La constante de la ecuación [eqn:(116)] (116) guarda una relación simple con la temperatura de la radiación del cuerpo negro. Pues si la radiación del cuerpo negro, mediante la conducción hacia su interior de una cierta cantidad de calor a volumen constante , experimenta un cambio infinitesimal en su energía , entonces, de acuerdo con [eqn:(73)] (73), su cambio de entropía es Sin embargo, a partir de [eqn:(113)] (113) y [eqn:(116)] (116), de ahí que y la cantidad anterior, que resultó ser la misma para todas las frecuencias en el caso de la radiación del cuerpo negro, se muestra como el recíproco de la temperatura de la radiación del cuerpo negro.
Por medio de esta ley, el concepto de temperatura adquiere importancia también para una radiación de distribución de energía bastante arbitraria.
Pues dado que depende únicamente de y , la radiación monocromática, que es uniforme en todas las direcciones y posee una densidad de energía definida , tiene también una temperatura definida dada por [eqn:(117)] (117) y, entre todas las distribuciones de energía concebibles, la normal se caracteriza por el hecho de que las radiaciones de todas las frecuencias tienen la misma temperatura.
Cualquier cambio en la distribución de energía consiste en un paso de energía de una radiación monocromática a otra y, si la temperatura de la primera radiación es más alta, la transformación de energía causa un aumento de la entropía total y, por lo tanto, es posible en la naturaleza sin compensación; por otra parte, si la temperatura de la segunda radiación es más alta, la entropía total disminuye y, por consiguiente, el cambio es imposible en la naturaleza, a menos que ocurra una compensación simultáneamente, tal como sucede con la transferencia de calor entre dos cuerpos de diferentes temperaturas.