Quale delle asserzioni proposte è esatta per la temperatura termodinamica di un corpo nero perfetto secondo la legge di Wien?
È inversamente proporzionale alla massima lunghezza d’onda dell’irraggiamento del corpo nero. È proporzionale alla massima lunghezza d’onda dell’irraggiamento del corpo nero. È inversamente proporzionale alla lunghezza d’onda alla quale il corpo nero irradia con la massima intensità. È proporzionale alla lunghezza d’onda alla quale il corpo nero irradia con la massima intensità.
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La legge di Wien mette in relazione la temperatura di un corpo nero e la lunghezza d'onda per la quale è massima la radiazione emessa dal corpo stesso. È come se la radiazione fosse emessa da un corpo nero la cui temperatura è inversamente proporzionale alla massa del buco nero. Legge di Wien

In fisica la legge di Wien, detta anche "legge dello spostamento di Wien" o "legge del Wien", è una legge fisica sperimentale, scritta dal fisico tedesco Wilhelm Wien nel 1893, che consente di individuare per quale lunghezza d'onda formula_1 è massima l'emissione radiativa di un corpo nero di massa generica posto a una certa temperatura formula_2. Wilhelm Wien

È noto soprattutto per avere derivato dall'elettromagnetismo e dalla termodinamica la legge che porta il suo nome, che lega l'intensità di emissione di radiazione elettromagnetica di un corpo nero alla sua temperatura. La forma complessiva della curva di radiazione dipende unicamente dalla temperatura del corpo, dal momento che la lunghezza d'onda dei picchi di intensità della radiazione è direttamente proporzionale alla temperatura secondo la legge di Wien. La radiazione emessa da un gas è fortemente dipendente dalla temperatura: per esempio, in un corpo nero l'intensità è proporzionale alla quarta potenza della temperatura (legge di Stefan-Boltzmann). Lo spettro luminoso emesso da un corpo nero presenta un picco di emissione a una certa lunghezza d'onda, determinata, in base alla legge di Wien, dalla sua temperatura. Infatti, la legge di Wien prescrive che un corpo nero riscaldato a una certa temperatura emetterà una radiazione elettromagnetica con un determinato picco di intensità. Verso la fine del diciannovesimo secolo John Rayleigh enunciò che il flusso radiante di un corpo caldo è proporzionale alla sua temperatura assoluta e inversamente proporzionale al quadrato della lunghezza d'onda della radiazione. Nel 1894 W. Wien derivò un'espressione che mette in relazione la temperatura (T) del corpo nero e la lunghezza d'onda del suo picco di emissione (λ). La condizione che unifica la distribuzione spettrale di corpo nero con la frequenza e la lunghezza di Planck è pertanto ripristinata: un ipotetico corpo nero alla temperatura di Planck raggiunge il massimo di emissione alla frequenza di Planck. In teoria sarebbe possibile riscaldare un corpo alla temperatura di Planck ed esso emetterebbe, di conseguenza, la sua radiazione di corpo nero, ma in questo caso i risultati previsti dalla distribuzione spettrale di corpo nero (specialmente da corollari quali la Legge di Wien) fanno intendere che alla temperatura di Planck occorre fare ricorso a un'analisi più scrupolosa e a qualcosa di più profondo. In seconda battuta, si osservi che un corpo nero in equilibrio termico alla temperatura di Planck dovrebbe irradiare la sua energia in massima parte alla lunghezza d'onda seguente (la moda della distribuzione ottenuta applicando la Legge di Wien):

E alla frequenza:

Questi valori sono prossimi alle unità di Planck, ma evidentemente distanti. dove:







La legge di Wien mostra come la densità di energia emessa in funzione della frequenza o della lunghezza d'onda da parte di un corpo nero a una certa temperatura, abbia un picco che si sposta verso le basse frequenze al diminuire della temperatura stessa. La lunghezza d'onda alla quale l'intensità della radiazione emessa dal corpo nero è massima è data dalla legge di Wien

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

con

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. Il quantitativo di energia totale emesso da un corpo è proporzionale alla quarta potenza della temperatura (legge di Stefan-Boltzmann) e il picco di lunghezze d'onda diminuisce con la temperatura (legge di Wien): quanto più è caldo il corpo, tanto maggiore sarà l'emissione di fotoni ad alta energia (raggi gamma). Poiché anche il pianeta è modellato come un corpo nero, disperderà calore nello spazio in funzione della propria temperatura, secondo la legge di Stefan-Boltzmann. Uno spettro da corpo nero quasi perfetto viene esibito dalla radiazione cosmica di fondo, la cui temperatura è di circa 2,7 kelvin. Infatti tali dispositivi variano la loro temperatura per effetto della radiazione elettromagnetica che assorbono e per potere misurare la temperatura di un corpo nero debbono avere una temperatura più bassa del corpo nero stesso. Legge di Stefan-Boltzmann

