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
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
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
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.