Абсолют қара денені анықтауды, Стефан-Больцман заңын; Вин заңын меңгереді. Фотоэффект құбылысын сипаттайды, толқынның ұзындығын есептейді, шығу жұмысын есептейді және Планк тұрақтысын анықтау үшін тәжірибелік өлшеулерді қолданады.
Кванттық оптика - жарықтың корпускалалық қасиетін (бөлшек) зерттейтін оптиканың бөлімі.
Жылулық сәулелену кезіндегі электромагниттік инфрақызыл толқындардың ұзындыңы көзге көрінетін қызыл түс жарығының толқын ұзындығынан кіші болғандықтан инфрақызыл толқындар деп аталады. Инфрақызыл толқындар адам көзіне көрінбейді.
Пішіні мен түсіне тәуелсіз жылулық сәуле шығару теориясын жасау үшін ғалымдар абсолют қара дене деген ұғымды енгізген. Бұл дене олардың толқын ұзындықтарына қарамастан оған түсетін барлық электромагниттік сәулелерді түгелімен жұтады. Басқаша айтқанда, қара дене сәулеленбейді.
Пішіні мен түсіне тәуелсіз жылулық сәуле шығару теориясын жасау үшін ғалымдар абсолют қара дене деген ұғымды енгізген. Бұл дене олардың толқын ұзындықтарына қарамастан оған түсетін барлық электромагниттік сәулелерді түгелімен жұтады. Басқаша айтқанда, қара дене сәулеленбейді.
Абсолют қара денеден таралған қуат, дененің абсолют температурасының төртінші дәрежесімен өзгереді. бұл қатынас Стефан-Больцман заңы деп аталады және мына теңдеумен анықталады: немесе S абсолютті қара дененің ауданы, σ = 5,67×10−8 Вт/м2 K4, Стефан-Больцманнның тұрақтысы, RT - интегралдық энергетикалық жарқырауы
Абсолют қара дене өзіне түскен электромагниттік сеулеленуді жұтады, сәулеленген толқын ұзындығына тәуелсіз, және берілген температура үшін қажетті максималды энергия таратады. Егер әр толқын ұзындығы үшін қуатты өлшейтін болсақ, олардың бір-бірінен айырмашылық барын байқаймыз.
Абсолют қара дененің температурасы қандай болса да, пайда болатын зат температурасы мен λmax максимум толқын ұзындығына байланысты болып тұрақты болмай, шамамен 2,898 . 10-3 мК-ға тең болады. Бұл заң неміс физигі Вильгельм Венмен ашылып, сол себепті Вин заңы деп аталады.
Жұлдыздың электромагниттік сәулеленуінің спектрін талдау- бұл жұлдыздарды зерттейтін тек жалғыз жол. Мысалы, Винның ығысу заңы, жұлдыздар абсолютті қара денелер сияқты сәулеленетін болса ғана, жұлдыздың температурасын шамамен анықтауға болады. Астрономиялық бақылау кезінде, әр түрлі температурадағы жұдыздардың сәулелену қуатының графигіндегі төбелері әр түрлі жерде болады.
Егер біз жұлдыздан таралған қуаттың төбесіне сәйкес толқын ұзындығын білетін болсақ, Винның ығысу заңын қолданып жұлдыздың температурасын анықтай аламыз
