Spektrallinjer, sætter også astronomerne i stand til, at bestemme temperaturen på et fjernt objekt. Dette vil være vigtigt, når vi ser på planeters og stjerners temperaturer. To ting, bestemmer temperaturen af ethvert objekt. Hvad der prøver at opvarme objektet og hvad der prøver at køle det ned. Hvis et objekts temperatur er konstant, så skal disse to være i balance med hinanden.
Din krop for eksempel, bliver opvarmet ved frigivelse af kemisk energi indefra. Den opvarmes også nogle gange, af energi fra dine omgivelser. Hvis du står i solskin på en varm dag, arbejder både den varme luft omkring dig og sollyset som falder på dig, på at opvarme dig. Som svar på denne opvarmning, skal din krop have en måde at afkøle sig selv på. Når du sveder, siver der vand fra porerne ud på huden og fordamper. Det kræver energi, at fordampe vand, og meget af denne energi kommer fra din krop. Så når sveden fordamper, bærer den din krops termiske energi væk og kroppen køles ned. For at din kropstemperatur skal forblive stabil, skal opvarmningen være afbalanceret med afkølingen. En sådan balance, omtales som termisk ligevægt. Hvis din krop er ude af termisk ligevægt, for eksempel fordi der er mere opvarmning en afkøling, så stiger din kropstemperatur. Hvis din krop er ude af termisk ligevægt, fordi der er mere afkøling end opvarmning, så falder din kropstemperatur.
Planeter, har også en termisk ligevægt, og elektromagnetisk stråling spille en afgørende rolle i at fastholde denne ligevægt. Energien fra sollys, opvarmer overfladen på en planet, og får planetens temperatur til at stige. Dette er den ene side af denne ligevægt. Den anden side, er også styret af lysenergi: planeten stråler energi tilbage i rummet, og køler dermed sig selv. Dine øjne er ikke følsomme over for de infrarøde bølgelængder af lys, som planeter udstråler, men lyset udsendes alligevel, selvom du ikke kan se det. Samlet set, skal en planet udstråle lige så meget energi ud i rummet, som den absorberer fra Solen. Hvis den opvarmes mere end den afkøles, ville temperaturen på en planet stige. Hvis den udstrålede mere energi end den modtog, ville temperaturen falde. For at en planet kan forblive på den samme gennemsnitlige temperatur over tid, skal den energi som den udstråler ud i rummet, præcist balancere med den energi, den absorbere fra Solen. Termisk ligevægt skal opretholdes. Ligevægt er et vigtigt begreb i videnskab. Der er mange forskellige slags ligevægt ud over termisk ligevægt, hvoraf vi vil støde på nogle af dem senere i bogen.
For at bruge denne idé om termisk ligevægt til en reel forudsigelse af temperaturerne på planeterne, skal du vide lidt mere om lys og temperatur, og om forholdet mellem de to. En god start er, at forbedre din forståelse af, hvad der menes med temperatur.
Temperatur er et mål for, hvor energisk partikler bevæger sig
I hverdagen er varmt og koldt, defineret ud fra vores subjektive erfaringer. Noget er varmt, når det føles varmt, eller er koldt, når det føles koldt. Når vi taler om måling af temperatur, taler vi om grader på et termometer, men den måde hvorpå vi definere en grad, er forskellig. Hvis du voksede op i USA for eksempel, ville du sandsynligvis tænke på temperaturen som i grader Fahrenheit (ºF). Hvis du derimod var vokset op, stort set et hvilket som helst andet sted på Jorden, ville du tænke på temperatur som grader Celsius (ºC). Begge disse, er rimelige skalaer, til måling af temperatur. Men hvad er det termometeret nøjagtigt måler?
