C´omo lleg´o Planck a la discontinuidad cu´antica Emilio Santos Departamento de F´ısica Moderna Universidad de Cantabria April 15, 2008 La historia s´olo puede hacer afirmaciones que est´en apoyadas en pruebas documentales. Sin embargo en el caso de la historia de la f´ısica creo que es aceptable reconstruir la historia probable de un descubrimiento te´orico combinando pruebas documentales con conjeturas razonables. En esta nota tratar´e de argumentar que muy probablemente Planck lleg´o a la ley hoy denominada de Rayleigh-Jeans antes que estos dos autores. Esta idea me servir´a como excusa para presentar la l´ınea argumental que llev´o a Planck a su hip´otesis cu´antica. La historia ha sido contada ya muchas veces pero el enfoque con el que la presento en esta nota puede ser de inter´es did´actico. Como es sabido Lord Rayleigh public´o en junio de 1900 una breve nota en la que deduc´ıa la citada ley, con un factor num´erico err´oneo. El error fu´e subsanado por Jeans en otra nota a´ un m´as breve en septiembre de 1905 pero antes, en junio de ese a˜ no, Einstein hab´ıa deducido la expresi´on correcta en el famoso art´ıculo donde introduce la cuantizaci´on de la energ´ıa de radiaci´on (art´ıculo popularmente conocido como ”del efecto fotoel´ectrico”). La deducci´on de Einstein, que en su art´ıculo se hace en una l´ınea, se apoya en un resultado anterior de Planck que ahora comentamos. El trabajo cient´ıfico de Planck consisti´o inicialmente en el intento de interpretar el segundo principio de la termodin´amica como una ley absoluta, en contraposici´on con la interpretaci´on estad´ıstica que hab´ıa propuesto Boltzmann. De hecho Planck comparti´o con muchos cient´ıficos la suspicacia hacia la mec´anica estad´ıstica, la cual no parec´ıa a˜ nadir nada esencial a la termodin´amica que era una teor´ıa bien fundamentada y confirmada emp´ıricamente. Se pensaba que si la mec´anica estad´ıstica se limitaba a dar una interpretaci´on de la termodin´amica sin aportar 1 nuevas predicciones susceptibles de comprobaci´on experimental, entonces era una mera especulaci´on (filos´ofica) sin inter´es pr´actico. En los u ´ltimos a˜ nos del siglo XIX la suspicacia hacia la mec´anica est´adistica era mayoritaria entre los f´ısicos consagrados, aunque no entre los j´ovenes. Es bien sabido que a´ un despu´es de 1900 hubo notables f´ısicos, como Ernst Mach, y qu´ımicos, como Ostwald (Premio Nobel), que ni siquiera aceptaban la hip´otesis atomica (la existencia de los ´atomos) como parte de la f´ısica, sino que la consideraban una mera opini´on sin fundamento cient´ıfico. El fracaso de Planck en su intento por lograr una interpretaci´on del segundo principi´o como ley absoluta le llevar´ıa finalmente a la aceptaci´on de las ideas de Boltzmann, pero esto ocurri´o ya muy cerca del a˜ no 1900. En 1894 Wilhelm Wien demostr´o, combinando la termodin´amica con el electromagnetismo de Maxwell, su famosa ”ley de desplazamiento”. Seg´ un esta ley la energ´ıa, ρ, por unidad de volumen y unidad de intervalo de frecuencia, de la radiaci´on del cuerpo negro depende de la frecuencia, ν, y la temperatura absoluta, T , en la forma ρ (ν, T ) = ν 3 f (ν/T ). (1) Esta ley no s´olo simplifica el estudio experimental del espectro del cuerpo negro, ρ (ν, T ), sino tambi´en su an´alisis te´orico pues reduce una funci´on de dos variables a otra de una sola, el cociente ν/T. Tambi´en introdujo Wien una expresi´on concreta para ρ (ν, T ) compatible con la ec.