Variación de las propiedades de los elementos de la tabla periódica

A medida que desciende en un grupo, al pasar de un período a otro, se pasa de un número cuántico principal al siguiente.

Observando la línea quebrada que parte del boro y termina entre el polonio y el astato, vemos que a la derecha de la misma están los elementos no metálicos y a la izquierda los metálicos. Los elementos anfóteros o metaloides están a un lado y a otro de la diagonal.

Características periódicas de propiedades físicas

¿Cómo varía el radio atómico?

Numerosas propiedades físicas (densidad, punto de fusión y punto de ebullición) están relacionadas con el tamaño de los átomos, pero el tamaño atómico es difícil de definir. La densidad electrónica en el átomo se extiende más allá del núcleo. En la práctica, por lo general se piensa en tamaño atómico como el volumen que contiene un 90% de la totalidad de la densidad electrónica alrededor del núcleo.

El radio atómico de un metal es la mitad de la distancia entre dos núcleos de dos átomos adyacentes. Para elementos que existen como moléculas diatómicas simples, el radio atómico es la mitad de la distancia entre los núcleos de los dos átomos en una molécula específica.

Radios atómicos de elementos de acuerdo a su posición en la tabla periódica

La tabla periódica indica que el radio atómico disminuye de izquierda a derecha en un período y aumenta al descender en un grupo. La disminución de izquierda a derecha en un período es consecuencia del aumento de la atracción entre el núcleo y los electrones (n es el mismo y aumenta la carga nuclear, Z). Al descender en un grupo aumenta n, los electrones externos están cada vez más lejos del núcleo.

Radio iónico es el radio de un catión o de un anión. El radio iónico afecta las propiedades físicas y químicas de un compuesto iónico.
Energía de ionización o potencial de ionización es la energía mínima necesaria para arrancar un electrón en estado fundamental de un átomo en estado gaseoso para transformarlo en un catión.

Me(g)---Me+ (g) + e-       EI

¿Cómo varía la energía de ionización?

Aumenta de izquierda a derecha en un período, ya que el radio atómico disminuye y se consume mas energía para arrancar el electrón que está mas atraído por el núcleo.

Disminuye al descender  en un grupo, ya que los electrones externos están cada vez más alejados del núcleo.

Afinidad electrónica es la energía puesta en juego cuando un átomo en estado fundamental y gaseoso se le agrega un electrón.

E(g) + e-   ----  E-(g)        AE

¿Cuándo decimos que un elemento es electronegativo?

El elemento con valores de energía de ionización y afinidad electrónica altos, es electronegativo.

La electronegatividad es una medida de tendencia que tienen los átomos de atraer los electrones de un enlace. Linus Pauling fue quien confeccionó una escala de electronegatividades para los elementos. Esta escala no tiene unidades y el maximo valor (4) corresponde al elemento más electronegativo.

El modelo mecánico – cuántico

El modelo de Bohr promovió las investigaciones de otros científicos. En 1927, el francés Louis de Broglie (1892-1987), el austríaco Edwin Schrödinger (1887 -1961) y el alemán Werner Heisenberg (1901-1976) realizaron investigaciones que llevaron a postular lo que conocemos como modelo atómico actual o modelo mecánico cuántico. Según este modelo, los electrones no se distribuyen en órbitas definidas, sino en zonas del espacio denominadas orbitales atómicos, donde la probabilidad de encontrar los electrones es máxima. Esto es así porque no es posible medir al mismo tiempo la velocidad y la posición de un electrón. Entonces, los electrones no tienen trayectorias fijas alrededor del núcleo, sino que lo “envuelven” formando una nube difusa de carga negativa.