La legge di Stefan-Boltzmann, chiamata a volte legge di Boltzmann o anche legge di Stefan, stabilisce che l'emittanza di un corpo nero è proporzionale alla quarta potenza della sua temperatura assoluta (espressa in gradi kelvin):

dove:

La legge, in questo enunciato, è valida solo per corpi neri ideali. le stelle e il Sole), come è noto tutti i corpi al di sopra dello zero assoluto, emettono invece radiazione elettromagnetica con potenza che è proporzionale alla loro temperatura assoluta T secondo la legge di Stefan-Boltzmann e distribuita con buona approssimazione secondo lo spettro del corpo nero di Planck con il picco di emissione che si sposta secondo la Legge di Wien in funzione della temperatura T: se il corpo è sufficientemente caldo parte di questa radiazione elettromagnetica cade nella banda del visibile risultando così visibile ai nostri occhi passando dal rosso, al giallo, al bianco, azzurro e blu quanto più il corpo è caldo (vedi temperatura di colore). Nel caso di moto radiale:

La velocità orbitale trasversale è inversamente proporzionale alla distanza del corpo centrale a causa della legge della conservazione del momento angolare, o in maniera equivalente secondo la seconda legge di Keplero. Legge di Boyle-Mariotte

In termodinamica la legge di Boyle e Mariotte (o semplicemente legge di Boyle) afferma che in condizioni di temperatura costante la pressione di un gas perfetto è inversamente proporzionale al suo volume, ovvero che il prodotto della pressione del gas per il volume da esso occupato è costante:

oppure:

Tale costante è funzione (crescente) della temperatura assoluta, della natura del gas e del numero di moli. Si tenga conto, infatti, che a una determinata temperatura di equilibrio corrisponde una sola frequenza ben specifica e se la temperatura di Planck, la lunghezza di Planck e la frequenza angolare di Planck sono limiti invalicabili, la Legge di Wien che è la derivata dalla distribuzione spettrale di corpo nero dovrebbe unificarle. La costante di Curie viene usata nella legge di Curie che descrive come ad un determinato valore di campo magnetico, la magnetizzazione di un materiale è inversamente proporzionale alla temperatura secondo l'equazione:

Data la relazione fra la suscettività magnetica ed il campo magnetico formula_8:

si deduce anche che la suscettività è inversamente proporzionale alla temperatura. La legge di Wien mette in relazione la temperatura di un corpo nero e la lunghezza d'onda per la quale è massima la radiazione emessa dal corpo stesso. Legge di Wien

In fisica la legge di Wien, detta anche "legge dello spostamento di Wien" o "legge del Wien", è una legge fisica sperimentale, scritta dal fisico tedesco Wilhelm Wien nel 1893, che consente di individuare per quale lunghezza d'onda formula_1 è massima l'emissione radiativa di un corpo nero di massa generica posto a una certa temperatura formula_2. Wilhelm Wien

