Un del fenòmens mes complicats i difícils estudiats durant el final del segle IXX va ser la distribució espectral de la radiació del cos negre. I que es un cos negre? Doncs es un sistema ideal que absorbeix tota radiació que incideix sobre ell.
Per tenir una idea de un cos negre imaginem una cavitat amb un orifici molt petit ( com el de la foto ). Les característiques de la radiació al interior de la cavitat depèn únicament de la temperatura de les seves parets. A temperatures ordinàries ( per sota dels 600ºC ), la radiació tèrmica emesa per un cos negre no es visible perquè l’energia es concentra a la regió infraroja del espectre electromagnètic. A mesura que s’escalfa el cos, augmenta l’energia radiada ( segons la llei de Stefan-Boltzman ) i la concentració de l’energia es mou fins a longituds d’ona mes curtes. Entre 600ºC i 700ºC ja es te prou energia dins l’esprectre visible com perquè el cos brilli amb un color vermell fosc. A temperatures mes elevades es torna vermell brillant i fins i tot “vermell blanc”.
En el diagrama superior es pot veure la potencia radiada per un cos negre en funció de la longitud d’ona per a tres temperatures diferents. Aquestes corbes es coneixen amb el nom de corbes de distribució espectral. La magnitud intensitat es refereix a la potencia radiada ( P ) per unitat de de longitud d’ona. Es una funció tant de longitud d’ona 
com de temperatura T i s’anomena funció de distribució espectral. Aquesta funció P ( T ) te un màxim per una longitud d’ona 
que varia de forma inversa amb la temperatura d’acord amb la llei de Wien:
La funció de distribució espectral P ( T ) pot calcular-se d’una forma directe a partir de la termodinàmica clàssica, i el resultat obtingut s’ha de comprar amb les corbes que s’obtenen experimentalment al laboratori. El resultat del calcul clàssic es coneix com la llei de Rayleigh-Jeans:
On K es la constant de Boltzmann. Aquest resultat concorda sempre amb els valors experimentals de la regió de longituds d’ones llargues, per esta en total desacord amb les longituds d’ones curtes. Quan tendeix a 0, el P ( T ) experimental també tendeix a 0, però la funció calculada s’acosta a infinit perquè es proporcional a 
. Aixi doncs. d’acord amb d’acord amb el calcul clàssic, els cossos negres radian una quantitat infinita d’energia concentrada en les regions d’ona molt curta. Aquest resultat es coneix amb el nom de catàstrofe del ultra-violeta.
Al 1900, el físic alemany Max Planck va anunciar que modificant els càlculs clàssics, havia deduït una funció de P ( T ) que concordava amb els resultats obtinguts de forma experimental per a totes les longituds d’ona. A mes de d’aixo, Planck, va buscar un procediment per modificar el calcul que havia utilitzat per arribar a aquest resultat. Per trobar aquesta funció va deduir que si realitzava la sorprenent hipòtesis segons la qual l’energia emesa i absorbida per el cos negre no era continua, sinó que era emesa o absorbida en petits paquets discrets o Quants. Plank va deduir ( osti, quina paio ) que el tamany d’un quant d’energia era proporcional a la freqüència de radicació: 
on h es la constant de proporcionalitat coneguda actualment com a constant de planck.
Plank va ser incapaç de fer encaixar la constant h dins la mecànica clàssica, i l’importancia fonamental de la seva hipòtesis sobre la quantització no va ser reconeguda fins que einstein va aplicar una idea semblant al efecte fotoelèctric i va suggerir que la quantització es una propietat fonamental de la radiació electromagnètica.
Like this:
Be the first to like this post.
