En este ltimo caso -de los fluidos- es imposible separar el proceso de conduccin del proceso de conveccin, propio de los fluidos.
Conveccin,
Consiste en un transporte de energa calorfica con transporte de materia.

Por tanto, precisa tambin la presencia de materia).
Este proceso es tpico de los fluidos y se considera consecuencia de una diferencia de temperatura que origina diferencias de densidad de unos puntos a otros -ya que la densidad es funcin de la temperatura, r ( T )- que en presencia de un campo gravitatorio origina las corrientes de conveccin.

Radiacin, Consiste en un transporte de energa calorfica que puede tener lugar tanto en presencia de materia como en ausencia de sta (en el vaco). No exige, en consecuencia, la presencia de materia. Este proceso tiene carcter de onda electromagntica trmica ; es decir, cualitativamente es una onda electromagntica (que en el vaco se propaga a la velocidad de la luz), y de manera concreta de un determinado rango de frecuencias.

La emisin tiene lugar en todas direcciones y al incidir en un cuerpo ste puede actuar reflejndola, absorbindola (con aumento de la energa interna, incremento de la temperatura) o transmitindola. Se denomina radiacin trmica a la que resulta exclusivamente de la temperatura (puede haber radiacin debido a bombardeo de electrones, a descargas elctricas, etc ).2.

CARACTERSTICAS DE LA RADIACIN 1. Fenmeno de transporte de energa calorfica 2. A diferencia con la conduccin y conveccin, la radiacin no precisa diferencia de temperatura entre dos cuerpos, o entre dos partes de un mismo cuerpo, la emisin de energa radiante se produce siempre. Basta que su temperatura sea mayor que 0 K (Ley de Prevost ).

Emiten radiacin tanto los cuerpos calientes como los fros, lo que implica un flujo de calor en los dos sentidos: cuerpo “caliente” cuerpo “fro” Flujo resultante = diferencia de flujos = FLUJO NETO 3. La radiacin depende de la temperatura termodinmica del cuerpo emisor y es independiente de la temperatura del cuerpo receptor o del ambiente.

Por tanto, la energa que radian todos los cuerpos es consecuencia directa de su temperatura (en cualquier estado trmico).4. La radiacin no es calor pero se convierte en l mediante la absorcin de las ondas electromagnticas por la materia y deja, entonces, de ser radiacin para fluir hacia el interior del slido por conduccin.5. La radiacin trmica que corresponde a la emisin de energa en funcin de su temperatura se sita entre 0,1 y 100 m m, y, por tanto, incluye totalmente en su interior la parte visible del espectro electromagntico. La radiacin solar, despus de atravesar la atmsfera, est comprendida entre 0,25 y 3 m m aproximadamente.7.

– Calentamiento a distancia : no se precisa contacto entre los cuerpos.
– Equilibrio trmico: igual cantidad de calor radiado y absorbido. Implica:

Velocidad de emisin = Velocidad de absorcin.
3. PRINCIPIO DE CONSERVACIN DE LA ENERGA (ABSORCIN, REFLEXIN Y TRANSMISIN)

a) EMISIN: Todos los cuerpos emiten un espectro continuo de longitudes de onda ( dispersin = anlisis de las distintas longitudes de onda, λ, de los cuerpos).

b) TRANSPORTE: Con o sin presencia de materia.
c) RECEPCIN: La energa radiante ( E ), al chocar con un cuerpo, es absorbida ( A ), reflejada ( R ) y transmitida ( T ) en proporciones variables segn la naturaleza del cuerpo.
El emisor convierte parte de su energa interna ( U ) en ondas electromagnticas (- ΔU ).

La parte de energa radiante incidente absorbida por la superficie del cuerpo ( A ) se transforma en un aumento de su energa interna (+ ΔU ) y, por tanto, en un aumento de su temperatura (+ ΔT ). La absorcin de radiacin es un fenmeno superficial y no un fenmeno de volumen, de forma que en el interior del slido no afecta la absorcin.

Segn el principio de conservacin de la energa:
Dividiendo esta expresin por la energa incidente ( E ):

O bien :
Siendo:
α = A/E = fraccin de la radiacin que es absorbida = poder absorbente = absortividad.

ρ = R/E = fraccin de la radiacin que se refleja = poder reflexivo = reflectividad,
τ = T/E = fraccin de la radiacin que se transmite = poder transmisivo = transmisividad.
La mayor parte de los slidos con los que se trabaja en ingeniera y arquitectura son cuerpos opacos a la radiacin, es decir, poseen una transmisividad tan baja que puede considerarse nula frente a la absortividad y reflectividad. Para stos se verifica:

τ = 0 α + ρ = 1
Sin embargo, el vidrio, ciertos materiales plsticos y algunos minerales, as como los gases, tienen una transmisividad muy alta y, por tanto, baja absortividad y reflectividad. En el caso del aire (seco y limpio) las radiaciones trmicas lo atraviesan como si fuera el vaco, verificndose:
τ 1 α ρ 0

REFLEXIN DE LOS CUERPOS OPACOS
En general, el coeficiente de reflexin (reflectividad) de un cuerpo opaco depende de la temperatura y de la superficie del material, de la longitud de onda incidente y del ngulo de incidencia.
Existen dos tipos principales de reflexin:

a) Reflexin especular. Se produce en superficies lisas y pulimentadas en las que el rayo reflejado forma el mismo ngulo que el rayo incidente. En estas superficies ρ 1 y α 0. b) Reflexin difusa. Se produce sobre superficies rugosas o sin brillo que reflejan de forma difusa en todas direcciones y no existe un ngulo de reflexin concreto.

En stas: a 1 y ρ 0. La mayor parte de las superficies industriales utilizadas en construccin producen reflexin difusa y se puede aceptar la hiptesis de que a y ρ son independientes del ngulo de incidencia. Para algunas superficies se puede aceptar, adems, la hiptesis de que a es el mismo para todas las longitudes de onda.

A estas superficies se les llama cuerpo gris, CASOS LMITE CUERPO TRANSPARENTE O DIATRMANO: Transmite toda la radiacin incidente. τ = 1. CUERPO BLANCO: Refleja toda la radiacin incidente. ρ = 1. CUERPO NEGRO: Absorbe toda la radiacin incidente. α = 1.4. EMITANCIA O PODER EMISIVO Emitancia o poder emisivo (o potencia emisiva ) es la cantidad total de energa radiante de todas las longitudes de onda que es emitida por un cuerpo por unidad de tiempo y unidad de superficie.

La emitancia total, para todo el espectro de la radiacin procedente de una superficie, es la suma de todas las radiaciones monocromticas que salen de dicha superficie:

Desde el punto de vista fsico, la emitancia total es la radiacin de todas las longitudes de onda emitida por la unidad de superficie en la unidad de tiempo en todas las direcciones, que es captada por una semiesfera centrada en la superficie.

Emisividad es la relacin entre la emitancia total de un cuerpo y la del cuerpo negro a la misma temperatura (T). Se simboliza por e,

5. CUERPO NEGRO

Distribucin de la energa radiada por el cuerpo negro.
Grfica de W λ :

es el rea encerrada por la curva = energa radiada por unidad de rea en todas direcciones en la unidad de tiempo.

6. LEYES DE LA RADIACIN

6.1. LEY DE PREVOST Cualquier cuerpo cuya temperatura sea superior a 0 K emite energa radiante. Esta radiacin es tanto mayor cuanto mayor sea su temperatura, siendo independiente de la naturaleza, temperatura y forma de los cuerpos que estn en su entorno.6.2.

Para dos cuerpos en equilibrio trmico:

siendo :
W 1 y W 2 los emitancias totales.
α 1 y α 2 los coeficientes de absorcin respectivos.

