Corpo nero

L'andamento delle curve di Planck per il corpo nero. In ascissa la lunghezza d'onda, in ordinata l'intensità della radiazione.

In fisica un corpo nero è un oggetto (ideale) che assorbe tutta la radiazione elettromagnetica incidente e quindi non ne riflette né trasmette alcuna energia apparendo in prima approssimazione nero, secondo l'interpretazione classica del colore dei corpi (entro i limiti della propria emissività termica). Non riflettendo il corpo nero assorbe dunque tutta l'energia incidente e, per la conservazione dell'energia, re-irradia tutta la quantità di energia assorbita (coefficiente di emissività uguale a quello di assorbività e pari ad uno) e deve quindi il suo nome unicamente all'assenza di riflessione. Lo spettro (intensità o densità della radiazione emessa in funzione della lunghezza d'onda) di un corpo nero è uno spettro dalla caratteristica forma a 'campana' (più o meno asimmetrica e più o meno schiacciata) dipendente unicamente dalla sua temperatura T.

• La luce emessa da un corpo nero viene detta radiazione del corpo nero e la densità di energia irradiata spettro di corpo nero.
• La differenza tra lo spettro di un oggetto e quello di un corpo nero ideale permette di individuare la composizione chimica di tale oggetto.

Origine fisica

L'origine dell'irradiazione elettromagnetica dei corpi per effetto macroscopico della temperatura T va ricercato a livello microscopico come conseguenza del moto di roto-vibrazione molecolare di agitazione termica e quindi delle correnti elettriche variabili nel tempo degli elementi portatori di carica elettrica (protoni ed elettroni) in accordo con le leggi base dell'Elettrodinamica classica ovvero le Equazioni di Maxwell. La frequenza f e l'intensità I dei fotoni emessi ovvero dell'onda elettromagnetica aumentano all'aumentare della temperatura T in conseguenza dell'aumentato moto di agitazione molecolare ovvero dunque delle correnti elettriche atomico-molecolari associate.

Caratteristiche

Un corpo nero è un radiatore ideale, emettendo il maggior flusso possibile per unità di superficie, ad ogni lunghezza d'onda per ogni data temperatura. Un corpo nero inoltre, assorbe tutta l'energia radiante incidente su di esso: ovvero nessuna energia viene riflessa o trasmessa. I corpi reali invece si discostano più o meno sensibilmente da questa definizione/caratteristica e sono perciò detti corpi grigi. In altri termini si può dire che tutti i corpi reali si comportano più o meno come corpi neri a meno della loro riflettività e trasmittanza essendo in realtà corpi grigi.

Il termine e il concetto di "corpo nero" venne introdotto per la prima volta da Gustav Kirchhoff nel 1862. Lo spettro di un corpo nero venne correttamente interpretato per la prima volta da Max Planck, il quale dovette assumere che la radiazione elettromagnetica può propagarsi solo in pacchetti discreti, o quanti, la cui energia era proporzionale alla frequenza dell'onda elettromagnetica. Questo importante risultato rappresenterà uno dei primi mattoni della nascente teoria dei quanti o meccanica quantistica.

L'intensità della radiazione di un corpo nero alla temperatura T è data dalla legge della radiazione di Planck:

$I(\nu)d\nu = \frac{2h\nu^{3}}{c^2}\dfrac{1}{e^{\tfrac{h\nu}{kT}}-1}d\nu$

dove $I(\nu)d\nu \$ è la quantità di energia per unità di superficie per unità di tempo per unità di angolo solido, emessa nell'intervallo di frequenze compreso tra $\nu\$ e $\nu+\delta \nu\$ (densità di potenza), h è la costante di Planck, c è la velocità della luce e k è la costante di Boltzmann.

La lunghezza d'onda alla quale l'intensità della radiazione emessa dal corpo nero è massima è data dalla legge di Wien

$\lambda_{max}T= \mathrm{costante} = 2898 \mathrm{\ \mu m \cdot K}$

e la potenza totale emessa per unità di superficie (appunto, l'intensità) è data dalla legge di Stefan-Boltzmann

$I=\sigma T^4\$

con

$\sigma=5{,}67 \cdot 10^{-8} \mathrm{ \ W/(m^{2} \cdot K^{4}}$)

Entrambe queste leggi sono deducibili dalla legge della radiazione di Planck, la prima cercandone il massimo in termini della lunghezza d'onda, la seconda integrando su tutte le frequenze e sull'angolo solido.

