Última modificación: 04/06/1998


    A temperaturas próximas al cero absoluto la mayor parte de los métodos mencionados (termómetros de resistencia, pares termoeléctricos, pirómetros de radiación...) resultan ineficaces. En su lugar se utilizan los termómetros magnéticos, basados en la variación con la temperatura de la susceptibilidad magnética , c, de las sales paramagnéticas.

    Estas sales siguen la ley de Curie c T = cte. Por lo tanto, para medir la temperatura T, es suficiente determinar la susceptibilidad de la sal paramagnética correspondiente, lo cual se realiza midiendo la autoinducción de un arrollamiento que rodea la muestra. El método es particularmente útil en los sistemas que utilizan sales paramagnéticas como refrigerantes para obtención de bajas temperaturas.

    No obstante, esta ley deja de ser válida por debajo de la temperatura de Curie. Por debajo de este punto se define una temperatura magnética T*, a partir de la propia ley de Curie (admitiendo que siguiera cumpliéndose). Así, si la susceptibilidad es c a una temperatura T por encima del punto de Curie y c* por debajo del mismo a la temperatura magnética T*, se cumplirá T* = (c/c*) T, temperatura que puede reducirse al valor kelvin correspondiente.


     Sirve para la medida práctica de las temperaturas bajas y se han establecido escalas basadas en la presión de vapor del helio-4 y del helio-3, cuyo uso no pasa de ser una recomendación, por el momento.

    Los límites superiores de empleo corresponden a los puntos críticos de estos gases (5.2 K para el helio-4 y 3.3 K para el helio-3), siendo los límites inferiores respectivamente 0.5 K y 0.25 K.
 




    Pumb y Cataland, en el National Bureau of Standars desarrollaron el termómetro acústico que puede alcanzar una reproducibilidad de 0.001 K a 2 K y 0.005 K a 20 K.

    El termómetro acústico se basa en la ley de la variación de la velocidad del sonido en el seno de un gas en función de la temperatura. Para un gas tal como el helio, a baja presión, la determinación de la temperatura sólo depende de la medida experimental de la velocidad del sonido, suponiendo conocidos los demás parámetros.

    El termómetro acústico de helio se emplea desde 2 a 20 K.


    Medir la temperatura global de la Tierra es una operación muy delicada, para ello no basta con distribuir algunos termómetros sobre la superficie terrestre como haríamos según los métodos de medida tradicionales, ya que medir la temperatura de la Tierra de esta manera es prácticamente imposible puesto que en todos los puntos de la superficie terrestre la
temperatura no es la misma y además tendríamos la dificultad de acceder a determinados puntos.

    Desde hace algún (1960, primer satélite de observación meteorológico) se viene empleando una técnica de medida a distancia, teledetección. Para ello se requiere la aplicación de los satélites de la medida de la temperatura de la superficie de la Tierra, las imágenes que nos proporciona el satélite, se han convertido en las herramientas más adecuadas para medir la temperatura de nuestro planeta.
 

Meteosat
A partir de una serie de imágenes METEOSAT puede observarse la variación de la temperatura superficial a lo largo del día, así como de la radiación solar incidente sobre ella.
Las curvas continuas representan la variación de la temperatura de brillo durante seis días.
El carácter oscilante de estos datos indica la variación del nivel de radiación que recibe el satélite procedente de la energía solar reflejada en la superficie.

    ¿Cómo medir la temperatura de la superficie desde el espacio?