Configuración electrónica

A la luz del modelo de Bohr y con los aportes de Schrödinger, de Broglie y Heisenberg surgieron varias preguntas, entre ellas: ¿cuántos niveles de energía puede tener un átomo?, ¿Qué niveles ocupan primero los electrones: los más cercanos al núcleo o los más alejados? Entonces podemos decir: cada nivel de energía o nivel principal se denomina con un número (n). Cada nivel de energía (1, 2, 3, 4, …) es la región de la nube electrónica donde se encuentran los electrones con valores similares de energía. Cuanto más lejos del núcleo se ubiquen, más energía tendrán. Puede haber hasta siete niveles de energía.

A su vez, cada nivel principal de energía contiene n subniveles que se designan con las letras s, p, d, f. El primer nivel está conformado por un único subnivel denominado 1s (donde 1 corresponde al número de subnivel y s al tipo). El segundo nivel tiene dos subniveles: 2s y 2p. El tercero posee tres: 3s, 3p y 3d; el cuatro: 4s, 4p, 4d y 4f.

Cada uno de estos subniveles puede alojar una cantidad máxima de electrones. Cualquier subnivel s puede contener hasta 2 electrones; el p, hasta 6 electrones; el d, hasta 10 electrones y el f, hasta 14 electrones.

La distribución particular de los electrones en los distintos niveles y subniveles determina la configuración electrónica del átomo. No es azarosa, sino que los niveles y subniveles se llenan en orden creciente de energía. Para el átomo de magnesio, por ejemplo, que cuenta con doce electrones, la configuración electrónica será: 1s2 2s2 2p6 3s2

Para átomos con más de dieciocho electrones, el orden teórico de llenado de los niveles y subniveles ocurre de acuerdo con el esquema conocido como regla de las diagonales. Por ejemplo, la configuración electrónica para el cobre, de 29 electrones, es: 1s2 2s2 2p6 3s2 3p6 4s1 3d10

Estructura del átomo

En el átomo distinguimos dos partes: el núcleo y la corteza.
- El núcleo es la parte central del átomo y contiene partículas con carga positiva, los protones, y partículas que no poseen carga eléctrica, es decir son neutras, los neutrones. La masa de un protón es aproximadamente igual a la de un neutrón.
Todos los átomos de un elemento químico tienen en el núcleo el mismo número de protones. Este número, que caracteriza a cada elemento y lo distingue de los demás, es el número atómico y se representa con la letra Z.
- La corteza es la parte exterior del átomo. En ella se encuentran los electrones, con carga negativa. Éstos, ordenados en distintos niveles, giran alrededor del núcleo. La masa de un electrón es unas 2000 veces menor que la de un protón.
Los átomos son eléctricamente neutros, debido a que tienen igual número de protones que de electrones. Así, el número atómico también coincide con el número de electrones.

Isótopos

La suma del número de protones y el número de neutrones de un átomo recibe el nombre de número másico y se representa con la letra A. Aunque todos los átomos de un mismo elemento se caracterizan por tener el mismo número atómico, pueden tener distinto número de neutrones.
Llamamos isótopos a las formas atómicas de un mismo elemento que se diferencian en su número másico.
Para representar un isótopo, hay que indicar el número másico (A) propio del isótopo y el número atómico (Z), colocados como índice y subíndice, respectivamente, a la izquierda del símbolo del elemento.

El efecto invernadero

En la ausencia de una atmósfera, la temperatura superficial sería aproximadamente -18 °C. Esta es conocida como la temperatura efectiva de radiación terrestre. De hecho la temperatura superficial terrestre, es de aproximadamente 15°C. La razón de esta discrepancia de temperatura, es que la atmósfera es casi transparente a la radiación de onda corta, pero absorbe la mayor parte de la radiación de onda larga emitida por la superficie terrestre.

