Técnicas de espectroscopía para medir la temperatura en gases, plasmas y objetos astronómicos.La espectroscopía de medición de temperatura es un conjunto de técnicas que utilizan la luz emitida, absorbida o dispersada por una sustancia para determinar su temperatura sin contacto directo. En lugar de un termómetro, los científicos analizan el espectro de la luz — su intensidad en diferentes longitudes de onda — para inferir cuán caliente está un gas, plasma o estrella lejana. Esto es esencial en entornos donde una sonda física es imposible, como el interior de un reactor de fusión, la atmósfera de una estrella o el universo temprano.
Los fundamentos se establecieron en el siglo XIX con el trabajo de Gustav Kirchhoff y Robert Bunsen, quienes vincularon las líneas espectrales con los elementos químicos y la temperatura. El uso cuantitativo de las proporciones de líneas espectrales para medir la temperatura se desarrolló a principios del siglo XX con la llegada de la teoría cuántica.
El principio clave es que los átomos y las moléculas emiten o absorben luz en longitudes de onda específicas, y la fuerza relativa de estas líneas espectrales depende de la temperatura. Por ejemplo, en un gas caliente, más átomos están en estados excitados, por lo que las líneas de absorción de esos estados se vuelven más intensas. Al comparar las intensidades de diferentes líneas, o al ajustar la forma general de un espectro continuo (radiación de cuerpo negro), los científicos pueden extraer una temperatura precisa. En algunos métodos avanzados, como la espectroscopía de peine de frecuencias, se utiliza un láser con un espectro de líneas igualmente espaciadas para medir la absorción con extrema precisión, lo que permite mapear la temperatura en gases y llamas.
Se utiliza en astrofísica para determinar las temperaturas estelares, en física de plasmas para monitorear experimentos de fusión y en investigación de combustión para mapear las temperaturas de llama en motores y turbinas.
La radiación cósmica de fondo de microondas, que llena el universo, es un espectro de cuerpo negro perfecto con una temperatura de 2.725 Kelvin — medida con tanta precisión que revela diminutas variaciones de unos pocos microkelvin, que son las semillas de las galaxias.
| S_a^{1/2} | variable | Spectral density of acceleration noise (square root) — acceleration noise spectral density metre per second squared per root hertz |
| T | variable | Temperature — temperatura kelvin |
| k | variable | Spring constant of the resonator — spring constant newton per metre |
| m | variable | Mass of the resonator — masa kilogram |
| ω | variable | Angular resonance frequency — frecuencia angular radian per second |
| Q | variable | Quality factor of the resonator — factor de calidad |
| k_B | constante | Boltzmann constant, relates thermal energy to temperature — constante de Boltzmann = 1.380649e-23 joule per kelvin |
| T_B | variable | brightness temperature — brightness temperature kelvin |
| F_ν | variable | spectral flux density — spectral flux density watt per metre squared per hertz |
| ν | variable | frequency — frecuencia hertz |
| Ω | variable | solid angle of the source — solid angle steradian |
| c | constante | speed of light in vacuum — velocidad de la luz = 299792458 metre per second |
| k_B | constante | relates energy to temperature — constante de Boltzmann = 1.380649e-23 joule per kelvin |
| \Delta\lambda | variable | Line broadening (full width at half maximum) — line width metre |
| \lambda | variable | Central wavelength of the spectral line — longitud de onda metre |
| T | variable | Temperature of the emitting/absorbing gas — temperatura kelvin |
| m | variable | Mass of the emitting/absorbing particle — masa kilogram |
| c | constante | Speed of light in vacuum — velocidad de la luz = 299792458 metre per second |
| k_B | constante | Relates thermal energy to temperature — constante de Boltzmann = 1.380649e-23 joule per kelvin |
| \sqrt{} | operador | Takes the square root of the argument — raíz cuadrada |
