{"id":39691,"date":"2019-09-16T06:49:10","date_gmt":"2019-09-16T05:49:10","guid":{"rendered":"https:\/\/www.thermal-engineering.org\/que-es-la-transferencia-de-calor-por-radiacion-definicion\/"},"modified":"2020-01-06T12:31:18","modified_gmt":"2020-01-06T11:31:18","slug":"que-es-la-transferencia-de-calor-por-radiacion-definicion","status":"publish","type":"post","link":"https:\/\/www.thermal-engineering.org\/es\/que-es-la-transferencia-de-calor-por-radiacion-definicion\/","title":{"rendered":"\u00bfQu\u00e9 es la transferencia de calor por radiaci\u00f3n? – Definici\u00f3n"},"content":{"rendered":"
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La transferencia de calor por radiaci\u00f3n est\u00e1 mediada por radiaci\u00f3n electromagn\u00e9tica, conocida como radiaci\u00f3n t\u00e9rmica, que surge debido a la temperatura de un cuerpo.\u00a0Transferencia de calor por radiaci\u00f3n<\/div>\n<\/div>\n
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Transferencia de calor por radiaci\u00f3n<\/h2>\n
\"El<\/a>
El Sol genera su energ\u00eda por fusi\u00f3n nuclear de n\u00facleos de hidr\u00f3geno en helio.\u00a0En su n\u00facleo, el Sol fusiona 620 millones de toneladas m\u00e9tricas de hidr\u00f3geno por segundo.
\nFuente: hyperphysics.phy-astr.gsu.edu<\/figcaption><\/figure>\n

En cap\u00edtulos anteriores, hemos discutido la\u00a0convecci\u00f3n<\/a>\u00a0y la\u00a0conducci\u00f3n<\/a>\u00a0, que requieren la presencia de materia como medio para transportar el calor desde la regi\u00f3n m\u00e1s caliente a la m\u00e1s fr\u00eda.\u00a0Pero un tercer tipo de transferencia de calor,\u00a0la transferencia de calor por radiaci\u00f3n<\/strong>\u00a0, ocurre sin ning\u00fan medio.\u00a0En general, la\u00a0transferencia de calor por radiaci\u00f3n<\/strong>\u00a0de una superficie a otra es la radiaci\u00f3n que sale de la primera superficie por la otra menos la que llega desde la segunda superficie.\u00a0La transferencia de calor<\/strong>\u00a0por\u00a0radiaci\u00f3n<\/strong>\u00a0est\u00e1 mediada por\u00a0radiaci\u00f3n electromagn\u00e9tica<\/strong>\u00a0, conocida como\u00a0radiaci\u00f3n t\u00e9rmica<\/strong>\u00a0, que surge debido a la\u00a0temperatura<\/a>\u00a0de un cuerpo.\u00a0Cualquier material que tenga una temperatura superiorEl cero absoluto<\/a>\u00a0emite algo de\u00a0energ\u00eda radiante<\/strong><\/a>\u00a0.\u00a0La mayor parte de la\u00a0energ\u00eda<\/a>\u00a0de este tipo se encuentra en la\u00a0regi\u00f3n infrarroja<\/strong>\u00a0del espectro electromagn\u00e9tico, aunque parte de ella se encuentra en la regi\u00f3n visible.\u00a0Uno de los ejemplos m\u00e1s importantes de transferencia de calor por radiaci\u00f3n es la absorci\u00f3n de radiaci\u00f3n solar por la Tierra, seguida de su radiaci\u00f3n t\u00e9rmica saliente.\u00a0Estos procesos determinan la temperatura y el clima de la Tierra.<\/p>\n<\/div>\n<\/div>\n

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Radiaci\u00f3n termal<\/h2>\n

