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Teoría de la termografía
del color es la misma que la longitud de onda calculada para λ
. Una buena aproxima-
max
ción al valor de λ
para una temperatura dada de un cuerpo negro se obtiene aplican-
max
do la regla general 3.000/T μm. De este modo, una estrella muy caliente como es Sirio
(11.000 K), que emite una luz blanca azulada, emite radiación con el pico de su emitan-
cia radiante espectral dentro del espectro ultravioleta invisible, a una longitud de onda
de 0,27 μm.
Figura 19.5 Wilhelm Wien (1864–1928)
El sol (aproximadamente 6.000 K) emite una luz amarilla, y su pico se sitúa en aproxima-
damente 0,5 μm, en el centro del espectro de la luz visible.
A temperatura ambiente (300 K), el pico de emitancia radiante se sitúa en 9,7 μm, en el
infrarrojo lejano, mientras que a la temperatura del nitrógeno líquido (77 K), el máximo
de una cantidad casi insignificante de emitancia de radiación se produce a 38 μm, en
las longitudes de onda del infrarrojo extremo.
Figura 19.6 Curvas de Planck trazadas sobre escalas marcadas desde 100 K a 1.000 K. La línea de pun-
tos representa el lugar de máxima emitancia radiante para cada temperatura, según lo descrito por la ley
de desplazamiento de Wien. 1: emitancia radiante espectral (W/cm
2
(μm)); 2: longitud de onda (μm).
19.3.3 Ley de Stefan-Boltzmann
Al integrar la fórmula de Planck desde λ = 0 a λ = ∞, obtenemos la emitancia radiante to-
tal (W
) de un cuerpo negro:
b
87
#T559828; r. AL/42264/42280; es-ES
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