АБСОЛЮТНО ЧЕРНО ТЯЛО - тяло, което поглъща 100% от попадащото върху него лъчение, т.е. има коефициент на поглъщане = 1 за всички дължини на вълната, но при определени условия (нагряване) излъчва светлина с определен спектрален състав - вижте цветна температура.

      В природата не съществува абсолютно черно тяло, но има случаи, в които различни обекти (реални тела) излъчват повече или по-малко подобно на абсолютно черно тяло, нагрято до определена температура. В някои от тези случаи, такива обекти с добро приближение могат да се отъждествят с излъчващо абс. черно тяло - например Слънцето.

      Ако абсолютно черно тяло е нагрято до термодинамична температура T, електромагнитната енергия E, излъчена от единица площ от повърхността му за единица време е пропорционална на четвъртата степен на температурата му T:

      известно като закон на Стефан-Болцман, където s е константата на Стефан-Болцман = 5.6697*10^-8 W/m²K⁴.

      Ако повишаваме температурата T на абсолютно черно тяло, максимумът на интензитета на излъчването му се измества към по-късите дължини на вълната l_max:

      известно като закон на Вин (Вийн), където c е константата на Вин = 2.897*10^-3 m K. На това явление често сме свидетели, например при загряване на метал в леярна пещ или на жичката на електрическа крушка при плавно повишаване на захранващото напрежение. Отначало при по-ниски температури цветът на горещия метал или жичката е червеникав, но с нарастване на температурата, яркостта и цвета се променят през ярко жълто до ослепително бяло - като при халогенните лампи.
      Този принцип се използва в оптичните пирометри, с които от разстояние можем да измерим температурата на нагрято до светене тяло, чрез сравняване на неговата яркост с яркостта на жичката на светеща еталонна лампа.

      Така измерената температура S обаче е яркостна. Тъй като в природата телата излъчват непълно, т.е. повече или по-малко различно от абсолютно черно тяло, то истинската (термодинамична) температура T е по-висока от измерената яркостна S:

      Поправката DT е различна за различните материали и при различни температури. Тя се взема от специални таблици. По-долу са дадени яркостната температура S и поправката DT в °K при някои кръгли стойности на истинската термодинамична температура T за волфрама:

T°K       S°K     DT°K
---------------------------
1000       966       34
2000     1861     139
3000     2681     319
3600     3137     463

      Яркостната и термодинамичната температура участват в следната зависимост:

      където e_l е монохроматичния коефициент на чернотата, характеризиращ излъчващото тяло и отнасящ се за съответната дължина на вълната l и съответната температура T.

      където E_lT е мощността на излъчване на измерваното нагрято тяло, а E⁰_lT - мощността на излъчване на абсолютното черно тяло. Величината C е константа:

      където h е константата на Планк = 6.626196*10^-34 J s, c е скоростта на светлината = 2.997925*10⁸ m/s, а k е константата на Болцман = 1.380622*10²³ J K^-1.

      Подобно на поправката DT, монохроматичният коефициент на чернотата e_l също се взема от специални таблици. По-долу са дадени истинските термодинамични температури T при някои кръгли стойности на яркостната температура S, измерена с оптичен пирометър, при определени стойности на e_l:

        ----------------------------------------
        |                     S°C
        |   800     1000     1400     2000
-----------------------------------------------
e _l   |                     t°C
0.1   |   940     1200     1760     2720
0.2   |   890     1130     1640     2460
0.4   |   850     1070     1530     2240
0.6   |   830     1040     1470     2130
0.8   |   810     1020     1430     2050
1.0   |   800     1000     1400     2000
-----------------------------------------------

      В практиката, при измерване температурата на реално излъчващо тяло, е по-удобно да се използва следната видоизменена форма на закона на Стефан-Болцман:

      където e_T се нарича сумарен коефициент на чернотата, отнасящ се за веществото на тялото при температурата T, до която то е нагрято. s е константата на Стефан-Болцман, T_околна е температурата на околната среда, а E е енергията, излъчена от единица площ от повърхноста на тялото, за единица време.

