Съдържание
Съвременните астрономически изследвания са натрупали изумително богатство от знания за Вселената, въпреки крайните ограничения в наблюдението и събирането на данни. Астрономите редовно съобщават подробна информация за обекти, които са на трилиони мили. Една от основните техники на астрономическото изследване включва измерване на електромагнитното излъчване и извършване на подробни изчисления за определяне на температурата на отдалечени обекти.
От температура до цвят
Цветът на светлината, излъчвана от звезда, разкрива нейната температура, а температурата на звездата определя температурата на близките обекти като планетите. Светлината се получава, когато заредените атомни частици вибрират и освобождават енергия като светлинни частици, известни като фотони. Тъй като температурата съответства на вътрешната енергия на обектите, по-горещите обекти ще излъчват фотони с по-висока енергия. Енергията на фотоните определя дължината на вълната или цвета на светлината; по този начин цветът на светлината, излъчван от обект, е индикация за температура. Това явление обаче не се наблюдава, докато един обект не стане изключително горещ - около 3 000 градуса по Целзий (5 432 градуса по Фаренхайт) - защото по-ниските температури излъчват в инфрачервения спектър, а не във видимия спектър.
Небесни черни тела
Концепцията на черното тяло е от съществено значение за измерването на температурата на астрономическите обекти. Черното тяло е теоретичен обект, който перфектно абсорбира енергия от всички дължини на вълната на светлината. В допълнение, излъчването на светлина от черно тяло не се влияе от състава на обектите. Това означава, че черно тяло излъчва светлина според определен спектър от цветове, който зависи единствено от температурата на обекта. Звездите не са идеални черни тела, но те са достатъчно близки, за да позволят точно сближаване на температурата въз основа на дължините на емисионните вълни.
Много дължини на вълната, един пик
Едно просто визуално наблюдение не разкрива температурата на звезда, тъй като температурата определя дължината на вълната на пиковата емисия, а не единствената дължина на емисионната вълна. Звездите обикновено изглеждат белезникави, тъй като техните емисионни спектри покриват широк диапазон от дължини на вълните и човешкото око тълкува смес от всички цветове като бяла светлина. Следователно астрономите използват оптични филтри, които изолират определени цветове, след което сравняват интензитетите на тези изолирани цветове, за да определят приблизителния пик на емисионния спектър на звездите.
Затоплена от звезда
Планетарните температури са по-трудни за определяне, тъй като характеристиките на абсорбцията и емисиите на планета може да не са адекватно сходни с характеристиките на поглъщане и емисия на черно тяло. Атмосферата на планетата и повърхностните материали могат да отразяват значителни количества светлина, а част от погълнатата светлинна енергия се задържа от парниковия ефект. Следователно астрономите оценяват температурата на далечна планета чрез сложни изчисления, които отчитат такива променливи като температурата на най-близката звезда, разстоянието на планетите от звездата, процента светлина, която се отразява, състава на атмосферата и въртящите се планети характеристики.