Temperatur, er en måling af hvor energisk, atomerne der udgør et objekt, bevæger sig. Luften omkring os, består af et stort antal atomer og molekyler. Disse atomer og molekyler, bevæger sig i alle mulige forskellige retninger. Nogle bevæger sig langsomt; nogle bevæger sig hurtigere. Tilsvarende, er atomerne der udgør den stol du sidder på, eller gulvet som du går på, i konstant bevægelse. Vi karakteriserer disse bevægelser, ved at tale om den gennemsnitlige kinetiske energi (EK). Energien for bevægelse er lig med:
hvor m er partiklens masse og v er dens hastighed.
Jo mere energisk atomerne eller molekylerne ”hopper” omkring i et objekt, desto højere er dets temperatur. Faktisk, omtales de tilfældige bevægelser af atomer og molekyler ofte, som deres termiske bevægelser, for at understrege forbindelsen mellem disse bevægelser og temperatur.
Hvis noget er varmere end du er, flyder termisk energi fra objektet, ind i dig. På det atomare niveau betyder det, at objektets atomer hopper mere energisk, end de atomer der er i din krop, så hvis du rører objektet, vil dets atomer kollidere med dine atomer, og det forårsager atomerne i din krop, til at bevæge sig hurtigere. Din krop bliver varemere, som termisk energi strømmer fra objektet til dig (samtidig, frarøver disse kollisioner noget af partiklerne i objektets energi, og deres bevægelser bliver langsommere, og det varme objekt bliver koldere). Når fysikere taler om opvarmning, mener de, de processer der øger den gennemsnitlige termiske energi for et objekts partikler; og når de taler om afkøling, mener de, de processer der reducerer den gennemsnitlige termiske energi for disse partikler (se figur 4.19).
Ændringen i termisk energi, som kan sættes i forbindelse med en ændring af en enhed, eller en grad, er forskellig for hver af temperaturskalaerne. På Fahrenheit-skalaen er der 180 grader mellem vands frysepunkt (32 ºF) og kogepunkt (212 ºF) ved havoverfladen. På Celsius-skalaen, er der 100 grader mellem disse to temperaturer. På disse to skalaer, er den temperatur der svarer til 0 grader også forskellig. På Celsius-skalaen, blev 0 ºC defineret til at være den temperatur, hvor vand fryser; På Fahrenheit-skalaen, svarer 0 ºF til -17,78 ºC. Men der er en lavest mulig fysisk temperatur, hvor under intet objekt kan falde. Som bevægelserne af atomerne i et objekt bremses, bliver temperaturen lavere og lavere. Når bevægelsen af atomerne endelig stopper helt, er objektet blevet så koldt som det kan blive. Denne laveste temperatur, hvor al termisk bevægelse er gået i stå, kaldes det absolutte nulpunkt. Det absolutte nulpunkt, svare til -237,15 ºC, eller -459,57 ºF.
Den foretrukne temperaturskala for de fleste forskere, er Kelvin-skalaen. For nemheds skyld, er størrelsen af en enhed på Kelvin-skalaen, også kaldes en kelvin (forkortet K), den samme som en grad på Celsius-skalaen. Det der gør Kelvin-skalaen speciel er, at 0 K er lig med den absolut laveste temperatur, hvor al termisk bevægelse er stoppet – det absolutte nulpunkt. Der er inden negative temperaturer på Kelvin-skalaen. Når temperaturer måles i kelvin, ved du at den gennemsnitlige termiske energi er proportional med den målte temperatur. Den gennemsnitlige termiske energi for atomerne i et objekt med en temperatur på 200 K, er det dobbelte af den gennemsnitlige termiske energi for atomerne, i et objekt med en temperatur på 100 K.