    Sabemos que toda superficie emite una energía radiante proporcional a la cuarta potencia de su temperatura. Los radiómetros colocados a bordo de los satélites registran el flujo de energía transportado por la radiación emitida por esta superficie en las diferentes partes del espectro electromagnético. Esta medida se tiene que corregir en función de los efectos atmosféricos y de emisividad. Por último, decir que la radiación electromagnética emitida por la Tierra en el infrarrojo térmico (entre 3.5 y 13 micrómetros) depende no sólo de su temperatura, sino también de su emisividad (poder emisivo)

    Ventajas de la teledetección sobre la termometría clásica:
 

  • las medidas desde satélite son instantánea (orden de la milésima de segundo)
  • campo de observación (sobre superficies de uno a kilómetros cuadrados)
  • periodicidad elevada
    Desventajas:
  • las medidas obtenidas están integradas espacialmente en todo el elemento de visión del satélite (unidad que denominamos pixel), este elemento puede llegar a representar un cuadrado de 10 km de lado (satélites de menor resolución). De esta forma, si la escena a observar es homogénea (como es el caso de un océano), el valor obtenido puede ser plenamente representativo de la temperatura de la zona; pero cuando esta homogeneidad no se dé (como en el caso de tierra firme) el valor medido por el satélite no será concluyente de la temperatura real
  • calibrado del instrumento en vuelo
    Por último decir que la determinación de la temperatura del mar es relativamente simple y en la actualidad los errores de las medidas no superan los 0.5 - 0.7°C, no ocurre lo mismo con la temperatura de superficies sólidas. Ya que la emisividad de la superficie terrestre varia considerablemente en función del tipo de suelo puede adoptar valores superiores a 0.95 o inferiores a 0.85, por estas variaciones es difícil efectuar determinaciones precisas de la temperatura de las superficies sólidas.

    Laboratorio de Teledetección  http://www.fa1.cie.uva.es/
 


 
    La temperatura es una medida de la energía cinética de las moléculas del cuerpo. Cuanto mayor es la temperatura, más violento es el movimiento y mayor es el número de átomos que se mueven con elevadas velocidades.

    Las colisiones mutuas de unos átomos con otros favorecen la excitación a estados energéticos elevados, más o menos inestables, que vuelven a su estado normal con la emisión de radiación.

    En las estrellas, cuya temperatura superficial es de varias decenas de miles de grados, este fenómeno posee una importancia extraordinaria. Los átomos que lo constituyen están casi totalmente disociados en núcleos y electrones formando un plasma cuya temperatura se ha medido aprovechando el efecto Doppler de las radiaciones luminosas. La longitud de onda de
la radiación emitida por un átomo depende de su estado de excitación y del salto energético que experimenta.

    Sin embargo, un átomo que se mueve hacia el observador emite, aparentemente, radiación de más corta longitud de onda que un átomo estacionario, mientras que un átomo que se aleja del observador emite luz de mayor longitud de onda. Este es el efecto Doppler, que se utiliza también para medir la velocidad de traslación de las estrellas y la velocidad de rotación de las estrellas dobles.

    Mediante un espectrógrafo estas radiaciones de diferente longitud de onda se separan y se enfocan sobre una placa fotográfica que registra el espectro formado por líneas brillantes sobre un fondo oscuro. A causa del efecto Doppler, según que el sentido de la velocidad de los átomos radiantes se dirija hacia el espectrógrafo o se aparte del mismo, una línea espectral determinada se desviará hacia las cortas o hacia las largas longitudes de onda. Como en un gas incandescentes existen átomos que se mueven en todas las direcciones y en todas las velocidades, la línea espectral se desviará tanto a la derecha o a la izquierda de su posición original, dando lugar más bien a una banda ancha. Cuanto mayor es la temperatura, mayor es el número de átomos que se mueven a elevadas velocidades y más ancha es la banda espectral.

    Puede demostrarse que entre

  • la longitud de onda en el centro de la línea (lo),
  • el ensanchamiento Doppler (Dl),
  • la temperatura del gas (T) y
  • su peso molecular (M), existe la relación:

que permite medir T.

  • c es la velocidad de la luz.
  • Dl crece con la temperatura
Medida de la temperatura
Medida de la temperatura de un plasma por ensanchamiento Doppler de las líneas espectrales:
1. átomo estacionario 
2. átomo moviéndose hacia el espectrógrafo 
3. átomo alejándose del espectrógrafo 
4. átomo de un plasma moviéndose en todas las direcciones