Imagina que calientas un trozo de metal. Al principio está oscuro, luego rojo, después amarillo e incluso azul. La ley de desplazamiento de Wien explica cómo el color del brillo depende de la temperatura: cuanto más caliente está el cuerpo, más cortas (azules) son las ondas que emite. Es como mover el control deslizante de color en una pantalla: más calor, te desplazas hacia el azul; menos, hacia el rojo. La fórmula es sencilla: λ_max × T = constante, donde λ_max es la longitud de onda a la que se emite más luz, y T es la temperatura en Kelvin.
Historia
A finales del siglo XIX, el espectro de emisión de los cuerpos calientes se estudiaba intensamente de forma experimental. Wilhelm Wien, basándose en ideas de compresión adiabática de la radiación en una cavidad, demostró que el producto de la temperatura por la longitud de onda del máximo debía ser constante. Llegó a esta conclusión en 1893, y en 1896 propuso también una fórmula empírica para la distribución de energía en el espectro. Estos trabajos estimularon a Max Planck para descubrir la cuantización, y en 1911 Wien recibió el Premio Nobel. La ley desempeñó un papel clave en el desarrollo de la física cuántica y luego encontró aplicación en astrofísica: Edwin Hubble la utilizó para estudiar estrellas y galaxias.
Cómo funciona
La ley de desplazamiento de Wien se aplica a la radiación del cuerpo negro y se cumple bien para muchos objetos astronómicos (estrellas, cúmulos estelares). Permite estimar la temperatura de una estrella por el color de su radiación con buena precisión si la absorción interestelar es pequeña. También se usa en pirómetros ópticos para medición sin contacto de altas temperaturas en metalurgia y fabricación de vidrio. Condiciones de contorno: la ley es exacta solo para cuerpos negros o cuerpos grises con emisión no selectiva; en objetos reales, especialmente gases, las líneas de emisión distorsionan el espectro y el máximo puede desplazarse.
Dato curioso
¡Gracias a esta ley, los astrónomos determinan la temperatura de las estrellas por su color! Las estrellas azuladas son más calientes que las rojas, como el fuego de un quemador de gas: la llama azul es más caliente que la amarilla. La estrella más conocida, el Sol, con una temperatura superficial de unos 5800 K, brilla en el rango amarillo-verde, lo que nos da el máximo de luz justo en la parte visible del espectro; no es casualidad, sino la ley de Wien.
Effective temperature of the surface — temperaturakelvin
\sigma
constante
Proportionality constant relating blackbody radiated power to temperature — constante de Stefan-Boltzmann= 5.670374419e-8watt per metre squared per kelvin to the fourth
En el campo profundo del JWST, entre miles de galaxias, los astrónomos examinaron la fuente JADES-GS 209777 — y vieron un polluelo cósmico. Su «cáscara» es una gruesa envoltura de gas y polvo que durante mucho tiempo ocultó el agujero negro en crecimiento en su centro.
Un agujero negro no es eterno. Incluso en el vacío total, pierde energía lentamente: este proceso se conoce como radiación de Hawking. Los efectos cuánticos cerca del horizonte de sucesos crean pares de partículas, una de las cuales escapa, llevándose masa del agujero.
Una película magnética delgada se asemeja a una fila de soldaditos con pequeñas agujas magnéticas. En el mundo plano, los golpes térmicos desordenan rápidamente esa fila: el más mínimo calentamiento destruye el orden. Así funciona el teorema de Mermin-Wagner: en dos dimensiones, una simetría continua no sobrevive a temperatura finita.
Un agujero negro es como una olla que hierve lentamente hasta secarse. Su superficie emite partículas, y a este proceso se le llama radiación de Hawking. Cuanto más caliente está la olla, más rápido se vacía. Pero, ¿y si la olla no es común, sino con doble fondo, capaz de convertirse en un pasaje hacia otro lugar?
Un agujero negro es como un carbón que se creía que ardía lentamente para siempre, pero que al final debería apagarse y evaporarse sin dejar rastro. Así lo predijo Stephen Hawking: los procesos cuánticos en el horizonte de sucesos (la frontera de la que ni siquiera la luz puede escapar) generan un débil resplandor, y el agujero pierde masa lentamente.
Una película de nitruro de aluminio, tan fina como una pompa de jabón, flota sobre una placa reflectante, con una capa de aire de una micra entre ambas. Cuando la alcanza luz infrarroja invisible al ojo, con una longitud de onda de unos 15 micrómetros, la película vibra al compás de la luz, como una cuerda que solo responde a su nota.
Un flujo de electrones entra en el plasma como un chorro de agua golpea un estanque tranquilo. El chorro perturba la superficie, generando ondas que crecen rápidamente y mezclan el agua. En el plasma, este proceso se llama inestabilidad de Buneman: el haz de electrones excita oscilaciones que luego disipan su energía.
En un canal delgado de un semiconductor, los electrones no se comportan como individuos solitarios, sino como una multitud en hora punta. Chocan entre sí constantemente, y de esas colisiones depende con qué facilidad el calor y la corriente eléctrica atraviesan el material.
El corazón no impulsa la sangre en un chorro uniforme, sino a golpes. Cada latido es una onda que corre por las arterias, como las ondas en una manguera tensa. Durante mucho tiempo se pensó que la tasa metabólica de los animales dependía solo de cómo se ramifican los vasos, como las tuberías de una casa.
Un agujero negro en el espacio anti-de Sitter no es un vacío, sino más bien una olla con líquido hirviendo. Este líquido tiene dos fases: agujeros negros pequeños y grandes, como vapor y agua. A cierta presión, se fusionan en un punto crítico, tal como el agua a 374 °C y 218 atmósferas pierde la diferencia entre líquido y gas.
