Noen ganger i fysikk og kjemi er det bedre å gjøre forutsigelser ved å starte med en ideell hypotetisk objekt fordi dens atferd er lettere å modellere , og oppførselen til den ideelle hypotetisk objekt er en god tilnærming for hvordan virkelige objekter oppfører seg . En black emitter er en ideell hypotetisk objekt som kan absorbere eller avgi elektromagnetisk stråling på alle bølgelengder . Det betyr ikke favorisere visse spesifikke bølgelengder over andre. Som du øke temperaturen , men vil det begynne å slippe ut mer og mer stråling med kortere og kortere bølgelengder , mens mengden av stråling den avgir ved lengre bølgelengder vil øke saktere .
Wien lov
black gjenstander adlyder Wien lov , som sier at bølgelengden av den maksimale intensiteten - bølgelengden ved hvilken black avgir mer energi - er lik en konstant dividert med temperaturen av black objektet. Dette er en god tilnærming for mange virkelige objekter , og astronomer kan bruke det til å beregne overflatetemperatur på et objekt eller en stjerne . Jo varmere objektet , jo kortere bølgelengde av maksimal intensitet , og blåere stjernen vises , så måle forholdet mellom blått lys for rødt lys er en rask og skitten måte å beregne den omtrentlige temperaturen i et fjernt objekt . Denne teknikken er ikke så veldig nøyaktig, men så selv om astronomene bruker noen ganger det , de foretrekker en mer nøyaktig metode .
Spectra
Spectra tilbod astronomer en annen måte for å måle temperaturen av fjerne objekter . I kjernen av en stjerne avgir stråling over et bredt spekter av bølgelengder. Atomene i atmosfæren av stjernen absorbere noe av at stråling . Alle elementer kan bare avgi eller absorbere stråling ved visse bestemte bølgelengder . Listen av bølgelengder ved hvilken et element kan avgi eller absorbere stråling som kalles atom spekteret av dette elementet. Ettersom temperaturen øker , vil elementet avgir eller absorberer mer energi ved bølgelengder som ikke er tilgjengelige når det er ved lave temperaturer. Hvis elementet er oppvarmet til svært høye temperaturer , men det vil bli ionisert og miste alle sine elektroner , i så fall vil det ikke lenger absorbere stråling i det hele tatt .
Sammensetning og temperatur
Ved å kjøre lyset fra en fjern stjerne gjennom et prisme eller en spectroscope , kan de dele den opp i sine ulike bølgelengder . Bølgelengder der et atom i stjernens atmosfære absorberer lys sterkt vil fremstå som mørke striper kalt spektrallinjer . Astronomer sjekke disse spektrallinjer mot spektra for kjente elementer for å finne ut hvilke elementer som er til stede i stjernens atmosfære . Deretter kan de fastslå den sannsynlige temperatur på stjernens atmosfære basert på om visse bølgelengder som er tilstede eller mangler i spekteret. Hvis stjernen atmosfære er så varm at alt eller det meste av hydrogenet er ionisert, for eksempel, hydrogenatomene blir ikke absorberer mye lys , og spektrallinjene for hydrogen vil være svake eller mangler helt.