Temperatūra, atrodytų, yra viena labiausiai buitinių pokalbių temų. Ar šnekėtume apie orą, ar apie šildymą, ar apie sveikatą, vis ji išlenda ir suteikia pagrindą susikalbėti. Šiuo atžvilgiu temperatūra panaši į kitus fundamentalius fizikinius dydžius, tokius kaip ilgis, masė ar laikas. Bet iš tiesų temperatūra yra gerokai kitokia: ji reprezentuoja keletą fizikinių sistemų savybių, kurios kartais labai panašios, o kartais gali reikšmingai skirtis. Vien astronomijoje, nagrinėjant žvaigždes ir planetas, galima susidurti su efektine, bolometrine, šviesio ir spalvos temperatūra. Gretimose srityse, bet kartais ir astronomijoje, randame sužadinimo temperatūrą, kuri kartais apskritai gali būti neigiama. Su šiomis įvairiomis temperatūromis kviečiu susipažinti žemiau.

Šį pažintinį straipsnį parašiau, nes turiu daug rėmėjų Contribee platformoje. Ačiū jums! Jei manote, kad mano tekstai verti reguliarios paramos, prisidėti prie jų galite ir jūs.

Buityje temperatūrą įprastai matuojame termometru, kuriuo priliečiame matuojamą daiktą. Tiesa, ne visada – per pandemiją išpopuliarėję bekontakčiai termometrai fiksuoja daiktų skleidžiamą infraraudonąją spinduliuotę, o dar tiksliau – spinduliuotės sukeliamą elektros srovę termoporose, iš kurių susideda detektorius. Astronomai prie tyrinėjamų objektų prisiliesti negali (ne tai, kad tas būtų blogai – žvaigždę čiupinėti nebūtų labai saugu sveikatai ir gyvybei), taigi tenka pasikliauti įvairiais bekontakčiais „termometrais“. Tie termometrai yra mūsų teleskopus pasiekiančios spinduliuotės ryšiai su objekto temperatūra.

Paprasčiausias – ar labiausiai tiesioginis – ryšys yra tarp temperatūros ir bendro spinduliuotės srauto. Termodinamikos dėsniai sako, kad bet koks objektas spinduliuoja energijos srautą, proporcingą ketvirtam temperatūros laipsniui. Taigi išmatavę spinduliuotės srautą, sklindantį iš kūno, galime apskaičiuoti ir temperatūrą. Tiesa, norint išmatuoti srautą, reikia žinoti atstumą iki kūno ir kūno dydį, bet tą dažniausiai galima įvertinti kitais būdais. Stipri priklausomybė mums naudinga, nes temperatūros vertės paklaidos gaunamos daug mažesnės, nei srauto matavimų. Taip apskaičiuojama temperatūra vadinama efektyviąja. Ji atitinka tikrąją kūno temperatūrą tik vienu atveju – kai kūnas yra absoliučiai juodas. Pastarasis terminas reiškia, kad kūnas sugeria absoliučiai visą į jį krentančią spinduliuotę, nieko neatspindėdamas ir taip pat tobulai spinduliuoja. Taip, tai šiek tiek neintuityvu. Daugelis žvaigždžių beveik atitinka šį idealą, taigi jų efektyviosios temperatūros labai artimos tikrajai plazmos temperatūrai jų paviršiuje. Tuo tarpu, pavyzdžiui, planetų efektyvioji temperatūra dažniausiai gerokai žemesnė. Žemės efektyvioji temperatūra, kurią išmatuotų stebėtojas už atmosferos ribų, tėra apie 254 kelvinus arba minus 19 Celsijaus laipsnių. Tikroji vidutinė planetos temperatūra siekia apie 288 kelvinus arba 15 Celsijaus laipsnių. 34 laipsnių skirtumas tarp šių verčių vadinamas šiltnamio efektu; jį sukelia Žemės atmosfera, kuri sugeria nemažą dalį spinduliuotės, kylančios nuo paviršiaus. Santykis tarp realaus Žemės spinduliuotės srauto ir to, kuris būtų, jei Žemė spinduliuotų kaip absoliučiai juodas kūnas, vadinamas Žemės spindulingumu ir lygus 0,61.

Efektyviosios temperatūros matavimas yra paprastas ir, kaip matome, toli gražu ne visada tikslus metodas. Jį neretai tenka naudoti egzoplanetoms todėl, kad apie jas dažniausiai neturime daugiau informacijos, nei bendras šviesis bei spindulys (pastarasis nustatomas planetos tranzito metu). Žvaigždės ir kiti ryškūs objektai mums atsiunčia pakankamai fotonų, kad galėtume juos tirti detaliau. Tai leidžia apibrėžti keturias kitas temperatūras: spalvos, šviesio (arba skaisčio), bolometrinę ir spektrinę.

