Melnā ķermeņa starojums

Apskatīt video Khan Academy platformā: Khan AcademyBlackbody radiation

Transkripts:
00:00
- [Lektors] Apskati šo skaisto fotoattēlu
00:01
no Habla teleskopa.
00:02
Te ir tik daudz zvaigžņu tik dažādās krāsās.
00:04
Kāpēc tām ir dažādas krāsas?
00:06
Izrādās,
00:07
ka tās, kas ir sarkanīgas vai oranžīgas,
00:10
patiesībā ir salīdzinoši vēsākas zvaigznes.
00:12
Tām ir zemāka temperatūra.
00:14
Un tās, kas ir baltas, kā šī baltā krāsa šeit,
00:17
kā redzi, izrādās nedaudz karstākas.
00:21
Un tās, kas ir zilganas,
00:23
izrādās, ir viskarstākās.
00:25
Bet mans jautājums ir, kā mēs to noskaidrojām?
00:28
Es domāju, kā mēs varam būt uz Zemes
00:29
un teikt: "Hei, sarkanajām zvaigznēm jābūt vēsākām,
00:31
un zilajām zvaigznēm – karstākām."
00:33
Tas ir tāpēc, ka mēs pētījām absolūti melna ķermeņa starojumu.
00:38
Bet kas tas īsti ir,
00:39
un kāds absolūti melnam ķermenim sakars ar šīm zvaigznēm?
00:42
Noskaidrosim.
00:43
Sāksim ar to, kas ir absolūti melni ķermeņi
00:45
un kāpēc tiem būtu jāpievērš uzmanība?
00:46
Lai to noskaidrotu, noliksim saulainā dienā ārā ābolu.
00:49
Gaišā dienas laikā
00:51
uz to krīt saules gaisma.
00:53
Atceries, ka saules gaisma ir baltā gaisma,
00:54
kas sastāv no visām varavīksnes krāsām.
00:57
Mums rodas jautājums, kas notiek ar gaismu,
00:59
kad tā nokļūst uz ābola?
01:01
Daļa gaismas tiek atstarota,
01:03
liela daļa ir sarkanā krāsā,
01:04
un tāpēc mēs redzam ābolu sarkanu.
01:08
Bet kas notiek ar pārējām krāsām?
01:09
Tās tiek absorbētas.
01:11
Un ar absorbēšanu mēs saprotam,
01:12
ka gaisma, atceries, ir elektromagnētiskais vilnis,
01:15
kas veidojas gan no elektriskā, gan magnētiskā lauka.
01:18
Bet mēs te neesam parādījuši mainīgos magnētiskos laukus.
01:20
Bet šie ir mainīgie elektriskie lauki.
01:22
Nokļūstot uz ābola, elektriskie lauki
01:25
liek elektroniem svārstīties.
01:28
Tā rezultātā
01:29
elektromagnētiskā viļņa enerģija
01:31
pāriet elektronu svārstību enerģijā.
01:34
Un šādi elektromagnētiskā viļņa enerģija
01:37
tiek pārvērsta elektronu svārstību kustībā
01:40
jeb elektronu siltumenerģijā.
01:43
Tā rezultātā
01:44
ābola temperatūra paaugstināsies.
01:46
Bet paga, paga.
01:47
Ja tas tā būtu,
01:48
tad, nepārtraukti apgaismojot ābolu,
01:51
tā temperatūrai būtu nepārtraukti jāpaaugstinās.
01:54
Bet tā nenotiek, vai ne? Kāpēc tā nenotiek?
01:57
Tas ir tāpēc, ka, elektroniem svārstoties,
02:00
tie radīs paši savus elektromagnētiskos viļņus.
02:02
Atceries, jebkurš paātrināti kustošs lādiņš
02:04
radīs elektromagnētiskos viļņus,
02:06
un tāpēc svārstībā esošie elektroni
02:07
radīs paši savus elektromagnētiskos viļņus.
02:10
Un šos elektromagnētiskos viļņus mēs saucam par siltumstarojumu,
02:14
jo šis starojums rodas
02:15
no elektronu siltumkustības.
