אור הכוכבים והטמפרטורה שלהם.

שלב 1 מתוך 6

הצבע של החום

אי אפשר לשלוח מדחום לכוכב, אבל אפשר לנתח את האור שלו. בסצנה גוש של טונגסטן בכבשן פתוח, לוהט באדום ב־950 K. כל גוף חם מקרין גלים אלקטרומגנטיים, ומה שהוא מקרין תלוי כמעט רק בטמפרטורה שלו ולא בחומר: גוף כזה נקרא גוף שחור, כי הוא בולע כל אור שפוגע בו. כוכבים קרובים מאוד לגוף שחור.

שנו את טמפרטורת הגוש וראו את הצבע משתנה: מתחת לכ־800 K הוא לא זוהר כלל, ואחר כך אדום, כתום, צהוב ולבן.

שלב 2 מתוך 6

חוק וין

הצגת כל הספקטרום מראה את כל העקומה, גם מחוץ לתחום שהעין רואה: כמה אור הגוש מקרין בכל אורך גל. לעקומה יש שיא, וחוק ההעתקה של וין אומר איפה:

$\lambda_{\max} = \frac{b}{T}, \qquad b \approx 2.90 \times 10^{-3}\ \mathrm{m \cdot K}$$\lambda_{\max} =$$\frac{b}{T}, \qquad b \approx$$2.90 \times 10^{-3}\ \mathrm{m \cdot K}$⁠

כאן $T$⁠ בקלווין. השיא הפוך לטמפרטורה: גוף חם פי שניים מקרין בעיקר באורך גל קצר פי שניים. טמפרטורת הגוש נעולה על 1300 K.

שלב 3 מתוך 6

חם יותר, קצר יותר

נבאו מה יקרה לעקומה כשהגוש יתחמם, ואז השוו לקריאה של השיא.

שלב 4 מתוך 6

מיקרומטר אחד

עכשיו הפכו את חוק וין: אם יודעים איפה השיא, יודעים את הטמפרטורה. כך מודדים טמפרטורה של כוכב.

שלב 5 מתוך 6

החזקה הרביעית

כשהגוש מתחמם, העקומה לא רק זזה: היא גם גדלה מאוד. השטח שמתחתיה הוא ההספק הכולל שכל מטר רבוע מקרין, וחוק סטפן־בולצמן אומר כמה:

$P = \sigma T^4, \qquad \sigma \approx 5.67 \times 10^{-8}\ \mathrm{W/(m^2 \cdot K^4)}$$P =$$\sigma T^4, \qquad \sigma \approx$$5.67 \times 10^{-8}\ \mathrm{W/(m^2 \cdot K^4)}$⁠

הקריאה של ההספק נמצאת ליד הסצנה. ההספק של כוכב שלם הוא $P$⁠ כפול שטח הפנים שלו, $4\pi R^2$⁠: כוכב יכול להיות בוהק כי הוא חם, או כי הוא ענק.

שלב 6 מתוך 6

הטמפרטורה של השמש

הכבשן מגיע רק עד 3000 K. הצגת כל הספקטרום מוסיפה עכשיו, בקו מקווקו, את העקומה של השמש לצורך השוואה. השתמשו בשיא שלה.