È noto soprattutto per avere derivato dall'elettromagnetismo e dalla termodinamica la legge che porta il suo nome, che lega l'intensità di emissione di radiazione elettromagnetica di un corpo nero alla sua temperatura. La forma complessiva della curva di radiazione dipende unicamente dalla temperatura del corpo, dal momento che la lunghezza d'onda dei picchi di intensità della radiazione è direttamente proporzionale alla temperatura secondo la legge di Wien. È come se la radiazione fosse emessa da un corpo nero la cui temperatura è inversamente proporzionale alla massa del buco nero. La radiazione emessa da un gas è fortemente dipendente dalla temperatura: per esempio, in un corpo nero l'intensità è proporzionale alla quarta potenza della temperatura (legge di Stefan-Boltzmann). Lo spettro luminoso emesso da un corpo nero presenta un picco di emissione a una certa lunghezza d'onda, determinata, in base alla legge di Wien, dalla sua temperatura. Infatti, la legge di Wien prescrive che un corpo nero riscaldato a una certa temperatura emetterà una radiazione elettromagnetica con un determinato picco di intensità. Nel 1894 W. Wien derivò un'espressione che mette in relazione la temperatura (T) del corpo nero e la lunghezza d'onda del suo picco di emissione (λ). La condizione che unifica la distribuzione spettrale di corpo nero con la frequenza e la lunghezza di Planck è pertanto ripristinata: un ipotetico corpo nero alla temperatura di Planck raggiunge il massimo di emissione alla frequenza di Planck. In teoria sarebbe possibile riscaldare un corpo alla temperatura di Planck ed esso emetterebbe, di conseguenza, la sua radiazione di corpo nero, ma in questo caso i risultati previsti dalla distribuzione spettrale di corpo nero (specialmente da corollari quali la Legge di Wien) fanno intendere che alla temperatura di Planck occorre fare ricorso a un'analisi più scrupolosa e a qualcosa di più profondo. In seconda battuta, si osservi che un corpo nero in equilibrio termico alla temperatura di Planck dovrebbe irradiare la sua energia in massima parte alla lunghezza d'onda seguente (la moda della distribuzione ottenuta applicando la Legge di Wien):

E alla frequenza:

Questi valori sono prossimi alle unità di Planck, ma evidentemente distanti. dove:







La legge di Wien mostra come la densità di energia emessa in funzione della frequenza o della lunghezza d'onda da parte di un corpo nero a una certa temperatura, abbia un picco che si sposta verso le basse frequenze al diminuire della temperatura stessa. La lunghezza d'onda alla quale l'intensità della radiazione emessa dal corpo nero è massima è data dalla legge di Wien

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

con

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. Il quantitativo di energia totale emesso da un corpo è proporzionale alla quarta potenza della temperatura (legge di Stefan-Boltzmann) e il picco di lunghezze d'onda diminuisce con la temperatura (legge di Wien): quanto più è caldo il corpo, tanto maggiore sarà l'emissione di fotoni ad alta energia (raggi gamma). Poiché anche il pianeta è modellato come un corpo nero, disperderà calore nello spazio in funzione della propria temperatura, secondo la legge di Stefan-Boltzmann. Uno spettro da corpo nero quasi perfetto viene esibito dalla radiazione cosmica di fondo, la cui temperatura è di circa 2,7 kelvin. Infatti tali dispositivi variano la loro temperatura per effetto della radiazione elettromagnetica che assorbono e per potere misurare la temperatura di un corpo nero debbono avere una temperatura più bassa del corpo nero stesso. Legge di Stefan-Boltzmann

La legge di Stefan-Boltzmann, chiamata a volte legge di Boltzmann o anche legge di Stefan, stabilisce che l'emittanza di un corpo nero è proporzionale alla quarta potenza della sua temperatura assoluta (espressa in gradi kelvin):

dove:

La legge, in questo enunciato, è valida solo per corpi neri ideali. le stelle e il Sole), come è noto tutti i corpi al di sopra dello zero assoluto, emettono invece radiazione elettromagnetica con potenza che è proporzionale alla loro temperatura assoluta T secondo la legge di Stefan-Boltzmann e distribuita con buona approssimazione secondo lo spettro del corpo nero di Planck con il picco di emissione che si sposta secondo la Legge di Wien in funzione della temperatura T: se il corpo è sufficientemente caldo parte di questa radiazione elettromagnetica cade nella banda del visibile risultando così visibile ai nostri occhi passando dal rosso, al giallo, al bianco, azzurro e blu quanto più il corpo è caldo (vedi temperatura di colore). Si tenga conto, infatti, che a una determinata temperatura di equilibrio corrisponde una sola frequenza ben specifica e se la temperatura di Planck, la lunghezza di Planck e la frequenza angolare di Planck sono limiti invalicabili, la Legge di Wien che è la derivata dalla distribuzione spettrale di corpo nero dovrebbe unificarle. Poiché lo spettro di una stella può essere approssimativamente rapportato a quello di un corpo nero, è conveniente definire la temperatura efficace come la temperatura che avrebbe un corpo nero con la stessa luminosità per unità di area della stella. Il calore viene dissipato verso lo spazio sotto forma di irraggiamento infrarosso, secondo le leggi fondamentali dell'irradiazione elettromagnetica (legge del corpo nero di Planck, legge di Stefan-Boltzmann e legge di Wien). Tuttavia Wien scoprì che, secondo la teoria classica dell'epoca, un corpo nero in grado di assorbire tutta la radiazione incidente, dovrebbe emettere onde elettromagnetiche con intensità infinita a corta lunghezza d'onda. Del resto, anche lo stesso corpo nero presenta un picco di maggiore emissione per una certa lunghezza d'onda dipendente dalla sua temperatura. La legge di Wien mette in relazione la temperatura di un corpo nero e la lunghezza d'onda per la quale è massima la radiazione emessa dal corpo stesso. È come se la radiazione fosse emessa da un corpo nero la cui temperatura è inversamente proporzionale alla massa del buco nero. La forma complessiva della curva di radiazione dipende unicamente dalla temperatura del corpo, dal momento che la lunghezza d'onda dei picchi di intensità della radiazione è direttamente proporzionale alla temperatura secondo la legge di Wien. Legge di Wien

