Física cuántica

1 Radiaciones de los cuerpos negros
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 negrocomenzará a brillar produciendo radiación térmica.
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. Fue incluso capaz de describir cómovariaría el espectro al cambiar la temperatura.
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.



En 1893 el científico alemán Wilhelm Wein cuantificó la relaciónentre 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». Esto tienesentido; a longitud de onda de la luz más corta (mayor frecuencia) le corresponden fotones de mayor energía, lo que hace esperar que haga subir la temperatura del objeto.
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 deproporción, 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 24 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 unaestrella 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.


2 Efecto fotoeléctrico
Una placa de zinc recién pulida, cargada negativamente, pierde su carga si se la expone a la luz ultravioleta. Este fenómeno se llama efectofotoeléctrico.
Investigaciones cuidadosas, hacia finales del siglo diecinueve, prueban que el efecto fotoeléctrico sucede también con otros materiales, pero sólo si la longitud de onda es suficientemente pequeña. El efecto fotoeléctrico se observa por debajo de algún umbral de longitud de onda que es específica del material. El hecho de que la luz de longitud de onda elevada no tuviera ningún efecto,incluso si es extremadamente intensa, aparecía como algo especialmente misterioso para los científicos.
Finalmente Albert Einstein dió la explicación en 1905: La luz está constituida por partículas (photones), y la energía de tales partículas es proporcional a la frecuencia de la luz. Existe una cierta cantidad mínima de energía (dependiendo del material) que es necesaria para extraer un electrónde la superficie de una placa de zinc u otro cuerpo sólido (función trabajo). Si la energía del fotón es mayor que este valor el electrón puede ser emitido. De esta explicación obtenemos la siguiente expresión:
Ecin   =   h f   −   W
Ecin ... energía cinética máxima de un electrón emitido
h ..... constante de Planck (6.626 x 10−34 Js)
f ..... frecuencia
W ..... función trabajo
3 Fotones...