Los antiguos termómetros de mercurio no son capaces de medir para medir cualquier temperatura. Por ejemplo, las limitaciones de los termómetros de mercurio vienen de sus propias características. El mercurio se congela a -39ºC hierve a 367ºC y sólo entre -29ºC y 200ºC sus medidas son precisas. Fuera de esos límites sus mediciones son irregulares. Igualmente, los termómetros de alcohol que se pueden emplear para medir bajas temperaturas presentan la pega de que, aunque el alcohol se congela a -130ºC y se puede emplear son solvencia para bajas temperaturas, hierve a 60ºC por lo que no sirve para medir temperaturas altas como la de fusión de los metales, hornos de cerámica, o en siderurgia. Además, para medir temperaturas los termómetros debían estar en contacto con el objeto cuya temperatura se desea medir. Pero la física permite medir temperaturas elevadas sin entrar en contacto objeto ¿Por qué se afirma que una estrella está más caliente que otra? ¿ Por qué decimos que una estrella está enfriando?¿ o que la temperatura del Sol es de 5500ºK aproximadamente?
Para medir la temperatura del Sol o de una estrella nos basamos en el espectro de su luz cuando atraviesa un prisma óptico. Si a un haz de energía radiante, como la luz que nos llega del Sol, lo hacemos pasar por un prisma o una red de refracción. se dispersa para formar un espectro. Si sobre ese espectro desplazamos un termómetro sensible (o un par termoeléctrico) el termómetro en su recorrido por sus franjas marcará diferentes temperaturas y podemos detectar un máximo de temperatura para cierra frecuencia. La frecuencia λmax particular depende de la temperatura de foco emisor.
Observaremos que a ambos lados de λmax hay un amplio intervalo de frecuencias en las que se distribuye la energía del emisor. Para calcular la temperatura del foco emisor (una estrella o el Sol) podemos pensar en aplicar la ley de del físico alemán. Wilhelm Wien (1864-1928) premio Nobel de Física en 1911, que formuló una ley referente a la radiación del cuerpo negro conocida como ley de desplazamiento de Wien . Que establece que la longitud de onda de máxima emisión de energía de un cuerpo negro es inversamente proporcional a la temperatura absoluta del objeto:
T·λmax = b
Donde λmax es longitud de onda de máxima emisión (en metros), T = temperatura en grados Kelvin y la constante b ≈ 2.897×10−3 m⋅K.
Esta ley nos permite calcular la temperatura de una estrella conociendo la frecuencia λmax particular del espectro observado en la Tierra, como mostramos en el siguiente ejemplo:
¿Cuál es la temperatura del Sol si hemos observado que, en el espectro, la longitud de onda de máxima emisión solar se encuentra, aproximadamente, a 500 nanómetros (nm)?
Como sabemos que el nanómetro es la milmillonésima parte del metro (10-9m) y que λmax = 500 nanómetros. Aplicando la ley de Wien:
T · 500 · 10– 9 = 2,897×10– 3 ⇒ (2,897 · 106) /500 = 5794 ºK
Esa es la temperatura aproximada del Sol. Este método es un ejemplo para medir temperaturas de objetos que emiten radiación inaccesibles desde la Tierra.
