Svar:
Ljuset som kommer från atomer, molekyler eller atomkärnor är "budbärare" som för med sig information om dessa mycket små kroppar som vi inte kan observera direkt. Ljus utsänds från dessa mikroskopiska kroppar när de "gör sig av" med energi.

Ett spektrum får man när man delar upp ljuset efter våglängd eller frekvens. Ett kontinuerligt spektrum innehåller ljus av alla våglängder (t.ex. temperaturspektrum). Ett diskret spektrum består av ett ändligt antal ljusa linjer (t.ex. emissionsspektrum).

Bandspektra är typiskt för molekyler och beror på att molekyler kan både vibrera och rotera, se bilden nedan.



Tydliga linjespektra kommer från atomer. Dessa som alltid är sfäriska kan varken rotera eller vibrera.
Det enda sättet för en atom att ha extra energi är att elektronerna får högre energi.

I emissionsspektra ser man ljusa linjer medan man i
absorptionsspektra skickar vitt ljus genom ett prov. Man ser då mörka linjer. Se nedanstående bild. Det kontinuerliga spektrat till vänster (riktning 1) kallas temperaturspektrum (se temperaturstrålning) eftersom utseendet endast beror av den utsändande kroppens temperatur. Om man tittar på lampans temperaturspektrum genom ett gasmoln, så kommer vissa våglängder att absorberas. Vi får ett absorptionsspektrum (riktning 3). Om man i stället tittar på gasmolnet från sidan, så kommer man att se ljusa linjer - ett emissionsspektrum (riktning 2). För ett visst gasmoln är våglängderna för linjerna samma i emission som absorption förutom att vissa linjer ibland saknas i absorptionsspektrat, se fråga [15042].

Man kan fråga sig varför man får mörka linjer i riktning 3 när de våglängder som absorberas i gasmolnet sänds ut igen. Anledningen är att de sänds ut i alla riktningar (t.ex. i riktning 2), så det kommer färre fotoner av de absorberade/utsända våglängderna i riktning 3.

Röntgenspektra har mycket kortare våglängd än synligt ljus. Dessa spektra består av två komponeneter: dels kontinuerligt, dels ett karakteristiskt spektrum.

Studera: Studera olika spektra från gasurladdningslampor
med hjälp av spektroskop. För att se absorptionsspektrum kan Du på motsvarande sätt studera solljuset.

/Gunnar O/Peter E 2000-04-04

Svar:
Temperatur tycker jag är ett svårt begrepp. Den mest grundläggande
egenskapen hos temperaturen är: Om två kroppar är i termisk
kontakt så strömmar värme från den kropp som har
högre temperatur till den kropp som har lägre temperatur. Man
kan säga att temperaturen är ett mått på en kropps
benägenhet att avge värme.

Om man värmer en gas så ökar värmeenergin i gasen
med temperaturen. Det visar sig att molekylernas rörelseenergi är
proportionell mot den absoluta temperaturen.

Visserligen finns det en övre gräns för molekylernas
fart (= ljusfarten) men det finns ingen övre gräns för deras
rörelseenergi. Det finns i den nuvarande teorin ingen övre gräns
för temperaturen.

Fundera: Innehåller ett isberg eller en kopp varmt te mest
värmeenergi?
/GO 1998-12-08

Svar:
Den kosmiska bakgrundsstrålningen är en elektromagnetisk strålning, med våglängd i millimeterområdet som fyller universum. Om man iakttar rymden med ett radioteleskop kan man se en svag strålning överallt. Denna strålning kommer inte från något enskilt objekt som en stjärna eller en galax utan är nästan helt lika i alla riktningar, isotropisk. En sådan strålning är vad man kan förvänta sig av Big Bang-teorin och ses därmed som ett starkt stöd för denna. Nedanstående figur från Kosmisk_bakgrundsstrålning visar intensiteten som funktion av våglängd.

Denna strålning som fyller hela rymden har samma våglängdsfördelning som
strålningen från en svart kropp med temperaturen 2,7 K, se nedanstående figur. Den är mycket homogen dvs
kommer lika mycket från alla håll. På senare tid har man dock upptäckt små inhomogeniteter.

Varför bevisar denna strålning Big Bang-teorin?

Om man tänker igenom det scenario som universum gick igenom enligt Big Bang så var det väldigt varmt i början.
Det måste då även finnas en gas av fotoner som har samma våglängdsfördelning som inne i en svart kropp. När sedan
universum expanderar och svalnar så svalnar också fotongasen. Vid den tidpunkt då elektroner och protoner (samt en
del heliumkärnor) slog sig ihop och bildade atomer blev universum genomskinligt och
fotongasen blev "frikopplad" från materien och utvecklade sig självständigt. Detta skedde ungefär 380000 år efter big bang. Denna utveckling
innebar att alltmedan universum expanderade så avkyldes bakgrundstrålningen. Räknar vi på det
så får vi svaret att temperaturen idag ska vara ca 3 K.

Det är svårt att tänka sig en annan mekanism som ger en bakgrundsstrålning och dess egenskaper
är precis de vi förväntar oss enligt Big Bang-scenariet.
Läs: Boken "Perspektiv på Universum" beskriver både bakgrundsstrålningen och Big Bang bra. Se även Big_bang.

/GO/lpe 1999-08-07

Svar:
För ideala gaser är svaret enkelt. Molekylernas medelenergi och energifördelning är lika för alla gaser. För vätskor och fasta
ämnen är det lite mera komplicerat, men det är i alla fall
energin och inte hastigheten man ska tänka på. I fallet med järn
sitter ju atomerna i ett kristallgitter. Den termiska energin 
beskrivs som atomernas vibrationer i detta gitter. Dessa vibrationer är kollektiva fenomen, alltså de olika järnatomernas vibrationer är kopplade till varandra genom energikvanta som kallas fononer.
I synnerhet vid låga temperaturer gör sig kvantmekaniska
begränsningar gällande. Gränsen (kallas Debye-temperaturen)
ligger för järn vid +200 ^oC.
Järn är ju en metall, så en del av den
termiska energin finns hos de fria elektronerna.

