Wien yasası

1896 yılında geliştirilen bu yasaya göre, her cisim sıcaklığa bağlı olarak ışınım yapar. Işınım belli bir bant aralığındadır.Işınımın maksimum olduğu noktadaki dalga boyu ${\displaystyle \lambda _{m}}$ sıcaklık ile ters orantılıdır. T (sıcaklık) ve ${\displaystyle \lambda _{m}}$ ışınımın maksimum olduğu (dalga boyu) ise;

${\displaystyle \lambda _{m}\cdot T=b}$

Bu ilişkide T birimi Kelvin (${\displaystyle K^{0}}$), dalgaboyu (${\displaystyle \lambda }$), birimi metre (m) dir. b katsayısı ise Wien sabiti olarak bilinir;

${\displaystyle b\approx 2.90\cdot 10^{-3}mK^{0}}$

Işınımın maksimum olduğu dalga boyunun sıcaklık ile kısalması kızgın bir nesnenin sıcaklaştıkça farklı renklerde ışınım yapmasını da açıklar.[1]

Sıcaklığı 5500⁰K olan bir siyah cisimde ışınımın maksimum olduğu dalga boyu;

${\displaystyle \lambda _{m}={\frac {2.90\cdot 10^{-3}}{5500}}\approx 527\cdot 10^{-9}{\mbox{ m}}=527\mu m}$

(Bu dalga boyu 556.7 THz frekans anlamına gelir ve spektrumun sarı bölgesindedir. )

Yıldızların yüzey sıcaklığı spektral analiz yöntemlerinin yeterince gelişmediği dönemde Wien yasası ile ölçülüyordu. Bunun için yıldız ışığı iki filtreden geçiriliyordu. Filtrelerden biri mavi diğeri sarı ışığa duyarlıydı. İki ışığın şiddeti karşılaştırılıyordu.(Bakınız Renk ölçeği) Mavi ışık ile sarı ışığın oranı ışımanın maksimum olduğu dalga boyunu gösteriyor, bu dalga boyundan hareketle yıldız yüzeyinin sıcaklığı kestiriliyordu.Şayet mavi ışığın şiddeti fazlaysa bu yıldız sıcaklığının yüksek, sarı ışığın şiddeti fazlaysa bu da yıldız yüzey sıcaklığının düşük olduğu anlamına geliyordu.[2]