Corpo negro
Um corpo negro é um corpo físico idealizado que absorve toda a radiação eletromagnética incidente, independentemente da frequência ou do ângulo de incidência. A radiação emitida por um corpo negro em equilíbrio térmico com seu ambiente é chamada de radiação de corpo negro. O nome "corpo negro" decorre do fato de ele absorver todas as cores da luz. Em contraste, um corpo branco possui uma "superfície rugosa que reflete completamente e uniformemente em todas as direções todos os raios incidentes".
Isaac Newton discutiu corpos negros em seu livro Opticks, de 1704. A questão 6 da obra diz: "Não recebem os corpos negros calor da luz mais facilmente do que os de outras cores, porque a luz que incide sobre eles não é refletida para fora, mas entra nos corpos e é muitas vezes refletida e refratada em seu interior, até ser sufocada e perdida?" O corpo negro idealizado foi definido por Gustav Kirchhoff em 1860: "...a suposição de que se possam imaginar corpos que, com espessuras infinitamente pequenas, absorvam completamente todos os raios incidentes e não reflitam nem transmitam nenhum. Chamarei esses corpos de perfeitamente negros ou, de forma mais breve, de corpos negros." Uma definição mais recente abandona a referência a "espessuras infinitamente pequenas": "Define-se um corpo ideal, chamado de corpo negro. Um corpo negro permite que toda a radiação incidente entre nele, sem energia refletida, e absorve internamente toda a radiação incidente, sem energia transmitida através do corpo. Isso vale para radiação de todos os comprimentos de onda e para todos os ângulos de incidência. O corpo negro é, assim, um absorvedor perfeito de toda a radiação incidente."
Esta seção apresenta alguns conceitos desenvolvidos em torno dos corpos negros.
Cavidade com uma abertura
Um modelo muito usado de superfície negra consiste em uma pequena abertura numa cavidade cujas paredes são opacas à radiação. A radiação que incide sobre a abertura entra na cavidade e tem pouca probabilidade de ser reemitida. A ausência de reemissão faz com que a abertura se comporte de maneira próxima à de uma superfície negra perfeita. Ela não é, porém, uma superfície negra exatamente perfeita. Se o comprimento de onda da radiação incidente for maior que o diâmetro da abertura, parte da radiação será refletida. Mesmo em equilíbrio térmico perfeito, a radiação no interior de uma cavidade de tamanho finito não terá um espectro de Planck ideal nos comprimentos de onda comparáveis ou superiores às dimensões da cavidade.
Transmissão, absorção e reflexão
O comportamento de um corpo diante da radiação térmica é caracterizado por sua transmissão τ, absorção α e reflexão ρ. A fronteira de um corpo forma uma interface com o meio ao redor, que pode ser rugosa ou lisa. Em uma interface lisa simples entre meios com diferentes índices refrativos, as equações de Fresnel determinam as parcelas refletida e transmitida. Em geral há reflexão quando os índices são diferentes, embora existam condições especiais em que uma componente pode ter reflexão nula, como ocorre para luz com polarização paralela ao plano de incidência no ângulo de Brewster. Alguns comportamentos idealizados recebem nomes específicos. Um corpo opaco não transmite nenhuma parte da radiação que o atinge, embora possa refletir uma parcela. Nesse caso, τ = 0 e α + ρ = 1.
Corpos negros perfeitos de Kirchhoff
Em 1860, Kirchhoff introduziu o conceito teórico de corpo negro perfeito com uma camada superficial totalmente absorvente de espessura infinitamente pequena, mas Planck apontou limitações severas nessa ideia. Um corpo negro teria de permitir a entrada da radiação sem refleti-la, possuir espessura mínima suficiente para absorver a radiação incidente e impedir sua reemissão e obedecer a fortes restrições quanto ao espalhamento, impedindo que a radiação entrasse e depois escapasse por reflexão. Os corpos negros perfeitos de Kirchhoff que absorvem toda a radiação incidente não podem ser realizados por meio de uma camada superficial infinitamente fina. O modelo também impõe condições difíceis de satisfazer ao espalhamento da luz no interior do corpo negro.
Uma realização de um corpo negro é uma implementação física real do modelo ideal.
Cavidade com uma abertura
Em 1898, Otto Lummer e Ferdinand Kurlbaum publicaram uma descrição de sua fonte de radiação de cavidade. Seu projeto continuou a ser usado, com poucas alterações, em medições de radiação. Consistia em uma abertura na parede de uma caixa de platina dividida por diafragmas, cujo interior era enegrecido com óxido de ferro. O dispositivo integrou a sequência de medições cada vez mais precisas que levou à formulação da lei de Planck. Uma versão descrita em 1901 tinha o interior enegrecido com uma mistura de óxidos de cromo, níquel e cobalto. Ver também Hohlraum. Em 1899 e 1900, Lummer e Ernst Pringsheim encontraram desvios da lei de distribuição de Wien em comprimentos de onda maiores. As medições posteriores de Heinrich Rubens e Ferdinand Kurlbaum tornaram essa discrepância ainda mais clara. Planck citou esses resultados ao explicar por que a lei de Wien não possuía validade geral e precisava ser substituída.