(1) . Por analog´ıa con la distribuci´on de Boltzmann para las posibles energ´ıas de un sistema en equilibrio t´ermico a temperatura absoluta T, que contiene el factor exp(−E/kT ), propuso Wien el siguiente espectro del cuerpo negro ρ (ν, T ) = αν 3 exp(−βν/T ). (2) Todas las medidas realizadas hasta entonces, y las que se hicieron despu´es hasta 1900 resultaron en muy buen acuerdo con esta f´ormula de Wien ec.(2) Por esta ´epoca comenz´o Planck a interesarse por el problema del cuerpo negro. Como su intenci´on era usar los m´etodos de la termodin´amica, pens´o que la ley de Wien, ec.(1) , le permitir´ıa estudiar el espectro del cuerpo negro, ρ (ν, T ) , desentendi´endose de la frecuencia para centrarse en la dependencia con respecto a la temperatura. Con el fin de estudiar esa dependencia, se propuso eliminar la frecuencia como variable y para ello consider´o, en vez de la radiaci´on, un oscilador arm´onico el´ectricamente cargado inmerso en ella. As´ı en lugar de la variable ν va a aparecer ahora una constante, ν0 , que es la frecuencia natural del oscilador. Usando las frecuencias angulares ω (= 2πν) y ω0 (= 2πν0 ) , lo 2 cual simplifica los c´alculos, la ecuaci´on del movimiento del oscilador en interacci´on con la radiaci´on se escribe m 2e2 d3 x d2 x 2 = −mω x + eE(t) − , 0 dt2 3c3 dt3 (3) donde e es la carga del oscilador, m su masa y c la velocidad de la luz. El primer t´ermino del lado derecho es la fuerza de recuperaci´on del oscilador, el segundo la fuerza debida al campo el´ectrico de la radiaci´on sobre la carga (la fuerza magn´etica es despreciable si la velocidad es peque˜ na frente a la de la luz), y el tercer t´ermino es el amortiguamiento por radiaci´on seg´ un la expresi´on deducida por Lord Rayleigh pocos a˜ nos antes. Hoy vemos la ec.(3) como una ecuaci´on diferencial estoc´astica con un ruido, E(t), de color. Las ecuaciones de este tipo son muy dif´ıciles de resolver, excepto si son lineales como es nuestro caso. Pero pienso que Planck no la vi´o as´ı, es decir relacionada con probabilidades (o procesos estoc´asticos), sino como una ecuaci´on diferencial ordinaria donde el t´ermino E(t) es una funci´on bien definida, aunque desconocida. En consecuencia Planck dedujo su resultado fundamental trabajando con promedios temporales, no con promedios de conjunto (estad´ıstico). Utilizando la transformada de Fourier se puede definir el espectro de una funci´on x(t) (con ciertas condiciones matem´aticas para x(t) que no especificar´e) mediante Sx (ω) = τlim →∞ 1 4πτ 2 τ x(t) exp (iωt) dt . (4) −τ Aplicando la transformada de Fourier a la ec.(3) se pueden deducir f´acilmente (m´odulo algunas sutilezas matem´aticas) los espectros de la coordenada x(t) y de la velocidad v(t) = dx/dt a partir del espectro de E(t). Se obtiene Sv (ω) = ω 2 Sx (ω) = e2 ω 2 SE (ω) . 2 m2 (ω 2 − ω02 ) + (2e2 /3c3 )2 ω 6 (5) Ahora basta usar el teorema de Parseval (igualdad de la integral del m´odulo al cuadrado de una funci´on con el m´odulo al cuadrado de su transformada de Fourier) para obtener la energ´ıa media (promedio temporal) del oscilador 1 U (T ) = m 2 ∞ 0 Sv (ω) + ω02 Sx (ω) dω =⇒ ρ (ν0 , T ) 3 8πν02 U (T ). (6) c3 Para llegar a esta expresi´on se ha tenido en cuenta la relaci´on entre la energ´ıa radiante por unidad de volumen y el valor cuadr´atico medio del campo electromagn´etico, que es ∞ 0 3 E2 3 E2 + H2 = = ρdν = 8π 4π 4π ∞ 0 SE (ω)dω, (7) donde E se refiere a una componente del campo y hay 6 (3 de E y 3 de H) que contribuyen por igual. La igualdad tambi´en es cierta para cada frecuencia (es decir, sin integrar en ν ni en ω = 2πν). En las integrales ec.