কৃষ্ণবস্তু-এর উৎস দেখুন

[[চিত্র:Black body radiator at CARLO laboratory in Poland.jpg|থাম্ব|পোল্যান্ডের কার্লো ল্যাবরেটরিতে ব্যবহৃত একটি কৃষ্ণবস্তু বিকিরক। এটি [[প্লাঙ্কের সূত্র|প্লাঙ্কের সূত্রে]] বর্ণিত একটি মডেলের সন্নিকটবর্তী [[দেদীপ্যমানতা|বর্ণালি দেদীপ্যমানতা]] এককে ব্যবহার্য।]]
[[চিত্র:blackbody-lg.png|থাম্ব|303px|তাপমাত্রা কমতে থাকলে কৃষ্ণকায়া বিকিরণ লেখের শীর্ষবিন্দু নিম্নতর তীব্রতা ও উচ্চতর তরঙ্গদৈর্ঘ্যের দিকে স্থানান্তরিত হতে থাকে। র‍্যালে এবং জিন্সের চিরায়ত নকশার সাথে কৃষ্ণকায়া বিকিরণ লেখের তুলনা করা যায়।]]

'''কৃষ্ণবস্তু''' বা '''কৃষ্ণকায়া''' হলো একটি আদর্শ [[ভৌত বস্তু]], যা বিকিরণের কম্পাঙ্ক ও [[আপতন কোণ (আলোকবিজ্ঞান)|আপতন কোণ]] নির্বিশেষে এর উপর আপতিত সকল [[তড়িৎচুম্বকীয় বিকিরণ|তড়িৎচৌম্বকীয় বিকিরণকে]] [[বিশোষণ (তড়িৎচৌম্বক বিকিরণ)|শোষণ]] করে। পরিবেশের সাথে তাপীয় সাম্যবস্থায় কৃষ্ণবস্তু হতে যে বিকিরণ হয় তাকে [[কৃষ্ণবস্তু বিকিরণ]] বলে। কৃষ্ণবস্তুর নামের কারণ এটি সকল রঙের আলোই শোষণ করে। অপরদিকে শ্বেতবস্তু হলো এমন অসমান বা রুক্ষ পৃষ্ঠযুক্ত বস্তু, যা কিনা এর উপর আপতিত সকল আলোকে সম্পূর্ণভাবে এবং সমানভাবে সবদিকে প্রতিফলিত করে।<ref>{{harvnb|Planck|1914|pages=9–10}}</ref>

কোন কৃষ্ণবস্তু [[তাপীয় সাম্যবস্থা]]য় (অর্থাৎ ধ্রুব তাপমাত্রায়) তড়িৎ চৌম্বকীয় কৃষ্ণবস্তু বিকিরণ ঘটায়। এই বিকিরণ [[প্ল্যাঙ্কের সূত্র]] মেনে চলে। অর্থাৎ এর [[বর্ণালি ঘনত্ব|বর্ণালি]] শুধুমাত্র [[তাপমাত্রা]]র উপর নির্ভরশীল, (পাশের চিত্রটি লক্ষ্য করুন) বস্তুর আকৃতি বা গঠনের উপর নয়। একটি আদর্শ কৃষ্ণবস্তুর তাপীয় সাম্যাবস্থায় দুটি প্রধান বৈশিষ্ট্য বিদ্যমান:<ref name=Massoud/>
# এটি একটি আদর্শ বিকিরণকারী বস্তু: কোন তাপমাত্রায় যে কোন কম্পাঙ্কে এটি অন্য যেকোনো বস্তুর সমান বা বেশি তাপীয় বিকিরণ শক্তি নির্গমন করে।
# এটি একটি বিচ্ছুরিত বিকিরণকারী বা ডিফিউজ এমিটর: এর বিকিরণ [[দিকনিরপেক্ষ বিকিরক|দিক নিরপেক্ষভাবে]] ঘটে অর্থাৎ সবদিকে সমান তীব্রতায় বিকিরণ ঘটায়।