När det gäller vatten så knuffar molekylerna på varandra, häftigare
ju högre temperaturen är. Men molekylerna är inte oberoende av
varandra. Den mesta tiden sitter de fast vid varandra med
så kallade vätebindningar. Hur detta mönster ser ut, beror på
temperaturen. Så vatten är ännu besvärligare att beskriva.

Det här var inget lättbegripligt svar, men allt är inte lätt. Det är i varje fall energin du ska tänka på. Naturen behöver inte
tänka alls.
/KS 2002-12-02

Svar:
Om K är temperaturen i Kelvin och C är temperaturen i Celcius gäller:

K = C + 273.15

Alltså, vid 0 ^oC är temperaturen 273.15 K. Detta är den absoluta nollpunkten som är den lägsta möjliga temperaturen.
/KS 1999-09-07

Svar:
Ett kvark-gluon plasma (se nedan!) är nog det hetaste tillstånd vi kan
producera. Där är temperaturen 2 · 10¹² grader, eller
2000000000000 grader. Tillför man mera energi till ett sådant tillstånd,
ökar inte temperaturen, nya partiklar bildas i stället.
/KS 2003-04-03

Svar:
I härledningen av Stefan–Boltzmanns lag (Stefan–Boltzmann_law) om strålningen från en yta från Plancks strålningslag ingår en konstant som kan kallas spektral emissivitet e(l). Den är normalt en funktion av våglängden hos strålningen.
Den har värdet 1 för en svart yta och 0 för en perfekt speglande yta.

Absorptionsförmågan hos en kropp beskrivs av den spektrala absorptansen a(l).

Kirchhoffs strålningslag (Kirchhoff's_law_of_thermal_radiation) säger att dessa konstanter är lika:

  e(l) = a(l)

Lagen säger alltså att en god absorbator, en svart och matt yta, även strålar ut värmestrålning effektivt, medan en blank yta strålar ut mindre effektivt, se fråga [14368].

I Kirchhoff's_law_of_thermal_radiationTheory förs ett (ganska komplicerat) resonemang som visar att Kirchhoffs lag måste gälla. Härledbarheten har diskuterats i 150 år, men lagen är emellertid väl etablerad experimentellt.

Länk 1 är en mycket detaljerad diskussion om härledbarheten hos Kirchhoffs strålningslag: Experimenting theory:
The proofs of Kirchhoff's radiation law
before and after Planck.
/Peter E 2001-12-20

Svar:
1. Beroende på definitionen av temperaturskalan, kan man faktiskt tala om
temperaturer under absoluta nollpunkten. Se svaret nedan. Men det är nog mest ett
kuriosum. 210¹²K är den högsta temperaturen i vanlig mening.
Se svaret nedan.

2. Den minsta längd man brukar tala om är Plancklängden (10^-35 m),
där gravitationen måste behandlas kvantmekaniskt. Det kan vi ännu inte
riktigt. Protonen är 10^-15 m. Det minsta som är utforskat
experimentellt är 10^-19 m.
/KS/lpe 2002-02-28

Svar:
Bra fråga Catharina!

Solens "yta" (fotosfären) sänder ut temperaturstrålning, dvs elektromagnetisk strålning som utsänds från varje kropp med temperatur över absoluta nollpunkten. Maximum för denna fördelning ligger i gult för solytans temperatur, c:a 6000 grader. Temperaturstrålningen för en s.k. absolut svart kropp (en kropp som absorberar all strålning som kommer in) beror bara på temperaturen, inte sammansättningen. Spektrum för temperaturstrålningen visas nedan för några temperaturer; figuren kommer från Radiation Laws.

Genom att mäta upp vid vilken våglängd maximum ligger, kan man bestämma temperaturen hos en kropp. Det är så man bestämt solytans temperatur till c:a 6000^oC.

En gaslåga sänder ut ett
linjespektrum, dvs ett spektrum som består av spektrallinjer. Vilka linjer som utsänds beror på atomernas egenskaper. Så färgen på gaslågan beror på atomernas energinivåer.

Försök: tänd en bunsenlåga och justera den så den är blå. Kasta lite koksalt i lågan. Vad händer? Effekten beror på natriumet i NaCl.

Se vidare temperaturstrålning och
linjespektrum i Nationalencyklopedin. Temperaturstrålning (även kallad svartkroppsstrålning, ett begrepp som är förvirrande) behandlas även i Svartkropp.

/Peter E 2003-11-13

Svar:
Man kan inte säga att 4 grader är dubbelt så varmt som 2 grader, eftersom nollpunkterna i de normala temperaturskalorna är helt godtyckligt definierade. Möjligen kan man det om man använder absolutskalan: 400 K är dubbelt så varmt som 200 K, dvs man menar att medelrörelseenergin hos molekylerna är dubbelt så stor vid 400 K.

Den linjära temperaturskalan vi använder är faktiskt lämpligare så länge vi talar om normala temperaturer, säg 0-100 grader. En logaritmisk skala hade blivit "utdragen" i ena ändan och "hoptryckt" i den andra. En logaritmisk skala är lämplig när man vill spänna över många tiopotenser, viket är fallet t.ex. för vätejonskoncentration (pH). Se vidare länk 1, temperatur/temperaturskalor och About Temperature.
/Peter E 2004-01-22