Varios componentes atmosféricos, tales como el vapor de agua, el dióxido de carbono, tienen frecuencias moleculares vibratorias en el rango espectral de la radiación emitida por la Tierra. Estos gases de efecto invernadero absorben y reemiten la radiación en onda larga, devolviéndola a la superficie terrestre, causando el aumento de temperatura, fenómeno denominado Efecto Invernadero. El vidrio de un invernadero similar a la atmósfera es transparente a la luz solar y opaca a la radiación terrestre, pero confina el aire a su interior, evitando que se pueda escapar el aire caliente (McIlveen, 1986; Anderson et al, 1987). Por lo tanto, el proceso que hace que un invernadero se caliente es diferente y el nombre engaña. El interior de un invernadero se mantiene tibio porque el vidrio inhibe la pérdida de calor por convección hacia el aire exterior, en resumen, no deja salir el aire caliente. En cambio el fenómeno atmosférico se basa en un proceso distinto al de un invernadero donde un gas absorbe el calor por su estructura molecular. En todo caso el término se ha popularizado tanto, que ya no hay forma de establecer un nombre más preciso. En todo caso, el efecto invernadero es el motivo del calentamiento global y el cambio climático, es el aumento de los gases invernadero lo que aumenta la absorción de calor y a su vez genera los cambios. El aumento de los gases es resultado del uso y abuso de los recursos naturales, sea a través de quema ineficiente de combustibles fósiles, a través de la tala y destrucción de los bosques y ambientes naturales o la destrucción de ecosistemas marinos y acuáticos a través de la contaminación irracional e irresponsable. Se postula que en Venus, el vulcanismo elevó las temperaturas hasta el punto que no se pudieron formar los océanos, y el vapor resultante produjo un Efecto Invernadero, exacerbado más aún por la liberación de dióxido de carbono en rocas carbonatadas (una retroalimentación positiva sin fin – runaway feedback loop), terminando en temperaturas superficiales de más de 400°C (Anderson et al, 1987). Es un buen ejemplo (aunque un poco extremo) de lo que pasa cuando se llena una atmósfera de gases de efecto invernadero y es lo que debemos evitar a toda costa.

La radiación solar: usos y aplicaciones

Radiación solar es el conjunto de radiaciones electromagnéticas emitidas por el Sol. La magnitud que mide la radiación solar que llega a la Tierra es la irradiancia, que mide la energía que, por unidad de tiempo y área, alcanza a la Tierra. Su unidad es el W/m² (vatio por metro cuadrado). Entre las múltiples aplicaciones de la energía solar se encuentran su aprovechamiento como luz directa, como fuente de calor y en la generación de electricidad principalmente, a continuación se amplia cada uno de estos usos.

Considerando la capacidad energética del sol, resulta fundamental la adopción de políticas públicas que fomenten el aprovechamiento sustentable de la energía solar en nuestro país.

Aplicaciones de la energía solar

Entre las múltiples aplicaciones de la energía solar se encuentran su aprovechamiento como luz directa, como fuente de calor y en la generación de electricidad principalmente, a continuación se amplia cada uno de estos usos:

Directa: Una de las aplicaciones de la energía solar es directamente como luz solar, por ejemplo, para la iluminación. Otra aplicación directa, muy común, es el secado de ropa y algunos productos en procesos de producción con tecnología simple.

Térmica: La energía solar puede utilizarse para el calentamiento de algún sistema que posteriormente permitirá la climatización de viviendas, calefacción, refrigeración, secado, entre otros, son aplicaciones térmicas. Actualmente existen diversas Centrales Solares Térmicas generando energía en el mundo, cuya base de funcionamiento es el uso indirecto de la energía solar.

Central Gemasolar en Sevilla

Fotovoltaica: Es la energía solar aprovechada por medio de celdas fotoeléctricas (celda solar, auto solar), capaces de convertir la luz en un potencial eléctrico, sin necesariamente pasar por un efecto térmico. Para lograr esto la energía solar se recoge de una forma adecuada. El calor se logra mediante los colectores térmicos, y la electricidad, a través de los llamados módulos fotovoltaicos. Los sistemas de aprovechamiento térmico permiten que el calor recogido en los colectores pueda destinarse y satisfacer numerosas necesidades.