বাস্তব পদার্থ কৃষ্ণবস্তুর তুলনায় একটি নির্দিষ্ট অনুপাতে শক্তি বিকিরণ ঘটায় যাকে ওই বস্তুর [[নির্গততা]] বলে। অর্থাৎ তাপীয় সাম্যাবস্থায় কৃষ্ণবস্তুর নির্গততা {{nowrap|''&epsilon;'' {{=}} 1}}। কম্পাঙ্ক নির্বিশেষে তুলনামূলক কম নির্গততা সম্পন্ন বস্তুকে ধূসর বস্তু বলা হয়।<ref name=emissivity/><ref name=gray_body/> যতটা সম্ভব একের কাছাকাছি নির্গততা বিশিষ্ট কৃষ্ণবস্তু তৈরি সাম্প্রতিককালে একটি আগ্রহের বিষয়ে পরিণত হয়েছে।<ref name=Chun/>

[[জ্যোতির্বিজ্ঞান|জ্যোতির্বিজ্ঞানে]] [[তারা]] এবং [[গ্রহ|গ্রহের]] বিকিরণকে কখনো কখনো [[কার্যকর তাপমাত্রা]]র পরিপ্রেক্ষিতে চিহ্নিত করা হয়, যা হলো কৃষ্ণবস্তুর এমন একটি তাপমাত্রা যেটি কিনা ওই গ্রহের বা তারার সমান পরিমাণ তড়িৎ চুম্বকীয় শক্তির মোট ফ্লাক্স নির্গমন করে।

== সংজ্ঞা ==
[[আইজাক নিউটন|আইজ্যাক নিউটন]] তার ১৭০৪ সালে প্রকাশিত বই ''[[অপটিক্স (বই)|অপটিক্স]]''-এ কৃষ্ণবস্তুর ধারণা দেন। বইটির ৬ নং প্রশ্নে বলা হয়:<ref>{{বই উদ্ধৃতি |শেষাংশ=Bochner |প্রথমাংশ=Salomon |ইউআরএল=https://books.google.com/books?id=naH_AwAAQBAJ&pg=PA221 |শিরোনাম=Role of Mathematics in the Rise of Science |তারিখ=1981 |প্রকাশক=Princeton Univ. Pr |আইএসবিএন=978-0-691-08028-4 |সংস্করণ= |অবস্থান=Princeton, NJ |পাতাসমূহ=221, 347 |ভাষা=en}}</ref><ref>{{বই উদ্ধৃতি |শেষাংশ=Rowlands |প্রথমাংশ=Peter |ইউআরএল=https://books.google.com/books?id=u0NBDwAAQBAJ&pg=PA69 |শিরোনাম=Newton - Innovation And Controversy |প্রকাশক=[[World Scientific Publishing]] |বছর=2017 |আইএসবিএন=9781786344045 |পাতাসমূহ=69 |ভাষা=en}}</ref>

{{blockquote|যেহেতু কৃষ্ণবস্তু অন্যান্য রঙের বস্তুর ন্যায় আপতিত আলোকে প্রতিফলিত করে না এবং সেই আলো বস্তুর অভ্যন্তরে হারিয়ে না যাওয়া পর্যন্ত প্রতিফলিত ও প্রতিসরিত হতে থাকে, তাই কৃষ্ণবস্তু কি অন্যান্য রঙিন বস্তুর তুলনায় সহজে তাপ ধারণ করে না?}}

কৃষ্ণবস্তু শব্দটি প্রথম ব্যবহার করেছিলেন [[গুস্টাফ কিরশফ|গুস্তাভ কার্শফ]], ১৮৬০ সালে। তিনি বলেন:

{{blockquote|... যে বস্তু অসীমভাবে ক্ষুদ্র ঘনত্বের জন্য সকল আপতিত রশ্মিকে কোন প্রতিফলন বা পরিবহন ব্যতীত সম্পূর্ণভাবে শোষণ করে, তা কল্পনা করা যায়। আমি এমন বস্তুকে ''নিখুঁত কালো'' বা সংক্ষেপে ''কৃষ্ণবস্তু'' বলবো।<ref name=Kirchhoff/>}}