Metrologia
Corpos negros também foram usados como padrões de metrologia. A unidade de intensidade luminosa baseada na luminância de um radiador de Planck, ou corpo negro, à temperatura de solidificação da platina foi ratificada em 1948 pela 9.ª Conferência Geral de Pesos e Medidas, que adotou para ela o nome candela. Em 1967, a 13.ª Conferência Geral reformulou a redação da definição sem alterar seu princípio físico. A candela passou a ser expressa como a intensidade luminosa, na direção perpendicular, de uma superfície de 1/600.000 m² de um corpo negro à temperatura de solidificação da platina, sob pressão de 101.325 Pa. A realização prática desse radiador em altas temperaturas era difícil. Em 1979, a definição baseada no corpo negro foi substituída por outra ligada à potência radiante de uma fonte monocromática, aproveitando métodos de radiometria.
Materiais quase negros
Há interesse em materiais semelhantes a corpos negros para camuflagem e em materiais absorvedores de radiação destinados a reduzir a detecção por radar. Eles também têm aplicações como coletores de energia solar e detectores térmicos infravermelhos. Como um emissor muito eficiente de radiação, um material quente com comportamento próximo ao de um corpo negro pode ser usado como fonte infravermelha, sobretudo no espaço ou no vácuo, onde não há transferência de calor por convecção. Esses materiais também são usados em telescópios e câmeras como superfícies antirreflexo para reduzir luz dispersa, inclusive em observações de objetos fracos próximos de fontes muito mais brilhantes.
Estrelas e planetas
Uma estrela ou planeta costuma ser modelado aproximadamente como um corpo negro, e a radiação eletromagnética emitida por esses corpos pode ser comparada à radiação de corpo negro. A figura apresenta um corte transversal bastante esquemático para explicar a ideia. A fotosfera da estrela, onde grande parte da luz que escapa é formada, é idealizada como uma camada na qual os fótons interagem repetidamente com a matéria. Em regiões suficientemente opacas, matéria e radiação podem permanecer próximas do equilíbrio termodinâmico local. Alguns fótons escapam para o espaço, enquanto a energia transportada para a fotosfera a partir do interior mantém aproximadamente estável sua estrutura térmica nas escalas de tempo consideradas. Nessas condições, o espectro contínuo de uma estrela pode se aproximar do de um corpo negro, embora linhas espectrais, gradientes de temperatura e opacidades dependentes do comprimento de onda produzam desvios.
Buracos negros
Um buraco negro é uma região do espaço-tempo da qual nada que atravesse o horizonte de eventos pode retornar ao exterior. A luz que alcança o horizonte é absorvida, mas ondas eletromagnéticas incidentes a partir do exterior podem ser espalhadas pela curvatura do espaço-tempo antes de chegar a ele. Para um buraco negro de Schwarzschild, a probabilidade de absorção de ondas eletromagnéticas depende da frequência e tende a diminuir fortemente no limite de baixa frequência. Um buraco negro observado a partir do infinito não se comporta, portanto, como um absorvedor perfeito de todas as ondas incidentes no mesmo sentido de um corpo negro ideal. A teoria quântica de campos em espaço-tempo curvo prevê que buracos negros emitam radiação Hawking. Para um buraco negro de Schwarzschild, sem carga e sem rotação, a distribuição térmica junto ao horizonte está associada à temperatura de Hawking. O espectro observado a grande distância não é o de um corpo negro perfeito, pois a propagação através da geometria externa introduz fatores de corpo cinza dependentes da frequência e do tipo de partícula.
Radiação cósmica de fundo em micro-ondas
A teoria do Big Bang descreve um Universo que foi mais quente e denso no passado. Cerca de um segundo após o Big Bang, a temperatura era da ordem de 1010 K, e matéria e radiação permaneciam fortemente acopladas. A temperatura diminuiu à medida que o Universo se expandiu e que a matéria e a radiação esfriaram. A radiação cósmica de fundo em micro-ondas possui um dos espectros de corpo negro mais precisos observados na natureza. Uma determinação de sua temperatura fornece 2,72548 ± 0,00057 K. As medições do instrumento FIRAS do satélite COBE limitaram os desvios da forma de um corpo negro a valores extremamente pequenos. As anisotropias de temperatura no céu têm amplitude característica da ordem de uma parte em 100.000.
A integração da lei de Planck sobre todas as frequências fornece a energia total radiada por unidade de tempo e por unidade de área da superfície de um corpo negro mantido à temperatura T. Essa relação é a lei de Stefan–Boltzmann: em que σ é a constante de Stefan–Boltzmann, aproximadamente 5 , 67 × 10 − 8 W m − 2 K − 4 {\displaystyle 5{,}67\times 10^{-8}\,\mathrm {W\,m^{-2}\,K^{-4}} } . Para permanecer em equilíbrio térmico à temperatura constante T, o corpo negro precisa absorver ou gerar internamente a mesma potência líquida que perde. Para uma superfície tratada como corpo cinza, a potência térmica emitida pode ser aproximada por com emissividade ε ≤ 1. Essa expressão fornece a potência emitida, não necessariamente a perda líquida de energia. Para uma pequena superfície cinza à temperatura T envolvida por um grande ambiente isotérmico à temperatura Tamb, uma aproximação para o fluxo líquido de calor que deixa a superfície por radiação é
