Calcule la longitud de onda máxima de la radiación del cuerpo negro a partir de la temperatura utilizando la ley de desplazamiento de Wien (λ_max = b/T), o resuelva la temperatura a partir de una longitud de onda máxima o un color conocido.
Peak wavelength from temperature — λ_max = b/T
Absolute temperature en kelvin (K). El Sun's photosphere es about 5,778 K.
5 min de lectura3 pasos6 términos3 ejemplos6 preguntas frecuentesλ_max = b / T
La ley de desplazamiento de Wien conecta la temperatura de un objeto incandescente con el color de luz que emite con mayor intensidad.
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Paso a paso
Cómo usar esta calculadora
3 pasos▸
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Elige una dirección
Usa la pestaña Longitud de Onda Pico para hallar el color de luz que emite un objeto caliente a partir de su temperatura, o la pestaña Temperatura a partir del Color para hallar la temperatura de un objeto a partir de su longitud de onda pico o color. La pestaña Espectro muestra dónde cae ese pico en la barra de luz visible.
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Ingresa el valor conocido
Ingresa una temperatura en kelvin (K) — el valor predeterminado, 5,778 K, es la fotosfera del Sol — o una longitud de onda pico en nanómetros (nm). La calculadora se actualiza al instante mientras escribes.
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Lee el resultado
La tarjeta de resultado muestra la longitud de onda o la temperatura calculada, además del color o la región espectral (ultravioleta, violeta a rojo, o infrarrojo) donde cae ese pico. La línea de interpretación debajo explica qué significa eso en lenguaje sencillo.
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Referencia
Fórmula y metodología
1 fórmulas▸
Ley de desplazamiento de Wien
λ_max = b / T
λ_max es la longitud de onda pico de la radiación de cuerpo negro en metros, T es la temperatura absoluta en kelvin (K), y b es la constante de desplazamiento de Wien, b = 2.898×10⁻³ m·K. Esta calculadora trabaja en nanómetros, así que usa b = 2,898,000 nm·K. Reordenada, T = b / λ_max resuelve la temperatura a partir de una longitud de onda pico conocida.
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Glosario
Términos clave explicados
6 términos▸
Ley de WienUna ley física que establece que la longitud de onda a la que un cuerpo negro radia más intensamente es inversamente proporcional a su temperatura absoluta — los objetos más calientes alcanzan su pico en longitudes de onda más cortas (más azules).
Longitud de onda pico (λ_max)La longitud de onda de luz en la que la salida de radiación de un cuerpo negro es más alta. Se mide en nanómetros (nm) para luz visible y casi visible.
Cuerpo negroUn objeto idealizado que absorbe toda la radiación incidente y reemite energía basada puramente en su temperatura. Las estrellas, los filamentos y el metal calentado se aproximan al comportamiento de cuerpo negro lo suficientemente bien como para que aplique la ley de Wien.
Constante de desplazamiento (b)La constante de proporcionalidad en la ley de Wien, b = 2.898×10⁻³ m·K. Se llama constante de 'desplazamiento' porque describe cómo el pico de emisión se desplaza hacia longitudes de onda más cortas conforme sube la temperatura.
Temperatura de colorLa temperatura de un cuerpo negro que emitiría luz de un color percibido particular. Se usa para describir el color de las estrellas, la iluminación incandescente y los ajustes de balance de blancos de las cámaras, típicamente en kelvin.
Espectro electromagnéticoEl rango completo de longitudes de onda de luz, desde los rayos gamma y rayos X de longitud de onda corta pasando por el ultravioleta, la banda visible (unos 380–750 nm), el infrarrojo, y hasta las microondas y ondas de radio.
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Escenarios
Ejemplos del mundo real
3 ejemplos▸
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El Sol
Longitud de onda pico a partir de la temperatura
Temperatura 5,778 K
La fotosfera del Sol se ubica en unos 5,778 K. Sustituyendo eso en λ_max = b/T da aproximadamente 502 nm, que cae en la parte verde del espectro visible — la longitud de onda a la que los ojos humanos son más sensibles, lo cual es parte de la razón por la que el Sol se ve amarillo-blanco en general en lugar de puramente verde.
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Una estrella roja fría
Objeto más frío, longitud de onda pico más larga
Temperatura 3,000 K
Una enana roja a unos 3,000 K alcanza su pico cerca de 966 nm — justo pasando el borde del rojo visible, hacia el infrarrojo cercano. Por eso las estrellas más frías se ven rojas o anaranjadas: su emisión de luz visible se concentra hacia el extremo de longitud de onda larga del espectro que realmente emiten, ya que el pico real yace más allá de lo que el ojo puede ver.
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Una antorcha de soldadura
Temperatura a partir de un color conocido
Longitud de onda pico 290 nm
Un arco o llama de soldadura muy caliente que alcanza su pico en 290 nm — en el ultravioleta — corresponde a una temperatura de unos 9,993 K usando T = b/λ. Esta es la dirección inversa: en lugar de predecir el color a partir de la temperatura, partes de una longitud de onda pico observada y resuelves qué tan caliente debe ser la fuente.