তুলনামূলক আধুনিক সংজ্ঞায় "অসীম ক্ষুদ্র ঘনত্ব"-এর উল্লেখ বর্জন করা হয়:<ref name=infinitesimal/>

{{blockquote|একটি আদর্শ বস্তুকে সংজ্ঞায়িত করা হয়েছে, যার নাম ''কৃষ্ণবস্তু''। ''কৃষ্ণবস্তু'' কোন শক্তির প্রতিফলন ব্যতীত ''সকল'' আপতিত রশ্মিকে প্রবেশ করতে দেয় এবং অন্তঃস্থভাবে ''সকল'' রশ্মিকে শোষণ করে, এর মধ্য দিয়ে কোন শক্তি প্রবাহিত হয় না। এই ঘটনা যে কোন তরঙ্গ দৈর্ঘ্য ও আবর্তন কোণের জন্যই প্রযোজ্য। তাই কৃষ্ণবস্তুকে ''সকল আপতিত তরঙ্গের নিখুঁত শোষক'' বলা যায়।<ref name=Siegel/>}}

== আদর্শায়ন ==
এই অংশটি কৃষ্ণবস্তুর সাথে সংশ্লিষ্ট কিছু ধারণার ব্যাখ্যা দেয়।

[[চিত্র:Black_body_realization.svg|থাম্ব|একটি অন্তরিত আবদ্ধ স্থানে সূক্ষ্ম ছিদ্রের অবস্থানের মাধ্যমে একটি কৃষ্ণবস্তুর সর্বাপেক্ষা নিকটবর্তী বাস্তবায়ন]]

=== একটি ছিদ্র সম্বলিত গহ্বর ===
কৃষ্ণবস্তুর বহুল ব্যবহৃত একটি মডেল হলো ছিদ্রসম্বলিত একটি গহ্বর, যার দেয়াল বিকিরণের জন্য অভেদ্য।<ref name=Siegel/> উক্ত ছিদ্রে আপতিত রশ্মি গহ্বরে প্রবেশ করবে এবং গহ্বরটি বড় হলে, সেই আলোর ছিদ্রপথে পুনঃনির্গমনের সম্ভাবনা খুবই কম। নির্গমনের অক্ষমতা উক্ত গহ্বরের কৃষ্ণবস্তু স্বরূপ আচরণকে নির্দেশ করে। আপতিত রশ্মির তরঙ্গদৈর্ঘ্য যদি উক্ত গহ্বরের ব্যাসের চেয়ে বেশি হয়, আলোকরশ্মির কিছু অংশ প্রতিফলিত হবে। ফলে গহ্বরটি নিখুঁত কৃষ্ণবস্তু হিসেবে আচরণ করবে না। অনুরূপভাবে একটি সসীম আকৃতির গহ্বরে এর সমান বা বড় তরঙ্গদৈর্ঘ্যের আপতিত রশ্মির জন্য বিকিরণ নিখুঁত তাপীয় সাম্যাবস্থাতেও প্ল্যাঙ্কের বর্ণালির সূত্র মেনে চলবে না।<ref name=Zee/>

মনে করি, গহ্বরটি ''T'' তাপমাত্রায় রাখা হয়েছে এবং এর অভ্যন্তরীণ বিকিরণের সাথে গহ্বরটি [[তাপীয় সাম্যবস্থা]]য় রয়েছে। গহ্বরের ছিদ্রপথে কিছুটা বিকিরণ বেরিয়ে যাওয়া সম্ভব, যদিও ছিদ্রপথটি ছোট হলে বেরিয়ে যাওয়া বিকিরণ গহ্বরের অভ্যন্তরীণ সাম্যবস্থায় অতি নগণ্য প্রভাব ফেলবে। বেরিয়ে যাওয়া এই বিকিরণ কৃষ্ণবস্তু বিকিরণের ন্যায় আচরণ করে, যা ''T'' তাপমাত্রায় এর শক্তির বিস্তার সম্পর্কে ধারণা দেয়। এই বিকিরণ গহ্বরের বা ছিদ্রপথের বৈশিষ্ট্যের উপর নির্ভরশীল নয় (অন্ততপক্ষে ছিদ্রপথের ছোট তরঙ্গদৈর্ঘ্যের জন্য)।<ref name=Zee/> ভূমিকার চিত্রটি দেখুন, যেখানে বিকিরণের শক্তি ''E''-কে কম্পাঙ্ক ''f''-এর ফাংশন হিসেবে দেখানো হয়েছে। এখানে, ''E'' = ''hf'', ''E'' = শক্তি, ''h'' = [[প্ল্যাঙ্কের ধ্রুবক]], ''f'' = কম্পাঙ্ক।