Aplicable a la radiacin monocromtica o total.
La distribucin de la energa incidente depende de la temperatura absoluta y de la superficie que la origina el coeficiente de absorcin de la superficie receptora tambin depende de estas propiedades.

Cuando no hay equilibrio trmico slo se puede aplicar a superficies grises (cuerpos que absorben una cantidad constante de energa incidente, independiente de la longitud de onda. Ej. las pizarras).

En cuerpos negros ( α = 1, mxima absorcin) la emitancia ser mxima. Por tanto, si uno de los cuerpos en equilibrio es un cuerpo negro:
siendo W n = emitancia total del cuerpo negro y ε 2 : emisividad del cuerpo.
Cuando un cuerpo est en equilibrio trmico con sus alrededores, su coeficiente de absorcin y su emisividad son iguales (Ley de Kirchhoff ).

Todos los cuerpos reales tienen poder emisor menor que el del cuerpo negro a esa temperatura.

6.3. LEY DE PLANCK

No existe ning n cuerpo real que verifique exactamente la condicin d e cuerpo negro ( a = 1), pero puede materializarse mediante una esfera hueca de paredes pintadas interiormente de negro y dotada de un pequeo orificio. La radiacin incidente tiene pocas posibilidades de salir de sistema:

Si se representa grficamente los distintos valores que va tomando a emitancia monocromtica de un cuerpo negro, a una determinada temperatura, en funcin de las distintas longitudes de onda, se obtiene una curva como la que se presenta a continuacin:

Fue Max Planck en 1900, quien a partir de hiptesis de la Mecnica cuntica (naturaleza discontinua de la energa, cuantos de energa) desarroll una ecuacin que se adapta a la curva anterior y que se conoce como Ley de Planck : Siendo: W n l = emitancia monocromtica del cuerpo negro a la temperatura T en W/m 2,

h = constante de Planck,

c = velocidad de la luz en el vaco.
k = constante de Boltzmann,
Se enuncia de la siguiente manera: La emitancia monocromtica de un cuerpo negro depende, no slo de la longitud de onda, sino tambin de la temperatura absoluta a la que se encuentra el cuerpo.

6.4. LEY DE DESPLAZAMIENTO DE WIEN

Como se puede apreciar en la grfica anterior, la emitancia monocromtica del cuerpo negro, a una temperatura T cualquiera, vara entre 0 para l = 0 y cero para l = ∞, pasando por un mximo. La longitud de onda a la cual la emitancia del cuerpo negro alcanza ese valor mximo puede determinarse imponiendo la condicin de mximo en la expresin de la ley de Planck :
El resultado de esta operacin es:

Que se conoce con el nombre de ley de desplazamiento de Wien y se enuncia: El valor de la longitud de onda correspondiente a la emitancia monocromtica mxima es inversamente proporcional a la temperatura absoluta del cuerpo.

6.5. LEY DE STEFAN-BOLTZMANN

Como ya se ha visto anteriormente, la emitancia de un cuerpo negro puede obtenerse integrando la emitancia monocromtica del cuerpo para todas las longitudes de onda:

Utilizando la expresin de la ley de Planck :
Y sustituyendo en la expresin anterior:
Haciendo el cambio de variables:

Se tendr:
Desarrollando ( e x – 1) -1 e integrando, tomando slo como significativos los cuatro primeros trminos del desarrollo, se obtiene:

Donde s = 4,965.10 -8 kcal / h.m 2,K 4 = 5,67.10 -8 W/m 2,K 4 es la constante de Stefan – Boltzmann,

La emitancia (o potencia emisiva ) del cuerpo negro depende exclusivamente de la cuarta potencia de su temperatura absoluta.
Para cualquier cuerpo que no sea negro, la expresin anterior viene dada de la forma:

siendo e = emisividad de un cuerpo cualquiera =, Si el cuerpo es negro e = 1. Cuando un cuerpo irradia energa en una cantidad dada por la ecuacin anterior, tambin absorbe radiacin electromagntica de los alrededores. Si esto no sucediera, el objeto estara continuamente radiando energa y su temperatura podra bajar hasta el cero absoluto.

Si un objeto est a una temperatura T y su entorno a una temperatura T o, el ritmo neto de intercambio de energa (ganada o perdida por el cuerpo) por unidad de tiempo y superficie como resultado de la radiacin es: Cuando un cuerpo est en equilibrio con su entorno, irradia y absorbe energa al mismo ritmo, y su temperatura permanece constante.

Cuando un cuerpo est ms caliente que su entorno irradia ms energa de la que absorbe, y su temperatura disminuye, y viceversa.6.6. LEY DE RAYLEIGH-JEANS Describe la radiacin de calor de un cuerpo negro para longitudes de onda largas. ( λ.T grandes).6.7.

Para λ cortas ( λ.T pequeas)

TRANSMISIN DE CALOR REAL.

La “prdida” de calor total desde un cuerpo caliente hacia los alrededores ( p.ej, radiadores de vapor de agua, o agua caliente) es un proceso combinado de conduccin-conveccin- radiacin paralelos. Suponiendo negros los alrededores: : RADIACIN TRMICA

¿Qué dice la ley de Kirchhoff de la radiación?

Gustav Kirchhoff, físico que investigó los circuitos eléctricos, la teoría de placas, en química, en óptica, la espectroscopia y la emisión de radiación del cuerpo negro Que Es Un Cuerpo Negro En Transferencia De Calor 12 de marzo de 1824, en Königsberg (actual Kaliningrado) – 17 de octubre de 1887, en Berlín (Alemania) Gustav Robert Kirchhoff, desde muy joven mostró facultades académicas lo que se llevó a matricularse en la Universidad Albertus (fundada en 1544 por Albert, el primer duque de Prusia) en donde asistió durante tres años a un seminario de física matemática para introducir a sus alumnos en los métodos de investigación.

Durante este tiempo es cuando comenzó a interesarse por la inducción eléctrica y las corrientes eléctricas.
Se graduó en 1847 y se muda a Berlín en una situación con muchas tensiones debido, principalmente, a las condiciones de pobreza de la Confederación Alemana.
Hubo disturbios y Luis Felipe I de Francia fue destronado por una sublevación en 1848 que provocó revoluciones en varios estados alemanes y conflictos en Berlín.

Ejerció como docente en un puesto sin cobrar entre 1848 y 1950 mientas rectificaba lo que hasta ese momento se creía respecto a las corrientes eléctricas y electrostáticas. Le nombraron profesor extraordinario de la universidad de Breslavia (actualmente Wroclaw) y se muda de ciudad.

En ese mismo año, resuelve varios problemas concernientes a la deformación de las placas elásticas y conoce al químico Robert Bunsen convirtiéndose en amigos. En 1854, Bunsen trabaja en Heidelberg y le ofrece a Kirchhoff que se una a él como profesor de física. A partir de ese momento, colaboraron de forma muy fructífera.

En 1862, Kirchhoff propone el nombre de “radiación de cuerpo negro” y postula dos conjuntos de leyes fundamentales, en la teoría clásica de circuitos eléctricos y en la emisión térmica. Aunque a ambas se la conoce como “Leyes de Kirchhoff”, probablemente esta denominación es más común en el ámbito de la ingeniería eléctrica:

Primera Ley de Kirchhoff o ley de los nudos (o nodos): la suma de corrientes que entran a un nudo es igual a la suma de las que salen (Todas las corrientes entrantes y salientes en un nudo suman 0). Para un metal, en el que los portadores de carga son los electrones, la anterior afirmación equivale a decir que los electrones que entran a un nudo en un instante dado son numéricamente iguales a los que salen. Los nudos no acumulan carga (electrones).