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Referencia
Citar esta calculadora
APA y MLA▸
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La ley de desplazamiento de Wien conecta la temperatura de un objeto incandescente con el color de luz que emite con mayor intensidad. Explica por qué una barra de hierro calentada brilla en rojo apagado, luego naranja, luego blanco incandescente conforme se calienta más, y por qué los astrónomos pueden estimar la temperatura superficial de una estrella con solo mirar su color.
Cómo funciona la ley de Wien
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Todo objeto por encima del cero absoluto radia energía electromagnética a través de un rango de longitudes de onda, con la distribución de intensidad descrita por la ley de Planck. La ley de desplazamiento de Wien es una consecuencia simplificada de esa distribución: identifica la longitud de onda única, λ_max, donde la intensidad de emisión alcanza su pico. La relación es λ_max = b/T, donde b = 2.898×10⁻³ m·K es una constante medida empíricamente y T es la temperatura absoluta del objeto en kelvin.
Como λ_max y T son inversamente proporcionales, duplicar la temperatura de un objeto reduce a la mitad su longitud de onda pico — desplazando la emisión hacia luz más corta, más azul y de mayor energía. Esta calculadora aplica la ley en ambas direcciones: dada una temperatura, halla la longitud de onda pico; dada una longitud de onda pico o color observado, resuelve la temperatura.
Las entradas y lo que significan
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La entrada de temperatura es la temperatura absoluta en kelvin (K) — no Celsius ni Fahrenheit. Kelvin comienza en el cero absoluto, así que siempre debe ingresarse como un número positivo. Los valores típicos van desde unos pocos miles de kelvin para estrellas rojas frías y filamentos incandescentes hasta decenas de miles de kelvin para estrellas azul-blancas calientes.
La entrada de longitud de onda pico está en nanómetros (nm). La luz visible abarca aproximadamente de 380 nm (violeta) a 750 nm (rojo); las longitudes de onda más cortas que 380 nm son ultravioleta, y más largas que 750 nm es infrarrojo. La pestaña Espectro grafica el pico calculado contra esta banda visible para que puedas ver de un vistazo si la emisión pico de un objeto está siquiera en el rango que los ojos humanos pueden percibir.
Límites y casos extremos
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La ley de Wien describe el pico de un espectro de cuerpo negro suave e idealizado — las estrellas reales y los objetos calentados son aproximaciones cercanas pero no cuerpos negros perfectos, así que las longitudes de onda pico medidas pueden diferir ligeramente de la predicción. La ley también solo identifica dónde la emisión es más fuerte, no el brillo total del objeto (eso lo gobierna la ley de Stefan-Boltzmann por separado, P = εσAT⁴).
A temperaturas muy altas o muy bajas, la longitud de onda pico se mueve completamente fuera de la banda visible — hacia el ultravioleta para fuentes extremadamente calientes o el infrarrojo para las frías — lo cual explica por qué el color pico real de un objeto a menudo es invisible a simple vista aunque el objeto siga brillando.
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Preguntas
Preguntas frecuentes
6 preguntas▸
¿Qué calcula realmente la Calculadora de la Ley de Wien?+
Calcula la longitud de onda de luz en la que un objeto calentado (aproximado como un cuerpo negro) radia con mayor intensidad, dada su temperatura — o el reverso: la temperatura de un objeto dada su longitud de onda pico de emisión o color observado. La fórmula subyacente es λ_max = b/T.
¿Qué tan precisa es esta calculadora?+
La matemática es exacta dada la constante de desplazamiento de Wien, b = 2.898×10⁻³ m·K, que es una constante física fija. El resultado es solo tan preciso como la aproximación de cuerpo negro — las estrellas reales, los filamentos y otros objetos incandescentes siguen la ley de cerca pero no perfectamente, ya que no son cuerpos negros perfectos.
¿Qué unidades espera la Calculadora de la Ley de Wien?+
La temperatura se ingresa en kelvin (K), una escala absoluta donde 0 K es el cero absoluto. La longitud de onda pico se ingresa en nanómetros (nm). La calculadora internamente usa b = 2,898,000 nm·K (equivalente a 2.898×10⁻³ m·K) así que los resultados salen directamente en nanómetros.
¿Por qué un objeto más caliente se ve más azul, no más rojo?+
Porque λ_max y la temperatura están inversamente relacionadas — conforme sube la temperatura, la longitud de onda pico se acorta, y las longitudes de onda más cortas están hacia el extremo azul/violeta del espectro visible. Una brasa fría brilla en rojo apagado (longitud de onda larga, temperatura baja); una llama de soldadura de arco mucho más caliente o una estrella azul alcanza su pico hacia el violeta o el ultravioleta (longitud de onda corta, temperatura alta).
¿Puedo compartir mis resultados?+
Sí. La calculadora codifica tu pestaña actual y tus entradas en la URL, así que copiar el enlace de la barra de direcciones (o usar el botón Compartir) es suficiente para enviarle a un colega exactamente el mismo cálculo.
¿De dónde viene el valor de b?+
La constante de desplazamiento de Wien, b = 2.898×10⁻³ m·K, se deriva de la ley de Planck de radiación de cuerpo negro y se confirma experimentalmente. Es una constante física fija, no algo que varíe por material o situación.
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