A medida que la longitud de onda se hace más corta, la energía de la radiación (o el fotón) asociada es mayor.
Los astrónomos obtienen información de una fuente luminosa tanto de la radiación continua como de las líneas espectrales. La radiación continua provee información de la temperatura de la estrella a través de la Ley de Wien. La radiación continua que es emitida por un objeto a causa de su temperatura se conoce como radiación térmica. La temperatura, luminosidad y radio de una estrella están relacionados en la Ley de Stefan-Boltzmann.
Emisión de cuerpo negro y Temperatura
Ley de Wien: La longitud de onda de la emisión máxima es inversamente proporcional a la temperatura absoluta.
Calcule la longitud de onda de la emisión máxima de una estrella de temperatura superficial 25 000 K, de una estrella con temperatura superficial de 2500 K, de la Corona Solar cuya temperatura es de 2 000 000 K, y del cuerpo humano a una temperatura de 310 K (la constante de Wien es W=0.289776 cm/K.)
Ley de Stefan-Boltzmann: La energía total radiada por centímetro cuadrado es proporcional a la cuarta potencia de la temperatura.
Ley del Inverso del Cuadrado de la Distancia: El brillo aparente (o intensidad de radiación) de una fuente luminosa disminuye de manera inversamente proporcional al cuadrado de la distancia entre la fuente luminosa y el observador.