In fisica la legge di Wien, detta anche "legge dello spostamento di Wien" o "legge del Wien", è una legge fisica sperimentale, scritta dal fisico tedesco Wilhelm Wien nel 1893, che consente di individuare per quale lunghezza d'onda formula_1 è massima l'emissione radiativa di un corpo nero di massa generica posto a una certa temperatura formula_2. Wilhelm Wien

È noto soprattutto per avere derivato dall'elettromagnetismo e dalla termodinamica la legge che porta il suo nome, che lega l'intensità di emissione di radiazione elettromagnetica di un corpo nero alla sua temperatura. Infatti, la legge di Wien prescrive che un corpo nero riscaldato a una certa temperatura emetterà una radiazione elettromagnetica con un determinato picco di intensità. La radiazione emessa da un gas è fortemente dipendente dalla temperatura: per esempio, in un corpo nero l'intensità è proporzionale alla quarta potenza della temperatura (legge di Stefan-Boltzmann). Lo spettro luminoso emesso da un corpo nero presenta un picco di emissione a una certa lunghezza d'onda, determinata, in base alla legge di Wien, dalla sua temperatura. La condizione che unifica la distribuzione spettrale di corpo nero con la frequenza e la lunghezza di Planck è pertanto ripristinata: un ipotetico corpo nero alla temperatura di Planck raggiunge il massimo di emissione alla frequenza di Planck. Tuttavia Wien scoprì che, secondo la teoria classica dell'epoca, un corpo nero in grado di assorbire tutta la radiazione incidente, dovrebbe emettere onde elettromagnetiche con intensità infinita a corta lunghezza d'onda. La lunghezza d'onda alla quale l'intensità della radiazione emessa dal corpo nero è massima è data dalla legge di Wien

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

con

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. Verso la fine del diciannovesimo secolo John Rayleigh enunciò che il flusso radiante di un corpo caldo è proporzionale alla sua temperatura assoluta e inversamente proporzionale al quadrato della lunghezza d'onda della radiazione. Approssimando anche la stella come un corpo nero alla temperatura formula_15, la legge di Stefan-Boltzmann determina la sua luminosità formula_16 (ovvero la potenza complessiva che essa irradia isotropicamente):

formula_17,

dove formula_1 è il raggio della stella. In seconda battuta, si osservi che un corpo nero in equilibrio termico alla temperatura di Planck dovrebbe irradiare la sua energia in massima parte alla lunghezza d'onda seguente (la moda della distribuzione ottenuta applicando la Legge di Wien):

E alla frequenza:

Questi valori sono prossimi alle unità di Planck, ma evidentemente distanti. In teoria sarebbe possibile riscaldare un corpo alla temperatura di Planck ed esso emetterebbe, di conseguenza, la sua radiazione di corpo nero, ma in questo caso i risultati previsti dalla distribuzione spettrale di corpo nero (specialmente da corollari quali la Legge di Wien) fanno intendere che alla temperatura di Planck occorre fare ricorso a un'analisi più scrupolosa e a qualcosa di più profondo. Il quantitativo di energia totale emesso da un corpo è proporzionale alla quarta potenza della temperatura (legge di Stefan-Boltzmann) e il picco di lunghezze d'onda diminuisce con la temperatura (legge di Wien): quanto più è caldo il corpo, tanto maggiore sarà l'emissione di fotoni ad alta energia (raggi gamma). Nel 1894 W. Wien derivò un'espressione che mette in relazione la temperatura (T) del corpo nero e la lunghezza d'onda del suo picco di emissione (λ). Un valido strumento per la sua misurazione è l'indice di colore, che è normalmente associato alla temperatura effettiva, vale a dire la temperatura di un corpo nero ideale che irradia la propria energia con una luminosità per area superficiale simile a quella della stella presa in considerazione. La costante di Curie viene usata nella legge di Curie che descrive come ad un determinato valore di campo magnetico, la magnetizzazione di un materiale è inversamente proporzionale alla temperatura secondo l'equazione:

