ホーム 物理 ウィーンの変位則の計算 作成日: 2026年6月17日 17:25 ウィーンの変位則の計算 入力 温度5,778 K 物理 ウィーンの変位則の計算 ウィーンの変位則 λ_max = b/T を使って、熱い物体の熱放射がピークとなる波長を求めます。温度を入力すると、ピーク波長とその電磁スペクトル上の位置を計算します。 メートル法 入力 温度 K 放射体の絶対温度。この法則ではケルビンを使用します。 結果 値を入力すると計算結果が表示されます。 ピーク波長 nm 放射が最も強い波長。λ_max = b/T。 このピーク波長は電磁スペクトルのガンマ線域に属します。 共有 レポートを印刷 リセット 埋め込み この計算機を埋め込む プレビュー このコードをページに貼り付けると計算機を表示できます。 コードをコピー この計算を共有 このリンクを開くと、入力した値がそのまま表示されます。 リンクをコピー 共有する XFacebookLINE メール 最終更新: 2026-06-15 ウィーンの変位則 鉄を熱すると色が変わります——暗い赤から橙、そして白へと。ウィーンの変位則は、その日常的な観察に数値を与えます。熱い物体の熱放射が最も強くなる正確な波長を示し、その極値が温度上昇とともに短い（青い）波長側へずれることを表しています。この計算機は任意の温度に対してピーク波長を返し、それが電磁スペクトルのどの領域に属するかを示します。 公式の導出 黒体はプランクの法則で記述される連続した波長帯全体で放射します。そのスペクトルには単一のピークがあります。そのピークの位置を調べ、温度とともにどう動くかを問うと、答えは驚くほどシンプルになります——ピーク波長と温度の積は定数です。その定数がウィーンの変位定数 bb であり、λmax=b/T\lambda_\text{max} = b/T となります。TT が増えるほどピークは短波長側へ変位するため、この名がついています。 公式 物理量記号意味ピーク波長λmax\lambda_\text{max}λmax=bT\lambda_\text{max} = \dfrac{b}{T}温度TT絶対温度（ケルビン）ウィーン定数bb2.897771955×10−3 m⋅K2.897771955\times10^{-3}\ \text{m·K} 温度は必ず絶対温度で与えてください。反比例の関係なので、温度が高いほどピーク波長は短くなります。 計算例 太陽の光球面の温度は約 T=5778 KT = 5778\ \text{K} です： λmax=bT=2.897771955×10−35778=5.015×10−7 m=501.5 nm\begin{aligned} \lambda_\text{max} &= \frac{b}{T} = \frac{2.897771955\times10^{-3}}{5778} \\ &= 5.015\times10^{-7}\ \text{m} = 501.5\ \text{nm} \end{aligned}λmax=Tb=57782.897771955×10−3=5.015×10−7 m=501.5 nm これは緑色の光であり、可視光域のほぼ中央に位置します——太陽光が白く見え、ヒトの目がここに最も敏感である理由です。 スペクトルの読み方 ピーク波長は放射の性格を教えてくれます。室温（300 K）前後の物体のピーク波長は約 10 µm で、遠赤外線の深いところに属するため、目には見えず肌で温かさとして感じられます。3000 K のタングステンフィラメントは近赤外線にピークがあり、ごくわずかな可視光が漏れることで黄白色に輝きます。30000 K の青色星は紫外線にピークを持ちます。この計算機は入力した温度に対応する帯域を自動的に表示します。 注意点 ウィーンの変位則は黒体スペクトルのピークを示すものです。レーザーや放電灯のように特定の波長で強く放射する表面には当てはまりません。実際の物体は近似的にしか黒体とみなせず、放射率が波長によって変化するため、見かけのピークがずれることもあります。また、この法則は波長に対してプロットしたスペクトルのピークを与えます。同じ放射を周波数に対してプロットすると、非線形な関係のためピーク位置が異なります。 よくある質問 (FAQ)ウィーンの変位則とは何ですか？ウィーンの変位則は、黒体の放射が最も強くなる波長を与えます。λ_max = b/T で、T は絶対温度、b = 2.897771955×10⁻³ m·K はウィーンの変位定数です。温度が高いほどピーク波長は短くなり、色は青、さらに紫外線へと移っていきます。 ピーク波長が温度に反比例するのはなぜですか？黒体は連続した波長帯全体で放射しますが、温度が変わるとそのスペクトル全体がまとまってずれます。温度が高いほど光子一個あたりのエネルギーが大きくなり、エネルギーは波長が短いほど大きいため、スペクトル全体——ピークも含めて——が短波長側へ移動します。