Physics / Astronomy / Earth
Radiación de cuerpo negro
La curva de Planck en vivo: mueve la temperatura - el pico de Wien se desplaza, el área de Stefan-Boltzmann crece y el cuerpo muestra su color verdadero.
Qué ocurre
Una sola ley pinta toda la escena: la curva de Planck se tiende sobre un espectro en sus tonos reales, el marcador dorado cabalga el pico de Wien mientras calientas el cuerpo, y la esfera de al lado brilla con el color que produce una integración CIE honesta de ese mismo espectro - rojo brasa a 2000 K, blanco hacia 6500, azul estelar pasados los 12000. Al lado, log P contra log T: una recta de pendiente cuatro - Stefan y Boltzmann de un vistazo. La vela, la lámpara, el Sol y Sirio están a una pulsación.
Qué probar
La esfera pequeña es la estrella en su propio color. Iguálala a ojo y luego por el número; «Siguiente estrella» va de Betelgeuse a Espiga. «Superponer» pone el espectro de la estrella bajo el vivo - el Sol frente a Sirio.
Ecuaciones del módulo
Ecuaciones B(λ, T) = (2hc² / λ⁵) / (exp(hc / λkT) − 1) (Planck) λ_peak T = 2.898 mm·K (Viena) P = σ T⁴ A (Stefan-Boltzmann) Estrellas: Betelgeuse 3500, Aldebarán 3900, Sol 5772, Proción 6530, Vega 9600, Sirio 9940, Rigel 12100, Espiga 25000 K; λ_max = b/T: Sol 502 nm, Sirio 292 nm (ultravioleta), Betelgeuse 828 nm (infrarrojo); σT⁴: Sol 62.9 MW/m², Sirio 554 MW/m² la tarea: |T/T_star − 1| ≤ 6 %