02:17
Un siltumstarojuma dēļ
02:18
tas zaudē enerģiju.
02:20
Un tu vari redzēt, kas notiek.
02:22
Tas absorbē enerģiju no saules gaismas,
02:24
bet vienlaikus tas arī zaudē enerģiju ar tādu pašu ātrumu
02:26
siltumstarojuma veidā.
02:27
Un tiek panākts līdzsvars,
02:29
un mēs sakām, ka šis ābols būs siltuma līdzsvarā,
02:32
kas nozīmē, ka tā enerģija ne palielināsies, ne samazināsies,
02:36
tāpēc tā temperatūra paliks nemainīga.
02:39
Ar visiem objektiem, ko redzi sev apkārt,
02:41
notiek kaut kas ļoti līdzīgs,
02:42
tie ir siltuma līdzsvarā
02:43
un tie visi izstaro siltumstarojumu.
02:47
Tev var rasties jautājums, kāpēc mēs neredzam siltumstarojumu?
02:51
Kā mēs drīz redzēsim,
02:52
lielākā daļa šī siltumstarojuma atrodas infrasarkanajā diapazonā,
02:55
nevis redzamajā diapazonā.
02:56
Tāpēc mēs to nevaram redzēt.
02:57
Tāpēc tas, ko tu redzi vairumā gadījumu,
02:59
ir tikai atstarotā gaisma.
03:01
Bet lieta tāda,
03:03
gaisma, kas nāk no zvaigznes, mini nu?
03:05
Arī tas ir siltumstarojums.
03:06
Tas rodas zvaigznes temperatūras dēļ.
03:08
Vēl viens piemērs ir gaisma,
03:09
kas nāk no spuldzes kvēldiega.
03:11
Arī tas ir siltumstarojums.
03:13
Tas rodas kvēldiega temperatūras dēļ,
03:16
elektronu siltumkustības dēļ
03:17
spuldzes kvēldiegā,
03:19
kas nozīmē, ka, lai analizētu zvaigznes,
03:21
man ir jāanalizē siltumstarojums,
03:23
kas nāk no objektiem.
03:24
Bet atstarotā gaisma ir problēma.
03:26
Tāpēc es gribu analizēt tikai tādus objektus,
03:27
kas neatstaro gaismu.
03:29
Kādi ir šie objekti? Oho, melni objekti!
03:33
Ja es nokrāsošu šo ābolu melnu,
03:35
iemesls, kāpēc tas izskatītos melns,
03:37
ir tas, ka tas neatstarotu gaismu.
03:39
Tas absorbēs visu gaismu, kas uz to krīt.
03:42
Tas ir viens no iemesliem, kāpēc,
03:43
ja karstā saulainā dienā valkā melnas drēbes,
03:45
kļūst daudz siltāk,
03:46
jo tās neatstaro gaismu.
03:48
Tās absorbē visu.
03:49
Protams, ja
03:50
tas neabsorbē pilnīgi visas krāsas,
03:52
tas nedaudz atstaro.
03:53
Tāpēc joprojām var saskatīt dažas iezīmes.
03:55
Joprojām var redzēt nedaudz atstarotā,
03:57
bet tu saproti domu, vai ne?
03:59
Ja tas būtu ideāli, pilnīgi melns,
04:02
tad tas neatstarotu gaismu,
04:03
un tad vienīgā gaisma, ko es no tā varētu iegūt,
04:05
būtu siltumstarojums.
04:08
Tāpēc mums patīk analizēt absolūti melnus ķermeņus,
04:10
jo tie izstaro tikai siltumstarojumu.
04:12
Un tāpēc šo starojumu
04:13
sauc arī par absolūti melna ķermeņa starojumu.
04:16
Un zini, kas ir foršākais
04:17
absolūti melna ķermeņa starojumā?