Varmere, betyder mere lysstærk og mere blåt
Indtil nu, har vores gennemgang været fokuseret på den måde, som diskrete atomer udsender og absorbere stråling på, hvilket har ført til en nyttig forståelse af emissions- og absorptionslinjer, og hvad disse linjer afslører om den fysiske tilstand på og bevægelse af fjerne objekter. Men ikke alle objekter har spektre, der er domineret af diskrete spektrallinjer. For eksempel, hvis du passerer lyset fra en glødepære gennem et prisme, som vist i figur 4.15, vil du i stedet for diskrete lyse og mørke bånd, se at lyset spredes jævnt ud fra den blå ende af spektret til den røde. Tilsvarende, hvis man ser nærmere på spektret for Solen, vil du kunne se absorptionslinjer, men for det meste, vil du se lyset spredt jævnt ud over alle farverne i spektret – rød til violet. Hvad er oprindelsen af en sådan kontinuerlig stråling, og hvilke spor bærer denne form for stråling, om det objekt der udsender det?
Vi kan tænke på et materiale, som bestående af en samling af ladede partikler, der bliver skubbet rundt, som deres termiske bevægelser, forårsager at de støder ind i deres naboer. Desto varmere materialet er, desto mere voldsomt bliver dets partikler skubbet rundt. Husk på, at hver gang en ladet partikel accelerer, udstråler det. Så partiklerne der skubbes rundt, afgiver på grund af deres termiske bevægelser, et kontinuert spektrum af elektromagnetisk stråling. Dette er grunden til, at ethvert materiale der er tilstrækkeligt tæt til, at dets atomer bliver skubbet rund af deres naboer, udsender lys udelukkende på grund af dets temperatur. Stråling af denne art, kaldes for termisk stråling.
Man kan tænke over, hvordan udstrålingen fra et objekt ændres, som objektet opvarmes eller afkøles. For en fysiker eller astronom, er lysstyrken den mængde af lys, der forlader en kilde – det vil sige den samlede mængde lys, der udsendes (energi per sekund, målt i watt, W). Jo varmere objektet er, jo mere energisk bevæger de ladede partikler sig, og jo mere energi udsender de i form af elektromagnetisk stråling. Så når et objekt bliver varmere, bliver det lys det udsender, mere intenst. Her er den første pointe om termisk stråling: Jo varmere, jo mere lysstærk.
Lad os så se på spørgsmålet om, hvilken farve lyset som et objekt udsender har. Som objektet bliver varmere, bliver de termiske bevægelser af objektets partikler, mere energiske. Disse mere energiske bevægelser, kan danne mere energirige fotoner. Så som et objekt bliver varmere, stiger den gennemsnitlige energi i fotonerne, som objektet udsender. Med andre ord, den gennemsnitlige bølgelængde på de udsendte fotoner, bliver kortere, og lyset fra objektet bliver derfor mere blåt. Her er den anden pointe om termisk stråling: Jo varmere, jo mere blå.
Du har nok brugt en bunsenbrænder i kemi i skolen. Hvis du opvarmer et stykke metal, vil du se at metallet begynder at gløde – først med en svag rød farve, derefter med en orange farve, og derefter med en gul. Jo varmere metallet bliver, desto mere blander de højenergiske blå fotoner sig med de mindre energiske røde fotoner, og desto hvidere og mere intenst bliver gløden fra metallet. Farven på lyset, skifter altså fra rød mod blå, hvilket bekræfter vores anden pointe: Jo varmere, jo mere blå.
Omkring år 1900, begyndte Max Planck at tænke på objekter kaldet sortlegemer, der kun udsender elektromagnetisk stråling på grund af deres temperatur, ikke deres sammensætning. Sortlegemer, udsender lige så meget varmestråling, som de absorberer fra omgivelserne. Planck afbildede intensiteten af den udsendte stråling, på tværs af alle bølgelængder, og opnåede de karakteristiske kurver, som vi nu kalder Planck spektre, eller sortlegeme spektre. Figur 4.20, viser Planck spektre for objekter ved flere forskellige temperaturer.
