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2013-06-11T21:43:38Z

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{{Sem-fontes|data=data=maio de 2009}}
[[File:Corpo negro.svg|thumb|À medida que a temperatura diminui, o pico da curva da radiação de um corpo negro se desloca para menores intensidades e maiores comprimentos de onda. O gráfico de emissão de radiação de um corpo negro também é comparado com o modelo clássico de Rayleigh e Jeans.]]

Na [[Física]], um '''corpo negro''' é aquele que absorve toda a [[radiação eletromagnética]] que nele incide: nenhuma luz o atravessa (somente em casos específicos) nem é refletida. Um corpo com essa propriedade, em princípio, não pode ser visto<ref name = um> {{Citar livro
|nome= Kepler e Maria de Fátima
|sobrenome= Oliveira e Saraiva
|título= Astronomia e Astrofísica
|editora= Livraria da Física.
|ano= 2004
|isbn=85-88325-23-3}}</ref>, daí o nome '''corpo negro'''. Apesar do nome, corpos negros produzem [[radiação]], o que permite determinar qual a sua temperatura. Em equilíbrio termodinâmico, ou seja, à temperatura constante, um corpo negro ideal irradia energia na mesma taxa que a absorve <ref name = um> </ref>, sendo essa uma das propriedades que o tornam uma fonte ideal de [[radiação térmica]]<ref name = dois>{{Citar livro
|nome= Robert e Robert
|sobrenome=Eisberg e Resnick
|título= Física Quântica
|editora= Elsevier
|ano= 1979
|isbn= 85-700-1309-4 }}</ref>. Na natureza não existem corpos negros perfeitos, já que nenhum objeto consegue ter absorção e emissão perfeitas.

Independente da sua composição, verifica-se que todos os corpos negros à mesma temperatura T emitem radiação térmica com mesmo espectro. De mesmo modo, todos os corpos, com temperatura acima do zero absoluto, emitem radiação térmica. Conforme a temperatura da fonte luminosa aumenta, o espectro de corpo negro apresenta picos de emissão em menores comprimentos de onda, partindo das [[ondas de rádio]], passando pelas [[microondas]], [[infravermelho]], [[luz visível]], [[ultravioleta]], [[raios x]] e [[radiação gama]]. Em temperatura ambiente (cerca de 300K), corpos negros emitem na região do [[infravermelho]] do espectro. À medida que a temperatura aumenta algumas centenas de [[graus Celsius]], corpos negros começam a emitir radiação em comprimentos de onda visíveis ao olho humano (compreendidos entre 380 à 780 nanômetros). A cor com maior comprimento de onda é o vermelho, e as cores seguem como no [[arco-íris]], até o violeta, com o menor comprimento de onda do espectro visível.

Um bom modelo de corpo negro são as estrelas, como o Sol, no qual a radiação produzida em seu interior é expelida para o universo e consequentemente aquece o nosso planeta. A cor amarela do Sol corresponde a uma temperatura superficial da ordem de 5000K.<ref name = quatro>{{Citar livro
|nome= E., (ed.)
|sobrenome= Picazio
|título= O Céu que nos Envolve
|editora= Odysseus
|ano= 2011
|isbn=978-85-7876-021-2}}</ref>
<ref>{{citar web|url=http://docs.kde.org/stable/pt/kdeedu/kstars/ai-blackbody.html |título=Radiação dos Corpos Negros |acessodata= 25 de novembro de 2012}}</ref>
A primeira menção a corpos negros deve-se a [[Gustav Kirchhoff]] em 1860, em seu estudo sobre a espectrografia dos gases. Muitos estudiosos tentaram conciliar o conceito de corpo negro com a distribuição de energia prevista pela termodinâmica, mas os espectros obtidos experimentalmente, ainda que válidos para baixas frequências, mostravam-se muito discrepantes da previsão teórica, explicitada pela [[Lei de Rayleigh-Jeans]] para a radiação de corpo negro. Uma boa aproximação dos valores para o máximo de emissão para cada temperatura era dado pela [[Lei de Wien]], porém foi [[Max Planck]] que, em 1901, ao introduzir a [[Constante de Planck]], como mero recurso matemático, determinou a quantização da energia, o que mais tarde levou à teoria quântica que, por sua vez, rumou para o estudo e surgimento da [[mecânica quântica]].<ref name = tres>{{Citar livro
|nome=Francisco e Vitor
|sobrenome=Caruso e Oguri
|título= Física Moderna
|editora= Elsevier
|ano= 2006
|isbn=85-352-1878-5 |notas= página 299 em diante}}</ref>
<ref>[http://fisica.ufpr.br/grimm/aposmeteo/cap2/cap2-5.html Física UFPR]. Acessada em 04 de dezembro de 2012.</ref>