(6) la contribuci´on mayor corresponde a frecuencias ω ω0 por lo que se puede aproximar ω por ω0 en todas partes excepto en la diferencia ω − ω0 y extender el l´ımite inferior de integraci´on hasta -∞. Las dos aproximaciones son muy buenas porque (2e2 /3mc3 ) ω0 << 1 para los osciladores que nos interesan. La relaci´on ec.(5) deducida por Planck permite estudiar la radiaci´on del cuerpo negro utilizando un sistema termodin´amico m´as simple que la radiaci´on, el formado por un conjunto (real, no estad´ıstico) de osciladores de igual frecuencia natural, ν0 . Planck los llam´o resonadores y los consider´o como un modelo de los ´atomos de las paredes de la cavidad con los que la radiaci´on debe encontrarse en equilibrio t´ermico. Una vez obtenida la relaci´on ec.(6) me parece impensable que no diese Planck el paso siguiente: aplicar el principio de equipartici´on de la energ´ıa, que sin duda conoc´ıa, asignando el valor kT a la energ´ıa promedio U, lo que da inmediatamente la ley de Rayleigh-Jeans 8πk 2 ν T. c3 ρ (ν, T ) (8) Ciertamente Planck no public´o este resultado, probablemente al darse cuenta de que es absurdo porque conduce a una energ´ıa total, ec.(7) , divergente. La deducci´on de ec.(8)que acabamos de presentar aparece en el famoso art´ıculo de Einstein de 1905, para indicar enseguida el caracter absurdo del resultado, lo que Paul Eherenfest calificar´ıa m´as tarde como “la cat´astrofe del ultravioleta”. La verdad es que muy probablemente tambi´en Rayleigh lleg´o al resultado ec.(8) bastante antes de 1900 y no se decidi´o a publicarlo por el mismo motivo. De hecho cuando lo public´o fu´e para adjuntar una interpolaci´on que coincidiera con las f´ormulas (2) y (8) a frecuencias altas y bajas (o temperaturas bajas y altas) respectivamente, es decir ρ (ν, T ) = αν 2 T exp(−βν/T ). 4 (9) Probablemente Rayleigh pens´o que esa f´ormula era la del espectro del cuerpo negro y ello justificaba publicarla. Como es bien sabido, la expresi´on correcta del espectro del cuerpo negro no es esa sino la que introdujo Planck pocos meses despu´es. Los pasos que le llevaron a ello fueron los siguientes. Ya antes de 1900 observ´o Planck que la ec.(2) de Wien, cuando se usa para expresar la energ´ıa media del resonador, mediante la ec.(8) , tiene una dependencia con la temperatura del tipo U (ν, T ) = C exp(−A/T ), (10) donde la frecuencia ν aparece englobada en las constantes C y A (recordemos que, para el resonador, ν no es una variable sino una constante, su frecuencia natural.) Usando la relaci´on termodin´amica 1 dS = , dU T (11) donde S es la entrop´ıa (la derivada es total, no parcial, porque como hemos dicho la frecuenca ν no es ahora una variable) se ve que d d2 S = 2 dU dU 1 T dU = d (1/T ) −1 =− 1 , AU (12) que es una expresi´on particularmente simple. Adem´as esta derivada segunda, d2 S/dU 2 , se relaciona inmediatamente con dos magnitudes de gran inter´es, la temperatura, T , y el calor espec´ıfico, dU/dT , como se comprueba f´acilmente. El per´ıodo “heroico” de Planck se inicia el domingo 7 de octubre con la visita a su casa de su amigo y colega Rubens, quien le comunica que las primeras medidas efectuadas a frecuencias suficientemente bajas indican que el espectro del cuerpo negro es proporcional a ω 2 en esa regi´on de frecuencias. El inmediato inter´es que esa noticia despierta en Planck me hacen pensar que ya ten´ıa en mente la ley ec.