Visiems šiems temperatūros matavimams reikia informacijos apie tai, kiek žvaigždė (na, ar bet koks kitas kūnas) šviečia skirtingo bangos ilgio spindulių. Konceptualiai paprastas būdas tą sužinoti – fotografuoti objektą naudojant skirtingus filtrus, kurie praleidžia tam tikro ruožo spindulius. Pavyzdžiui, galime paimti raudoną ir mėlyną filtrus, kurie praleidžia atitinkamai tik ilgus regimuosius (raudonus) ir trumpus regimuosius (mėlynus) fotonus. Taip nustatome žvaigždės ryškį skirtinguose ruožuose – toks matavimas vadinamas fotometriniu, apie jį kadaise rašiau išsamiau. Dviejų skirtingų ruožų ryškių skirtumas vadinamas objekto spalva. Skirtingos temperatūros kūnų ir spalva skiriasi, taigi išmatavę žvaigždės spalvą, galime įvertinti ir jos temperatūrą. Paprastesnis būdas tą padaryti – vėlgi prilyginti žvaigždę absoliučiai juodam kūnui ir pažiūrėti, kokios temperatūros kūnas turėtų išmatuotąją spalvą. Sudėtingesnis – pasiremti teoriniu žvaigždės spektro modeliu, kuriame įvertinami nuokrypiai nuo idealumo, ir taip susieti spalvą su tikrąja temperatūra. Abiem atvejais apskaičiuotąjį dydį vadiname spalvos temperatūra.

Kartais mums svarbus ne visas objekto spektras ar tam tikra spalva, o spinduliuotės intensyvumas ties konkrečiu bangos ilgiu. Išmatavę jį, galime apskaičiuoti, kokios temperatūros juodas kūnas spinduliuotų būtent tokį šviesį ties tuo pačiu bangos ilgiu. Ši temperatūra vadinama šviesio temperatūra (angl. brightness temperature; esu susidūręs ir su vertimu skaisčio temperatūra). Jei kūnas spindulius skleidžia dėl savo paties temperatūros (šiluminė spinduliuotė), šviesio temperatūra niekada neviršys tikrosios. Tačiau tais atvejais, kai spinduliuotės šaltinis nėra šiluminis – pavyzdžiui, spinduliuotę skleidžia magnetiniame lauke besisukantys elektronais – šviesio temperatūra gali būti daug aukštesnė, nei tikroji šaltinio medžiagos temperatūra. Iš esmės šviesio temperatūra iš visų čia aptariamų yra toliausiai nuo „tikrosios“ temperatūros; apie ją geriau galvoti kaip apie kitokį būdą nurodyti spinduliuotės intensyvumą, panašiai kaip, tarkime, atstumą tarp miestų galime nurodyti ne tik kilometrais, bet ir važiavimo laiku.

Spalvos temperatūros nustatymą apsunkina ne tik pačios žvaigždės savybės, skiriančios ją nuo idealaus juodo kūno. Tarp bet kokio kosminio kūno ir mūsų yra tarpžvaigždinių dulkių, kurios stipriau sugeria mėlynesnius spindulius. Taigi kiekvienas objektas mums atrodo raudonesnis, nei yra iš tiesų. Nustatyti konkretaus objekto paraudimo lygį dėl dulkių poveikio – sudėtinga ir retai kada įmanoma padaryti visiškai tiksliai, bet tai nesustabdo pastangų. Viena iš vietų, kur paraudimas ypatingai svarbus, yra žvaigždžių formavimosi regionai ir jaunos, dar tik augančios, žvaigždės. Jas gaubia tankūs dulkių sluoksniai – molekulinio debesies, iš kurio žvaigždė ir susiformavo, likučiai. Išmatavę tokios žvaigždės spektrą, galime nustatyti vidutinį spinduliuotės dažnį. Tada galime apskaičiuoti, kokios temperatūros absoliučiai juodas kūnas turėtų tokį patį vidutinį spektro dažnį. Ši temperatūra vadinama žvaigždės bolometrine temperatūra. Iš principo ją galima apskaičiuoti bet kokiam kūnui, tereikia pakankamai išsamių spektro duomenų, apimančių didžiąją dalį skleidžiamos spinduliuotės. Visgi naudojama ji praktiškai tik jaunų žvaigždžių tyrimuose.