Segunda Ley de Kirchhoff o ley de las mallas: la suma de caídas de tensión en un tramo que está entre dos nudos es igual a la suma de caídas de tensión de cualquier otro tramo que se establezca entre dichos nudos.

Sus investigaciones en la radiación del cuerpo negro fueron fundamentales para el desarrollo de la teoría cuántica. El astrónomo y físico Joseph von Fraunhofer había observado las líneas brillantes en el espectro producido por las llamas y notó que aparecían en frecuencias similares a las líneas oscuras en el espectro del Sol.

Para hacer un mayor progreso, se requerían las formas puras de estas sustancias, pues al contener impurezas se producía una imagen confusa de las líneas.

Irchhoff fue capaz de hacer este importante avance, produciendo las formas puras de las sustancias estudiadas, y en 1859 pudo darse cuenta de que cada elemento tenía características únicas en el espectro.

Presentó su ley de la radiación enunciando lo descubierto, diciendo que para un átomo o molécula dada, la emisión y absorción de frecuencias son las mismas. Propuso las tres leyes empíricas que describen la emisión de luz por objetos incandescentes:

Un objeto sólido caliente produce luz en un espectro continuo.

Un gas tenue produce luz con líneas espectrales en longitudes de onda discretas que dependen de la composición química del gas.
Un objeto sólido a alta temperatura rodeado de un gas tenue a temperaturas inferiores produce luz en un espectro continuo con huecos en longitudes de onda discretas cuyas posiciones dependen de la composición química del gas.

La justificación de estas leyes fue dada más tarde por el físico, contribuyendo decisivamente al nacimiento de la mecánica cuántica.

En 1861, Kirchhoff y Bunsen estudiaron el espectro del Sol identificando los elementos químicos de la atmósfera solar y descubriendo dos nuevos elementos en el transcurso de sus investigaciones, el cesio y el rubidio.
A Kirchhoff se le conoce por ser el primero en explicar las líneas oscuras del espectro del Sol como resultado de la absorción de longitudes de onda particulares conforme la luz pasa a través de los gases presentes en la atmósfera solar, revolucionando con ello la astronomía.
A medida que su salud empeoraba debido a una discapacidad que le obligaba a pasar gran parte de su vida en muletas o en silla de ruedas, le resultaba más difícil practicar la experimentación, por lo que cuando en 1875 le ofrecieron la cátedra de física matemática en Berlín, la aceptó para poder continuar haciendo contribuciones a la enseñanza y realizar investigación teórica.

: Gustav Kirchhoff, físico que investigó los circuitos eléctricos, la teoría de placas, en química, en óptica, la espectroscopia y la emisión de radiación del cuerpo negro

¿Cuál es la relación del cuerpo negro con la teoría de Planck?

La ley de Planck describe la radiación electromagnética emitida por un cuerpo negro en equilibrio térmico en una temperatura definida. Se trata de un resultado pionero de la física moderna y la teoría cuántica.

¿Quién hizo el experimento del cuerpo negro?

Solución de Planck al problema del cuerpo negro. Cuantización de la Energía. Next: Up: Previous: Max Planck dedujo un resultado teórico que concuerda completamente con los experimentos. Planck sospechaba que la ley de equipartición de la energía podria no aplicarse al caso del cuerpo negro.

Para resolver el problema del cuerpo negro, Planck supuso que la energía podia tomar solo valores discretos de la forma

(Se dice que la energía esta cuantizada) Con esta suposicón Planck encontró que la energía promedio era a diferencia de la energía promedio predicha por la ley de equipartición La diferencia principal entre la energía promedio calculada por Planck y la obtenida por la ley de equipartición es que la energía de Planck depende de la frecuancia mientras que la predicha por equipartición no depende de la frecuancia. Con la fórmula de Planck la densidad de energía radiada toma la forma Fórmula de Planck para la radiación del cuerpo negro. Asi vemos que para frecuencias altas la energía promedio de Planck disminuye como es de esperarse para que cheque con el experimento

Figura 2: Comportamiento cualitativo de la emitancia para el espectro de un cuerpo negro. RHS Linux User Wed Jul 30 16:46:46 CDT 1997 : Solución de Planck al problema del cuerpo negro. Cuantización de la Energía.

¿Cómo depende la radiación térmica de un cuerpo negro de su temperatura?

Última actualización
Guardar como PDF

Page ID 79499

Un fenómeno experimental que no pudo explicarse adecuadamente por la física clásica fue la radiación de cuerpo negro. Entre los objetivos de esta sección se incluyen

Familiarizar con radiadores de cuerpo negro
Aplicar la Ley de Stefan-Boltzmann para estimar la salida de luz total de un radiador
Aplicar la Ley de Desplazamiento de Wien para estimar la longitud de onda pico (o frecuencia) de la salida de un radiador de cuerpo negro
Entender la Ley Rayleigh-Jeans y cómo no logra modelar adecuadamente la radiación de cuerpo negro

Toda la materia normal a temperaturas superiores al cero absoluto emite radiación electromagnética, que representa una conversión de la energía térmica interna de un cuerpo en energía electromagnética, y por lo tanto se llama radiación térmica, Por el contrario, toda la materia normal absorbe hasta cierto punto la radiación electromagnética.

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 se encuentra a una temperatura uniforme, su emisión tiene una distribución de frecuencia característica que depende de la temperatura.
Esta emisión se llama radiación de cuerpo negro,

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 las ondas de luz a frecuencias más bajas, un cuerpo negro, visto en la oscuridad a la temperatura más baja apenas apenas apenas visible, aparece subjetivamente gris, a pesar de que su espectro físico objetivo alcanza su punto máximo en el rango infrarrojo. Que Es Un Cuerpo Negro En Transferencia De Calor Figura 1.1.1 : Radiación de cuerpo negro. Cuando se calientan, todos los objetos emiten radiación electromagnética cuya longitud de onda (y color) depende de la temperatura del objeto. Un objeto de temperatura relativamente baja, como una herradura forjada por un herrero, aparece rojo, mientras que un objeto de mayor temperatura, como la superficie del sol, aparece amarillo o blanco.

Imágenes utilizadas con permiso de Wikipedia.
La radiación de cuerpo negro tiene un espectro de frecuencia continuo característico que depende experimentalmente solo de la temperatura corporal.
De hecho, podemos ser mucho más precisos: Un cuerpo emite radiación a una temperatura y frecuencia dadas exactamente así como absorbe la misma radiación.

Esta afirmación fue probada por Gustav Kirchhoff: el punto esencial es que si en cambio suponemos que un cuerpo en particular puede absorber mejor de lo que emite, entonces en una habitación llena de objetos todos a la misma temperatura, absorberá mejor la radiación de los otros cuerpos de lo que irradia energía de vuelta a ellos.

Esto significa que se calentará más, y el resto de la habitación se hará más frío, contradiciendo la segunda ley de la termodinámica.
Así, un cuerpo debe emitir radiación exactamente así como absorbe la misma radiación a una temperatura y frecuencia dadas para no violar la segunda ley de la termodinámica.

Cualquier cuerpo a cualquier temperatura por encima del cero absoluto irradiará en cierta medida, la intensidad y distribución de frecuencia de la radiación dependiendo de la estructura detallada del cuerpo. Para comenzar a analizar la radiación de calor, necesitamos ser específicos sobre el cuerpo haciendo la radiación: el caso más simple posible es un cuerpo idealizado que es un absorbedor perfecto, y por lo tanto también (desde el argumento anterior) un emisor perfecto.