Hornos solares: Los hornos solares son una aplicación importante de los concentradores de alta temperatura. El mayor, situado en Odeillo (foto), en la parte francesa de los Pirineos, tiene 9.600 reflectores con una superficie total de unos 1.900 m2 para producir temperaturas de hasta 4.000 °C. Estos hornos son ideales para investigaciones, por ejemplo, en la investigación de materiales, que requieren temperaturas altas en entornos libres de contaminantes.

Enfriamiento solar: Se puede producir frío con el uso de energía solar como fuente de calor en un ciclo de enfriamiento por absorción. Uno de los componentes de los sistemas estándar de enfriamiento por absorción, llamado generador, necesita una fuente de calor. En general, se requieren temperaturas superiores a 150 °C para que los dispositivos de absorción trabajen con eficacia, los colectores de concentración son más apropiados que los de placa plana.

La energía del Sol y su influencia sobre la Tierra

El Sol es la principal fuente de energía para todos los procesos que tienen lugar en la Tierra. Cualquier variación que experimente el astro puede ocasionar, por tanto, cambios en nuestro planeta. Tres son los canales a través de los cuales puede producirse esta relación: la radiación visible, la radiación ultravioleta y el flujo de partículas.

Desde que se originó la vida hace unos 3.800 millones de años, nuestro planeta ha sufrido diferentes crisis, climáticas y biológicas, de las que siempre se ha recuperado. Ello ha sido posible, en gran manera, gracias a que la Tierra dispone de una serie de barreras de protección contra las variaciones que experimenta nuestra estrella. A la descripción de estas barreras dedicaremos este artículo.

Los gases invernadero

La temperatura de la Tierra ha permanecido siempre dentro de unos márgenes que han permitido la existencia de agua líquida en su superficie. Este factor ha sido esencial para que la vida se haya mantenido y evolucionado. Ahora bien, hace 3.800 millones de años la cantidad de energía que emitía el Sol era un 30% menor que la actual. Cálculos sencillos nos dicen que, con tales niveles, la Tierra se habría congelado completamente y difícilmente hubiera salido de tal estado. Sin embargo, las evidencias indican que tal situación no se dio, precisamente gracias a la primera barrera de protección: los gases invernadero de nuestra atmósfera. Entre ellos podemos citar el vapor de agua, el metano, el ozono y el dióxido de carbono (CO2), que vamos a tomar como ejemplo.

Dada la temperatura de su superficie (unos 5.500 ºC), el Sol emite la mayor parte de su radiación en el visible, intervalo espectral al cual se han adaptado los ojos de la mayoría de los seres vivos. Una parte de esta radiación, aproximadamente un tercio, es reflejada por la superficie y la atmósfera terrestres. El resto calienta el planeta, que a su vez emitirá también radiación, pero, dada su temperatura, ésta se encontrará en la zona del infrarrojo. El CO2 de la atmósfera tiene la propiedad de dejar pasar la radiación solar, mientras que absorbe la infrarroja que procede de la superficie terrestre. Este proceso de absorción contribuye así al aumento de la temperatura del planeta, bastantes grados más de lo que le correspondería por su distancia al Sol. Este mecanismo se conoce con el nombre de "efecto invernadero" y ha constituido un factor esencial para el equilibrio del clima en la Tierra.

Desde aquellos primeros tiempos, la luminosidad solar ha ido aumentando, mientras que, en la Tierra, la atmósfera ha pasado de ser una en que predominaba el CO2 a la actual, donde el oxígeno juega el papel decisivo para seres vivos, como plantas y animales. Sin embargo, la cantidad de los gases invernadero en la atmósfera sigue siendo fundamental para que la temperatura del planeta haga posible la existencia de agua líquida y, por lo tanto, de vida.