04:19
Tā spektrs,
04:20
proti, krāsas, dažādās krāsas, kas tiek izstarotas,
04:22
un spilgtums,
04:23
ar kādu tiek izstarotas visas dažādās krāsas,
04:25
visas šīs detaļas,
04:27
tas viss ir atkarīgs tikai no absolūti melnā ķermeņa temperatūras.
04:31
Tas nav atkarīgs,
04:32
piemēram, no tā, kāda gaisma uz to spīd,
04:34
vai arī tas nav atkarīgs, piemēram,
04:36
no materiāla, no kā tas ir izgatavots.
04:37
Nekam no tā nav nozīmes.
04:38
Absolūti melna ķermeņa siltumstarojuma raksturlielumi
04:41
ir atkarīgi tikai no tā temperatūras! Kas ir lieliski,
04:45
jo tas nozīmē, ka tagad es to varu attiecināt uz zvaigznēm.
04:47
Arī ar zvaigznēm ir ļoti līdzīgi.
04:48
Tās arī izstaro tikai siltumstarojumu,
04:51
tāpēc es to varu attiecināt uz zvaigznēm,
04:53
un to mēs tagad arī darīsim.
04:54
Mēs analizēsim siltumstarojumu,
04:56
kas nāk nevis no šī ābola,
04:57
jo es gribu paaugstināt temperatūru,
04:59
un šis ābols sadegtu.
05:00
Bet varbūt mēs paņemsim kādu metālu,
05:01
mēs paņemsim melnu metālu,
05:03
mainīsim tā temperatūru,
05:04
analizēsim šo absolūti melnā ķermeņa starojumu,
05:05
un tad varēsim to attiecināt uz zvaigznēm.
05:09
Analizēsim siltumstarojumu, kas nāk
05:10
no metāla kastes,
05:12
lai mēs varētu paaugstināt tās temperatūru līdz ļoti augstām vērtībām,
05:14
un tā, visticamāk, neizkusīs.
05:15
Un kā to analizēt?
05:17
Mēs varam vienkārši atrast spektru,
05:20
izmantojot difrakcijas režģi vai prizmu,
05:22
kas sadala visas krāsas.
05:23
Un, protams, tā kā gaisma nāk arī
05:25
neredzamajā diapazonā,
05:27
mums tam ir nepieciešami arī detektori.
05:28
Bet pārāk neuztraucies par praktisko pusi.
05:30
Pieņemsim, ka mēs to visu izdarām.
05:31
Kad mēs to izdarām, mēs uzzīmējam grafiku.
05:35
Uz x ass mēs attēlosim dažādus viļņu garumus.
05:40
Kā redzi,
05:41
piemēram, šie ir ļoti gari viļņu garumi,
05:43
kas atrodas infrasarkanajā diapazonā,
05:44
kas var pat sasniegt mikroviļņu diapazonu,
05:46
tas var sasniegt arī radioviļņu diapazonu,
05:48
un tad šeit ir redzamā gaisma.
05:50
Šeit ir spektra sarkanā daļa.
05:52
Un tad, kad viļņa garums kļūst mazāks,
05:54
ir spektra violetā daļa,
05:56
un tad galu galā tas atkal kļūst neredzams,
05:59
tu nonāc ultravioletajā diapazonā.
06:00
Tas ir viļņa garums.
06:02
Un uz y ass
06:03
mēs gribam attēlot, ar kādu intensitāti gaisma tiek izstarota
06:06
pie katra no šiem viļņu garumiem.
06:08
Un uz y ass
06:10
mēs attēlosim intensitāti.
06:13
Tehniski intensitāte apzīmē
06:15
starojuma enerģijas daudzumu, kas tiek izstarots sekundē
06:19
no šīs kastes kvadrātmetra laukuma.
06:24
Tādā veidā man nav svarīgs kastes izmērs.
06:26
Es noskaidroju tikai to,
06:27
es pierakstīšu tikai to,
06:28
cik daudz enerģijas sekundē izstaro katrs kvadrātmetrs.
06:32
To mēs šeit attēlosim.
06:34
Bet tehniski, kā redzi, tā nav tikai intensitāte,
06:36
tā ir intensitāte uz mikrometru,
06:39
kas nozīmē intensitāte uz viļņa garuma vienību.