Data la relazione fra la suscettività magnetica ed il campo magnetico formula_8:

si deduce anche che la suscettività è inversamente proporzionale alla temperatura. le stelle e il Sole), come è noto tutti i corpi al di sopra dello zero assoluto, emettono invece radiazione elettromagnetica con potenza che è proporzionale alla loro temperatura assoluta T secondo la legge di Stefan-Boltzmann e distribuita con buona approssimazione secondo lo spettro del corpo nero di Planck con il picco di emissione che si sposta secondo la Legge di Wien in funzione della temperatura T: se il corpo è sufficientemente caldo parte di questa radiazione elettromagnetica cade nella banda del visibile risultando così visibile ai nostri occhi passando dal rosso, al giallo, al bianco, azzurro e blu quanto più il corpo è caldo (vedi temperatura di colore). Legge di Stefan-Boltzmann

La legge di Stefan-Boltzmann, chiamata a volte legge di Boltzmann o anche legge di Stefan, stabilisce che l'emittanza di un corpo nero è proporzionale alla quarta potenza della sua temperatura assoluta (espressa in gradi kelvin):

dove:

La legge, in questo enunciato, è valida solo per corpi neri ideali. dove:







La legge di Wien mostra come la densità di energia emessa in funzione della frequenza o della lunghezza d'onda da parte di un corpo nero a una certa temperatura, abbia un picco che si sposta verso le basse frequenze al diminuire della temperatura stessa. Poiché anche il pianeta è modellato come un corpo nero, disperderà calore nello spazio in funzione della propria temperatura, secondo la legge di Stefan-Boltzmann. La velocità di un corpo, infine, è inversamente proporzionale alla densità del mezzo in cui si muove: meno denso è il mezzo, più velocemente viaggia il corpo. Uno spettro da corpo nero quasi perfetto viene esibito dalla radiazione cosmica di fondo, la cui temperatura è di circa 2,7 kelvin. La legge di Wien mette in relazione la temperatura di un corpo nero e la lunghezza d'onda per la quale è massima la radiazione emessa dal corpo stesso. La forma complessiva della curva di radiazione dipende unicamente dalla temperatura del corpo, dal momento che la lunghezza d'onda dei picchi di intensità della radiazione è direttamente proporzionale alla temperatura secondo la legge di Wien. Legge di Wien

In fisica la legge di Wien, detta anche "legge dello spostamento di Wien" o "legge del Wien", è una legge fisica sperimentale, scritta dal fisico tedesco Wilhelm Wien nel 1893, che consente di individuare per quale lunghezza d'onda formula_1 è massima l'emissione radiativa di un corpo nero di massa generica posto a una certa temperatura formula_2. Wilhelm Wien

È noto soprattutto per avere derivato dall'elettromagnetismo e dalla termodinamica la legge che porta il suo nome, che lega l'intensità di emissione di radiazione elettromagnetica di un corpo nero alla sua temperatura. Infatti, la legge di Wien prescrive che un corpo nero riscaldato a una certa temperatura emetterà una radiazione elettromagnetica con un determinato picco di intensità. È come se la radiazione fosse emessa da un corpo nero la cui temperatura è inversamente proporzionale alla massa del buco nero. La radiazione emessa da un gas è fortemente dipendente dalla temperatura: per esempio, in un corpo nero l'intensità è proporzionale alla quarta potenza della temperatura (legge di Stefan-Boltzmann). Lo spettro luminoso emesso da un corpo nero presenta un picco di emissione a una certa lunghezza d'onda, determinata, in base alla legge di Wien, dalla sua temperatura. La condizione che unifica la distribuzione spettrale di corpo nero con la frequenza e la lunghezza di Planck è pertanto ripristinata: un ipotetico corpo nero alla temperatura di Planck raggiunge il massimo di emissione alla frequenza di Planck. Tuttavia Wien scoprì che, secondo la teoria classica dell'epoca, un corpo nero in grado di assorbire tutta la radiazione incidente, dovrebbe emettere onde elettromagnetiche con intensità infinita a corta lunghezza d'onda. La lunghezza d'onda alla quale l'intensità della radiazione emessa dal corpo nero è massima è data dalla legge di Wien

