Cada calculadora de color de cuerpo negro que he logrado encontrar solo calcula el tono y la saturación; ignoran por completo el brillo, lo que limita severamente su utilidad si está tratando de modelar la apariencia real de un objeto caliente.
Intenté buscar cómo calcularlo yo mismo, pero Google está obstruido por las discusiones sobre la temperatura de color de los monitores; cada discusión con la que me encuentro se centra en aplicaciones particulares además de encontrar el color para objetos calientes.
Entiendo que el rango de percepción del ojo cambia según la luz ambiental. Estamos viendo objetos calientes en el espacio, de 500 a ~7000 K, así que supongamos que es equivalente a una noche iluminada por la luna (extremo inferior de la visión mesópica).
Supongo que lo que necesito es alguna forma de la Ley de Planck o la Ley de Stefan-Boltzmann, solo para luz visible. Luego, debo descubrir cómo convertir la potencia otorgada por esas leyes en un valor de luminancia para el software de gráficos (varía entre 0% para un objeto que no emite y 100% para un objeto blanco brillante). Las fuentes son superficies, no puntos.
Creo que puedo usar la Ley SB, solo que no estoy seguro de cómo llegar desde allí al valor de brillo final.
Gracias por tu ayuda.
Tiene mucho trabajo por hacer, por lo que esta respuesta solo puede indicarle una dirección. Este cálculo puede ser difícil porque hay una profusión de piezas de terminología con significados sutilmente diferentes. Encuentre un libro u otra fuente (pero para la droga directa, sugiero un libro) que discuta la radiometría y las diferencias entre el flujo radiante, la radiación, la radiación espectral, etc., etc.
El punto de partida general que está buscando es la ley de Planck, que dice que para un cuerpo negro, la radiación espectral (energía emitida por metro cuadrado de superficie por unidad de ángulo sólido por unidad de frecuencia) es
dónde es la velocidad de la luz, es la constante de Boltzmann, es la temperatura en Kelvin, es frecuencia y es la constante de Planck. Este es el punto de partida que necesitas. Esto le dará tanto el matiz (porque le indica las cantidades relativas emitidas en cada frecuencia) como el brillo total. Pero obtener el brillo implica conocer las cantidades radiométricas (qué integrar por qué para obtener lo que está buscando...) lo que requeriría muchas páginas de explicación. Así que tome un libro que cubra la radiometría. La ley de Stefan-Boltzman puede llevarlo directamente al brillo total, pero no le dice nada sobre el tono. La ley SB es lo que obtienes cuando integras la ley de Planck en todas las frecuencias y ángulos.
Una complicación adicional es que para cualquier objeto real el espectro se desvía del de un cuerpo negro. Esto te lleva a la emisividad y a muchas otras cosas divertidas.