温度を 2 倍にするとピーク波長は半分になります。 この法則から太陽についてわかることは何ですか？太陽の表面温度は約 5778 K です。ウィーンの変位則によれば、そのピーク放射は約 500 nm 付近——可視光域の中心にある緑色の光——になります。これは偶然ではなく、人間の視覚が太陽光の最も強い波長に最も敏感に進化した結果です。赤色巨星のような低温の星は赤みを帯びた赤外線にピークがあり、高温の青色星は紫外線にピークを持ちます。 ウィーンの変位則とシュテファン＝ボルツマンの法則の違いは何ですか？両者は同じ黒体放射の異なる側面を記述しています。ウィーンの変位則は放射がスペクトルのどこでピークになるか（色）を教えてくれます。シュテファン＝ボルツマンの法則は全放射電力の大きさ（明るさ）を教えてくれます。どちらも温度のみに依存しており、物体が熱くなるにつれて明るくなり、かつ青くなります。 次のおすすめ シュテファン＝ボルツマンの法則の計算 シュテファン＝ボルツマンの法則 P = εσAT⁴ を使って、熱い表面から放射される熱放射量を求めます。温度・放射率・面積を入力すると、放射電力と単位面積あたりの放射束を計算します。 詳しく解説波長・周波数の計算 v = f × λ を使って波長・周波数・波の速度を計算。光・電波・音波など、あらゆる波に対応しています。 詳しく解説熱伝導の計算 フーリエの法則 Q/t = kA·ΔT/L を使って、壁・窓・スラブを通る熱伝導率を求めます。熱伝導率・面積・厚さ・両面の温度を入力すると、熱流束と指定時間内の総熱量を計算します。 詳しく解説 200+ ツール · 10 言語対応 · 完全無料 エネルギーの他の計算 ウィーンの変位則の計算エネルギー効率の計算カルノー効率の計算シュテファン＝ボルツマンの法則の計算運動エネルギーの計算混合後の平衡温度の計算 +6 more Show less 重力による位置エネルギーの計算潜熱の計算二乗平均平方根速度の計算熱伝導の計算熱膨張の計算比熱の計算 物理の他のカテゴリ 運動学 ニュートンの運動方程式（F＝ma）の計算斜面上の放物運動・軌道計算放物運動：最高高度と射程から初速度・発射角度を計算放物運動：射程と発射角度からの初速度放物運動：標的に当てる発射角度放物運動計算力学 カーブのバンク角の計算ケプラーの第三法則による公転周期の計算ドップラー効果の計算トルクと動力の計算トルクの計算フックの法則の計算ヤング率の計算レイノルズ数の計算圧力の計算運動量と力積の計算音速の計算回転運動エネルギーの計算回転運動学の計算角運動量の計算慣性モーメントの計算弦を伝わる波の速さの計算向心力の計算抗力の計算仕事・仕事率の計算自由落下の計算質量密度の計算斜面の物体にはたらく力の計算終端速度の計算出力重量比の計算静水圧の計算脱出速度の計算単振り子の計算転がり運動の運動エネルギーの計算等加速度運動の計算動圧の計算浮力の計算摩擦力の計算万有引力の計算電磁気 555 タイマー非安定動作の計算LC共振周波数の計算LED 直列抵抗の計算RC フィルタのカットオフ周波数の計算RC時定数の計算RLC インピーダンスの計算RLC 回路の Q 値と帯域幅の計算アンテナ長の計算インダクタの蓄積エネルギーの計算オームの法則の計算クーロンの法則の計算コイルの直列・並列接続の計算コンデンサの直列・並列合成の計算コンデンサの電荷とエネルギーの計算スネルの法則の計算ソレノイド磁場の計算レンズ製作者の式による計算磁気力の計算実効値・ピーク・ピークツーピーク電圧の計算直線電流がつくる磁場の計算抵抗の直列・並列合成の計算電気ポテンシャルの計算電線の抵抗の計算電力の計算波長・周波数の計算薄レンズの計算分圧回路の計算平行板コンデンサの静電容量の計算変圧器の巻数比の計算誘導性リアクタンスの計算容量性リアクタンスの計算力率改善コンデンサの計算現代物理 コンプトン散乱の計算ド・ブロイ波長の計算ハイゼンベルクの不確定性原理の計算ボーアの原子模型の計算ローレンツ収縮(長さの収縮)の計算井戸型ポテンシャル(箱の中の粒子)の計算核結合エネルギーの計算光子エネルギーの計算光電効果の計算時間の遅れの計算質量エネルギー等価の計算重力による時間の遅れの計算重力赤方偏移の計算相対論的エネルギーの計算相対論的ドップラー効果の計算相対論的運動量の計算相対論的速度の合成の計算天文学 シュバルツシルト半径の計算ハッブルの法則の計算ロッシュ限界の計算会合周期の計算距離指数の計算光の到達時間の計算恒星光度の計算視直径の計算赤方偏移から速度への変換年周視差からの距離の計算表面重力の計算望遠鏡の倍率の計算すべてのツール うなり周波数の計算定常波倍音の計算 この計算機は役に立ちましたか？ 役に立った 改善が必要 改善が必要 どのような点が改善されると良いですか？ フィードバックを送信 Powered by OneCalc ↗