\"Radiaci\u00f3n<\/a>La radiaci\u00f3n t\u00e9rmica<\/strong>\u00a0es\u00a0radiaci\u00f3n<\/strong>\u00a0electromagn\u00e9tica en la regi\u00f3n infrarroja del espectro electromagn\u00e9tico, aunque parte de ella se encuentra en la regi\u00f3n visible.\u00a0El t\u00e9rmino\u00a0radiaci\u00f3n t\u00e9rmica<\/strong>\u00a0se usa con frecuencia para distinguir esta forma de radiaci\u00f3n electromagn\u00e9tica de otras formas, como ondas de radio, rayos X o\u00a0rayos gamma<\/a>\u00a0.\u00a0Se genera por el movimiento t\u00e9rmico de part\u00edculas cargadas en la materia y, por lo tanto, cualquier material que tenga una temperatura superior al cero absoluto emite algo de\u00a0energ\u00eda radiante<\/a>\u00a0.\u00a0La radiaci\u00f3n t\u00e9rmica<\/strong>\u00a0no requiere ning\u00fan medio para la transferencia de energ\u00eda.\u00a0De hecho, la transferencia de energ\u00eda por radiaci\u00f3n es m\u00e1s r\u00e1pida (a la velocidad de la luz) y no sufre atenuaci\u00f3n en el vac\u00edo.<\/p>\n

A diferencia de la transferencia de calor por\u00a0conducci\u00f3n<\/a>\u00a0o\u00a0convecci\u00f3n<\/a>\u00a0, que tiene lugar en la direcci\u00f3n de disminuci\u00f3n de la temperatura, la transferencia de calor por radiaci\u00f3n t\u00e9rmica puede ocurrir entre dos cuerpos separados por un medio m\u00e1s fr\u00edo que ambos cuerpos.\u00a0Por ejemplo, la radiaci\u00f3n solar llega a la superficie de la tierra despu\u00e9s de pasar a trav\u00e9s de capas fr\u00edas de la atm\u00f3sfera a gran altura.<\/p>\n<\/div>\n<\/div>\n

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Ley Stefan-Boltzmann<\/h2>\n

La<\/strong>\u00a0tasa de\u00a0transferencia de calor por radiaci\u00f3n<\/strong>\u00a0, q [W \/ m\u00a02<\/sup>\u00a0], desde un cuerpo (por ejemplo, un cuerpo negro) a su entorno es proporcional a la\u00a0cuarta potencia<\/strong>\u00a0de la\u00a0temperatura absoluta<\/a>\u00a0y puede expresarse mediante la siguiente ecuaci\u00f3n:<\/p>\n

q = \u03b5\u03c3T\u00a0<\/em>4<\/sup><\/em><\/strong><\/p>\n

donde\u00a0\u03c3<\/strong>\u00a0es una constante f\u00edsica fundamental llamada constante de\u00a0Stefan-Boltzmann<\/strong>\u00a0, que es igual a\u00a05.6697 \u00d7 10\u00a0<\/strong>-8<\/sup><\/strong>\u00a0W \/ m\u00a0<\/strong>2<\/sup><\/strong>\u00a0K\u00a0<\/strong>4<\/sup><\/strong>\u00a0.\u00a0La\u00a0constante de Stefan-Boltzmann lleva el<\/strong>\u00a0nombre de Josef Stefan (quien descubri\u00f3 la\u00a0ley de Stefan-Boltzman<\/a>\u00a0experimentalmente en 1879) y Ludwig Boltzmann (que la deriv\u00f3 te\u00f3ricamente poco despu\u00e9s).\u00a0Como se puede ver, la transferencia de calor por radiaci\u00f3n es importante\u00a0a temperaturas muy altas<\/strong>\u00a0y\u00a0en el vac\u00edo<\/strong>\u00a0.<\/p>\n

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Como se escribi\u00f3, la\u00a0<\/span>ley de Stefan-Boltzmann\u00a0\u00a0<\/span>da la intensidad radiante de un solo objeto<\/span><\/strong>\u00a0.\u00a0Pero usando la\u00a0<\/span>ley de Stefan-Boltzmann<\/span><\/strong>\u00a0, tambi\u00e9n podemos determinar la transferencia de calor por radiaci\u00f3n entre dos objetos.\u00a0Dos cuerpos que se irradian entre s\u00ed tienen un flujo de calor neto entre ellos.\u00a0El flujo neto de calor entre ellos viene dado por:<\/span><\/p>\n