En la actualidad, el Hombre está inyectando cantidades de CO2 a la atmósfera como consecuencia de la quema de combustibles fósiles (carbón, petróleo y gas natural). Esto sucede a una escala temporal tan rápida que los sumideros naturales (los océanos y la biosfera) no pueden absorber el gas al mismo ritmo. La consecuencia es un calentamiento global del planeta y otras perturbaciones en el clima que se intensificarán a lo largo de este siglo. Estamos utilizando en nuestra contra una barrera de protección climática de primer orden, y las consecuencias van a afectar sobre todo a nuestra civilización, especialmente a los sectores menos desarrollados económicamente.

La capa de ozono

El Sol emite también radiación ultravioleta que tiene efectos dañinos sobre los seres vivos. Durante miles de millones de años, estos seres se mantuvieron a nivel bacteriano en los océanos terrestres, donde podían encontrar una protección contra la acción de estos rayos solares. Fue la acción de alguno de estos microorganismos, las cianobacterias, la que originó el aumento de los niveles de oxígeno, al tiempo que iban disminuyendo los de CO2.

Una de las consecuencias de la acumulación de oxígeno en la atmósfera terrestre fue la aparición progresiva de la capa de ozono. Las moléculas de este gas consisten en tres átomos de oxígeno (O3), en vez de los dos (O2) del oxígeno normal. Pues bien, el ozono tiene la importante propiedad de absorber la parte más dañina de la radiación ultravioleta. Su acción iba a posibilitar que los seres vivos pudieran ocupar la superficie sólida del planeta y que se produjese la rápida evolución biológica que iba a llevar hasta el ser humano.

En nuestra época, la cantidad de dicha radiación que nos llega del Sol muestra claras diferencias entre el máximo y el mínimo del ciclo de actividad de nuestra estrella, que tiene un período de 11 años. Ahora bien, la radiación ultravioleta solar mantiene un estrecho balance con el contenido de ozono en la atmósfera, ya que interviene tanto en sus procesos de formación como de destrucción y el balance neto de su influencia no está del todo claro. Su acción más clara se encuentra en cambios en la circulación del aire en grandes alturas, que llevarían asociadas variaciones en el clima.

Por desgracia, la civilización ha empezado a deteriorar esta importante barrera mediante la emisión de ciertos productos químicos que la destruyen, como son los cloroflurocarbonos. En las zonas en que esta capa se ha debilitado, las situadas a latitudes altas especialmente en el Sur, la radiación ultravioleta puede penetrar más fácilmente, causando innumerables daños en los seres vivos. Entre los efectos que provoca en los seres humanos destaca el aumento del número de casos de cataratas en los ojos y de cáncer de piel.

El campo magnético terrestre

Además de radiación, el Sol emite también un flujo continuo de partículas que se conoce con el nombre de viento solar. De vez en cuando, su tranquilo fluir se ve interrumpido por una explosión en la atmósfera solar, conocida como una emisión coronal de masa, en la que en unos pocos segundos se lanzan al espacio más de mil millones de toneladas de partículas con velocidades de hasta 1.500 kilómetros por segundo, en el caso de los fenómenos más energéticos. El número de tales procesos y su intensidad varían según el ciclo de 11 años de la actividad solar. En el mínimo observaremos uno por semana, mientras que en un máximo, como en el que nos encontramos en el año 2001, podemos tener hasta tres al día en las fases más activas.

Su impacto directo sobre la superficie terrestre provocaría también indudables daños a los seres vivos. Afortunadamente disponemos de una tercera barrera de protección: el campo magnético terrestre.

La Tierra tiene uno de los campos magnéticos más fuertes del Sistema Solar. Su intensidad depende del período de rotación del planeta, 24 horas, y del espesor de una capa de metales en estado líquido que circunda el núcleo de la Tierra. Pues bien, las partículas solares tienen dificultades para moverse en direcciones perpendiculares a las líneas de fuerza, aunque comprimen el campo magnético como si fuera de gelatina. Aproximadamente un 1 % de esas partículas logran penetrar en nuestra atmósfera a través de las regiones polares, donde la resistencia de esta tercera barrera es menor. Las partículas solares se encuentran allí con los átomos de nuestra atmósfera y de su interacción resultan las espectaculares auroras. Sin embargo, al ir aumentando la densidad de la atmósfera las partículas van perdiendo energía con lo que los efectos en la superficie terrestre quedarán muy debilitados.