Entonces, ¿cómo construimos un absorbedor perfecto en el laboratorio? En 1859 Kirchhoff tuvo una buena idea: un pequeño agujero en el costado de una caja grande es un excelente absorbedor, ya que cualquier radiación que pase por el agujero rebota por dentro, mucho absorbiéndose en cada rebote, y tiene pocas posibilidades de volver a salir.

Entonces, podemos hacer esto a la inversa : tener un horno con un pequeño agujero en el costado, y presumiblemente la radiación que sale del agujero es una representación tan buena de un emisor perfecto como lo vamos a encontrar (Figura 1.1.2 ). Figura 1.1.2 : El radiador Blackbody es cualquier objeto que sea un emisor perfecto y un perfecto absorbedor de radiación. (CC BY-NC; Ümit Kaya vía LibreTexts) Para la década de 1890, las técnicas experimentales habían mejorado lo suficiente como para que fuera posible realizar mediciones bastante precisas de la distribución de energía de la radiación de cuerpo negro.

En 1895, en la Universidad de Berlín, Wien y Lummer perforaron un pequeño agujero en el costado de un horno completamente cerrado, y comenzaron a medir la radiación que salía. El haz que salía del agujero se hizo pasar a través de una rejilla de difracción, que envió las diferentes longitudes de onda/frecuencias en diferentes direcciones, todas hacia una pantalla.

Un detector se movió hacia arriba y hacia abajo a lo largo de la pantalla para encontrar cuánta energía radiante se estaba emitiendo en cada rango de frecuencia. Encontraron una curva de intensidad/frecuencia de radiación cercana a las distribuciones de la Figura 1.1.3, Que Es Un Cuerpo Negro En Transferencia De Calor Figura 1.1.3 : Representación gráfica de la distribución espectral de la radiación de cuerpo negro a diferentes temperaturas. La Ley de Stefan-Boltzmann se observa como el incremento en la amplitud de emisión con el aumento de la temperatura y la Ley de Desplazamiento de Wien se observa como el desplazamiento a menor longitud de onda con el aumento de la temperatura.

¿Por qué el sol es considerado un cuerpo negro?

Decimos que el sol es un cuerpo negro porque, a pesar de lo brillante que es, su espectro es semejante al de un cuerpo negro.

¿Qué color es la radiación?

CARACTERÍSTICAS DE LA RADIACIÓN SOLAR La radiación solar es la energía emitida por el Sol, que se propaga en todas las direcciones a través del espacio mediante ondas electromagnéticas y se genera en las reacciones del hidrógeno en el núcleo del Sol por fusión nuclear y es emitida por la superficie solar.

Esa energía es el motor que determina la dinámica de los procesos atmosféricos y el clima. Medir la radiación solar es importante para un amplio rango de aplicaciones, en las áreas de ingeniería, arquitectura, agricultura, ganadería, salud humana y meteorología, dentro de las cuales se destacan: su empleo como fuente alternativa de energía en la generación de electricidad y en el diseño y uso de sistemas de calentamiento de agua, el diseño de edificios e infraestructura, el monitoreo del crecimiento de plantas, la deshidratación de alimentos, implicaciones en la salud (ej.

cáncer de piel o tratamientos curativos), el análisis de la evaporación e irrigación, su importante rol en los modelos de calidad del aire y de predicción del tiempo y el clima y muchas otras aplicaciones y usos que emplean la radiación solar como una de sus fuentes de energía.

La radiación solar nos proporciona efectos fisiológicos positivos tales como: estimular la síntesis de vitamina D, que previene el raquitismo y la osteoporosis; favorecer la circulación sanguínea; actúa en el tratamiento de algunas dermatosis y en algunos casos estimula la síntesis de los neurotransmisores cerebrales responsables del estado anímico.

El Sol emite energía en forma de radiación de onda corta. Después de pasar por la atmósfera, donde sufre un proceso de debilitamiento por la difusión, reflexión en las nubes y de absorción por las moléculas de gases (como el ozono y el vapor de agua) y por partículas en suspensión, la radiación solar alcanza la superficie terrestre oceánica y continental que la refleja o la absorbe.

La radiación es emitida sobre un espectro de longitud de ondas, con una cantidad específica de energía para cada longitud de onda, la cual puede ser calculada usando Ley de Planck:
E = a / (1)
Donde, E ^ es la cantidad de energía (Wm -2 mm -1 ) emitida a una longitud de onda (mm) por un cuerpo con una temperatura T (en grados Kelvin), con a y b como constantes. Asumiendo que el Sol es un cuerpo negro, por diferenciación de la ecuación es posible determinar la longitud de onda máxima de emisión de radiación procedente del Sol:
= 2897 / T (2)

Esta ecuación es conocida como la Ley de Wien. Para una temperatura de 5800°K (temperatura de la superficie solar) la longitud máxima de energía del Sol es aproximadamente 0,5 mm (micrómetro, equivalente a 1×10 -6 m), tal como se observa en la figura 1 y 2. Esta longitud de onda corresponde a radiación en la parte del espectro visible. Que Es Un Cuerpo Negro En Transferencia De Calor

Figura 1. Energía radiada por el Sol y la tierra
A través de la integración de la ecuación (1) resulta la ley de Stefan-Boltzmann, por medio de la cual, se puede determinar el total de energía emitida por el Sol:
E Total = ðT 4 (3)
donde ð es la constante de Stefan-Boltzmann (dentro de la radiación como mecanismo básico de la transmisión de calor su valor es: 5,6697×10 -8 W/m 2 °K 4 ).
Resolviendo la ecuación tres para una temperatura solar de 5800 K, la energía total de salida es de aproximadamente 64 millones W/m 2, de la cual, la Tierra solo intercepta 1367 W/m 2

En la Figura 2, el área amarilla representa la solución ideal de la Ley de Plank de la radiación solar que llega al tope de la atmósfera, donde el punto más alto de la curva representa la longitud de onda con la mayor energía espectral (0,5mm, equivalente a 500nm) de acuerdo con la Ley de Wien y el área bajo la curva representa la cantidad total de energía recibida (1367 W/m 2 ).

Finalmente, el área roja constituye el espectro de la radiación solar a nivel marino para condiciones de cielo claro, después de la absorción atmosférica debida a diferentes gases.
El estudio del espectro de la radiación solar que llega a la superficie del suelo permite establecer que la radiación de longitud de onda menor que 0,2 mm debe ser absorbida totalmente por la atmósfera.

Esta energía es absorbida principalmente en la atmósfera por el oxígeno molecular (O 2 ), ozono (O 3 ), y el vapor de agua (H 2 O). Que Es Un Cuerpo Negro En Transferencia De Calor Figura 2. Espectro de radiación solar fuera de la atmósfera de la Tierra (área amarilla) y a nivel del mar para condiciones de cielo despejado (área roja) (Fuente: Phinet). A la derecha, longitud máxima de energía del Sol y la Tierra (Fuente: MeteoGlosario Visual de AEMET) DISTRIBUCIÓN ESPECTRAL DE LA RADIACIÓN SOLAR La energía solar llega en forma de radiación electromagnética o luz.

La radiación electromagnética, son ondas producidas por la oscilación o la aceleración de una carga eléctrica.
Las ondas electromagnéticas no necesitan un medio material para propagarse, por lo que estas ondas pueden atravesar el espacio interplanetario e interestelar y llegar a la Tierra desde el Sol y las estrellas.

La longitud de onda ( ) y la frecuencia (µ) de las ondas electromagnéticas, relacionadas mediante la expresión µ = C (donde C es la velocidad de la luz), son importantes para determinar su energía, su visibilidad, su poder de penetración y otras características. Independientemente de su frecuencia y longitud de onda, todas las ondas electromagnéticas se desplazan en el vacío a una velocidad de C = 299792 km/s.

