Se denomina incandescencia a la generación térmica de luz en el rango visible. Todos los cuerpos emiten radiación térmica (es decir, radiación electromagnética que se genera por el movimiento de las partículas cargadas que poseen), pero generalmente esta radiación no suele ser visible, sino infrarroja, salvo en el caso de cuerpos muy calientes.

Cuando un cuerpo emite radiación en equilibrio térmico con su entorno a una determinada temperatura, se denomina cuerpo negro y esa luz emitida presenta un espectro continuo muy característico que depende únicamente de la temperatura del cuerpo emisor (no de su composición). La radiación se produce en este caso como consecuencia de tener una gran cantidad de partículas excitadas, cada una emitiendo en sus frecuencias propias (las correspondientes a las desexcitaciones más probables), lo que implica que, al juntarlas todas, se obtenga ese espectro continuo.

En la imagen adjunta se muestra el espectro de cuerpo negro. Como se ve, alcanza un punto máximo a una determinada frecuencia, la cual se desplaza a valores mayores a medida que aumenta la temperatura del cuerpo emisor (ley de Wien). Obsérvese también que la mayor parte de la emisión de radiación del cuerpo negro se encuentra en la región infrarroja del espectro electromagnético, para todas las temperaturas representadas. Esta es precisamente la razón de que a temperatura ambiente el llamado cuerpo negro sea, efectivamente, negro para nuestros ojos en un ambiente iluminado, ya que la energía infrarroja que irradia no puede ser percibida por el ojo humano. A la temperatura más baja y en la oscuridad aparece subjetivamente de  color gris (estando su pico de radiación en el rango infrarrojo). Si se pone un poco más caliente, lo vemos de color rojo apagado y si sigue aumentando su temperatura, se vuelve progresivamente amarillo, blanco y, finalmente, azul-blanco

La emisión de radiación por las estrellas se aproxima bastante a la de un cuerpo negro. Su temperatura asociada (la temperatura superficial del astro) se conoce como temperatura efectiva y es una propiedad fundamental, que caracteriza dicha emisión estelar. En el caso del Sol esa temperatura es de unos 6000 K y, por tanto, su espectro se corresponde con el señalado por la línea más alta del gráfico anterior. Aunque, como se ve en dicho gráfico, la mayoría de la radiación sigue siendo infrarroja a esta temperatura, una parte de ella contiene a toda la luz visible, encontrándose la radiación térmica de mayor intensidad justamente a mitad de dicho especto visible.

Como consecuencia de esto, para nuestros ojos la luz solar es blanca y de ese color blanco veríamos al Sol si lo pudiéramos observar sin que interfiera en su camino hacia nosotros la atmósfera, ya que, como muestra también el gráfico anterior, la luz emitida por el Sol tiene su máximo en el color amarillo y el resto radiaciones dentro del rango visible se reparte alrededor de ese máximo decayendo en intensidad en torno a él de manera bastante simétrica (en lo que se refiere a la parte visible del espectro). Pero, como sabemos, no es blanco, sino amarillento, el color que nos muestra el Sol desde la superficie terrestre. Ello se debe a que cuando la luz solar que nos llega atraviesa la atmósfera, es dispersada por las moléculas del aire, mediante el denominado esparcimiento Rayleigh que es un tipo de dispersión de la luz  realizado por partículas polarizadas eléctricamente y cuyo tamaño es mucho menor que la longitud de onda de los fotones dispersados. En el caso que nos ocupa, las moléculas atmosférica desvían con mucho más ahínco a la luz de longitudes de onda más cortas del visible (hacia el extremo azul-violeta) que a las de longitudes mas largas (hacia el extremo rojo). Por eso, cuando miramos de día hacia el cielo vemos algo de esa luz dispersada (se ve el cielo de color cian) y cuando miramos hacia Sol lo vemos, durante la mayor parte del día, de color amarillento, ya que a nuestros ojos llega una luz solar a la que se ha restado una parte de las radiaciones dispersadas por la atmósfera (de longitudes de onda menores). Este color torna a anaranjado o rojizo al amanecer y en el ocaso, porque entonces la posición que ocupa nuestra estrella con respecto a nosotros (muy cercana a la línea del horizonte) implica que la luz recibida del Sol tenga que recorrer una distancia mucho mayor para atravesar la atmósfera.

Un fenómeno similar produce las llamadas "lunas de sangre", que se pueden observar cuando ocurre un eclipse total de nuestro satélite. En un eclipse lunar total, toda la Luna pasa dentro de la parte más oscura de la sombra de la Tierra, llamada umbra, pero, a pesar de ello, podemos verla porque parte de la luz solar que no está bloqueada por nuestro planeta se filtra por una gruesa porción de la atmósfera de la Tierra.

Tal como indica el esquema adjunto esta luz que se filtra por la atmósfera es refractada e incide sobre la superficie lunar. Como en la situación antes descrita, la luz solar que es dispersada por la capa atmosférica es azulada, la que la atraviesa es rojiza y la que devuelve la Luna suele ser entre roja y roja anaranjada. El resultado de todo ello es brindar un acontecimiento astronómico del que podemos disfrutar si estamos atentos, ya que, en promedio, hay alrededor de dos a cuatro eclipses lunares totales por año en cualquier parte del mundo. En el clip de video situado más a la derecha de este texto (editado por la Red Climática Mundial)  vemos este bonito espectáculo sobre edificios de Madrid (en 2017).

Ahora bien, si nos fijamos en la gráfica de radiación del cuerpo negro, vemos que a la temperatura a la que la bombilla cumple su función de iluminar, la gran mayoría de la luz que emite sigue siendo infrarroja. Por eso, la bombilla incandescente, que ha sido a lo largo de siglos de tanta utilidad, tiene una eficiencia energética bajísima, y hoy está siendo desplazada por otros sistemas de iluminación más eficientes.