Evidências experimentais da Física Quântica Radiação de Corpo Negro
O primeiro fenômeno quântico a ser descoberto como tal foi a radiação de corpo negro.
O físico que realizou essa façanha foi Marx Planck em 1900.
A hipótese dos osciladores geradores da radiação terem energias quantizadas, possibilita obter um ajuste perfeito do espectro de radiação do corpo
negro.
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Caso motivador:
Seja um experimento em que devemos obter informações sobre o crescimento de pés de feijões usando uma fonte articial de radiação que se semelhe ao Sol.
O que fazer?
Termos usados:
Para planejar o experimento e determinar a façanha de Planck, vamos nos familiarizar com os termos e pro- priedades físicas contidas no fenômeno de radiação tér- mica dos corpos. Os termos são:
1. Corpo negro
2. Lei de Stefan-Boltzmann 3. Espectro de radiação
4. Lei de deslocamento de Wien
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Radiação de corpos:
Observa-se que:
• Todos os corpos emitem radiação eletromagnética quando estão a uma certa temperatura.
• Não vemos os objetos em baixas temperaturas pois a intensidade da radiação na faixa do visível não é perceptível.
• Em temperaturas muito altas, a radiação térmica
prevalece sobre outras radiações fazendo com que
os corpos aparentam a mesma cor.
Corpo negro:
A radiação dos corpos em temperaturas altas, fazem supor que a radiação térmica seja universal e indepen- dente da composição do material.
Em 1859 o cientista Kircho demonstrou que a radi- ação puramente térmica é universal e chamou corpos que apresente essa característica de Corpo Negro.
Assim, Corpo Negro é um corpo que apresenta somente radiação de natureza térmica.
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Exemplos de corpo negro:
O objeto que mais se aproxima dessa denição é um cavidade metálica cuja saída seja um minúsculo orifício.
Um outro objeto que aproxima do corpo negro é o Sol
devido sua temperatura ser alta.
Lei de Stefan-Boltzmann:
Em 1884, Stefan e Boltzmann deduziram uma relação entre a potência de radiação dissipada em função da temperatura.
Eles consideraram um corpo negro possuindo uma cavi- dade interna.
Dentro dessa cavidade há radiação eletromagnética que pressiona as paredes da cavidade.
Partindo da equação de estado termodinâmico, eles ob- tiveram a lei de Stefan-Boltzmann:
P = AσT 4 ,
onde σ = 5, 67 × 10 −8 Wm −2 K −4 .
Lei de deslocamento de Wien:
Em 1893, Wien determinou uma relação entre a tem- peratura e o comprimento de onda máximo da radiação de corpo negro.
Baseado na termodinâmica, ele considerou que a pressão de radiação poderia expandir ou contrair adiabatica- mente as paredes da cavidade elevando ou diminuindo a frequência da radiação.
No equilíbrio há um invariante termodinâmico conhecido como lei de deslocamento de Wien:
λ max T = 2, 89 × 10 −3 mK .
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Espectro de radiação:
Com o avanço em técnicas de medição de radiação em infra-vermelho, Lummer em 1897 mediu a potência por unidade de área da radiação na faixa de frequência de IV de um corpo negro a uma temperatura conhecida.
A curva espectral concorda com a lei de Stefan-Boltzmann
e a lei de Wien.
Espectro de radiação:
Um exemplo de espectro que se aproxima do corpo ne-
gro é o do Sol,
Catástrofe do UV:
Em 1900, Rayleigh e Jeans desenvolveram uma teoria para descrever a curva do espectro de radiação de um corpo negro.
Eles consideraram que a energia térmica nas paredes da cavidade seria a energia de moléculas oscilando em MHS. Esse movimento produziria a radiação que, em estando em equilíbrio, alimentava o movimento.
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Catástrofe do UV:
A contagem dos estados estacionários da radiação e a relação de cada estado a um grau de liberdade com energia k B T /2 permitiria dizer a contribuição da energia térmica para aquele estado.
Como resultado, a energia irradiada para frequências altas diverge. Ocasionando a catástrofe do UV.
R T (λ) = ck B T λ 4 ,
onde c é a velocidade da luz e k B é a constante de
Boltzmann.
Hipótese de Planck:
Em 1900, Planck propôs uma descrição para o espectro partindo de considerar que as moléculas vibrantes tenha seu movimento quantizado. A vibração ocorreria caso a energia fosse proporcional a frequência de oscilação.
Com isso, a energia térmica para cada estado depen- deria da frequência que evitaria a divergência do UV.
Como resultado, a radiância espectral obedece a ex- pressão:
R T (λ) = 2hc 2 λ 5
1 e
hc λ
1
kBT
− 1 ,
onde h é a constante de Planck.
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Radiância espectral de Planck para diversas temperat-
uras:
Conclusões:
A teoria de Planck é devastadora pois em nenhum mod- elo clássico a energia é proporcional a frequência do oscilador.
Porém o resultado é fantástico pois concorda com a lei de Stefan-Boltzmann e com a lei de Wien e não apresenta a divergência no UV.
Essa teoria fez com que Einstein postulasse a existência do fóton para o experimento de foto-elétron.
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Caso de estudo:
Para que haja um experimento em que a fonte de radi-
ação simule a luz do Sol, é necessário um objeto semel-
hante ao de corpo negro na temperatura mais próxima
de 5290K.
Exercício:
1. A temperatura de sua pele é de aproximadamente 35 0 C.
a) Considerando que a pele seja um corpo negro, qual é o comprimento de onda corresponde ao pico de emissão de radiação? [9,42 µ m]
b) Considerando uma área supercial total de 2 m 2 qual é a potencia total emitida por sua pele? [1kW]
c) Baseado em sua resposta ao item anterior, por que você não brilha tão intensamente quanto uma lâmpada incandescente?
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