alt=Uma aproximação física de um radiador de corpo negro formada por uma câmara de pirografite aquecida e dispositivos periféricos que garantem a estabilidade da temperatura.|miniatura|Um radiador de corpo negro usado no laboratório CARLO, na Polônia. Trata-se de uma aproximação do modelo descrito pela lei de Planck, utilizada como padrão de irradiância espectral. miniatura|upright=1.4|À medida que a temperatura de um corpo negro diminui, a intensidade de sua radiação também diminui e seu pico se desloca para comprimentos de onda maiores. Para comparação, aparecem a lei de Rayleigh-Jeans clássica e sua catástrofe do ultravioleta.
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".
Um corpo negro em equilíbrio termodinâmico, isto é, a uma temperatura constante, emite radiação eletromagnética de corpo negro. Essa radiação obedece à lei de Planck, de modo que sua distribuição espectral é determinada apenas pela temperatura, e não pela forma ou composição do corpo.
Um corpo negro ideal em equilíbrio térmico possui duas propriedades principais: É um emissor ideal. Em cada frequência, sua emissão térmica é a máxima possível para um corpo à mesma temperatura. É um emissor difuso ideal. Sua radiância, definida por unidade de área projetada perpendicularmente à direção de propagação, independe da direção. Uma superfície de corpo negro é, portanto, lambertiana.
Materiais reais emitem uma fração da energia emitida por um corpo negro. Essa fração é chamada de emissividade. Por definição, um corpo negro em equilíbrio térmico possui emissividade ε = 1. Uma fonte de emissividade menor e independente da frequência é frequentemente chamada de corpo cinza.A emissividade de uma superfície depende, em princípio, da frequência, do ângulo de observação e da temperatura. Por definição, porém, a radiação de um corpo cinza é proporcional à de um corpo negro à mesma temperatura, de modo que sua emissividade não depende da frequência, ou, de forma equivalente, do comprimento de onda. Ver e .Alguns autores chamam de corpo negro as fontes de radiação infravermelha com emissividade superior a aproximadamente 0,99. Ver . A fabricação de corpos negros com emissividade tão próxima de 1 quanto possível ainda é objeto de pesquisa.
Na astronomia, a radiação de estrelas e planetas é por vezes caracterizada por uma temperatura efetiva, definida como a temperatura de um corpo negro que emitiria o mesmo fluxo total de energia eletromagnética.
Definição 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."Tradução de F. Guthrie a partir de Annalen der Physik, 109, 275–301, 1860: .
Uma definição mais recente abandona a referência a "espessuras infinitamente pequenas":A noção de uma camada infinitamente fina foi abandonada por Planck. Ver , nota 2.
"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."
Idealizações Esta seção apresenta alguns conceitos desenvolvidos em torno dos corpos negros.
miniatura|Uma realização aproximada de um corpo negro na forma de uma pequena abertura em uma cavidade isolada.
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.Correções no espectro surgem em função das condições de contorno nas paredes, da curvatura e da topologia, sobretudo para comprimentos de onda comparáveis às dimensões da cavidade. Ver .
Suponha que a cavidade seja mantida a uma temperatura fixa T e que a radiação retida em seu interior esteja em equilíbrio termodinâmico com as paredes. A abertura permitirá que parte dessa radiação escape. Se ela for pequena, a radiação que entra e sai terá efeito desprezível sobre o equilíbrio da radiação dentro da cavidade. A radiação que escapa será uma aproximação da radiação de corpo negro, com uma distribuição de energia característica da temperatura T e independente das propriedades da cavidade ou da abertura, pelo menos para comprimentos de onda menores do que as dimensões da abertura. A frequência da radiação está relacionada à sua energia pela equação E = hf, em que E é a energia, h é a constante de Planck e f é a frequência.
Em uma cavidade em equilíbrio termodinâmico, a radiação de corpo negro é homogênea, isotrópica e não polarizada. A radiância não depende da posição no interior da cavidade nem da direção de propagação, e a distribuição espectral fica determinada pela temperatura.
Em um dado instante, a radiação na cavidade pode não estar em equilíbrio térmico, mas a segunda lei da termodinâmica estabelece que, se o sistema permanecer sem perturbação, ele acabará atingindo o equilíbrio, embora o tempo necessário possa ser muito longo.Em casos simples, a aproximação ao equilíbrio é regida por um tempo de relaxação. Em outros, o sistema pode permanecer em um estado metaestável, como exposto por Adkins, 1983, p. 10. Para outro exemplo, ver . Em geral, o equilíbrio é atingido pela absorção e emissão contínuas de radiação pela matéria dentro da cavidade ou por suas paredes.A aproximação ao equilíbrio térmico da radiação na cavidade pode ser acelerada pela adição de uma pequena quantidade de matéria capaz de radiar e absorver em todas as frequências. Ver ., §52., capítulo 1., capítulo 13. A radiação que entra na cavidade é "termalizada" por esse mecanismo. A energia é redistribuída até que o conjunto de fótons adquira uma distribuição de Planck. A termalização ocorre muito mais rapidamente quando há matéria condensada do que quando há matéria rarefeita, como um gás diluído. Em temperaturas inferiores a bilhões de kelvins, interações diretas fóton-fóton costumam ser desprezíveis em comparação com as interações com a matéria.
Fótons são bósons.Os bósons fundamentais incluem o fóton, os bósons vetoriais da interação fraca, o glúon e o gráviton. Ver . Em uma cavidade comum, porém, a interação direta entre fótons é desprezível e o equilíbrio térmico da radiação é estabelecido principalmente pela absorção e emissão de fótons pela matéria. Em equilíbrio, o número de fótons não é uma grandeza conservada e o potencial químico do gás de fótons é zero. A ocupação dos modos fornece então a distribuição de Planck. O teorema H exprime a aproximação ao equilíbrio em modelos cinéticos sob as hipóteses próprias de cada modelo.
Em 1924, Satyendra Nath Bose obteve a distribuição de Planck contando os estados possíveis dos quanta de luz, tratamento que deu origem à estatística de Bose-Einstein.
A condição de equilíbrio é essencial. Uma fonte pode emitir radiação térmica sem produzir um espectro de corpo negro. Em um meio em equilíbrio termodinâmico local e opticamente espesso, o campo de radiação tende localmente à função de Planck à temperatura da matéria.
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.
Um corpo transparente transmite toda a radiação que o atinge. Nesse caso, τ = 1 e α = ρ = 0.
Um corpo cinza é uma idealização em que a emissividade espectral é independente do comprimento de onda no intervalo considerado. Em equilíbrio termodinâmico, a absortividade espectral correspondente também é independente do comprimento de onda. Para um corpo cinza opaco, τ = 0 e α + ρ = 1.
Um corpo branco reflete uniformemente em todas as direções toda a radiação incidente. Nesse caso, τ = 0, α = 0 e ρ = 1.
Para um corpo negro, τ = 0, α = 1 e ρ = 0. Em equilíbrio termodinâmico, a lei de Kirchhoff da radiação térmica relaciona absorção e emissão. A emissividade espectral direcional de uma superfície é igual à sua absortividade espectral para radiação incidente da mesma direção e no mesmo comprimento de onda, com a polarização também especificada quando necessário. Planck propôs um modelo teórico de corpos perfeitamente negros, que, como observou, não existem na natureza. Além de possuírem interior opaco, eles teriam interfaces perfeitamente transmissoras e não refletoras.
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., §10.
Realizações Uma realização de um corpo negro é uma implementação física real do modelo ideal.
Cavidade com uma abertura