Caratteristiche di corpi caldi, densi e luminosi:
* Alta temperatura: La caratteristica più ovvia è che sono estremamente caldi. La temperatura è abbastanza alta da eccitare gli atomi all'interno del corpo, facendoli emettere luce.
* Radiazione termica: I corpi caldi emettono radiazioni elettromagnetiche, principalmente nelle regioni visibili e a infrarossi. Questo è noto come radiazione nera. Più calda è il corpo, più intensa è la radiazione e più corta la lunghezza d'onda della luce emessa.
* Colore: Il colore del bagliore dipende dalla temperatura.
* Hot rosso: Temperature più basse, circa 500-700 ° C (932-1292 ° F).
* Hot arancione: Circa 700-900 ° C (1292-1652 ° F).
* Hellow-Hot: Circa 900-1100 ° C (1652-2012 ° F).
* White-Hot: Sopra 1100 ° C (2012 ° F)
* Densità: L'alta densità è spesso, ma non sempre, associata a questi corpi.
* Ad esempio, le stelle sono incredibilmente dense e calda, emettendo una luce intensa.
* Tuttavia, anche un filamento luminoso in una lampadina è caldo ed emette luce ma non è particolarmente denso.
* Luminosità: Questi corpi sono altamente luminosi, il che significa che emettono una quantità significativa di luce.
Esempi:
* STELLE: Le stelle sono l'esempio per antonomasia di corpi caldi, densi e luminosi. Sono alimentati dalla fusione nucleare, producendo immensi calore e luce.
* Lava: La roccia fusa dalle eruzioni vulcaniche è un buon esempio di un corpo denso, caldo e luminoso.
* lampadine a incandescenza: Il filamento all'interno di una lampadina a incandescenza viene riscaldato a incandescenza, causando la brillamento.
Concetti chiave:
* Radiazione del corpo nero: Il modello teorico di come gli oggetti caldi irradiano energia. L'intensità e lo spettro della radiazione emessa dipendono esclusivamente dalla temperatura dell'oggetto.
* Legge di sfollamento di Wien: Questa legge mette in relazione la lunghezza d'onda di picco della radiazione emessa alla temperatura del corpo nero. Temperature più elevate provocano lunghezze d'onda più brevi (ad es. Luce blu).
* Legge di Stefan-Boltzmann: Questa legge mette in relazione l'energia totale irradiata per unità di area di un corpo nero alla sua temperatura. Temperature più elevate significano che viene irradiata più energia.
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