Nogle gange i fysik og kemi er det bedre at gøre forudsigelser ved at starte med en ideel hypotetisk objekt, fordi dens adfærd er nemmere at modellere , og opførslen af den ideelle hypotetiske objektet er en god tilnærmelse til , hvordan virkelige objekter opfører sig. Et sort legeme emitter er en ideel hypotetisk objekt, der kan absorbere eller udsende elektromagnetisk stråling ved enhver bølgelængde. Det betyder ikke begunstiger visse specifikke bølgelængder over andre. Som du øge sin temperatur , dog vil det begynde at udlede mere og mere stråling med kortere og kortere bølgelængder , mens mængden af stråling udsender den ved længere bølgelængder vil stige langsommere.
Wien lov
blackbody objekter adlyde Wien lov , som siger, at bølgelængden for maksimal intensitet - den bølgelængde, hvor sorte legeme udsender mere energi - er lig med en konstant divideret med temperaturen af sort legeme objekt. Dette er en rimelig tilnærmelse for mange virkelige objekter , og astronomer kan bruge det til at anslå det overfladeareal, temperatur af et objekt eller stjerne. Jo varmere objektet, jo kortere bølgelængden med maksimal intensitet , og mere blåt stjernen vises , så at måle forholdet mellem blåt lys til rødt lys er en hurtig og beskidt måde at vurdere den omtrentlige temperatur et fjernt objekt . Denne teknik er ikke særlig præcis , men så selvom astronomer undertiden bruge det, de foretrækker en mere præcis metode.
Spectra
Spectra tilbyder astronomer anden måde til at måle temperaturen af fjerne objekter. Kernen i en stjerne udsender stråling over et bredt område af bølgelængder . Atomerne i atmosfæren af stjernen absorbere noget af denne stråling. Alle elementer kan kun udsende eller absorbere stråling ved bestemte bølgelængder. Listen over de bølgelængder , hvor et element kan udsende eller absorbere stråling kaldes den atomare spektrum af dette element. Da temperaturen stiger , vil elementet udsende eller absorbere mere energi ved bølgelængder , der ikke er tilgængelig, når det er ved lave temperaturer. Hvis elementet opvarmes til meget høje temperaturer , vil det dog blive ioniseret og miste alle sine elektroner , i hvilket tilfælde det ikke længere vil absorbere stråling overhovedet.
Sammensætning og temperatur
Ved at køre lyset fra en fjern stjerne gennem et prisme eller et spektroskopet , de kan dele det op i dets forskellige bølgelængder. Bølgelængder , hvor et atom i stjernens atmosfære kraftigt absorberer lys vises som mørke bånd kaldes spektrallinier . Astronomer kontrollere disse spektrallinjer mod spektre for kendte elementer regne ud, hvilke elementer er til stede i stjernens atmosfære. Dernæst kan de bestemme den sandsynlige temperatur i stjernens atmosfære baseret på, om bestemte bølgelængder er til stede eller mangler fra spektret. Hvis stjernens atmosfære er så varmt, at alle eller de fleste af brinten ioniseret eksempelvis brintatomer vil ikke absorbere meget lys , og de spektrale linjer for brint vil være svag eller mangler helt.