Съвременните астрономически изследвания са натрупали изумително богатство от знания за Вселената въпреки крайните ограничения за наблюдение и събиране 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.
Цветът на светлината, излъчвана от звезда, разкрива нейната температура, а температурата на звезда определя температурата на близките обекти като планети. Светлината се получава, когато заредените атомни частици вибрират и отделят енергия като леки частици, известни като фотони. Тъй като температурата съответства на вътрешната енергия на обекта, 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, излъчвана от обект, е индикация за температурата. Това явление обаче не се наблюдава, докато даден обект не стане изключително горещ - около 3000 градуса по Целзий (5432 градуса по Фаренхайт) - защото по-ниските температури излъчват в инфрачервения спектър, а не във видимия спектър.
Концепцията за черно тяло е от съществено значение за измерване на температурата на астрономическите обекти. Черното тяло е теоретичен обект, който перфектно абсорбира енергията от всички дължини на вълните на светлината. Освен това излъчването на светлина от черно тяло не се влияе от състава на обекта. 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 са достатъчно близо, за да позволят точно сближаване на температурата въз основа на дължините на вълните на излъчване.
Едно просто визуално наблюдение не разкрива температурата на звездата, тъй като температурата определя дължината на вълната на пиковото излъчване, а не единствената дължина на вълната на излъчване. Звездите обикновено изглеждат белезникави, тъй като техните емисионни спектри покриват широк диапазон от дължини на вълните, а човешкото око интерпретира смес от всички цветове като бяла светлина. Следователно астрономите използват оптични филтри, които изолират определени цветове, след което сравняват интензитета на тези изолирани цветове, за да определят приблизителния пик на емисионния спектър на звездата.
Планетарните температури са по-трудни за определяне, тъй като абсорбцията и емисията Характеристиките на планетата може да не са адекватно подобни на характеристиките на абсорбция и емисии на чернокожо. Атмосферата и повърхностните материали на планетата могат да отразяват значителни количества светлина и част от абсорбираната 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 планетата от звездата, процентът на светлината, която се отразява, съставът на атмосферата и ротационната планета характеристики.