fisica

La ley de Stefan-Boltzmann establece que un cuerpo negro emite radiación térmicacon una potencia emisiva hemisférica total (W/m²) proporcional a la cuarta potencia de su temperatura:

Donde Te es la temperatura efectiva, es decir, la temperatura absoluta de la superficie y sigma es la constante de Stefan-Boltzmann: 
Esta potencia emisiva de un cuerpo negro (o radiador ideal) supone un límitesuperior para la potencia emitida por los cuerpos reales.
La potencia emisiva superficial de una superficie real es menor que el de un cuerpo negro a la misma temperatura y está dada por:


Ludwig Edward Boltzmann (Viena, 20 de febrero de 1844 - Duino, Italia, 5 de septiembre de 1906) fue un físico austriaco pionero de la mecánica estadística, autor de la llamada constante de Boltzmann,concepto fundamental de la termodinámica.
Destaca en su obra una pionera aplicación de métodos probabilísticos a la mecánica (describiendo cómo las propiedades de los átomos determinan las propiedades de la materia), lo que le permitió fundamentar teóricamente las leyes de la termodinámica y trazar el camino para el desarrollo posterior de la termodinámica del llamado "no equilibrio".
Además, su puntode vista como teorizador ha sido también muy resaltada, y se considera que su figura tuvo importancia crucial para la física de comienzos del siglo XX. La visión teórico-científica de Boltzmann —con peso abierto en la matemática— fue resaltada por muy diversos pensadores, entre ellos el historiador del pensamiento Ernst Cassirer, que lo valoró singularmente en varios trabajos capitales, como Elproblema del conocimiento,1 o su La filosofía de las formas simbólicas.2
Más recientemente, lo ha destacado Stephen Toulmin.3 Y es que Boltzmann señalaba que había un fenomenismo matemático, imprescindible, y un fenomenismo general y asistemático, que es el de su oponente y enemigo Mach, el cual renunciaba a toda idea unitaria de la naturaleza.

RADIACION EN LAS ESTRELLAS
La luz que recibimosde una estrella, por ejemplo, consiste en una mezcla de radiaciones, algunas de las cuales provienen de átomos de hidrógeno, de helio, de hierro, etc. Si a esa luz se la hace pasar por una rendija para obtener un haz largo y estrecho, y si éste atraviesa un prisma, las distintas radiaciones quedarán clasificadas, ya que el prisma desvía hacia un extremo las de longitud de onda más larga(correspondientes a la luz roja) y hacia el otro las de longitud de onda más corta (luz violeta); entre ambos extremos se ordenarán las ondas de longitud intermedia: anaranjado, amarillo, verde, azul y añil. En suma, así se obtiene un espectro continuocuyo aspecto es el de una estrecha franja transversal de arco iris.
Entre la emisión de ese espectro por los átomos excitados por el calor de la estrella y surecepción en la Tierra interviene otro fenómeno que es el que permite el análisis espectral. Cada vez que una radiación emitida encuentra, durante su propagación en la misma atmósfera de la estrella, un vapor que contiene átomos del mismo elemento, es absorbida por uno de éstos. Por consiguiente, en el espectro de aquella estrella que se obtendrá en la Tierra cada uno de los puestoscorrespondientes a las longitudes de onda interceptadas quedará falto de luz y en él aparecerá una raya oscura. Así, en lugar del espectro de emisión se obtendrá un espectro de absorción que contendrá en forma de rayas las huellas de todos los elementos químicos existentes en el astro.

SIST DE MAGNITUDES ESTELARES
El sistema de magnitudes para indicar el brillo de las estrellas fue popularizado por elastrónomo Claudio Ptolomeo en su "Almagesto" del siglo II D.C.. Recién en 1856, el astrónomo británico Norman Pogson formalizó el sistema definiendo que una estrella de primera magnitud tiene un brillo 100 veces mayor que una de sexta magnitud. De esta forma, quedó establecida una escala logarítmica (habida cuenta de que la respuesta del ojo humano a la luminosidad es también logarítmica) según la...