I den virkelige verden, er lyskilder ikke perfekte sortlegemeudstrålere, men de kan komme tæt på at have sortlegeme spektre. Det meste af det lys der udsendes af ladede partikler i glødetråden i en glødepære, absorberes af andre ladede partikler inde i glødetråden. Dette er den samme antagelse, som Planck antog, da han beregnede formen på et sortlegeme spektrum, så spektret af strålingen fra glødetråden i en glødelampe, er meget tæt på et Planck spektrum. Vigtigere for astronomien er, at lyset fra stjerner som Solen, og varmestrålingen fra en planet, også ofte kommer tæt på at have sortlegeme spektre.
Stefan-Boltzmanns lov siger, at varmere betyder meget mere lysstærk
Som temperaturen på et objekt stiger, siger Plancks teori, at objektet afgiver mere stråling ved hver bølgelængde, så lysstyrken på objektet bør derfor stige.
Lægges alt energien i et Planck spektrum sammen, viser det at lysstyrken er proportional med fjerde potens af temperaturen: Lysstyrken 
T4. Dette er kendt som Stefan-Boltzmanns lov, fordi den blev opdaget i laboratoriet af fysikeren Josef Stefan (1835 – 1893) og blev afledt af hans elev Ludwig Boltzmann (1844 – 1906), inden Plancks teori kom til og forklarede det.
Den energi, der udstråles fra hver kvadratmeter af overfladen på et objekt hvert sekund, kaldes flux, forkortet F. Flux er proportional med lysstyrken, men lettere at måle (tænk på at skulle indfange alle de fotoner, der udsendes fra Jorden i alle retninger, mod kun at fange dem fra den særlige kvadratmeter under dine fødder. Man kan finde lysstyrken, ved at gange flux med det samlede areal). Stefan-Boltzmanns lov siger, at flux er givet, ved den følgende ligning:
Konstanten σ (det lille græske bogstav sigma), kaldes Stefan-Boltzmanns konstant, og er lig med 5,67 · 10-8 W/(m2 · K4), hvor 1 W = 1 joule per sekund (J/s).
Stefan-Boltzmanns lov siger, at et objekt hurtigt bliver mere lysende, som dets temperatur stiger (se Matematiske værktøjer 4.3). Hvis temperaturen på et objekt fordobles, stiger mængden af energi der udstråles hver sekund, med en faktor på 24 eller 16. Hvis temperaturen på et objekt tredobles, så stiger mængden af energi der udstråles hvert sekund, med en faktor 34 eller 81. En pære med en glødetrådstemperatur på 3.000 K, udstråler 16 gange så meget lys som den ville, hvis glødetrådstemperaturen var 1.500 K. Selv beskedne ændringer i temperaturen, kan resultere i store ændringer i lysstyrken der udstråles fra et objekt.
Wiens lov siger, at varmere betyder mere blå
Kig igen på figur 4.20. Læg mærke til hvor toppen af hver kurve, flugter langs den vandrette akse. Når temperaturen T stiger, forskydes spektret mod kortere bølgelængder. Fotonenergi og bølgelængder er omvendt proportionale, så når bølgelængden bliver kortere, bliver den gennemsnitlige fotonenergi højere. Objektet bliver mere blåt. Forskydningen i placeringen af Planck spektrets top bølgelængde ved stigende temperaturer, er givet ved følgende ligning:
Dette resultat omtales som Wiens lov, opkaldt efter den tyske fysiker Wilhelm Wien (1864 – 1928). I denne ligning, er λtop bølgelængden, hvor Planck-spektret er på sit højeste, altså hvor den elektromagnetiske stråling fra et objekt, er størst. Wiens lov siger, at topbølgelængden i spektret, er omvendt proportional med objektets temperatur. Hvis du fordobler temperaturen, bliver den maksimale bølgelængde det halve af, hvad den var. Hvis du øger temperaturen med en faktor på tre, bliver den maksimale bølgelængde en tredjedel af, hvad den var (se Matematiske værktøjer 4.3). Vi vender tilbage til disse love senere i kapitlet, når vi bruger dem til at estimere planters temperatur.