La longitud de onda de la luz es tan corta que suele expresarse en nanómetros (nm), que equivalen a una milmillonésima de metro, o una millonésima de milímetro o en micrómetros (µm) que equivalen a una millonésima de metro.
La radiación electromagnética se puede ordenar en un espectro en diferentes longitudes de onda, como se muestra en la figura 3, que se extiende desde longitudes de onda corta de billonésimas de metro (frecuencias muy altas), como los rayos gama, hasta longitudes de onda larga de muchos kilómetros (frecuencias muy bajas) como las ondas de radio.

El espectro electromagnético no tiene definidos límites superior ni inferior y la energía de una fracción diminuta de radiación, llamada fotón, es inversamente proporcional a su longitud de onda, entonces a menor longitud de onda mayor contenido energético. Que Es Un Cuerpo Negro En Transferencia De Calor Figura 3. Espectro electromagnético. (Fuente: luminousphoto)

Los fotones que se mueven a la velocidad de la luz C, son emitidos o absorbidos por la materia. La longitud de onda de la radiación está relacionada con la energía de los fotones, por una ecuación desarrollada por Planck:
donde h es la constante de Planck, de valor h = 6,626 x 10 -34 Js

El Sol emite energía en forma de radiación de onda corta, principalmente en la banda del ultravioleta, visible y cercano al infrarrojo, con longitudes de onda entre 0,2 y 3,0 micrómetros (200 a 3000 nanómetros), tal como se aprecia en la figura 2. Aproximadamente un 99% de la radiación solar de onda corta que llega a la superficie de la Tierra está contenida en la región entre 0,3 y 2,8 µm. mientras que la mayor parte de la radiación terrestre de onda larga está contenida en la región entre 3,5 y 50 µm (ver figura 1). La región visible (entre 400 nm < < 700 nm) corresponde a la radiación que puede percibir la sensibilidad del ojo humano e incluye los colores: violeta (0,42 µm ó 420 nm), azul (0,48 µm ), verde (0,52 µm ), amarillo (0,57 µm ), naranja (0,60 µm ) y rojo (0,70 µm ). La luz de color violeta es más energética que la luz de color rojo, porque tiene una longitud de onda más pequeña. La radiación con las longitudes de onda más corta que la correspondiente a la luz de color violeta es denominada radiación ultravioleta. Los distintos colores de luz tienen en común el ser radiaciones electromagnéticas que se desplazan con la misma velocidad. Se diferencian en su frecuencia y longitud de onda. Dos rayos de luz con la misma longitud de onda tienen la misma frecuencia y el mismo color.

Las hojas y las plantas se ven verdes, porque reflejan energía en longitudes de onda verde del espectro, con ¿ 0,55 µm. La energía de la luz verde sería:
Como esta cantidad de energía es muy pequeña, se calcula la energía contenida en una mol (6 x 10 23 ) de fotones, a lo que se le llama un Einstein, símbolo E, es decir 1E º 6 x 10 23 fotones = 1 mol de fotones.
Así, la energía de un mol de fotones de luz verde se expresa como:
El flujo de fotones se puede calcular dividiendo el flujo de energía que llega a la Tierra desde el Sol por la energía de los fotones:
El flujo de energía promedio del Sol que llega a la Tierra, en un día despejado de verano, es del orden de 500W/m 2, en el espectro visible, por lo tanto, el flujo de fotones de la luz verde es:
La radiación en el rango visible del espectro, en el caso de las plantas, se define como ¿ radiación fotosintéticamente activa ¿, PAR. Como el valor medio de longitud de onda para el rango visible es ¿ 0,51 mm, entonces, la energía de los fotones en este caso es:
La energía de los fotones para la PAR es:
y el flujo de fotones para la PAR es:

De la radiación emitida por el Sol, la está entre los 100 y los 400 nanómetros, la del infrarrojo cercano está entre los 700 y los 4000 nanómetros y la visible está entre los 400 y los 700 nanómetros. A cada región le corresponde una fracción de la energía total incidente en la parte superior de la atmósfera distribuida así: 7,2% al ultravioleta; 47,2% al visible y 45,6% al infrarrojo.

LEYES DE RADIACIÓN Para entender mejor cómo la energía radiante del Sol interactúa con la atmósfera de la tierra y su superficie, se deben conocer las leyes básicas de radiación, que son las siguientes: 1.
Todos los objetos con temperatura mayor a 0°K emiten energía radiante, por ejemplo: el Sol, la Tierra, la atmósfera, las personas, etc.2.

Los objetos con mayor temperatura radian más energía total por unidad de área que los objetos más fríos (ver figura 4). Por ejemplo, el Sol con una temperatura media de 5800°K en su superficie emite aproximadamente 64 millones W/m 2, 165000 veces más energía que la Tierra (la cual emite cerca de 390 W/m 2 ) con una temperatura media en superficie de 288°K= 15ºC, cifra obtenida al utilizar la ley de Stefan-Boltzmann relacionando estas temperaturas (5800/288) elevadas a la cuarta potencia.

Figura 4 Distribución Espectral de la energía radiada a partir de cuerpos negros a diferentes temperaturas 3.
Los cuerpos con mayor temperatura emiten un máximo de radiación en longitudes de ondas, más cortas.
Ejemplo, el máximo de energía radiante del Sol se produce en ~0,5 µm, mientras que para la Tierra en ~10,7 µm (ver Figura 2).4.

Los objetos que son buenos absorbedores de radiación son también buenos emisores. Este es un principio importante para comprender el calentamiento en la atmósfera, porque sus gases son absorbedores y emisores selectivos en longitud de onda. Así, la atmósfera es aproximadamente transparente (no absorbe) a ciertas longitudes de onda de radiación y aproximadamente opaca (buen absorbedor) en otras longitudes de onda.

Un absorbedor perfecto se llama ¿cuerpo negro¿, que se define como un objeto ideal que absorbe toda la radiación que llega a su superficie. No se conoce ningún objeto así, aunque una superficie de negro de carbono puede llegar a absorber aproximadamente un 97% de la radiación incidente. El Sol, la Tierra, la nieve, etc, bajo ciertas condiciones se comportan como un cuerpo negro.

En teoría, un cuerpo negro sería también un emisor perfecto de radiación, y emitiría a cualquier temperatura la máxima cantidad de energía disponible.

MAGNITUDES RADIATIVAS
Las magnitudes radiativas se clasifican en dos grupos según su origen, a saber, la radiación solar y la radiación terrestre.
Radiación solar: Es la energía emitida por el Sol.
Radiación solar extraterrestre: Es la radiación solar que incide en el límite de la atmósfera terrestre.

Radiación de onda corta: la radiación solar extraterrestre se halla dentro del intervalo espectral comprendido entre 0,25 y 4,0 µm y se denomina radiación de onda corta. Una parte de la radiación solar extraterrestre penetra a través de la atmósfera y llega a la superficie terrestre, mientras que otra parte se dispersa y/o es absorbida en la atmósfera por las moléculas gaseosas, las partículas de aerosoles y las gotas de agua y cristales de hielo presentes en las nubes.

Radiación solar directa: Esta radiación solar llega a la superficie de la Tierra, sin cambios de dirección.
Radiación solar difusa: es definida como la cantidad de energía solar que incide sobre una superficie horizontal desde todos los lugares de la atmósfera diferente de la radiación solar directa.

Radiación solar global: Es la cantidad de energía solar que incide sobre una superficie. La radiación solar global diaria es la cantidad de radiación global entre las seis de la mañana y las seis de la tarde (en algunos lugares del mundo y en determinados meses, este periodo se puede ampliar entre las cinco de la mañana y las siete de la noche) y sus valores oscilan entre 300 y 9800 W*h/m 2 al día.

