Ley de Planckley
La ley de Planck explica por qué los objetos calientes brillan, desde las brasas hasta las estrellas. Dice cuánta luz de cada 'franja del arco iris' emite un cuerpo negro ideal a una temperatura dada. Cuanto más caliente, más luz y más 'azulada' es.
How it works
Se manifiesta en todas partes: en astronomía para determinar la temperatura de estrellas y del fondo cósmico; en la vida cotidiana, en las lámparas incandescentes y las cámaras térmicas; en espectroscopia, para analizar la composición de la materia por su radiación.
💡 Si nuestros ojos vieran microondas, notaríamos un tenue resplandor en todo el cielo: es la radiación de fondo de microondas, la luz enfriada del Big Bang, que obedece la ley de Planck a una temperatura de solo 2,7 K.
B_{\nu}(T) = \frac{2 h \nu^3}{c^2} \frac{1}{e^{h \nu/(k T)} - 1}
B_ν — radiancia espectral por unidad de frecuencia (W·sr⁻¹·m⁻²·Hz⁻¹); h — constante de Planck (h ≈ 6.62607015×10⁻³⁴ J·s); ν — frecuencia de la radiación (Hz); c — velocidad de la luz (c ≈ 2.99792458×10⁸ m/s); k — constante de Boltzmann (k ≈ 1.380649×10⁻²³ J/K); T — temperatura termodinámica (K).
B_{\lambda}(T) = \frac{2 h c^2}{\lambda^5} \frac{1}{e^{h c/(\lambda k T)} - 1}
B_λ — radiancia espectral por unidad de longitud de onda (W·sr⁻¹·m⁻³); h — constante de Planck; c — velocidad de la luz; λ — longitud de onda (m); k — constante de Boltzmann; T — temperatura.