In laboratorio, l'oggetto più simile a un corpo nero è un corpo cavo sul quale è praticato un foro, piccolo rispetto alla superficie interna, quest'ultima nera e ruvida. In astronomia alcuni oggetti come le stelle sono approssimativamente dei corpi neri. Uno spettro da corpo nero quasi perfetto viene esibito dalla radiazione cosmica di fondo, la cui temperatura è di circa 2,7 kelvin.

È importante ricordare che un qualunque corpo che si trovi a temperatura $T \neq 0 K$ è sorgente di radiazione elettromagnetica dovuta al moto di agitazione termica degli atomi che lo compongono. L'emissione di energia elettromagnetica avviene a spese dell'energia termica. Dunque all'interno della cavità sarà sempre presente una radiazione termica, e nel caso in cui la temperatura rimanga costante (condizioni di equilibrio termodinamico) la distribuzione di radiazione viene detta spettro di corpo nero.

All'aumentare della temperatura del corpo nero, oltre ad emettere più potenza elettromagnetica per la legge di Stefan-Boltzmann (campana meno schiacciata), per la legge di Wien il corpo stesso emetterà il suo massimo (picco spettrale) di radiazione spostandosi sempre più verso frequenze più alte (lunghezze d'onda più basse) passando così anche per il visibile come accade per le stelle (considerate corpi neri) giustificandone, in tal modo, la loro luminosità (solo in apparente contrasto con la definizione di corpo 'nero').

Calcolo dello spettro di corpo nero

Consideriamo una cavità al cui interno è presente un mezzo di indice di rifrazione η. Inoltre supponiamo che il mezzo sia omogeneo e isotropo per cui η è invariante per rotazioni e traslazioni. Inoltre supponiamo che il dielettrico non sia ferromagnetico per cui $\mu_r \simeq 1$ e $\eta^2 \simeq \epsilon_r$.

All'interno della cavità è possibile definire una densità di energia elettromagnetica ottenibile a partire dalle equazioni di Maxwell:

$\rho (E,B)=\frac{1}{2} \epsilon_0 (\epsilon_r E^{2}+ \frac{c^{2}B^{2}}{\mu_{r}})$

per cui l'energia e.m. totale è

$W=\int_{V}\rho d V\$

A noi interessa calcolare la distribuzione spettrale di energia, ovvero la $\rho_{\omega}\$ per cui

$d \rho_{\omega}=\rho_{\omega} d \omega\$

rappresenta la densità di energia e.m. presente con frequenza compresa tra $\omega\$ e $\omega + d \omega\$

Attraverso un breve ragionamento è possibile vedere come la $\rho_{\omega}\$ possa dipendere esclusivamente dalla frequenza e temperatura e non dalla forma e materiale di cui è costituita la cavità.

Consideriamo infatti due cavità di forma e materiale differente che si trovino alla stessa temperatura T. In entrambe le cavità ci sarà una certa distribuzione di energia elettromagnetica descritta dalle funzioni $\rho_{\omega}^{1}\$ e $\rho_{\omega}^{2}\$.

Supponiamo che per una generica frequenza ω valga :$\rho_{\omega}^{1}>\rho_{\omega}^{2},$ allora se uniamo le due cavità attraverso un collegamento ottico con un filtro che permetta il trasferimento di energia alla frequenza $\omega\$ ci sarà un flusso di energia dalla cavità 1 alla cavità 2. Questo però va contro il secondo principio della termodinamica perché le due cavità si trovano alla stessa temperatura, dunque concludiamo che dev'essere $\rho_{\omega}^{1}=\rho_{\omega}^{2}\$, e $\rho_{\omega}=\rho_{\omega}(\omega, T)\$.