Radiación solar reflejada: Radiación solar dirigida hacia arriba, tras haber sido reflejada o difundida por la atmósfera y por la superficie terrestre.
Radiación terrestre: La radiación terrestre es la energía electromagnética de onda larga emitida por la superficie terrestre y por los gases, los aerosoles y las nubes de la atmósfera, y es también parcialmente absorbida en la atmósfera.

Para una temperatura de 300 ºK, el 99,99 por ciento de energía de la radiación terrestre posee una longitud de onda superior a los 5,0 mm y el intervalo espectral llega hasta los 100 mm. Para temperaturas inferiores, el espectro se desvía hacia ondas de longitud mayor.

UNIDADES DE MEDIDA
A. Radiación solar global
La tasa de transferencia de energía por radiación electromagnética es llamada flujo radiante, el cual tiene unidades de energía por unidad de tiempo y es expresada como:
F = dQ / dt

Esta es medida en joules por segundos (equivalente a vatios que es una unidad de potencia eléctrica). Por ejemplo, el flujo radiante del Sol es cercano a 3,86 x 10 26 vatios. El flujo radiante por unidad de área es llamado irradiancia (o densidad de flujo radiante). Esta magnitud de radiación instantánea está expresada en unidades de potencia por unidad de superficie. Este se expresa como:

E = dQ / dt / dA
y es medido en vatios por metro cuadrado. La irradiancia de la radiación electromagnética del Sol (el cual tiene un radio aproximado de 7 x 10 8 metros) esta dada por:
3,90 x 10 26
E (Sol) = – = 6,34 x 10 7 W m-2
4 (7 x 10 8 ) 2
Las cantidades de radiación son expresadas generalmente en términos de exposición radiante o irradiancia, siendo esta última una medida del flujo de energía (flujo radiante) recibida por unidad de área en forma instantánea, como se mencionó anteriormente, mientras que la exposición radiante es la medida de la radiación solar, en la cual la irradiancia es integrada en el tiempo como y cuya unidad es el kWh/m 2 por día (si es integrada en el día) ó MJ/m 2 por día.

Por ejemplo, el piranometro de Bogotá mide la potencia promedio por metro cuadrado cada minuto (W/m 2 ). Estos valores se llevan a energía (en Wh/m 2 ) al integrarlos en el tiempo (en este caso en una hora). La mejor manera de satisfacer las necesidades de exactitud es realizando observaciones cada minuto, incluso cuando los datos que finalmente se registrarán sean totales integrados para períodos de hasta una hora o más (ej.

Unidad	Equivalencia
1 vatio (W)	1Joule/segundo (J/s)
1 Wh	3600 J
1 kWh	3,6 MJ
1 Wh	3,412 Btu
1 Caloría	0,001163 Wh
1 Caloría	4,187 Joule
1 Kcal/s	4,1868 kW
1 Kcal/h	1,163W
1 cal/cm 2	11,63 Wh/m 2
1cal/cm 2	1 langley (ly)
1 langley/min	0,06978 W/cm 2 =697,8 W/m 2
1 MJ/m 2	0,27778 kWh/m 2
1 MJ/m 2	277,78 Wh/m 2
1 MJ/m 2	23,88 cal/cm 2
1BTU	252 calorías
1BTU	1,05506 KJ
1 Joule	9,48×10-4 BTU
1 Btu/pie 2	0,271 cal/cm 2
1 cal/(cm 2 *min)	60,29 MJ/m 2 por día

Con relación a la exposición radiante, las exigencias de la Organización Meteorológica Mundial para las mediciones destinadas a los intercambios internacionales son de ± 0,4 MJ m -2 d -1 para valores = 8 MJ m -2 d -1 y de ±5 por ciento para valores > 8 MJ m -2 d -1, Para otras magnitudes de radiación no existen criterios aprobados oficialmente. Cabe señalar que, en la práctica generalmente es difícil obtener mediciones de buena calidad y para las operaciones de rutina sólo pueden lograrse con un equipo moderno, adecuadamente mantenido y calibrado. La mejor manera de satisfacer las necesidades de exactitud es realizando observaciones cada minuto, incluso cuando los datos que finalmente se registrarán sean totales integrados para períodos de hasta una hora o más. Los datos sencillos de un minuto pueden ser totales integrados, o un flujo medio calculado entre seis o más muestras.B. Radiación visible y ultravioleta Para algunas bandas espectrales, como la visible y la ultravioleta se utilizan las siguientes unidades, en particular:

Radiación visible o radiación activa en fotosíntesis (PAR, por sus siglas en inglés): instantánea (µE/cm²seg: donde E = Einsten) y la integrada (µEh/cm²).
Radiación ultravioleta: instantánea (µW/cm²nm) y la integrada (µWh/cm²nm), en cada longitud de onda medida.

Tabla 2. Conversiones útiles para radiación visible y ultravioleta

Unidad	Equivalencia
1 µW/cm²	0,01 W m -2
1 klux	18 µmol m -2 s -1
1 W m -2	4,6 µmol m -2 s -1
1 klux	4 W m -2
1 µmol m -2 s -1	1 µE m -2 s -1
1 klux	18 µE m -2 s -1
1 W m -2	4,6 µE m -2 s -1
2174 W m -2	1 µE cm -2

C. Brillo solar La magnitud física de la duración del brillo solar o insolación es el tiempo. La unidad que se emplea generalmente es la hora. Con fines climatológicos, se utilizan expresiones tales como: “horas de Sol al día”, “horas de Sol efectivo en el día” u “horas de insolación diaria”.

INSTRUMENTOS DE MEDIDA
A. Radiación solar
La radiación solar se mide en forma directa utilizando instrumentos que reciben el nombre de radiómetros y se puede estimar mediante modelos matemáticos que correlacionan la radiación con el brillo solar.
Los radiómetros solares como los piranómetros o solarímetros y los pirheliómetros, según sus características (ver tabla 3), pueden servir para medir la radiación solar incidente global (directa más difusa), la directa (procedente del rayo solar), la difusa, la neta y el brillo solar.
Los radiómetros se pueden clasificar según diversos criterios: el tipo de variable que se pretende medir, el campo de visión, la respuesta espectral, el empleo principal a que se destina, etc.
Tabla 3. Instrumentos meteorológicos para la medida de la radiación

Tipo de Instrumento	Parámetro de Medida
Piranómetro	i) Radiación Global, ii) Radiación directa, iii) Radiación difusa iv) Radiación solar reflejada. (usado como patrón nacional)
Piranómetro Espectral	Radiación Global en intervalos espectrales de banda ancha
Pirheliómetro Absoluto	Radiación Directa (usado como patrón nacional)
Pirheliómetro de incidencia normal	Radiación Directa (usado como patrón secundario)
Pirheliómetro (con filtros)	Radiación Directa en bandas espectrales anchas
Actinógrafo	Radiación Global
Pirgeómetro	Radiación Difusa
Radiómetro neto ó piranómetro diferencial	Radiación Neta
Heliógrafo	Brillo Solar

1. Piranómetro: es el instrumento más usado en la medición de la radiación solar (ver Figura 5). Mide la radiación semiesférica directa y difusa (la suma de estas dos es la radiación global) que se mide sobre una superficie horizontal en un ángulo de 180 grados, obtenida a través de la diferencia de calentamiento de dos sectores pintados alternativamente de blanco y negro en un pequeño disco plano.

Cuando el aparato es expuesto a la radiación solar, los sectores negros se vuelven más cálidos que los blancos.
Esta diferencia de temperatura se puede detectar electrónicamente generándose un voltaje eléctrico proporcional a la radiación solar incidente.
En la variación de la temperatura puede intervenir el viento, la lluvia y las pérdidas térmicas de la radiación al ambiente.