06:42
Par to mēs būtībā runājam.
06:43
Katram viļņa garumam šajā reģionā,
06:46
cik ir izstarotās gaismas intensitāte?
06:48
Tāpēc tā ir intensitāte uz mikrometru.
06:51
Bet mūsu mērķiem
06:52
tu vari to uztvert kā spilgtumu
06:54
pie katra no šiem viļņu garumiem.
06:56
Sāksim,
06:57
un sāksim ar ļoti zemām temperatūrām,
07:00
ap 20 grādiem pēc Celsija.
07:02
Kā redzi, šeit ir arī K, kas apzīmē kelvinus.
07:05
Tā ir cita temperatūras mērvienība.
07:06
Patiesībā tā ir standarta temperatūras mērvienība.
07:08
Un, lai pārietu no Celsija grādiem uz kelviniem,
07:10
vienkārši pieskaiti 273.
07:12
Tātad 20 + 273 ir 293 kelvini.
07:15
Lai pārietu no kelviniem uz Celsija grādiem, atņem 273,
07:18
un lūk, rezultāts.
07:19
Kāds izskatās grafiks
07:21
pie ļoti zemām temperatūrām?
07:23
Grafiks izskatās šādi.
07:25
Uzreiz var redzēt,
07:26
ka ne visiem viļņu garumiem ir vienāda intensitāte.
07:29
Patiesībā, viļņu garumiem šeit tā ir nulle
07:31
un praktiski nulle.
07:32
Tehniski tā nav nulle,
07:34
bet praktiskiem nolūkiem tā ir nulle.
07:36
Un tas ir iemesls, kāpēc šeit pat nevar redzēt redzamo gaismu
07:39
izstarojam.
07:40
Un tāpēc vairums lietu 20 grādos pēc Celsija,
07:42
nekas 10—20 grādos pēc Celsija neizstaro,
07:45
jo tās neizstaro redzamajā gaismā.
07:48
Tomēr tās izstaro infrasarkanajā diapazonā,
07:51
un tāpēc tās var noteikt ar infrasarkanajām kamerām.
07:53
Un raksturīga lieta, ko var redzēt, līkne ir,
07:56
līknes dēļ var redzēt,
07:57
ka vienmēr būs viens konkrēts viļņa garums,
08:00
kurā tiks iegūta maksimālā vērtība,
08:02
tu iegūsi maksimālo intensitāti.
08:05
Aptuveni 20 grādos pēc Celsija,
08:06
tas notiek kaut kur garo viļņu infrasarkanajā diapazonā.
08:10
Labi, tagad paaugstināsim temperatūru.
08:12
Uzkarsēsim to līdz 3000 kelviniem.
08:16
Atkal, lai pārvērstu to Celsija grādos,
08:18
vienkārši atņem 273,
08:19
tu iegūsi apmēram 2700, nedaudz virs Celsija grādus.
08:24
Bet jebkurā gadījumā, kā tagad izskatās grafiks?
08:27
Grafiks izskatās šādi. (smejas)
08:32
Tagad mēs redzam, ka intensitāte ir tik, tik augsta,
08:35
ka es to pat nevaru uzzīmēt tajā pašā mērogā.
08:37
Un tam ir sava jēga.
08:39
Pie ļoti augstām temperatūrām
08:40
siltumenerģija ir tik liela,
08:41
elektroni svārstās ar tik lielu enerģiju,
08:43
siltumstarojums tiek izstarots ar ļoti lielu enerģiju,
08:46
tāpēc tagad visi gaismas viļņu garumi
08:48
dos daudz lielāku enerģiju nekā iepriekš.
08:51
Un tāpēc intensitātes būs daudz lielākas,
08:52
tāpēc mēs nevaram to uzzīmēt tajā pašā grafikā.
08:54
Tāpēc mēs attālināsim.
08:56
Un, kad mēs paskatāmies no attāluma, tas izskatīsies šādi.