Per quanto detto possiamo limitarci considerare una cavità che abbia una geometria semplice, ad esempio un cubo di spigolo di lunghezza a. Supponiamo che le pareti siano perfettamente conduttrici, allora è possibile immagazzinare e conservare energia e.m. all'interno della cavità senza perdite purché le frequenze corrispondano alle frequenze di risonanza della cavità. Le frequenze di risonanza della cavità sono quelle per cui si instaurano delle onde stazionarie, quindi nelle tre direzioni devono essere comprese un numero intero di semilunghezze d'onda. Vediamo per un lato:

$l\frac{\lambda}{2}=a \Longrightarrow \lambda=\frac{2a}{l}\$

con l numero intero. Siccome $\omega=2\pi \frac{c}{\lambda}$ si ottiene per la pulsazione

$\omega=c \frac{l \pi}{a}\$

Considerando il caso tridimensionale, quello che si ottiene è che le frequenze di risonanza della cavità considerata sono date da:

$\omega= \frac{c}{\eta}\Big[(\frac{l\pi}{a})^{2}+(\frac{m\pi}{a})^{2}+(\frac{n\pi}{a})^{2}\Big]^{\frac{1}{2}}\$

con l, m, m numeri interi.

Notando che $\omega=kc\$ dove k è il famoso vettore d'onda, possiamo riscrivere la precedente come

$\omega= \frac{c}{\eta}\Big[(k_x)^{2}+(k_y)^{2}+(k_z)^{2}\Big]^{\frac{1}{2}}\$

Si noti poi che per ogni terna (l, m, n) esistono due modi distinti: il trasversale elettrico e trasversale magnetico. Per modo si intende una particolare configurazione dei campi elettrico e magnetico che soddisfi la condizione di risonanza. Il modo trasversale elettrico è tale per cui in ogni punto della cavità il campo elettrico è diretto nella direzione perpendicolare a $\hat{z}\$; il modo trasversale magnetico è tale per cui è il campo magnetico ad avere direzione perpendicolare a $\hat{z}\$ per ogni punto.

Vogliamo ora calcolare qual è il numero di modi compresi tra 0 ed una generica frequenza $\omega\$, cioè tali da avere un vettore d'onda compreso in modulo tra 0 e $\frac{\omega \eta}{c}\$.

Dunque ci mettiamo nello spazio delle fasi. Tutti i punti individuati da $(k_x, k_y, k_z)\$ che rispettano la condizione di risonanza formano un reticolo la cui cella unitaria ha dimensioni :$(\frac{\pi}{a}, \frac{\pi}{a}, \frac{\pi}{a})\$. La condizione $0 \leq k \leq \frac{\omega \eta}{c}\$ individua una sfera nello spazio delle fasi.

Ogni celletta ha contigui 8 modi (i vertici) e allo stesso tempo ogni vertice è condiviso da 8 cellette, concludiamo che si ha 1 modo per ogni cella (in realtà due perché per ogni terna $(k_x, k_y, k_z)\$ c'è un modo trasversale elettrico e trasversale magnetico come visto più sopra).

È facile adesso calcolare il numero di modi compresi all'interno della sfera, tenendo conto che siamo interessati ad un solo ottante perché l, m, n sono numeri naturali e come tali positivi:

$N_{\omega}=\frac{\frac{1}{8} \frac{4}{3} \pi (\omega \eta/c)^{3} }{\Big(\frac{\pi}{a}\Big)^3}\$

cioè

$N_{\omega}=\frac{1}{3} \frac{\omega^{3} \eta^{3}}{c^{3} \pi^{2}} V\$

dove $V\$ è il volume della celletta nello spazio delle fasi.

Per arrivare alla $\rho_{\omega}\$ ci interessa valutare il numero di modi per unità di volume e di frequenza, quindi ci interessa

$p_{\omega}=\frac{1}{V} \frac{d N_{\omega}}{d \omega} = \frac{\omega^{2} \eta^{3}}{c^{3} \pi^{2}}\$

A questo punto è semplice passare alla densità spettrale di energia, infatti è sufficiente moltiplicare la precedente per il valor medio dell'energia dei modi alla frequenza $\omega\$. Proprio in questo passaggio si incontra l'incongruenza della fisica classica, che non riesce a spiegare l'andamento della distribuzione spettrale della radiazione emessa da un corpo nero.