Kai žvaigždės nesupa tankios dulkės, jos spektras, net ir paraudęs, duoda informacijos apie žvaigždės paviršiaus ir atmosferos savybes. Priklausomai nuo to, kokių cheminių elementų ten esama, spektre matomos įvairios sugerties linijos – siauri tamsesni ruoželiai, kur žvaigždės šviesą sugeria konkretūs elementai. Atmosferos savybės priklauso tiek nuo žvaigždės cheminės sudėties, tiek nuo temperatūros. Kuo temperatūra aukštesnė, tuo stipriau jonizuoti elementai, taigi skiriasi ir jų sugeriamos spinduliuotės bangos ilgiai. Pagal šį požymį skiriamos žvaigždžių spektro klasės (nuo karščiausių iki šalčiausių žymimos raidėmis O, B, A, F, G, K, M, L, T), kurios dar skirstomos į poklasius (žymimus skaičiais nuo 0 iki 9). Ne kiekviena žvaigždė gražiai įsipaišo į šią schemą, bet didžiajai daliai galima rasti teorinį spektro atitikmenį. Žinodami, kokių ir kaip jonizuotų cheminių elementų esama žvaigždės atmosferoje, jos temperatūrą galime išmatuoti daug patikimiau, nei ankstesniais būdais. Gautąjį rezultatą galime pavadinti spektrine temperatūra, nors tai praktiškai yra tas pats, kas „tikroji“ plazmos temperatūra žvaigždės paviršiuje. Kitiems objektams, ne žvaigždėms, tokį metodą irgi galima pritaikyti; tiesa, greičiausiai tokių tikslių spektro modelių, kaip žvaigždėms, neturėsime.

Su spektro modeliais ir iš jų išskaičiuojama temperatūra susijęs ir dar vienas temperatūros apibrėžimas, naudojamas ne tik astronomijoje, bet ir mikroskopinio mastelio dariniams nagrinėti. Tai – sužadinimo temperatūra (angl. excitation temperature). Ji apibrėžiama per kokios nors kvantinės sistemos – pavyzdžiui, atomo – energijos lygmenų užpildymą. Kiekviena sistema turi skirtingus energijos lygmenis: tai gali būti elektronų energija atome, molekulės vibracijų energija ar kitokios jos formos, bet visais atvejais tai yra aiškiai išreiškiami lygmenys, o tarpinės energijos įgyti neįmanoma. Susidūrimai su aplinkinėmis dalelėmis gali suteikti sistemai energijos ir perkelti ją į aukštesnį lygmenį, bet laikui bėgant sistema energiją atiduoda aplinkai ir dalelės krenta į žemesnius lygmenis. Priklausomai nuo sistemos ir jos aplinkos sąlygų, egzistuoja tam tikras energijos lygmenų užpildymų santykis, ties kuriuo nusistovi pusiausvyra: aukštesnio lygio papildymai vyksta taip pat dažnai, kaip nukritimai į žemesnįjį. Šį santykį galima susieti su temperatūra ir lygmenų energijos skirtumu per eksponentinį sąryšį. Tokia sąsaja ne atsitiktinė: jei energijos sistemai suteikia vien aplinkinių dalelių smūgiai, ši temperatūra atitinka aplinkinių dalelių temperatūrą. Kuo temperatūra aukštesnė, tuo daugiau dalelių pasiekia aukštesnį lygmenį. Įprastomis sąlygomis – kai energiją suteikia minėtieji smūgiai – aukštesniame lygmenyje dalelių niekada nebus daugiau, nei žemesniajame. Bet sąlygos ne visada būna įprastos: galima pasiekti ir būseną, kai dauguma dalelių nukeliauja į aukštesnį lygmenį. Tokia sistemos būklė vadinama populiacijos inversija ir yra lazerių veikimo pagrindas. Astronomams reikšmingas lazerių analogas mazeriai – mikrobangų spinduliuotės šaltiniai, kartais susidarantys tankiuose dujų debesyse. Populiacijos inversija pasižyminčios sistemos sužadinimo temperatūra yra neigiama. Susidūrę su tokia fraze, žmonės dažnai nustemba, nes visi juk žinome, kad negalima pasiekti didesnio šalčio už absoliutų nulį. Bet jokio paradokso čia nėra – tiesiog „neigiama temperatūra“ reiškia ne šaltesnę už absoliutų nulį, o karštesnę už begalybę, sistemą.

Taigi temperatūra, kuri kasdieniame gyvenime turi aiškią ir intuityviai suprantamą prasmę, moksle – ypač astronomijoje – nėra tokia akivaizdi. Toks neatitikimas yra vienas iš daugelio požymių, jog mūsų gyvenimai klostosi „ramiame viduryje“ tarp įvairių ekstremumų: skirtingi reiškiniai, kuriuos apibūdina temperatūra, kasdienybėje tokie panašūs, kad jiems visiems tinka tas pats žodis. O šiuolaikinio mokslo pasiekiamuose Visatos pakraščiuose – tiek erdviniuose, tiek mastelio prasme – temperatūros išsiskiria į savitus dydžius.

Laiqualasse