Q = \u03b5\u03c3A\u00a0<\/span><\/em><\/strong>1-2<\/span><\/sub><\/em><\/strong>\u00a0(T\u00a0<\/span><\/em><\/strong>4\u00a0<\/span><\/sup><\/em><\/strong>1<\/span><\/sub><\/em><\/strong>\u00a0\u2212T\u00a0<\/span><\/em><\/strong>4\u00a0<\/span><\/sup><\/em><\/strong>2<\/span><\/sub><\/em><\/strong>\u00a0) [J \/ s]<\/span><\/em><\/strong><\/p>\n

q = \u03b5\u03c3 (T\u00a0<\/span><\/em><\/strong>4\u00a0<\/span><\/sup><\/em><\/strong>1<\/span><\/sub><\/em><\/strong>\u00a0\u2212T\u00a0<\/span><\/em><\/strong>4\u00a0<\/span><\/sup><\/em><\/strong>2<\/span><\/sub><\/em><\/strong>\u00a0) [J \/ m\u00a0<\/span><\/em><\/strong>2<\/span><\/sup><\/em><\/strong>\u00a0s]<\/span><\/em><\/strong><\/p>\n

El factor de \u00e1rea A\u00a0<\/span>1-2<\/span><\/sub>\u00a0, es el \u00e1rea vista por el cuerpo 2 del cuerpo 1, y puede volverse bastante dif\u00edcil de calcular.<\/span><\/p>\n<\/div>\n<\/div>\n

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Radiaci\u00f3n de cuerpo negro<\/span><\/h2>\n

Se sabe que la cantidad de energ\u00eda de radiaci\u00f3n emitida desde una superficie a una longitud de onda dada depende del\u00a0<\/span>material<\/span><\/strong>\u00a0del cuerpo y del estado de su\u00a0<\/span>superficie<\/span><\/strong>\u00a0, as\u00ed como de la\u00a0<\/span>temperatura de<\/span><\/strong><\/a>\u00a0la superficie\u00a0.\u00a0Por lo tanto, varios materiales emiten diferentes cantidades de energ\u00eda radiante incluso cuando est\u00e1n a la misma temperatura.\u00a0Un\u00a0<\/span>cuerpo<\/span><\/strong>\u00a0que emite la\u00a0<\/span>cantidad m\u00e1xima<\/span><\/strong>\u00a0de calor para su temperatura absoluta se llama\u00a0<\/span>cuerpo negro<\/span><\/strong><\/a>\u00a0.<\/span><\/p>\n

\"radiaci\u00f3n<\/a>Un\u00a0<\/span>cuerpo negro<\/span><\/strong>\u00a0es un cuerpo f\u00edsico idealizado, que tiene propiedades espec\u00edficas.\u00a0Por definici\u00f3n, un cuerpo negro en equilibrio t\u00e9rmico tiene una\u00a0<\/span>emisividad<\/span><\/strong>\u00a0de\u00a0<\/span>\u03b5<\/span><\/em>\u00a0= 1.0<\/span><\/strong>\u00a0.\u00a0Los objetos reales no irradian tanto calor como un cuerpo negro perfecto.\u00a0Irradian menos calor que un cuerpo negro y, por lo tanto, se llaman cuerpos grises.<\/span><\/p>\n

La superficie de un cuerpo negro emite radiaci\u00f3n t\u00e9rmica a una velocidad de aproximadamente 448 vatios por metro cuadrado a temperatura ambiente (25 \u00b0 C, 298,15 K).\u00a0Los objetos reales con emisividades inferiores a 1.0 (p. Ej., Alambre de cobre) emiten radiaci\u00f3n a velocidades proporcionalmente m\u00e1s bajas (p. Ej., 448 x 0.03 = 13.4 W \/ m\u00a0<\/span>2<\/span><\/sup>\u00a0).\u00a0<\/span>La emisividad<\/span><\/strong>\u00a0juega un papel importante en los problemas de transferencia de calor.\u00a0Por ejemplo, los colectores de calor solar incorporan superficies selectivas que tienen muy bajas emisividades.\u00a0Estos colectores desperdician muy poca energ\u00eda solar a trav\u00e9s de la emisi\u00f3n de radiaci\u00f3n t\u00e9rmica.<\/span><\/p>\n

Dado que la\u00a0<\/span>absorci\u00f3n<\/span><\/strong>\u00a0y la\u00a0<\/span>emisividad<\/span><\/strong>\u00a0est\u00e1n interconectadas por la\u00a0<\/span>Ley de radiaci\u00f3n t\u00e9rmica de Kirchhoff<\/span><\/strong>\u00a0, un\u00a0<\/span>cuerpo negro<\/span><\/strong>\u00a0tambi\u00e9n es un absorbente perfecto de radiaci\u00f3n electromagn\u00e9tica.<\/span><\/p>\n