08:59
Iepriekšējais grafiks,
09:01
tu vari iedomāties, ir kaut kur šeit,
09:03
ļoti zemu,
09:04
tagad to tajā pašā mērogā nevar redzēt.
09:06
Bet tagad lielās izmaiņas. Kādas lielas izmaiņas mēs redzam?
09:09
Pirmkārt,
09:10
intensitātes ir daudz lielākas nekā iepriekš.
09:12
Bet otrā lielā izmaiņa ir tā, ka maksimums,
09:14
tu vari redzēt, ka maksimums agrāk bija kaut kur šeit.
09:17
Tagad tas ir pārvietojies pa kreisi.
09:19
Pie 3000 kelviniem maksimums joprojām ir infrasarkanajā diapazonā.
09:23
Bet, tā kā viss grafiks ir nobīdījies,
09:24
viss ir nobīdījies pa kreisi,
09:26
tagad tiek izstarots arī daudz redzamās gaismas.
09:29
Tu to vari redzēt.
09:30
Un tāpēc mēs tagad patiešām varēsim redzēt
09:34
ar savām acīm to izstarojam.
09:35
Kādā krāsā tas izskatīsies?
09:37
Tiek izstarota visa gaisma,
09:38
bet ne ar vienādu intensitāti.
09:40
Liels spilgtums,
09:41
liela intensitāte ir sarkanīgi oranžajā diapazonā,
09:45
un tāpēc šī lieta spīdēs sarkanīgi un oranžīgi.
09:48
Lūk, kā tas izskatās.
09:50
Un, ja tu tagad paskatīsies uz tādām lietām kā spuldzes kvēldiegs
09:53
vai kausēts tērauds,
09:55
kas ir gandrīz tādā pašā temperatūrā,
09:56
tu redzēsi, ka tie spīd tādā pat krāsā.
09:59
Mēs varam saprast vēl kaut ko.
10:01
Lai gan kvēldiegs dod man šo krāsu,
10:03
tas dod man redzamo gaismu.
10:04
Kur nonāk lielākā daļa gaismas?
10:06
Lielākā daļa gaismas, kas nāk
10:07
no spuldzes kvēldiega, ir infrasarkanajā diapazonā.
10:10
Šeit tiek izstarots visvairāk gaismas.
10:12
Un redzi – parādās redzamā gaisma,
10:15
tiek izstarots nedaudz enerģijas.
10:16
Tāpēc kvēlspuldze
10:18
faktiski izšķiež daudz elektroenerģijas,
10:20
jo lielākā daļa tās vienkārši tiek izstarota infrasarkanajā diapazonā.
10:24
Un tāpēc mēs pārgājām uz LED spuldzēm,
10:26
jo tās ir daudz efektīvākas.
10:28
Jebkurā gadījumā, tā kā to pašu analīzi var attiecināt uz zvaigznēm,
10:31
tagad mēs varam aplūkot dažas zvaigznes,
10:33
zvaigzni, kurai ir līdzīga krāsa, piemēram,
10:37
viens šādas zvaigznes piemērs ir Betelgeize,
10:38
ko var redzēt no Zemes
10:40
Oriona zvaigznājā.
10:42
Tai ir līdzīga krāsa,
10:43
un tāpēc mēs varam teikt, ka zvaigznēm, kas ir sarkanīgas,
10:46
jābūt ar līdzīgu temperatūru,
10:48
jābūt ar zemāku temperatūru.
10:49
Tā ir salīdzinoši vēsa, ja runājam par zvaigznēm.
10:53
Labi, tagad paaugstināsim temperatūru vēl vairāk,
10:55
līdz aptuveni 5800 kelviniem.
10:58
Kā izskatās grafiks?
10:59
Atkal, tas izskatīsies daudz augstāks nekā iepriekš,
11:02
tāpēc man nāksies attālināt.
11:03
Un, ja es to izdarīšu, tas izskatīsies šādi.
11:07
Tendence paliek tā pati,
11:09
daudz lielāka enerģija nekā iepriekš.
11:11
Tagad iepriekšējais grafiks izskatās šādi.