== Explicação ==
Experimentalmente, a radiação mais próxima a de um corpo negro ideal é aquela emitida por pequenas aberturas de extensas cavidades. Qualquer luz entrando pela abertura deve ser refletida várias vezes nas paredes da cavidade antes de escapar e, então, a probabilidade de que seja absorvida pelas paredes durante o processo é muito alta, independente de qual seja o material que a compõe ou o comprimento de onda da radiação. Tal cavidade então é uma aproximação de um corpo negro e, ao ser aquecida, o [[espectro eletromagnético|espectro da radiação]] do buraco (a quantidade de luz emitida do buraco em cada comprimento de onda) é contínuo, e não depende do material da cavidade (compare com espectro de emissão). Por um teorema provado por [[Kirchhoff]], o espectro observado depende apenas da temperatura das paredes da cavidade. A Lei de Kirchhoff nos diz que num corpo negro ideal, em equilíbrio termodinâmico a temperatura T, a radiação total emitida deve ser igual a radiaçao total absorvida.

Calcular a curva formada pelo espectro de radiação emitido por um Corpo Negro foi um dos maiores desafios no campo da [[Física Teórica]] durante o fim do século XIX. O problema finalmente foi resolvido em 1901 por [[Max Planck]] com a [[Lei de Planck da Radiação]] de Corpo Negro. Fazendo mudanças na Lei da Radiação de Wien consistentes com a [[termodinâmica]] e o [[eletromagnetismo]], ele achou uma fórmula matemática que descrevia os dados experimentais de maneira satisfatória. Para achar uma interpretação física, Planck, então, assumiu que a energia das oscilações na cavidade são quantificadas. [[Einstein]] trabalhou em cima desta ideia e propôs a quantificação da radiação eletromagnética em 1905 para explicar o [[efeito fotoelétrico]]. Estes avanços teóricos resultaram na substituição do eletromagnetismo clássico pelos ''quanta'' (plural de ''quantum'') eletrodinâmicos. Hoje, estes ''quanta'' são chamados [[fótons]]. Também, isso levou ao desenvolvimento de versões quânticas para a mecânica estatística, chamada estatística de Fermi-Dirac e estatística de Bose-Einstein, cada uma aplicável à classes diferentes de partículas. ''Veja também'' [[férmions]] ''e'' [[bósons]].

O comprimento de onda na qual é radiação é máxima é dada pela [[Lei de Wien]] e a potência total emitida por unidade de área é dada pela [[Lei de Stefan-Boltzmann]]. Então, a temperatura aumenta, a cor muda de vermelho para amarelo para branco para azul. Mesmo que o pico do comprimento de onda mova-se para o ultravioleta, a radiação continua sendo emitida no comprimento de onda do azul.

A luminosidade ou intensidade observada não é função da direção. Então, um corpo negro é um irradiador de Lambert ideal.

Objetos reais nunca se comportam como corpos negros ideais. A radiação emitida é uma fração do que a emissão ideal deveria ser. A [[emissividade]] de um material especifica o quão bem um corpo irradia energia em comparação à um corpo negro. Esta emissividade depende de fatores como temperatura, ângulo de emissão e o comprimento de onda. De qualquer maneira, é comum na engenharia assumir que a emissividade espectral de uma superfície não depende do comprimento de onda, então a emissividade é uma constante. Isso é conhecido como corpo cinza.