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

con

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. Approssimando anche la stella come un corpo nero alla temperatura formula_15, la legge di Stefan-Boltzmann determina la sua luminosità formula_16 (ovvero la potenza complessiva che essa irradia isotropicamente):

formula_17,

dove formula_1 è il raggio della stella. In seconda battuta, si osservi che un corpo nero in equilibrio termico alla temperatura di Planck dovrebbe irradiare la sua energia in massima parte alla lunghezza d'onda seguente (la moda della distribuzione ottenuta applicando la Legge di Wien):

E alla frequenza:

Questi valori sono prossimi alle unità di Planck, ma evidentemente distanti. In teoria sarebbe possibile riscaldare un corpo alla temperatura di Planck ed esso emetterebbe, di conseguenza, la sua radiazione di corpo nero, ma in questo caso i risultati previsti dalla distribuzione spettrale di corpo nero (specialmente da corollari quali la Legge di Wien) fanno intendere che alla temperatura di Planck occorre fare ricorso a un'analisi più scrupolosa e a qualcosa di più profondo. Il quantitativo di energia totale emesso da un corpo è proporzionale alla quarta potenza della temperatura (legge di Stefan-Boltzmann) e il picco di lunghezze d'onda diminuisce con la temperatura (legge di Wien): quanto più è caldo il corpo, tanto maggiore sarà l'emissione di fotoni ad alta energia (raggi gamma). Nel 1894 W. Wien derivò un'espressione che mette in relazione la temperatura (T) del corpo nero e la lunghezza d'onda del suo picco di emissione (λ). Un valido strumento per la sua misurazione è l'indice di colore, che è normalmente associato alla temperatura effettiva, vale a dire la temperatura di un corpo nero ideale che irradia la propria energia con una luminosità per area superficiale simile a quella della stella presa in considerazione. le stelle e il Sole), come è noto tutti i corpi al di sopra dello zero assoluto, emettono invece radiazione elettromagnetica con potenza che è proporzionale alla loro temperatura assoluta T secondo la legge di Stefan-Boltzmann e distribuita con buona approssimazione secondo lo spettro del corpo nero di Planck con il picco di emissione che si sposta secondo la Legge di Wien in funzione della temperatura T: se il corpo è sufficientemente caldo parte di questa radiazione elettromagnetica cade nella banda del visibile risultando così visibile ai nostri occhi passando dal rosso, al giallo, al bianco, azzurro e blu quanto più il corpo è caldo (vedi temperatura di colore). Legge di Stefan-Boltzmann

La legge di Stefan-Boltzmann, chiamata a volte legge di Boltzmann o anche legge di Stefan, stabilisce che l'emittanza di un corpo nero è proporzionale alla quarta potenza della sua temperatura assoluta (espressa in gradi kelvin):

dove:

La legge, in questo enunciato, è valida solo per corpi neri ideali. dove:







La legge di Wien mostra come la densità di energia emessa in funzione della frequenza o della lunghezza d'onda da parte di un corpo nero a una certa temperatura, abbia un picco che si sposta verso le basse frequenze al diminuire della temperatura stessa. Poiché anche il pianeta è modellato come un corpo nero, disperderà calore nello spazio in funzione della propria temperatura, secondo la legge di Stefan-Boltzmann. Uno spettro da corpo nero quasi perfetto viene esibito dalla radiazione cosmica di fondo, la cui temperatura è di circa 2,7 kelvin. Poiché lo spettro di una stella può essere approssimativamente rapportato a quello di un corpo nero, è conveniente definire la temperatura efficace come la temperatura che avrebbe un corpo nero con la stessa luminosità per unità di area della stella. Alcuni di questi colori sono quelli emessi tramite l'incandescenza da un corpo a temperatura molto elevata (v. Radiazione di corpo nero): per esempio, il colore della radiazione emessa da un corpo nero riscaldato alla temperatura di 2848 kelvin è grosso modo equivalente alla luce della lampadina a incandescenza per uso domestico. Costante di Stefan-Boltzmann

La costante di Stefan-Boltzmann (o costante di Stefan) è una costante fisica denotata con la lettera greca σ, e che rappresenta la costante di proporzionalità nella legge di Stefan-Boltzmann: l'energia totale irradiata al secondo per unità di superficie (detta emittanza) di un corpo nero è proporzionale alla quarta potenza della temperatura assoluta.