Radiación térmica: propiedades, ejemplos, aplicaciones
La radiación térmica es la energía transmitida por un cuerpo gracias a su temperatura y a través de las longitudes de onda de infrarrojo del espectro electromagnético. Todos los cuerpos sin excepción emiten alguna radiación infrarroja por muy baja que sea su temperatura.
Sucede que cuando están en movimiento acelerado, las partículas cargadas eléctricamente oscilan y gracias a su energía cinética, emiten continuamente ondas electromagnéticas.
La única manera de que un cuerpo no emita radiación térmica es que sus partículas se encuentren en total reposo. De esta forma su temperatura sería 0 en la escala Kelvin, pero reducir a tal punto la temperatura de un objeto es algo que no se ha logrado todavía.
Índice del artículo
- 1 Propiedades de la radiación térmica
- 2 Ejemplos de radiación térmica
- 3 Aplicaciones de la radiación térmica
- 4 Referencias
Una propiedad notable que distingue a este mecanismo de transferencia de calor de otros, es que no se necesita de un medio material para que se produzca. Así, la energía emitida por el Sol, por ejemplo, viaja 150 millones de kilómetros a través del espacio y llega a la Tierra continuamente.
Existe un modelo matemático para conocer la cantidad de energía térmica por unidad de tiempo que irradia un objeto:
P =AσeT4
Esta ecuación se conoce con el nombre de ley de Stefan y en ella aparecen las siguientes magnitudes:
–Energía térmica por unidad de tiempoP, que se conoce como potencia y cuya unidad en el Sistema Internacional de Unidades es el watt o vatio (W).
-El área superficial del objeto que emite calor A, en metros cuadrados.
-Una constante, llamada constante de Stefan – Boltzman, denotada por σ y cuyo valor es 5.66963 x10-8 W/m2 K4,
-La emisividad (también llamada emitancia) del objeto e, una cantidad adimensional (sin unidades) cuyo valor está entre 0 y 1. Está relacionada con la naturaleza del material: por ejemplo un espejo tiene baja emisividad, mientras que un cuerpo muy oscuro tiene alta emisividad.
-Y finalmente la temperaturaT en kelvin.
Según la ley de Stefan, la tasa a la que un objeto irradia energía es proporcional al área, a la emisividad y a la cuarta potencia de la temperatura.
Como la tasa de emisión de la energía térmica depende de la cuarta potencia de T, es evidente que pequeños cambios de temperatura tendrán un enorme efecto en la radiación emitida. Por ejemplo, si la temperatura se duplica, la radiación aumentaría 16 veces.
Un caso especial de la ley de Stefan es el radiador perfecto, un objeto completamente opaco llamado cuerpo negro, cuya emisividad es exactamente 1. En tal caso la ley de Stefan queda así:
P =AσT4
Sucede que la ley de Stefan es un modelo matemático que describe de forma aproximada la radiación emitida por cualquier objeto, ya que considera la emisividad como una constante. En realidad la emisividad depende de la longitud de onda de la radiación emitida, el acabado de la superficie y otros factores.
Cuando se considera e como constante y se aplica la ley de Stefan tal como se indicó al principio, entonces al objeto se lo denomina cuerpo gris.
Los valores de la emisividad para algunas sustancias tratadas como cuerpo gris son:
-Aluminio pulido 0.05
-Carbón negro 0.95
-Piel humana de cualquier color 0.97
-Madera 0.91
-Hielo 0.92
-Agua 0.91
-Cobre entre 0.015 y 0.025
-Acero entre 0.06 y 0.25
Un ejemplo tangible de un objeto que emite radiación térmica es el Sol. Se estima que cada segundo, aproximadamente 1370 J de energía en forma de radiación electromagnética llegan a la Tierra provenientes del Sol.
Dicho valor se conoce como la constante solar y cada planeta tiene una, que depende de su distancia promedio al Sol.
Esta radiación atraviesa perpendicularmente cada m2 de las capas atmosféricas y se encuentra distribuida en diversas longitudes de onda.
Casi toda viene en forma de luz visible, pero una buena parte llega como radiación infrarroja, que justamente es la que percibimos como calor, y otra también como rayos ultravioleta. Es una gran cantidad de energía suficiente para cubrir las necesidades del planeta, con tal de capturarla y aprovecharla convenientemente.
En términos de la longitud de onda, estos son los rangos dentro de los que se encuentra la radiación solar que llega a la Tierra:
–Infrarrojo, la que percibimos como calor: 100 – 0.7 μm*
–Luz visible, entre 0.7 – 0.4 μm
–Ultravioleta, menor a 0.4 μm
*1 μm = 1 micrómetro o la millonésima parte de un metro.
La ley de Wien
La siguiente imagen muestra la distribución de la radiación respecto a la longitud de onda para varias temperaturas. La distribución obedece a la ley de desplazamiento de Wien, según la cual la longitud de onda de la radiación máxima λmáx es inversamente proporcional a la temperatura T en kelvin:
λmáx T = 2.898 . 10 −3 m⋅K
El Sol tiene una temperatura superficial de aproximadamente de 5700 K e irradia principalmente en longitudes de onda más cortas, como hemos visto. La curva que más se aproxima a la del Sol es la de 5000 K, en azul y por supuesto tiene el máximo en el rango de luz visible. Pero también emite una buena parte en infrarrojo y ultravioleta.
La gran cantidad de energía que el Sol irradia se puede almacenar en dispositivos llamados colectores, para luego transformarla y utilizarla convenientemente como energía eléctrica.
Son cámaras que, como su nombre indica, operan en la región del infrarrojo en vez de hacerlo en la luz visible, como las cámaras comunes. Ellas aprovechan el hecho de que todos los cuerpos emiten radiación térmica en mayor o menor medida según su temperatura.
Si las temperaturas son muy elevadas, medirlas con un termómetro de mercurio no es lo más indicado. Para ello se prefieren los pirómetros, a través de los cuales se deduce la temperatura de un objeto conociendo su emisividad, gracias a la emisión de una señal electromagnética.
La luz de las estrellas se modela muy bien con la aproximación del cuerpo negro, así como el universo entero. Y por su parte, la ley de Wien se utiliza frecuentemente en astronomía para determinar la temperatura de las estrellas, de acuerdo a la longitud de onda de la luz que emiten.
Los misiles son dirigidos hacia el blanco mediante señales infrarrojas que buscan detectar las zonas más calientes en los aviones, tales como los motores por ejemplo.
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