      Ако тяло с повърхностна площ S се загрява от преминаващ през него постоянен електрически ток с напрежение U [V] при сила на тока I [A], то консумираната мощност P [W] = UI ще бъде равна на излъчваната мощност от цялата повърхност S на тялото във всички посоки, при установена постоянна температура T. Мощността излъчвана от единица площ на тялото ще бъде P/S и тогава

      По-долу са дадени сумарните коефициенти на чернотата e_T за някои метали, при определени температури t°C:

Волфрам:
t°C:   200     600     1000     1500     2000
e_T    0.05     0.10     0.16     0.24     0.31

Стомана листова:
t°C:     950     1100
e_T       0.55     0.61

Платина:
t°C:   1000     1500
e_T      0.14     0.18

Молибден:
t°C:   600     1000     1500     2200
e_T     0.08     0.13     0.19      0.26

      С цел калибриране на различни светлинни еталони, излъчването на абсолютно черно тяло се симулира със специални установки - вижте възпроизвеждане на единицата кандела за интензивност на излъчване от светоизточник.

      В астрономията отдавна е известно, че съществува зависимост между светимостта на звездите, техните цветове и повърхностните им температури. Според тези признаци звездите се разделят на няколко класа, отбелязвани с буквите O, B, A, F, G, K и M:

Клас O - температура на повърхността от 28 000 до 50 000°К, гълъбово-сини на цвят. Типични представители са трите звезди от "пояса" на Орион: Минтака - d, Алнилам - e и Алнитак - z Орион.

Клас B - температура на повърхността от 11 000 до 25 000°К, синкаво-бели звезди като Спика - a Девица и Ригел - b Орион.

Клас A - температура на повърхността от 7 500 до 11 000°К, бели на цвят. Някои представители: Сириус - a Голямо куче, Вега - a Лира, Денеб - a Лебед, Алтаир - a Орел.

Клас F - температура на повърхността от 6 000 до 7 500°К, жълтеникаво-бели звезди като Полярната - a Малка мечка и Процион - a Малко куче.

Клас G - температура на повърхността от 4 900 до 6 000°К, жълти на цвят звезди като Слънцето и Капела - a Колар.

Клас K - температура на повърхността от 3 500 до 4 900°К, оранжеви на цвят звезди като Арктур - a Воловар, Ениф - e Пегас и Алдебаран - a Бик (Телец).

Клас M - температура на повърхността от 2 400 до 3 500°К, червени звезди като Антарес - a Скорпион и Бетелгейзе - a Орион.

      Зависимостта между светимостта и спектралния състав на светлината на звездите се изразява в диаграма, известна в астрономията като диаграма спектър-светимост или диаграма на Херцшпрунг-Ръсел (ХР-диаграма).

      В нея, по абсцисата се нанасят спектралните класове или повърхностните температури на звездите, а по ординатата - техните светимости в слънчеви или в абсолютни звездни величини. Повечето звезди, за които зависимостта е изпълнена, образуват тясна наклонена ивица наречена главна последователност. Изключение правят някои по-особено еволирали звезди - белите джуджета, червените свръхгиганти и др.
      XP-диаграмата дава информация за възрастта и еволюцията на звездите. Младите горещи звезди, съставени предимно от водород са с класове O и B, т.е. синкаво-бели и затова често тези класове се наричат ранни. С възрастта си, дадена звезда се придвижва надясно по главната последователност - към по-късните класове, а в спектъра й започват да се наблюдават линии на по-тежки елементи - калций, желязо и др. ХР-диаграмата е наименувана в чест на Ейнар Херцшпрунг (1873-1969) и Хенри Ръсел (1897-1957).

      Вижте също:

Светлина и видим спектър;

Пропускливост и екстинкция на вещество, коефициенти на поглъщане и отражение;

Цветна температура;

Фотометрични величини: интензивност на светоизточник - кандела (cd), светлинен поток - лумен (lm) и осветеност на повърхнина - лукс (lx);

Лазер.