Características de cuerpos calientes, densos y brillantes:
* Alta temperatura: La característica más obvia es que son extremadamente calientes. La temperatura es lo suficientemente alta como para excitar los átomos dentro del cuerpo, lo que hace que emitan luz.
* Radiación térmica: Los cuerpos calientes emiten radiación electromagnética, principalmente en las regiones visibles e infrarrojas. Esto se conoce como radiación de cuerpo negro. Cuanto más caliente sea el cuerpo, más intensa es la radiación y más corta es la longitud de onda de la luz emitida.
* Color: El color del brillo depende de la temperatura.
* -Hot rojo: Temperaturas más bajas, alrededor de 500-700 ° C (932-1292 ° F).
* naranja: Alrededor de 700-900 ° C (1292-1652 ° F).
* -Hot amarillo: Alrededor de 900-1100 ° C (1652-2012 ° F).
* Hot White: Por encima de 1100 ° C (2012 ° F)
* densidad: La alta densidad está a menudo, pero no siempre, asociada con estos cuerpos.
* Por ejemplo, las estrellas son increíblemente densas y calientes, emitiendo una luz intensa.
* Sin embargo, un filamento brillante en una bombilla también está caliente y emite luz, pero no es particularmente denso.
* Luminosidad: Estos cuerpos son altamente luminosos, lo que significa que emiten una cantidad significativa de luz.
Ejemplos:
* estrellas: Las estrellas son el ejemplo por excelencia de cuerpos calientes, densos y brillantes. Están impulsados por la fusión nuclear, produciendo un calor y luz inmensos.
* lava: La roca fundida de las erupciones volcánicas es un buen ejemplo de un cuerpo denso, caliente y brillante.
* bombillas incandescentes: El filamento dentro de una bombilla incandescente se calienta a la incandescencia, lo que hace que brille.
Conceptos clave:
* Radiación de cuerpo negro: El modelo teórico de cómo los objetos calientes irradian energía. La intensidad y el espectro de la radiación emitida dependen únicamente de la temperatura del objeto.
* Ley de desplazamiento de Wien: Esta ley relaciona la longitud de onda máxima de la radiación emitida con la temperatura del cuerpo negro. Las temperaturas más altas dan como resultado longitudes de onda más cortas (por ejemplo, luz azul).
* Ley Stefan-Boltzmann: Esta ley relaciona la energía total irradiada por unidad de área de un cuerpo negro con su temperatura. Las temperaturas más altas significan que se irradian más energía.
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