Температура небесных тел

Температура относится к числу важнейших физических характеристик любого объекта. Температура вещества характеризует среднее значение кинетической энергии беспорядочного движения частиц, из которых это вещество состоит. Чем быстрее движутся атомы или молекулы, тем выше температура тела. Но чтобы узнать ее, совсем не обязательно измерять скорости отдельных частиц. Температуру можно оценить с любого расстояния по наблюдению собственного излучения тел. Зная физические законы излучения света, можно связать температуру с теми или иными особенностями спектра излучения источника. Известно, например, что, чем выше температура непрозрачных тел, тем на более коротких волнах они излучают основную долю своей энергии. Например, планеты, как сравнительно холодные тела, ярче всего "светятся" в инфракрасном диапазоне спектра, а максимум излучения большинства наблюдаемых звезд приходится на лучи видимого света (см. Электромагнитное излучение небесных тел). На глаз заметен красноватый оттенок цвета довольно холодных звезд (Антарес, Бетельгейзе) и голубоватый цвет очень горячих звезд (Ригель, Спика). Температуры известных нормальных звезд лежат в пределах от 3 тыс. до десятков тысяч градусов. Еще горячее могут быть не успевшие остыть звезды большой плотности: белые карлики и нейтронные звезды.

Шкала температур небесных тел

Температура межзвездного газа определяется из анализа его спектра, точнее по относительным интенсивностям спектральных линий. Вблизи горячих звезд газ бывает нагрет примерно до 10 000 К.

Температура измеряется по так называемой абсолютной шкале - в градусах по шкале Кельвина. Температура плавления льда в этой шкале равна 273 К. Нуль градусов шкалы Кельвина соответственно равен -273° по Цельсию. Это абсолютный предел холода. При такой температуре полностью прекращаются тепловые движения частиц. Самые низкие температуры (около десяти градусов Кельвина) у плотных облаков межзвездного газа и планет, далеких от согревающих их звезд. Самые высокие температуры - десятки миллионов градусов - у крайне разреженного газа в скоплениях галактик и на поверхности нейтронных звезд в тех случаях, когда на них падают потоки от соседней близко расположенной звезды. В недрах массивных звезд температура может достигать таких же значений, но она уже не измеряется по спектру, а определяется с помощью теоретических расчетов. Еще более высокие температуры, возможно, были 10-20 млрд. лет назад, на самой ранней стадии эволюции Вселенной, когда еще не было никаких галактик и все вещество находилось в газовом состоянии.