la legge di Wien

Credito : Osservatorio di Parigi / ASM

Una stella o un pianeta, emette una radiazione elettromagnetica, composta da uno spettro continuo (corpo nero) che dipende dalla sua temperatura, a cui si sovrappongono delle righe d’emissione e delle righe d’assorbimento che dipendono dalla materia che si trova tra l’oggetto e il telescopio.

Un corpo nero interagisce fortemente con la radiazione che emette, è “opaco”. Assorbe tutta l’energia che riceve e emette a tutte le lunghezze d’onda una radiazione che dipende dalla sua temperatura. Più è caldo, più la luce è spostata verso le lunghezze d’onda corte.

La legge di Wien dà la lunghezza d’onda del massimo d’emissione : (in metri)  . Questa legge permette di definire una relazione tra temperatura e colore attraverso la corrispondenza tra lunghezza d’onda e colore.
Si dispone cosi’ di un termometro: una stella blu è più calda di una stella rossa.

Per esempio, il corpo umano è a 37° C, cioè 37 + 273 = 310 ° Kelvin. lambda max = metri. Il corpo umano emette un irragiamento nel infrarosso.

Il sole ha una temperatura di 5780K. La sua emissione è forte nelle lunghezze d’onda visibili. E’ probabile che l’occhio umano sia adattato per “vedere” la regione dello spettro elettromagnetico dove la radiazione emessa dal Sole è massima.

La temperatura di un corpo T corrisponde a una velocità d’agitazione termica data da dove m è la massa, e k la costante di Boltzmann.

Cio spiega perchè, se un pianetà è troppo caldo, le molecole della sua atmosfera avranno una velocità sufficientemente elevata per sfuggire al pianeta e perchè, nell’atmosfera della Terra, c’è l’ossigeno, e non l’ elio.

La legge di Stefan-Boltzmann dà il flusso totale emesso :
Costante di Stefan :