Co to jest widmo ciągłe w astronomii?
Widmo ciągłe to promieniowanie elektromagnetyczne emitowane przez gorące, gęste, nieprzezroczyste ciało w postaci nieprzerwanego spektrum barw bez linii absorpcyjnych ani emisyjnych. Jest opisane przez prawo Plancka dla promieniowania ciała doskonale czarnego (blackbody radiation) – rozkład intensywności emisji zależy wyłącznie od temperatury ciała, bez względu na jego skład chemiczny.
Prawo Plancka (1900): intensywność emisji B(lambda,T) = (2hc^2/lambda^5) * 1/(exp(hc/lambda*kT) – 1), gdzie T – temperatura absolutna, h – stała Plancka, c – prędkość światła, k – stała Boltzmanna. Prawo Wiena: długość fali maksimum emisji lambda_max = 2897/T mikronów – dla Słońca (5778 K) lambda_max ok. 500 nm (żółto-zielone), dla Betelgezy (3500 K) ok. 830 nm (podczerwień), dla supermłodej gwiazdy B (30 000 K) ok. 97 nm (UV). Prawo Stefana-Boltzmanna: całkowita emisja L = 4*pi*R^2*sigma*T^4 (T w czwartej potędze!). Gwiazdy są przybliżonymi ciałami czarnymi – ich fotosfera emituje widmo ciągłe z nałożonymi liniami absorpcyjnymi atmosfery gwiazdowej. Mgławice refleksyjne świecą odbitym widmem ciągłym oświetlającej gwiazdy (np. mgławica M45 Plejad). Promieniowanie reliktowe CMB jest idealnym widmem ciągłym T=2,725 K – najdoskonalszym ciałem czarnym zmierzonym w przyrodzie (odchylenia mierzone przez COBE na poziomie 10^-5).
Widmo ciągłe jest podstawą fotometrii astronomicznej: systemy filtrów (Johnson-Cousins B-V, Sloan g’r’i’z’) mierzą jasności w wąskich okienkach widma ciągłego i pozwalają szacować temperatury i typy widmowe gwiazd bez potrzeby pełnej spektroskopii – szybka metoda dla milionów obiektów w przeglądach fotometrycznych.