Ley de Kirchhoff de radiaci\u00f3n t\u00e9rmica<\/span><\/strong><\/a>\u00a0:<\/span><\/em><\/p>\n

Para un cuerpo arbitrario que emite y absorbe radiaci\u00f3n t\u00e9rmica en equilibrio termodin\u00e1mico, la emisividad es igual a la capacidad de absorci\u00f3n.<\/span><\/em><\/p>\n

emisividad \u03b5 = absorbencia \u03b1<\/span><\/strong><\/p>\n

Un\u00a0<\/span>cuerpo negro<\/span><\/strong>\u00a0absorbe toda la radiaci\u00f3n electromagn\u00e9tica incidente, independientemente de la frecuencia o el \u00e1ngulo de incidencia.\u00a0Su\u00a0<\/span>capacidad de absorci\u00f3n<\/span><\/strong>\u00a0es, por lo tanto, igual a la unidad, que tambi\u00e9n es el valor m\u00e1s alto posible.\u00a0Es decir, un\u00a0<\/span>cuerpo negro<\/span><\/strong>\u00a0es un\u00a0<\/span>absorbente perfecto<\/span><\/strong>\u00a0(y un\u00a0<\/span>emisor perfecto<\/span><\/strong>\u00a0).<\/span><\/p>\n

Tenga en cuenta que la radiaci\u00f3n visible ocupa una banda muy estrecha del espectro de 0.4 a 0.76 nm, no podemos hacer ning\u00fan juicio sobre la negrura de una superficie sobre la base de observaciones visuales.\u00a0Por ejemplo, considere el papel blanco que refleja la luz visible y, por lo tanto, parece blanco.\u00a0Por otro lado, es esencialmente negro para la radiaci\u00f3n infrarroja (\u00a0<\/span>absorci\u00f3n \u03b1 = 0.94<\/span><\/strong>\u00a0) ya que absorben fuertemente la radiaci\u00f3n de longitud de onda larga.<\/span><\/p>\n

Ver tambi\u00e9n:\u00a0<\/span>cat\u00e1strofe ultravioleta<\/span><\/a><\/p>\n<\/div>\n<\/div>\n

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Poder emisivo de cuerpo negro<\/span><\/h2>\n

El\u00a0<\/span>poder emisor del cuerpo negro<\/span><\/strong>\u00a0,\u00a0<\/span>E\u00a0<\/span>b<\/span><\/sub>\u00a0[W \/ m\u00a0<\/span>2<\/span><\/sup>\u00a0]<\/span><\/strong>\u00a0, de un cuerpo negro a su entorno es proporcional al\u00a0<\/span>cuarto poder<\/span><\/strong>\u00a0de la temperatura absoluta y puede expresarse mediante la siguiente ecuaci\u00f3n:<\/span><\/p>\n

E\u00a0<\/span>b<\/span><\/sub>\u00a0= \u03c3T\u00a0<\/span>4<\/span><\/sup><\/em><\/strong><\/p>\n

donde\u00a0<\/span>\u03c3<\/span><\/strong>\u00a0es una constante f\u00edsica fundamental llamada constante de\u00a0<\/span>Stefan-Boltzmann<\/span><\/strong>\u00a0, que es igual a\u00a0<\/span>5.6697 \u00d7 10\u00a0<\/span><\/strong>-8<\/span><\/sup><\/strong>\u00a0W \/ m\u00a0<\/span><\/strong>2<\/span><\/sup><\/strong>\u00a0K\u00a0<\/span><\/strong>4<\/span><\/sup><\/strong>\u00a0y T es la temperatura absoluta de la superficie en K.<\/span><\/p>\n

El t\u00e9rmino\u00a0<\/span>cuerpo negro<\/span><\/strong>\u00a0fue introducido por un f\u00edsico alem\u00e1n Gustav Kirchhoff en 1860. La\u00a0<\/span>radiaci\u00f3n de<\/span><\/strong><\/a>\u00a0cuerpo negro<\/strong>\u00a0tambi\u00e9n se llama\u00a0<\/span>radiaci\u00f3n t\u00e9rmica<\/span><\/strong>\u00a0, radiaci\u00f3n de cavidad, radiaci\u00f3n completa o radiaci\u00f3n de temperatura.\u00a0Tres leyes siguientes est\u00e1n asociadas con la radiaci\u00f3n de cuerpo negro:<\/span><\/p>\n