Por lo tanto, el piranómetro tiene instalado una cúpula de vidrio óptico transparente que protege el detector, permite la transmisión isotrópica del componente solar y sirve para filtrar la radiación entre las longitudes de onda que oscilan aproximadamente entre 280 y 2.800 nm.

Un piranómetro acondicionado con una banda o disco parasol, que suprime la radiación directa, puede medir la radiación difusa. Figura 5.
Piranómetros.
Fuente: Eppley, Kipp & Zonen, Thies Clima) De acuerdo a las especificaciones de la OMM existen varias clases de piranómetros, los cuales son clasificados por la ISO 9060 en: patrones secundarios, de primera y segunda clase.

En la tabla 4 se presentan sus características. Generalmente los de primera clase y los patrones secundarios emplean una termopila como elemento de detección. Los de segunda clase emplean típicamente las fotocélulas como el elemento de detección, son menos costosos que los otros tipos de piranómetros, pero la respuesta espectral del piranómetro fotovoltaico se limita al espectro visible.

Los piranómetros de primera clase y los patrones secundarios normalmente son los utilizados para medir la radiación solar global. Un ejemplo de piranómetro de primera clase es el piranómetro Blanco y Negro Eppley de la figura 5(a) y otro ejemplo de patrón secundario es el piranómetro espectral de precisión Eppley (PSP) (Ver figura 5(b)).

Tabla 4. Clasificación y características de los piranómetros

Características	Patrón Secundario	1ª Clase	2ª Clase
Sensibilidad (W/m -2 )	± 1	± 5	± 10
Estabilidad (% año)	± 0,8	± 1,8	± 3
Temperatura (%)	± 2	± 4	± 8
Selectividad (%)	± 2	± 5	± 10
Linearidad (%)	± 0,5	± 1	± 3
Constante de tiempo.	< 15s	< 30s	< 60s
Respuesta coseno (%)	± 0,5	± 2	± 5

El sensor en todas las estaciones satelitales del IDEAM es el piranómetro CMP 11 de la empresa alemana ADOLF THIES Gmbh & Co. KG, mostrado en la figura 5(c). Se pueden usar filtros en lugar de la bóveda de cristal para medir la radiación en diversos intervalos espectrales, por ejemplo: la radiación ultravioleta.

Para las aplicaciones que requieran datos de radiación ultravioleta no se deben emplear los piranómetros de principio fotovoltaico debido a que estos instrumentos no son sensibles a la radiación UV.2.
Pirheliómetros: son instrumentos usados para la medición de la radiación solar directa.
Esto se consigue colocando el sensor normalmente en el foco solar, bien manualmente o bien sobre un montaje ecuatorial.

Hay varios tipos de instrumentos que la OMM clasifica como patrones primarios y secundarios, a continuación, se describen los dos tipos de pirheliómetros.I. Pirheliómetro de Cavidad Absoluta. El instrumento posee dos cavidades cónicas idénticas, una externa, que se calienta al estar expuesta a la radiación solar, mientras la otra cavidad, oculta en el interior del instrumento, se calienta utilizando energía eléctrica hasta obtener una temperatura igual a la cavidad externa, asignándose el valor de la energía eléctrica consumida como el valor de la radiación solar incidente.

La figura 6 presenta el pirheliómetro de cavidad Absoluta, serie PMO-6, correspondiente al modelo de patrón nacional del que dispone el IDEAM Figura 6. Pirheliómetro de cavidad Absoluta, serie PMO-6. (Fuente: IDEAM) II. Pirheliómetros Secundarios. Son Instrumentos que miden la radiación solar directa, se calibran por ínter comparación con un Pirheliómetro de cavidad absoluta.

Uno de los varios diseños existentes en el mundo es el pirheliómetro EPPLEY de incidencia normal de la figura 7, que posee un sensor de termopila compensada de bismuto-plata con 15 junturas y un tiempo de respuesta de aproximadamente 20 s. Este instrumento requiere de un dispositivo que le permita seguir el movimiento del Sol durante su transito diurno por el cielo.

Este pirheliómetro es muy estable y puede emplearse como patrón secundario para calibrar otros instrumentos. En Colombia se emplea, aunque no es de uso generalizado ni permanente. Figura 7. Pirheliómetro Eppley de incidencia normal (montado sobre un seguidor de Sol). (Fuente: IDEAM) Otro instrumento es el pirheliógrafo, el cual se utiliza para registrar la radiación solar directa (ver Figura 8).

Este instrumento (en forma semejante a como mide el pirheliómetro) registra la radiación que proviene de un ángulo sólido pequeño y que incide en una superficie plana normal al eje de este ángulo. Figura 8. Pirheliógrafo. (Fuente: IDEAM) 3. Actinógrafo: es un instrumento para registrar la radiación global que funciona mediante un sensor termomecánico, protegido por una cúpula en vidrio.

Está conformado por un arreglo bimetálico de dos superficies, una pintada de color negro para que absorba las ondas electromagnéticas de la radiación solar y la otra de blanco para que las refleje y así ocasionar diferencia de temperatura que permite formar curvatura en la placa negra que se amplifica por medio de palancas y se transmiten a un tambor movido por un mecanismo de reloj para describir una gráfica que registra los valores de radiación global.

La precisión de los valores de la radiación global que se obtienen con este instrumento es del orden de ± 8%. Estos instrumentos requieren de una calibración con un patrón secundario una vez por año. El actinógrafo se diferencia de un piranómetro por que el sensor es una lámina bimetálica y el del piranómetro es una termopila.

La Figura 9 muestra un actinógrafo Fuess, similar a los utilizados en Colombia por el IDEAM.
Es de anotar que otras instituciones regionales como Cenicafé disponen de actinógrafos Belfor con precisiones de ± 6%.
Figura 9 Actinógrafo bimetálico tipo Robitzsch-Fuess 58dc.
Fuente: RFUESS-MUELLER) 4.
Radiómetro neto: diseñado para medir la diferencia entre la radiación ascendente y la descendente, a través de una superficie horizontal.

La aplicación básica de un radiómetro neto es determinar la radiación diurna y nocturna como un indicador de la estabilidad. Las categorías de estabilidad nocturnas generalmente usadas en los estudios de contaminación del aire se basan en la velocidad del viento, la radiación neta y el aspecto del cielo.

Ver figura 10 Figura 10.
Radiómetro Neto de 4 Componentes SKU: LPNET14.
Fuente: DARRERA) 5.
Heliógrafo: en la medición de la insolación o brillo solar se utiliza generalmente el heliógrafo de Campbell-Stokes, el cual es un instrumento relativamente sencillo, que detecta la luz solar cuando la energía de los rayos solares, concentrada mediante una lente, quema una cartulina especial.

Este instrumento registrador, proporciona las horas de Sol efectivo en el día (insolación o brillo solar) asociadas a los periodos de tiempo de radiación solar directa que superan un valor mínimo. La duración de la insolación correspondiente a un período determinado, se define como la suma de los subperíodos durante los cuales la irradiancia solar directa rebasa los 120 W/m 2,

El heliógrafo opera focalizando la radiación solar mediante una esfera de vidrio a manera de lente convergente, en una cinta con escala de horas (ver Figura 11), que, como resultado de la exposición a la radiación solar directa, se quema formando líneas, cuya longitud determina el número de horas de brillo del Sol.

Figura 11. Heliógrafo CAMPBELL-STOKES. (Fuente: IDEAM) En localidades donde no se mida directamente la radiación solar global, es posible obtenerla a partir de los valores de horas de brillo solar, mediante un modelo de regresión lineal simple llamado Ångström Modificado.

