현대 천문학 연구는 관측 및 데이터 수집에 대한 극심한 한계에도 불구하고 우주에 대한 엄청난 지식을 축적했습니다. 천문학 자들은 수조 마일 떨어진 물체에 대한 자세한 정보를 정기적으로보고합니다. 천문학 조사의 필수 기술 중 하나는 전자기 복사를 측정하고 먼 물체의 온도를 결정하기 위해 상세한 계산을 수행하는 것입니다.
별이 방출하는 빛의 색은 그 온도를 나타내며, 별의 온도는 행성과 같은 주변 물체의 온도를 결정합니다. 하전 된 원자 입자가 진동하고 광자라고 알려진 가벼운 입자로 에너지를 방출 할 때 빛이 생성됩니다. 온도는 물체의 내부 에너지에 해당하기 때문에 더 뜨거운 물체는 더 높은 에너지의 광자를 방출합니다. 광자의 에너지는 빛의 파장 또는 색상을 결정합니다. 따라서 물체에서 방출되는 빛의 색상은 온도를 나타냅니다. 그러나이 현상은 물체가 섭씨 약 3,000도 정도로 매우 뜨거워 질 때까지 관찰 할 수 없습니다. (화씨 5,432도)-낮은 온도는 가시 광선이 아닌 적외선 스펙트럼으로 방출되기 때문입니다. 스펙트럼.
흑체의 개념은 천체의 온도를 측정하는 데 필수적입니다. 흑체는 모든 파장의 빛에서 에너지를 완벽하게 흡수하는 이론적 물체입니다. 또한 흑체에서 방출되는 빛은 물체의 구성에 영향을받지 않습니다. 이것은 흑체가 물체의 온도에만 의존하는 특정 색상 스펙트럼에 따라 빛을 방출한다는 것을 의미합니다. 별은 이상적인 흑체는 아니지만 방출 파장을 기반으로 한 정확한 온도 근사값을 허용 할만큼 충분히 가깝습니다.
온도가 유일한 방출 파장이 아니라 최대 방출 파장을 결정하기 때문에 단순한 육안 관찰로는 별의 온도가 드러나지 않습니다. 별은 방출 스펙트럼이 넓은 범위의 파장을 커버하기 때문에 일반적으로 하얗게 보이며 인간의 눈은 모든 색상의 혼합을 백색광으로 해석합니다. 결과적으로 천문학 자들은 특정 색상을 분리하는 광학 필터를 사용하고 분리 된 색상의 강도를 비교하여 별의 방출 스펙트럼의 대략적인 피크를 결정합니다.
행성의 온도는 흡수와 방출 때문에 결정하기가 더 어렵습니다. 행성의 특성은 흡수 및 방출 특성과 적절하게 유사하지 않을 수 있습니다. 흑체의. 행성의 대기와 표면 물질은 상당한 양의 빛을 반사 할 수 있으며 흡수 된 빛 에너지의 일부는 온실 효과에 의해 유지됩니다. 결과적으로 천문학 자들은 지구의 온도와 같은 변수를 설명하는 복잡한 계산을 통해 먼 행성의 온도를 추정합니다. 가장 가까운 별, 별과 행성의 거리, 반사되는 빛의 비율, 대기의 구성 및 행성의 회전 형질.