Classicamente la distribuzione di energia e.m. presente nella cavità, e dovuta al moto di agitazione termica dei vari atomi delle pareti, deve essere la stessa di questa miriade di oscillatori armonici classici che si trovano ad una temperatura T. Prendiamo in considerazione una frequenza $\omega\$, la meccanica statistica ci dice che la probabilità che uno di questi oscillatori alla frequenza $\omega\$ e temperatura T abbia energia compresa tra $E\$ ed $E + d E\$ è data dalla legge di Boltzmann:

$d P(E)=C e^{-\frac{E}{k_{B}T}} d E\$

dove k_B è la costante di Boltzmann. Quindi il valor medio dell'energia vale

$<E>=\frac{\int_0^{\infty}EC e^{-\frac{E}{k_{B}T}} d E}{\int_0^{\infty}C e^{-\frac{E}{k_{B}T}} d E}\$

Poniamo $\beta= \frac{1}{k_{B}T}$.

Si nota facilmente che

$-\frac{d}{d \beta} \ln \int_0^{\infty}e^{-\beta E} d E = \frac{\int_0^{\infty}e^{-\beta E} d E}{ \int_0^{\infty}Ee^{-\beta E} d E }= <E>$

Quindi:

$<E>=-\frac{d}{d \beta} \ln \Big[-\frac{1}{\beta} e^{-\beta E}\Big]_0^{\infty}= -\frac{d}{d \beta} \ln (\frac{1}{\beta})= \frac{1}{\beta}=k_{B}T\$

Per cui secondo la fisica classica:

$\rho_{\omega}=p_{\omega}<E>=\frac{\omega^{2} \eta^{3}}{c^{3} \pi^{2}}k_{B}T\$

La precedente è la formula classica di Rayleigh - Jeans e non riproduce affatto i dati sperimentali! Infatti la densità spettrale di energia tende ad infinito per ω tendente ad infinito e quindi per λ tendente a zero. Questo è il così detto fenomeno della catastrofe ultravioletta. Inoltre si vede che integrando la densità spettrale di energia su tutte le frequenze possibili si ottiene un'energia infinita!

Ed è proprio qui che entra in gioco Planck. Egli supera i problemi della fisica classica supponendo che la radiazione e.m. sia quantizzata, cioè egli discretizza l'energia dei modi considerandola multipla di una quantità legata alla frequenza del modo stesso:

$E_n=nh\nu\$

Allo stesso tempo egli introduce una nuova distribuzione di probabilità per cui la probabilità che il modo in questione possegga una energia E_n vale:

$P(E_n)=Ce^{\frac{-n \hbar \omega}{kT}}\$

inoltre siccome l'energia è discretizzata gli integrali sono sostituiti da sommatorie e il valor medio dell'energia vale:

$<E>=\frac{\sum_{n=0}^{\infty}n\hbar \omega e^{\frac{-n \hbar \omega}{kT}}}{\sum_{n=0}^{\infty} e^{\frac{-n \hbar \omega}{kT}}}\$

anche in questo caso si ha che:

$<E>=-\frac{d}{d \beta} \ln \big[ \sum_{n=0}^{\infty}e^{-n \hbar \omega \beta}\big]$

la sommatoria che compare nella precedente è una serie geometrica di ragione $e^{-\hbar \omega \beta}$ per cui

$<E>=-\frac{d}{d \beta} \ln \big[\frac{1}{1-e^{-\hbar \omega \beta}}\big]=\frac{\hbar \omega}{e^{\hbar \omega \beta}-1}$

e finalmente riusciamo ad ottenere l'espressione della densità spettrale di radiazione del corpo nero:

$\rho_{\omega}=\frac{\hbar \eta^{3} \omega^{3}}{\pi^{2} c^{3} [e^{\frac{\hbar \omega}{kT}}-1]}$

la precedente riproduce bene i dati sperimentali se

$h=2\pi \hbar=6{,}626 \cdot 10^{-34}\, J s$

Inoltre il numero medio di fotoni per modo è dato da

$\bar{q}=\frac{<E>}{h\nu}=\frac{1}{e^{\frac{h\nu}{kT}}-1}$

e per frequenze nel campo ottico $(\nu \simeq 10^{14}Hz)\$ alla temperatura $T=300\ K$ vale $\bar{q} \simeq e^{-40}\simeq 10^{-18}\$.

Si capisce quindi che a temperatura ambiente l'emissione nella banda del visibile è completamente trascurabile.

Legge di Wien

Per approfondire, vedi la voce Legge di Wien.