==Lei de Stefan ou Lei de Stefan-Boltzmann==

Nos seus estudos da radiação de corpo negro [[Josef Stefan]] chegou a seguinte função<ref name= seis>{{citar livro
|nome=Paul A. e Ralph A. |sobrenome= Tipler e Llewellyn |título= Física Moderna |editora= LTC |ano= 2006 |isbn=978-85-216-1274-2 }} </ref>

<math>R = \sigma T^4</math>

<math> Onde </math>

<math> R </math> = [[Potência]] irradiada por [[unidade]] de [[área]] (W/m²).

<math> \sigma </math> = 5,6705x10-8W/m².K⁴ Também chamada de constante de Stefan.

<math> T </math> = [[Temperatura]] (K).

Esta expressão mostra que a [[potência]] irradiada por [[unidade]] de [[área]] varia apenas com a [[temperatura]], ela não depende do [[material]] de sua [[cor]] entre outras características do [[corpo]]. O valor de R também indica a [[rapidez]] com a qual o [[corpo]] emite [[energia]], por exemplo se a [[temperatura]] for triplicada a [[energia]] emitida será aumentada (3⁴=81) vezes ou se for quadruplicada a nova emissão será aumentada (4⁴=256) vezes.
Corpos reais irradiam menos [[energia]] por [[unidade]] de [[área]] que o corpo negro, para calcular a [[energia]] irradiada por esses corpos é necessária a inclusão de um parâmetro denominado [[emissividade]] ε, a emissividade depende das características do [[material]] ([[cor]], composição de sua superfície), seu valor fica entre zero e um.

==Lei de deslocamento de Wien==

[[ficheiro: Wiens law.svg|thumb|Figura 2: É possível observar no gráfico o deslocamento dos picos de emissão do corpo negro, o produto da temperatura pelo comprimento de onda máximo se mantém constante com valor 2,898 x 10-3 m.K]]

A [[emissão]] de [[radiação]] do corpo negro apresenta uma [[distribuição espectral]] que depende apenas da [[temperatura]] <math> T </math>. Seja <math> R \left (\lambda \right) d\left (\lambda \right) </math> a [[potência]] emitida por unidade de [[área]] compreendida entre <math> \lambda \ e\ \lambda + d\lambda </math>. A figura 2 mostra valores da [[distribuição espectral]] <math> R \left (\lambda \right) </math> em função de <math> \lambda_m </math> para muitos valores de <math> T </math> entre 3500K e 5500K.

Foi [[Wien]] quem pela primeira vez observou que o [[comprimento de onda]] era [[inversamente proporcional]] a [[temperatura]] do corpo negro e escreveu a equação que recebeu seu nome.<ref name = seis></ref>

<math> \lambda_m \cdot T = constante = 2,898 x 10^{-3} m \cdot K </math>.

<math> Onde </math>

<math> \lambda_m </math> = [[Comprimento de onda]] para o qual a emissão por unidade de [[área]] é máxima (m). 

<math> T\ </math> = [[Temperatura]] do corpo negro (K). 

[[Ficheiro:HRDiagram.png|thumb|Diagrama de Hertzsprung-Russell. As estrelas são classificadas por cor e luminosidade.|alt=Diagrama de Hertzsprung-Russell|esquerda|x200px]]

==Exemplos de emissão de corpo negro==

As diferentes cores das [[estrelas]] são um bom exemplo de corpos com espectros de corpo negro. As estrelas mais avermelhadas, como [[Antares]] e [[Betelgeuse]], classificadas como tipo M no [[Diagrama de Hertzsprung-Russell]], têm as menores temperaturas superficiais, enquanto as estrelas mais azuladas, como [[Rigel]] e [[Sirius]], com classificação O ou B no diagrama H-R, têm temperaturas superficiais bem maiores.
Os materiais que, quando aquecidos, tornam-se incandescentes, também são bons exemplos de como a temperatura de um corpo interfere na sua emissão. Filamentos de lâmpadas incandescentes e uma barra de ferro aquecida são objetos presentes no cotidiano que emitem radiação em espectros próximos aos de corpos negros.

==Referências Bibliográficas==
<references/>

{{DEFAULTSORT:Corpo Negro}}
[[Categoria:Termodinâmica]]
[[Categoria:Radiação]]

Corpo negro - Histórico de revisões

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