El modelo se aplica a estaciones de brillo solar de la misma zona geográfica donde se mida simultáneamente radiación y brillo solar.6.
Medición de la radiación solar difusa: Las mediciones de la radiación difusa se realizan con Piranómetros cuyo sensor es sombreado por una banda o disco, de manera que no deja pasar radiación solar directa.

El más tradicional utiliza la banda de sombra en forma de aro o semiaro, puesto de acuerdo con la declinación del Sol y la latitud del lugar. De esta manera, el sensor se protegerá de la radiación directa durante el día. La figura 12 ilustra uno de ellos.

Figura 12.
Piranómetro Con banda de Sombra Para la Medición Radiación Difusa.
Fuente: IDEAM) B.
Radiación visible y ultravioleta El IDEAM ha establecido una red nacional para la vigilancia y monitoreo de la radiación ultravioleta, con cinco estaciones de superficie en el país, ubicadas en: Riohacha, Bogotá, Pasto, Leticia y San Andrés.

Los lugares fueron escogidos por su posición geográfica representativa, tomando en cuenta las variaciones latitudinales a lo largo del territorio nacional. Cada estación cuenta con un espectrorradiómetro con cuatro rangos espectrales de medida de la radiación ultravioleta para las bandas UV-A, UV-B y la banda integral de la radiación activa en fotosíntesis (PAR, por sus siglas en inglés).

El espectrorradiómetro utilizado es el ultravioleta Biospherical GUV-511 (ver figura 13a), el cual cuenta con cinco canales de medida distribuidos así: UV-B (305 nm), UV-B (320 nm), UV-A (340 nm), UV-A (380 nm) y el rango entre 400 nm y 700 nm que mide la radiación visible o activa en fotosíntesis (PAR).

Los instrumentos realizan medidas puntales en fracciones de segundo para cada canal de medida y las integra en intervalos de un minuto; las medidas luego se almacenan en valores máximos, integrales horarios y totales diarios. Figura 13. a) Dos de los Espectroradiómetros Biospherical GUV-511 utilizados por el IDEAM.

B) Espectroradiómetro Biospherical GUV-2511 utilizado por la Fundación Universitaria Los Libertadores.
El espectroradiómetro físicamente consiste en un sensor, con cinco canales a temperatura controlada, por medio de una interfase que también permite la comunicación con un computador personal.
Este instrumento ha sido utilizado con éxito en todo el mundo bajo las más adversas condiciones climáticas, siendo considerado como un sistema de punta en el monitoreo a largo plazo de la radiación ultravioleta y la radiación fotosintéticamente activa del espectro solar.

La mayoría de las estaciones fueron instaladas en el año 1998, pero en la actualidad solo están funcionando las de San Andrés y Leticia. Las otras estaciones, debido a diferentes circunstancias, han dejado de funcionar. Adicionalmente, el IDEAM administra una en el país, la cual está conformada por siete (7) solmáforos.

Seis de estos solmáforos fueron adquiridos a través del PNUD, en el marco de la implementación del Protocolo de Montreal, mientras que el séptimo fue instalado y donado al IDEAM por la empresa Scandinavia Pharma, como parte de su campaña de responsabilidad social. En el tope de la atmósfera, a una distancia promedio de 150 x 10 6 Km del Sol, el flujo de energía de onda corta interceptada por una superficie normal a la dirección del Sol en vatios por metro cuadrado (W/m 2 ) es llamada constante solar.

Este valor da una idea de los valores que se registran en el tope de la atmósfera y de los que finalmente llegan a la superficie de la tierra durante el día como consecuencia de las ¿pérdidas¿ de radiación por fenómenos como la reflexión, refracción y difracción (procesos de atenuación) durante su trayectoria.

La irradiancia del Sol (E (Sol) ) está dada por:
E (Sol) = dQ / dt / dA
Donde dQ / dt es el flujo radiante del Sol, el cual es cercano a 3,86 x 10 26 vatios.
3,86 x 10 26
E (Sol) = – = 6,34 x 10 7 W/m 2
4 (7 x 10 8 ) 2
Despejando se obtiene:
I o = 6,34 x 10 7 (7 x 10 8 / 1,5 x 10 11 ) 2 = 1380 W/m 2
Según el Centro de Referencia Radiométrica Mundial (World Radiometric Reference – WRR) del Centro Mundial de Radiación (World Radiation Center – WRC), la constante solar tiene un valor aproximado de:
I o = 1367 W/m 2
= 433,3 Btu/(ft 2 *h)
= 1,96 cal/(cm 2 *min)
con una desviación estándar de 1,6 W/m 2 y una desviación máxima de + 7 W/m 2,

El anterior valor es muy similar al definido por las mediciones tomadas durante la era espacial y que se muestran en la figura 14, donde se presenta la constante solar medida por satélites en W/m 2 durante el período 1978-2003. En esta figura se observa, que la constante varía con el tiempo, así como un leve aumento en los mínimos de la misma.

También se aprecia el ciclo solar, en el cual cada 11 años se presenta un máximo en la constante. Figura 14. Valores de la constante solar medidos por medio de satélites. (Fuente: NASA) Aunque las variaciones en el flujo de energía de onda corta interceptada por una superficie normal a la dirección del Sol en W/m 2, a lo largo del ciclo solar de 11 años, no ascienden a más del 0,1% de la producción total del Sol, esa fracción tan diminuta sigue siendo importante.

Incluso las variaciones de corto plazo típicas de 0,1% en la irradiación solar incidente supera a todas las demás fuentes de energía (como la radiactividad natural en el núcleo de la Tierra) combinadas. Es de particular importancia la radiación solar en el ultravioleta extremo (UVE), la cual alcanza su punto de mayor intensidad durante los años cercanos al máximo solar.

Dentro de la relativamente estrecha banda de las longitudes de onda del UVE, la producción solar varía no por un minúsculo 0,1%, sino por enormes factores de 10 o más. Esto puede afectar considerablemente la química y la estructura térmica de la atmósfera superior. Las mediciones de la irradiación solar total (IST) basadas en satélites, han sido corregidos con el fin de compensar las diferencias de calibración entre los distintos instrumentos empleados para medir la IST (ver Figura 15), por lo que es necesario realizar una composición o superposición de las mediciones para obtener un único valor.

Figura 15, Composición de los valores diarios de la Irradiancia Solar Total medidas por diferentes radiómetros desde el espacio y corregidas. Los valores de los promedios y los mínimos son dados en la escala original VIRGO y en su nueva escala absoluta.

Fuente: https://www.sws.bom.gov.au/Educational/2/1/12) Las variaciones de la constante solar dependen de la actividad solar asociada al número de manchas presentes en la superficie solar y a cambios en la distancia Tierra-Sol como consecuencia de la órbita elíptica terrestre. La intensidad de la energía solar varía inversamente proporcional al cuadrado de la distancia al Sol, entonces en el movimiento de translación de la Tierra cambia la distancia Tierra-Sol durante el año originando una variación de la radiación solar extraterrestre incidente sobre una superficie normal al rayo solar como ilustra la Figura 16.

Específicamente la constante solar tiene la siguiente variación:

I Afelio = 1308 W/m 2
I Perihelio = 1398 W/m 2
Analíticamente se puede determinar la radiación solar extraterrestre incidente mediante la expresión:
Donde:
R = Distancia Tierra-Sol
I o = Constante solar
R o = Distancia promedio Tierra-Sol (igual a una Unidad Astronómica = 149,46 x 10 6 Km).

Figura 16. Variación de la radiación solar fuera de la atmósfera terrestre. (Fuente: Atlas solar 2005) :