La legge di Wien si ricava andando a considerare per quale lunghezza d'onda si ha un massimo di emissione. Per fare questo bisogna prima passare all'espressione della distribuzione spettrale in funzione di $\lambda\$:

$\rho_{\omega} d \omega = \rho_{\omega} \frac{d \omega}{d \lambda} d \lambda = \rho_{\lambda} d \lambda\$

$\omega=2 \pi \frac{c}{\lambda}\$

$d \omega = -\frac{2 \pi c}{\lambda^{2}} d \lambda\$

per cui:

$\rho_{\omega} d \omega = \frac{\eta^{3}\frac{(2\pi c)^{3}}{\lambda^{3}}\hbar}{\pi^{2}c^{3}\big[e^{\frac{2 \pi \hbar c}{\lambda k T}}-1\big]}\Big(\frac{-2 \pi c}{\lambda^{2}}\Big)d \lambda\$

e infine:

$\rho_{\lambda} d \lambda = \frac{8 \pi h c \eta^{3}}{\lambda^{5}\big[e^{\frac{hc}{\lambda k T}}-1\big]} d \lambda\$

Per semplificare i calcoli poniamo:

$x=\frac{hc}{\lambda k T}\$

e troviamo il massimo della funzione spettrale derivando rispetto ad x:

$\frac{d \rho_{\lambda}}{d x}=0 \Longrightarrow e^{-x}+\frac{x}{5}-1=0\$

La precedente è un'equazione trascendente la cui soluzione è $x=x_0=4{,}9651\$, quindi

$\frac{hc}{\lambda_{max} k T}=x_0=cost\$

e infine

$\lambda_{max} T=b\$

con b costante,

$b=2{,}8978 \cdot 10^{-3} mK\$

La precedente esprime la legge di Wien per cui all'aumentare della temperatura il massimo di emissione si sposta verso lunghezze d'onda minori e quindi energie maggiori. Se ne deduce che al variare della temperatura del corpo varia il colore!

Introduciamo quindi il concetto di temperatura di colore, quale la temperatura cui corrisponde un ben determinato massimo di emissione. Questo è per esempio il metodo utilizzato per capire quale sia la temperatura di forni particolarmente potenti per i quali è chiaramente impossibile pensare all'utilizzo di un termometro e, allo stesso modo, è anche utilizza in astrofisica per stimare la temperatura superficiale delle stelle.

Legge di Stefan - Boltzmann

Per approfondire, vedi la voce Legge di Stefan-Boltzmann.

La legge di Stefan - Boltzmann riguarda l'intensità di radiazione emessa, quindi iniziamo col calcolare l'espressione della densità di energia integrando la densità spettrale di energia su tutta la banda di frequenze:

$\rho = \int_0^{\infty}\frac{\hbar \eta^{3} \omega^{3}}{\pi^{2} c^{3} [e^{\frac{\hbar \omega}{kT}}-1]} d \omega\$

$x=\frac{\hbar \omega}{kT}\$

$\rho = \frac{\eta^{3}(kT)^{4}}{\pi^{2} c^{3} \hbar^{3}} \int_0^{\infty} \frac{x^{3}}{e^{x}-1} d x\$

L'integrale che compare nella precedente espressione è calcolabile esattamente e vale $\frac{\pi^4}{15}$. Quindi

$\rho = \frac{\pi^2 \eta^{3} k^4}{15 c^3 \hbar^3}T^{4}\$

La densità di energia è chiaramente una energia per unità di volume. L'intensità è una energia per unità di superficie e di tempo, quindi in pratica una densità per una velocità. Segue che la dipendenza da $T\$ non cambia e si può scrivere:

$F(T)=\sigma T^{4}\$

la precedente esprime la legge di Stefan - Boltzmann cercata. $F\$ è detta emittanza di radiazione, e σ è la costante di Stefan - Boltzmann che vale

$\sigma= 5{,}67 \cdot 10^{-8} \, W m^{-2} K^{-4}\$

Si noti che l'intensità di emissione va con la quarta potenza della temperatura.

Bibliografia

• C. Mencuccini e V. Silvestrini, Fisica II (Elettromagnetismo e Ottica), 3^a ed., ISBN 88-207-1493-0, Liguori Editore, 1998.

Voci correlate

• Irraggiamento
• Costante di Stefan-Boltzmann
• Legge di Stefan-Boltzmann
• Catastrofe ultravioletta
• Sfera di Ulbricht

Altri progetti

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Collegamenti esterni

• Leggi del corpo nero
• Radiazione di corpo nero

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