火焰的温度对应颜色表
见本文图片。低温的时候是红外线，随着温度的上升，火焰从红色橙色（3000度）到黄色白色（4000度）到青色蓝色（5000~6000度）到紫色（7000以上）到最后看不见的紫外线（几万度），颜色在不断改变。
- 红色橙色：约3000度 - 黄色白色：约4000度 - 青色蓝色：约5000至6000度 - 紫色：7000度以上 火焰颜色的决定因素有两个： 火焰的温度：温度较低时，火焰呈现红外线；随着温度的升高，火焰颜色会逐渐变化。从物理学角度看，红外线和可见光谱范围内的火焰颜色代表的是低能量状态。
各种颜色的温度是：红色橙色（3000度）、黄色白色（4000度）、青色蓝色（5000~6000度）、紫色（7000以上）。有两种因素决定火焰的颜色：火焰的温度决定火焰的颜色。低温的时候是红外线，随着温度的上升，火焰颜色在不断改变。
蓝色红色黄色紫色的火焰温度各是多少
红色或橙色火焰，温度大约在3000度左右。 黄色或白色火焰，温度大约在4000度左右。 蓝青色火焰，温度范围在5000至6000度之间。 紫色火焰，温度超过7000度。火焰颜色的决定因素： 火焰的温度是影响颜色的主要因素。随着温度的升高，火焰的颜色会逐渐变化。
见本文图片。低温的时候是红外线，随着温度的上升，火焰从红色橙色（3000度）到黄色白色（4000度）到青色蓝色（5000~6000度）到紫色（7000以上）到最后看不见的紫外线（几万度），颜色在不断改变。
各种颜色的温度是：红色橙色（3000度）、黄色白色（4000度）、青色蓝色（5000~6000度）、紫色（7000以上）。有两种因素决定火焰的颜色：火焰的温度决定火焰的颜色。低温的时候是红外线，随着温度的上升，火焰颜色在不断改变。
从低温时的红外线，火焰颜色会随着温度的升高而从红色（约3000度）转变为黄色、白色（约4000度），再到青色、蓝色（5000至6000度），直至紫色（超过7000度），最终在几万度的高温下，火焰发出的紫外线已超出人眼可见范围。
火焰颜色与温度的关系：火焰的颜色随温度的升高而变化。在低温下，火焰发出红外线；随着温度上升，火焰颜色从红色变为橙色（约3000度），再到黄色和白色（约4000度），进一步变为青色和蓝色（5000至6000度），最终达到紫色（7000度以上）。紫外线（温度数万度）阶段的火焰颜色则超出了常规视觉范围。
色温对照表怎么看?
色温对照表：K3300时为暖色光（偏黄橙），33006000时为中性色彩（白色），k6000的几乎是冷色光（带蓝的白色）。日常物体色温表：蜡烛及火光1900K以下；朝阳及夕阳2000K；家用钨丝灯2900K；日出后一小时阳光3500K；摄影用钨丝灯3200K；早晨及午后阳光4300K；摄影用石英灯3200K；平常白昼5000~6000K；日光灯3500~4000K；晴天中午太阳5400K；普通日光灯4500~6000K。
当色温K值小于3300时，光线呈现暖色，偏向黄色至橙色。 色温在3300至6000之间时，光线接近中性色彩，呈现白色。 色温大于6000时，光线偏向冷色，带有蓝色调的白色。日常物体色温举例： 蜡烛及火光的色温在1900K以下。 朝阳及夕阳的色温大约在2000K。 家用钨丝灯的色温为2900K。
色温对照表通常以一个色温范围作为横坐标，以光源的颜色表现为纵坐标。色温的范围通常从低色温（如2700K）到高色温（如6500K）不等，每个色温值对应一个特定的颜色。
恒星依照光谱如何分类
1、星球的分类依据其光谱，由哈佛天文台首次提出，分为七大类型。这种分类法主要基于恒星的温度，通过光谱中的元素谱线来判断。按照温度从高到低，这些类型分别是： O型：- 颜色：蓝色 - 表温：超过25，000摄氏度 - 特征：有离子化的氦和其他元素的谱线，例如猎户座参宿一。
2、星球依据其光谱目前按哈佛天文台分类有七大类型，由於光谱主要反映恒星的温度，所以这种恒星分类是以星温为依据，它们按温度由高而低依次为 O型：蓝色，表温大於25000度，有离子化氦及其他元素谱线，如猎户伐叁。B型：蓝白色，表温11000度至25000度，氢谱线强，中性氦谱线明显，如室女座角宿一。
3、建立光谱分类系统通常包括三个步骤：首先选择区分不同光谱的特征，如谱线的相对强度，作为分类的依据；其次，将这些特征按照特定的顺序排列，形成标准光谱型序列；最后，将恒星的物理特性与光谱型序列相对应，建立光谱型与温度、光度等物理量的关系。通过比较恒星光谱的特征，可以直接估计恒星的物理特性。
4、哈佛系统，由19世纪末美国哈佛大学天文台提出，是依据恒星光谱中的特征谱线、谱带及其强度，以及连续谱的能量分布进行分类的系统。其分类方式采用拉丁字母，按照温度由高到低，可分为O0至OB0至B9等，直到最冷的M型，温度约3，000K。S、R和N分支则反映了可能的化学成分差异。
5、或矮星- Va、Vab、Vb：不同亮度的主序星- VI：次矮星或亚矮星，数量稀少，不常用- VII：白矮星（新近添加，但不常用）值得注意的是，光度分类主要反映的是恒星的光度表现，因此也被称为MKK光度分类法。
6、它的核心原理是根据恒星在紫外线(U)、蓝色(B)和目视光(V)这三个特定波长区域的光度表现，来进行细致的分类。这项开创性的工作由美国天文学家哈洛德·约翰逊和威廉·威尔逊·摩根在1950年代提出，他们选择蓝色光作为分类的基础，因为它是可见光谱的终端，也是天文摄影观测中常见的一种颜色。
温度是决定粒子产生什么谱线的关键物理量
但是电子在特定能级上的布居取决于温度的高低，因为粒子总是在相互碰撞的，温度越高粒子碰撞就越频繁就越可能占据比较高的能态，温度越低就越容易占据基态，这就意味着温度是决定粒子产生什么谱线的关键物理量。
如果忽略谱线的自然宽度和其他因素，多普勒增宽下的谱线强度随频率的分布由下式确定：I(vo)=Aс2/λ4 exp(-2λ2с2/λ2)，其中A是中心频率vo处的强度，с是真空中光速，M是元素的原子量，R是气体的普适常数，T是绝对温度。压致增宽是谱线宽度随气体压强（或电流）增大的现象。
③压力变宽：由于吸光原子与蒸气中原子或分子相互碰撞而引起的能级稍微变化，使发射或吸收光量子频率改变而导致的谱线变宽。根据与之碰撞的粒子不同，可分为两类：(1) 因和其它粒子(如待测元素的原子与火焰气体粒子)碰撞而产生的变宽－劳伦兹变宽，以ΔvL表示。