11:14
Un vēl kaut kas,
11:15
arī maksimums ir pārvietojies vairāk pa kreisi.
11:18
Tas ir kļuvis vēl īsāks.
11:19
Un tagad ievēro,
11:21
maksimums faktiski ir kaut kur redzamajā gaismā,
11:24
kas nozīmē, ka tas ir kaut kur pie zaļā diapazona.
11:27
Tātad pie aptuveni 5800 kelviniem
11:30
redzamā gaisma faktiski sasniedz maksimumu.
11:33
Bet kāda izskatās krāsa? Vai tā izskatīsies zaļa?
11:36
Nē, jo, lai gan tiek izstarots daudz gaismas
11:37
no zaļā diapazona,
11:38
tu vari redzēt, ka tiek izstarots ievērojams daudzums sarkanās un zilās krāsas
11:43
un tiek izstarotas visas krāsas.
11:44
Tā rezultātā
11:45
mēs faktiski redzēsim, ka tas spīd gandrīz balti.
11:49
Pie aptuveni 5800 kelviniem mēs redzēsim bālganu spīdumu.
11:53
Un mūsu Saule, piemēram, ir balta.
11:56
Tā nav dzeltena.
11:57
Tā izskatās dzeltena atmosfēras dēļ.
11:58
Bet ja tu ārpus atmosfēras paskatītos uz mūsu Sauli,
12:01
tā patiesībā izskatītos gandrīz balta.
12:03
Un zini ko?
12:04
No tā mēs varam teikt, ka mūsu Saulei ir jābūt gandrīz
12:06
šādā temperatūrā.
12:07
Un izrādās, ka tās temperatūra ir aptuveni 5800 kelvini.
12:11
Un līdzīgi arī citām zvaigznēm,
12:13
kas ir bālganā krāsā, jābūt ar līdzīgu temperatūru.
12:16
Un, starp citu, ļoti īsi,
12:17
kad es saku zvaigznes vai Saules temperatūra,
12:20
es nerunāju par zvaigžņu kodola temperatūru.
12:22
Tā varētu būt miljoniem kelvinu.
12:24
Mēs runājam par temperatūru pie ārējās virsmas.
12:28
Par to mēs runājam.
12:29
Un Saulei tā ir aptuveni 5800 kelvini.
12:32
Mēs veiksim vienu pēdējo temperatūras paaugstināšanu,
12:34
paaugstināsim to līdz aptuveni 8000 kelviniem
12:36
un redzēsim, kas notiks.
12:38
Ja mēs to izdarīsim,
12:39
atkal iegūsim grafiku,
12:40
kas ir daudz lielāks nekā iepriekš.
12:42
Tāpēc man atkal nāksies attālināt. Tas pats stāsts.
12:44
Un atkal, tu vari redzēt to pašu tendenci.
12:47
Šis tagad ir iepriekšējais grafiks,
12:49
daudz lielāka enerģija nekā iepriekš.
12:50
Un tā pati tendence.
12:51
Iepriekš maksimums bija pie zaļās gaismas
12:53
redzamajā diapazonā.
12:54
Tagad maksimums būs kaut kur ultravioletajā diapazonā,
12:57
bet atkal, joprojām tiek izstarots daudz redzamās gaismas.
13:00
Un šoreiz, ievēro,
13:01
tā kā viss grafiks ir pārvietojies pa kreisi,
13:03
daudz vairāk enerģijas nāk zilgani violetajā diapazonā.
13:07
Un tāpēc pie ļoti augstām temperatūrām, mini nu?
13:11
Tas spīdēs zilgani violetā krāsā.
13:14
Un tāpēc, ja mēs tagad atgriežamies pie dažām zvaigznēm,
13:16
kas ir zilganā krāsā,
13:18
piemēram, šī zvaigzne, ko sauc par Rigelu,
13:20
es nezinu, kā to izrunā,
13:21
lai kā arī būtu.
13:22
Bet jebkurā gadījumā tā ir zilgana zvaigzne,
13:24
tāpēc es varu teikt,
13:25
hei, tai jābūt daudz augstākā temperatūrā.