(8) , hoy llamada de Rayleigh-Jeans, aunque la hubiese desechado como absurda. Conociendo las relaciones (12) es casi inmediato ver que la ley (8) conduce a una expresi´on sencilla: d d2 S = 2 dU dU 1 T dU = d (1/T ) −1 =− 1 , BU 2 (13) siendo B una constante. Muy probablemente Planck lleg´o enseguida a la conclusi´on de que las leyes (2) y (8) correspond´ıan a los l´ımites de 5 altas y bajas frecuencias, respectivamente. Entonces es l´ogico tratar de interpolar entre ellas, y el modo m´as natural le pareci´o usar la expresi´on dU d2 S = 2 dU d (1/T ) −1 =− 1 . AU + BU 2 (14) De aqu´ı es f´acil obtener U como funci´on de T por integraci´on y resulta U= A/B hν = , exp (A/T ) − 1 exp (hν/kT ) − 1 (15) para la energ´ıa media (temporal) de un resonador. La segunda igualdad se obtiene tomando las constantes A y B de las f´ormulas de Wien (2) y Rayleigh-Jeans (8) . Basta multiplicar por 8πν 2 /c3 (v´ease la ec.(6)) para obtener 8πhν 3 /c3 , (16) ρ (ν, T ) = exp (hν/kT ) − 1 que es la c´elebre f´ormula de Planck para el espectro del cuerpo negro. En los d´ıas siguientes al citado 7 de octubre de 1900 Rubens y otros comprobaron que la f´ormula estaba en completo acuerdo con los experimentos, y ello llev´o a Planck a presentar p´ ublicamente su ley el 19 de octubre. Se ha dicho que con esa f´ormula Planck introdujo en la f´ısica dos constante nuevas, k y h. La verdad es que la constante de Boltzmann k se ven´ıa usando ya en la forma R/N , siendo R la constante de los gases y N el n´ umero de Avogadro. La constante que s´ı introduce Planck, y lleva justamente su nombre es h, aunque estaba implicita en la β (= h/k) de la ec. (2) de Wien. Una vez obtenida la expresi´on correcta del espectro del cuerpo negro, era necesario interpretarla y a eso dedic´o Planck los dos meses siguientes. A partir de la expresi´on de la energ´ıa U en funci´on de la temperatura T es f´acil determinar la entrop´ıa (del conjunto de resonadores) integrando la ec.(11) . As´ı se obtiene S= k [(U + hν) log (U + hν) − U log U ] + C. hν (17) Al llegar aqu´ı Planck record´o que expresiones como esta aparec´ıan con frecuencia en los trabajos de Boltzmann. De hecho el producto N log N proviene de la aproximaci´on de Stirling para los factoriales log (N !) N log N − N. (18) Planck se propuso deducir la ec.(17) a partir de la idea de que la energ´ıa total, rU , de r osciladores, todos de la misma frecuencia natural, se debe 6 obtener suponiendo que esa energ´ıa total se puede considerar repartida entre los osciladores. El problema es calcular cuantos modos de repartir existen con la condici´on de que la energ´ıa total sea rU. La idea de Planck fu´e considerar la energ´ıa como formada por n unidades de valor ε tal que nε = rU y hacer tender ε → 0 al final del c´alculo. El n´ umero de modos de reparto, W , deber´a relacionarse con la entrop´ıa, S, mediante la f´ormula de Boltzmann S = k log W. (19) No es muy dificil ver que el n´ umero de modos de reparto, W , corresponde a las combinaciones de n + r − 1 elementos tomados de n en n (o de r − 1 en r − 1, lo cual es equivalente), es decir W = (n + r − 1)! . n!r! (20) Al tomar logaritmos y usar la aproximaci´on de Stirling, ec.(18) , se obtiene una entrop´ıa total rS = k [(n + r − 1) log(n + r − 1) − n log n + C.] , (21) donde se tiene en cuenta que r es un dato (n´ umero de resonadores) mientras que n no lo es. Si ahora se introduce el cambio de variable ε= rU , n la ec.(21) conduce a una entrop´ıa por resonador S= k [(U + ε) log (U + ε) − U log U ] + C., ε (22) que coincide que la f´ormula obtenida previamente, ec.(17) , si hacemos ε = hν. As´ı llega Planck a la cuantizaci´on de la energ´ıa, lo que ´el dijo fu´e un “acto de desesperaci´on”. Planck present´o esta interpretaci´on el 14 de diciembre de 1900, que ser´ıa llamado por Sommerfeld “el d´ıa del nacimiento de la teor´ıa cu´antica”. 7
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