最終更新: 2026-06-15 ウィーンの変位則 鉄を熱すると色が変わります——暗い赤から橙、そして白へと。ウィーンの変位則は、その日常的な観察に数値を与えます。熱い物体の熱放射が最も強くなる正確な波長を示し、その極値が温度上昇とともに短い（青い）波長側へずれることを表しています。この計算機は任意の温度に対してピーク波長を返し、それが電磁スペクトルのどの領域に属するかを示します。 公式の導出 黒体はプランクの法則で記述される連続した波長帯全体で放射します。そのスペクトルには単一のピークがあります。そのピークの位置を調べ、温度とともにどう動くかを問うと、答えは驚くほどシンプルになります——ピーク波長と温度の積は定数です。その定数がウィーンの変位定数 bb であり、λmax=b/T\lambda_\text{max} = b/T となります。TT が増えるほどピークは短波長側へ変位するため、この名がついています。 公式 物理量記号意味ピーク波長λmax\lambda_\text{max}λmax=bT\lambda_\text{max} = \dfrac{b}{T}温度TT絶対温度（ケルビン）ウィーン定数bb2.897771955×10−3 m⋅K2.897771955\times10^{-3}\ \text{m·K} 温度は必ず絶対温度で与えてください。反比例の関係なので、温度が高いほどピーク波長は短くなります。 計算例 太陽の光球面の温度は約 T=5778 KT = 5778\ \text{K} です： λmax=bT=2.897771955×10−35778=5.015×10−7 m=501.5 nm\begin{aligned} \lambda_\text{max} &= \frac{b}{T} = \frac{2.897771955\times10^{-3}}{5778} \\ &= 5.015\times10^{-7}\ \text{m} = 501.5\ \text{nm} \end{aligned}λmax=Tb=57782.897771955×10−3=5.015×10−7 m=501.5 nm これは緑色の光であり、可視光域のほぼ中央に位置します——太陽光が白く見え、ヒトの目がここに最も敏感である理由です。 スペクトルの読み方 ピーク波長は放射の性格を教えてくれます。室温（300 K）前後の物体のピーク波長は約 10 µm で、遠赤外線の深いところに属するため、目には見えず肌で温かさとして感じられます。3000 K のタングステンフィラメントは近赤外線にピークがあり、ごくわずかな可視光が漏れることで黄白色に輝きます。30000 K の青色星は紫外線にピークを持ちます。この計算機は入力した温度に対応する帯域を自動的に表示します。 注意点 ウィーンの変位則は黒体スペクトルのピークを示すものです。レーザーや放電灯のように特定の波長で強く放射する表面には当てはまりません。実際の物体は近似的にしか黒体とみなせず、放射率が波長によって変化するため、見かけのピークがずれることもあります。また、この法則は波長に対してプロットしたスペクトルのピークを与えます。同じ放射を周波数に対してプロットすると、非線形な関係のためピーク位置が異なります。 よくある質問 (FAQ)ウィーンの変位則とは何ですか？ウィーンの変位則は、黒体の放射が最も強くなる波長を与えます。λ_max = b/T で、T は絶対温度、b = 2.897771955×10⁻³ m·K はウィーンの変位定数です。温度が高いほどピーク波長は短くなり、色は青、さらに紫外線へと移っていきます。 ピーク波長が温度に反比例するのはなぜですか？黒体は連続した波長帯全体で放射しますが、温度が変わるとそのスペクトル全体がまとまってずれます。温度が高いほど光子一個あたりのエネルギーが大きくなり、エネルギーは波長が短いほど大きいため、スペクトル全体——ピークも含めて——が短波長側へ移動します。温度を 2 倍にするとピーク波長は半分になります。 この法則から太陽についてわかることは何ですか？太陽の表面温度は約 5778 K です。ウィーンの変位則によれば、そのピーク放射は約 500 nm 付近——可視光域の中心にある緑色の光——になります。これは偶然ではなく、人間の視覚が太陽光の最も強い波長に最も敏感に進化した結果です。赤色巨星のような低温の星は赤みを帯びた赤外線にピークがあり、高温の青色星は紫外線にピークを持ちます。 ウィーンの変位則とシュテファン＝ボルツマンの法則の違いは何ですか？両者は同じ黒体放射の異なる側面を記述しています。ウィーンの変位則は放射がスペクトルのどこでピークになるか（色）を教えてくれます。シュテファン＝ボルツマンの法則は全放射電力の大きさ（明るさ）を教えてくれます。どちらも温度のみに依存しており、物体が熱くなるにつれて明るくなり、かつ青くなります。