13:27
Tai jābūt ap 8000 grādiem vai 9000 grādiem,
13:30
atvaino, 8000 kelviniem vai daudz augstākā temperatūrā.
13:32
Un te nu tas ir.
13:33
Mēs pat varam uzzīmēt krāsu temperatūras grafiku,
13:35
kas savā ziņā apkopo,
13:37
kādu krāsu mēs redzam dažādās temperatūrās.
13:40
Zemākās temperatūrās tā ir sarkanīga, oranžīga,
13:43
un tad tā pāriet uz baltu,
13:44
un tad sāk virzīties uz zilganu diapazonu.
13:47
Tas neatspoguļo maksimālo vērtību.
13:48
Piemēram, pie 5800 maksimums joprojām ir zaļš.
13:52
Bet, tā kā mēs redzam vairākas krāsas,
13:54
šādi krāsas
13:55
izskatīsies mūsu acīm.
13:57
Ja tā ir pārāk zema, tad mēs to pat nevarēsim redzēt,
13:59
jo lielākā daļa būs tikai infrasarkanajā diapazonā.
14:02
Būtībā šādi mēs varam aplūkot dažādas zvaigznes,
14:05
to krāsas un noskaidrot, kāda ir to temperatūra.
14:08
Un, kad es saku temperatūras,
14:09
es runāju par temperatūru ārējos slāņos.
14:11
Kādas varētu būt šīs temperatūras.
14:13
Tas ir diezgan svarīgs instruments astronomijā.
infrasarkanais starojums(infrared radiation)

Eksperta komentārs

Šajā video tiek aktualizēts jautājums par zvaigžņu krāsu daudzveidību Habla teleskopa uzņemtajos attēlos un skaidrots, kā zvaigžņu krāsa ir saistīta ar to virsmas temperatūru un kā šo temperatūru iespējams noteikt.

Tiek atgādināts, ka jebkurš ķermenis, uz kuru krīt elektromagnētiskais starojums, daļu starojuma absorbē, bet daļu atstaro. Absorbētā starojuma enerģija pāriet elektronu kustības enerģijā, palielinot ķermeņa temperatūru. Tomēr elektroni ne tikai absorbē, bet arī izstaro elektromagnētiskos viļņus, un šo izstaroto starojumu sauc par siltumstarojumu. Tieši līdzsvars starp absorbēto un izstaroto enerģiju nosaka stabilu ķermeņa temperatūru.

Video skaidri nošķir ikdienas situācijas, kurās redzam atstarotu gaismu (ķermeņu krāsa), no gadījumiem, kad redzam paša ķermeņa izstaroto gaismu (piemēram, kvēlspuldze vai zvaigzne). Tiek ieviests absolūti melnā ķermeņa modelis, kas ļauj ignorēt atstarošanu un analizēt tikai siltumstarojumu, kas ir atkarīgs vienīgi no ķermeņa temperatūras.

Uzskatāmi parādīti siltumstarojuma spektri dažādām temperatūrām: uz horizontālās ass – viļņa garums (mikrometros), uz vertikālās – starojuma intensitāte. Tiek uzsvērts, ka pie istabas temperatūras starojuma maksimums atrodas infrasarkanajā apgabalā, tāpēc to neredzam, bet, paaugstinoties temperatūrai, starojuma maksimums kļūst intensīvāks un pārbīdās uz īsākiem viļņu garumiem (redzamo un ultravioleto spektru). Kā piemēri aplūkoti kvēlspuldzes un Saules spektri.

Noslēgumā tiek parādīts, ka, izmantojot absolūti melnā ķermeņa starojuma modeli un spektrogrāfiju, iespējams noteikt zvaigžņu virsmas temperatūru, balstoties tikai uz to izstarotās gaismas spektru.

Jēdzieni: absolūti melnais ķermenis, elektromagnētiskie viļņi, elektriskais lauks, magnētiskais lauks, temperatūra, siltumstarojums, starojuma spektrs.