Leyes de la Radiación
De acuerdo con la Ley de Planck, la emitancia monocromática (W m-3) de un cuerpo negro es:
donde c1 = 3.74x10-16 W m2
y c2 = 1.439x10-2 m K son constantes,
es la longitud de onda y T la temperatura absoluta del cuerpo negro.
La integración para todas las longitudes de onda da como resultado la Ley de Stefan-Boltzmann, es decir, la emitancia (W m-2) de un cuerpo negro:
La longitud de onda a la que Mb alcanza su máximo valor
se denomina m. La Ley de Wien dice:
A partir de la Ley de Planck se deduce que la constante es igual a 2897 
m K.
A las temperaturas usuales de la superficie terrestre y de la atmósfera
m está en el centro de la región de onda larga (alrededor de 10 m),
mientras que la m del espectro de radiación solar se sitúa alrededor
de 0.5 m, que es el centro de la región de onda corta.
En general, la mayoría de los emisores no son cuerpos negros. La emitancia monocromática (W m-3)
de un cuerpo no negro viene dada por:
donde la emisividad monocromática 
es una cantidad adimensional, que toma valores entre 0 y 1.
Depende de la estructura química y física del cuerpo, y generalmente es función de
la longitud de onda, de la temperatura y del ángulo de incidencia.
La emitancia de un cuerpo es:
La Ley de Kirchhoff dice que, en condiciones de equilibrio, la emisividad monocromática es igual a la absortividad monocromática 
; así:
En consecuencia, un cuerpo es capaz de emitir radiación en una longitud de onda determinada sólo si es capaz de absorber radiación en la misma longitud de onda.
Para un cuerpo negro = = 1,
y para un cuerpo gris = =
constante para cualquier longitud de onda. Así, = ,
donde y son la absortividad y la emisividad del cuerpo gris, respectivamente.
La temperatura efectiva de un cuerpo se define como:
En buena aproximación, el sol se comporta como un cuerpo negro en la región de onda corta. En la cima de la atmósfera, la irradiancia total recibida sobre una superficie perpendicular a la radiación solar (situada a la distancia media tierra-sol) es aproximadamente 1375 W m-2. Este valor es conocido como constante solar.
La tierra es casi un cuerpo gris en la región de onda larga,
pero su toma frecuentemente valores cercanos a 1, y en este caso se puede considerar casi como un cuerpo negro. En la Tabla 1 se muestran los valores de la emitancia de un cuerpo negro
(= 
T4) para temperaturas entre 250 y 350 K.
Mostrar Tabla 1
La atmósfera presenta fuertes bandas de absorción en la región de onda larga,
pero en algunos intervalos de longitud de onda la absortividad es casi cero.
Eso implica que la atmósfera es incapaz de emitir radiación en esas longitudes de onda.