Las partículas procedentes de las tormentas solares están cargadas eléctricamente y se encuentran en movimiento, es decir, dan lugar a campos magnéticos que interactúan con el de nuestro planeta y, muy especialmente, con toda una serie de instrumentos que nuestra civilización posee en el espacio cercano a la Tierra, al alcance de la acción de dichas partículas. Nuestra civilización dispone ya de numerosos satélites que se encuentran en alturas que sí sufren las consecuencias de estas tormentas solares. Las corrientes eléctricas inducidas por la lluvia de partículas solares producen graves perturbaciones en las comunicaciones y en los sistemas de navegación, junto con problemas en los centros de distribución de energía eléctrica y los grandes oleoductos. Sus consecuencias económicas son importantes.

Por el momento el Hombre no tiene capacidad de perturbar esta barrera, que en cambio sí sufre variaciones seculares en su intensidad, llegando a anularse en algunas épocas. Por suerte, todavía estamos lejos de que tal proceso se produzca.

Sobre nuestro planeta inciden partículas con energías todavía mayores que las solares, procedentes de regiones exteriores al Sistema Solar, como pueden ser explosiones de supernovas o agujeros negros. Son lo que se conoce con el nombre de rayos cósmicos. Afortunadamente tenemos una nueva barrera contra ellas. El campo magnético solar se extiende hasta los confines del Sistema Solar, la llamada "helioesfera" que, al igual que el campo magnético terrestre con respecto al solar, amortigua la influencia de estos rayos cósmicos.

No es extraño que gracias a estas barreras la vida haya sobrevivido durante un período prolongado de tiempo en nuestro planeta. Se han necesitado varios miles de años para que se desarrollaran formas de vida complejas, hace unos seiscientos millones de años. Ahora, una de las últimas especies en aparecer sobre el planeta, el Homo Sapiens, empieza a poner en riesgo el funcionamiento correcto de alguna de esas barreras. Esperamos que las mejores características de su inteligencia le permitan tomar conciencia del problema y adoptar medidas antes de que sea demasiado tarde, especialmente para ella misma.

Tenemos un Sol que es la estrella más importante del Universo para nosotros ya que, aunque sea una estrella de lo más corriente, es la que tenemos más cercana y por lo tanto la única que nos puede influir directamente en multitud de aspectos. En cambio, de lo que cada vez nos quedan menos dudas es de que vivimos en un planeta excepcional, quizás único en el Universo: la Tierra. Procuremos cuidarla.

Las barreras de la tierra contra la influencia solar

Manuel Vázquez Abeledo

Instituto de Astrofísica de Canarias

Especial Sol-Tierra

27 de abril de 2001, día Internacional de la conexión Sol-Tierra:

http://www.iac.es/gabinete/difus/ciencia/soltierra/artsoltierra.htm

Temperatura y radiación

Todos los átomos tienen cargas eléctricas y están en agitación constante. Por esta razón los átomos de los cuerpos emiten radiación electromagnética.

En los materiales calientes, los átomos se agitan en diferentes direcciones y chocan entre sí, sus electrones se alejan o se acercan a los núcleos atómicos de maneras muy variadas. En estos procesos, un poco de energía electromagnética escapa al espacio con una frecuencia que depende del tipo de proceso en el que se origina. Un mismo cuerpo puede emitir ondas electromagnéticas de distintas frecuencias, conjunto que se llama espectro de emisión.

