Diferenças entre edições de "Corpo negro"

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[[FileImagem: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.]]
{{Formatar referências|data=novembro de 2015}}
Na [[Física]], um '''corpo negro''' é um objeto hipotético que absorve toda a [[radiação eletromagnética]] que nele incide: nenhuma luz o atravessa e nem é refletida. Um corpo com essa propriedade, em princípio, não poderia ser visto, daí o nome corpo negro.<ref name ="oliveira_saraiva">{{Citar livro |último1= Oliveira |primeiro1=Kepler |último2=Saraiva |primeiro2=Maria de Fátima |título= Astronomia e Astrofísica |editora= Livraria da Física |local=São Paulo |ano= 2004 |isbn=85-88325-23-3}}</ref> Apesar do nome, corpos negros emitem [[radiação]], o que permite determinar sua [[temperatura]]. Em [[equilíbrio termodinâmico]], um corpo negro ideal irradia [[energia]] na mesma taxa que a absorve <ref name ="oliveira_saraiva"/>, sendo essa uma das propriedades que o tornam uma fonte ideal de [[radiação térmica]]<ref name ="eisberg_resnick">{{Citar livro |último1=Eisberg |primeiro1=Robert |último2=Resnick |primeiro2=Robert |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.
[[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 eletromganético|espectro]]. Do 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 [[Comprimento de onda|comprimentos de onda]], partindo das [[Onda de rádio|ondas de rádio]], passando pelas [[microondasmicro-ondas]], [[infravermelho]], [[luz visível]], [[ultravioleta]], [[raios x]] e [[radiação gama]]. Em [[temperatura ambiente]] (cerca de 300K300 [[Kelvin (unidade)|K]]), corpos negros emitem na região do [[infravermelho]] do espectro. À medida que a temperatura aumenta algumas centenas de [[Grau Celsius|graus Celsius]], corpos negros começam a emitir radiação em comprimentos de onda visíveis ao olho humano (compreendidos entre 380 a 780 nanômetros[[nanometro]]s). A cor com maior comprimento de onda é o vermelho, e as cores seguem como no [[arco-íris]], até o violeta, comque tem o menor comprimento de onda do espectro visível.
 
Um bom modelo de corpo negro são as estrelas[[estrela]]s, como o [[Sol]], no qual a radiação produzida em seu interior é expelida para o universo e consequentemente aquece o nosso planeta. A cor branca do Sol corresponde a uma temperatura superficial da ordem de 5750K{{fmtn|5750}} K<ref>{{citar web|URL url= http://www.sciencemadesimple.com/sky_blue.html |título = Why is the Sky Blue? |acessadoem = |autor = |publicado = Science Made Simple}}</ref>.<ref name ="picazio">{{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>
 
by Science Made Simple|data = |acessadoem = |autor = |publicado = }}</ref>.<ref name = quatro>{{Citar livro
A primeira menção a corpos negros deve-se a [[Gustav Kirchhoff]] em 1860, em seu estudo sobre a espectrografia dos [[Gás|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[[frequência]]s, 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 [[Quantum|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"caruso_oguri">{{Citar livro |primeiro1=Francisco |primeiro2=Vitor |último1=Caruso |último2=Oguri |título= Física Moderna |editora= Elsevier
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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
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<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 aà radiaçaoradiação 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 àa 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.

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