El espectro de emisión en cada cuerpo varía con la temperatura. Cuando un material recibe calor y su temperatura aumenta, comienza a emitir ondas en frecuencias del infrarrojo cercano, perceptibles por nuestra piel. Si la temperatura supera los 700ºC, el cuerpo comenzará a brillar porque emite ondas de frecuencias visibles. Si la temperatura siguiera en aumento, la luz emitida por el cuerpo pasaría del color rojo al anaranjado y, luego, al amarillo. Si la temperatura de un cuerpo aumenta todavía más, emitirá luz de todas las frecuencias visibles, y como resultado brillará con luz blanca.

Si la temperatura sigue aumentando, empieza a emitir radiaciones de mayor frecuencia que las visibles, como la radiación ultravioleta. Y si está lo suficientemente caliente; de manera que ya no hay ni siquiera moléculas, porque se han roto, ni tampoco átomos, porque las cargas eléctricas se han separado; emite rayos X.

En 1964, los astrónomos Arno Penzias y Robert Wilson comenzaron a usar una gran antena para medir las ondas de radio emitidas por distintas zonas de la Vía Láctea. Para su sorpresa, descubrieron que, cualquiera fuera la dirección en que orientaban la antena, detectaban un ruido de fondo de microondas de unos 7,35 cm de longitud de onda, correspondiente a la que emite un cuerpo a una temperatura de unos – 270 ºC. Esta radiación eran los restos de la que había producido en el origen del Universo, y que hoy todavía, mucho más enfriada, lo recorre en todas direcciones.

Explicación de la radiación de un cuerpo negro:

A medida que se iba develando la compleja estructura del átomo, los investigadores veían que estaba más cerca la explicación de los procesos por los cuales la materia emitía o absorbía radiación. Sin embargo, al intentar explicar la radiación térmica emitida por un cuerpo caliente, los físicos se encontraron con un problema que se resistía a encuadrarse dentro de los conocimientos de la Física clásica (la Mecánica de Newton y el electromagnetismo de Maxwell). Fue el comienzo del fin de una forma de ver el mundo.

En las cercanías de un objeto muy caliente, como una estufa o un leño encendido nuestra piel percibe el calor que nos llega en forma de ondas infrarrojas. Pero no sólo los cuerpos muy calientes emiten ondas electromagnéticas: en realidad, todo cuerpo cuya temperatura sea superior al cero absoluto lo hace. Para las temperaturas que percibimos cotidianamente, la mayor parte de la energía se emite en el rango infrarrojo y un poco en el visible. En general, un cuerpo sólido emite todo un espectro de ondas.

Tengamos en cuenta que lo que se quiere investigar es la radiación que emite un cuerpo y no la que refleja al ser iluminado.

El espectro de dos cuerpos cualesquiera, a la misma temperatura, difiere dependiendo del material y de la forma que tengan. Para estudiar el problema de la radiación se eligió un cuerpo patrón ideal, que emitía y absorbía energía con eficiencia máxima, llamado cuerpo negro.

Consistía en una cavidad con un pequeño orificio por donde salía la radiación a analizar, cuando las paredes se calentaban hasta una temperatura determinada. Independientemente del material con que estén fabricados, los espectros de los cuerpos negros a la misma temperatura son idénticos.

Experimentalmente se habían hallado los espectros de emisión de cuerpos negros a diversas temperaturas. Y se observaron dos características importantes:

E aumenta proporcionalmente con  T4

1. A medida que la temperatura aumenta, la cantidad de energía emitida es mayor. En particular, la energía aumenta proporcionalmente a la cuarta potencia de la temperatura absoluta (ley de Stefan-Boltzmann):

2. Un cuerpo emite mayor cantidad de energía en una longitud de onda determinada. A medida que la temperatura aumenta esta longitud de onda se hace más pequeña, cumpliéndose la ley de Wien:

µmáxima T = constante

Ley de Wein: Energía radiante por un objeto caliente a distintas longitudes de onda