নির্দিষ্ট সময়ে গহ্বরের বিকিরণ তাপীয় সাম্যবস্থায় না-ও থাকতে পারে। তবে [[তাপগতিবিদ্যার সূত্র|তাপগতিবিদ্যার দ্বিতীয় সূত্র]] অনুসারে যদি স্থির/অব্যাহত রাখা হয়, এটি কোন এক পর্যায়ে সাম্যবস্থায় পৌঁছাবে,<ref name="Adkins"/> যদিও এতে বেশ সময় লাগে।<ref name=Batrouni/> সাধারণত গহ্বরের দেয়াল বা এর অভ্যন্তরস্থ পদার্থের দ্বারা ক্রমাগত শোষণ ও নির্গমনের ফলে সাম্যবস্থা অর্জিত হয়।<ref name=Landsberg/><ref name="Planck 1914 44">{{harvnb|Planck|1914|page=44, §52}}</ref><ref>{{harvnb|Loudon|2000}}, Chapter 1</ref><ref>{{harvnb|Mandel|Wolf|1995}}, Chapter 13</ref> এক্ষেত্রে গহ্বরে প্রবেশকৃত বিকিরণ এই পদ্ধতিতে "[[এইচ-তত্ত্ব|তাপীকৃত]]" বা থার্মালাইজড হবে: ততক্ষণ পর্যন্ত শক্তি পুনর্বিন্যস্ত হতে থাকবে, যতক্ষণ না ফোটনের [[প্ল্যাঙ্কের সূত্র|প্ল্যাঙ্ক বিন্যাস]] অর্জিত হচ্ছে। থার্মালাইজেশন বা তাপীকরণ কম ঘনত্বের পদার্থ (যেমন পাতলা গ্যাসের) তুলনায় ঘনীভূত পদার্থের উপস্থিতিতে দ্রুত হবে। শতকোটি কেলভিনের চেয়ে কম তাপমাত্রায় [[অয়লার–হাইজেনবার্গ ল্যাগ্রাঞ্জীয়|ফোটন–ফোটন মিথস্ক্রিয়া]]<ref name=Karplus>Robert Karplus* and Maurice Neuman, "The Scattering of Light by Light", Phys. Rev. 83, 776–784 (1951)</ref> পদার্থের সাথে মিথস্ক্রিয়ার তুলনায় নগণ্য।<ref name=Bergmann/> ফোটন এক ধরনের ক্রিয়াশীল [[বোসন]] কণা<ref name=boson/> এবং [[এইচ-তত্ত্ব]] অনুসারে<ref name=Tolman/> অতি সাধারণ শর্তে সাম্যাবস্থা অর্জন করতে পারে।

=== পরিবহন, শোষণ ও প্রতিফলন ===
কোন বস্তুর তাপীয় বিকিরণ ঘটিত আচরণ এর পরিবহন ''τ'', শোষণ ''α'' ও প্রতিফলন ''ρ'' দ্বারা চিহ্নিত করা হয়।

বস্তুটি এর পৃষ্ঠতলের চারপাশের পরিবেশের সাথে একটি ইন্টারফেস (যে তলে এদের মধ্যে ক্রিয়া প্রতিক্রিয়ার ক্ষেত্র সৃষ্টি হয়) তৈরি করে। এই ইন্টারফেস মসৃণ বা অমসৃণ হতে পারে। একটি অপ্রতিফলনকারী ইন্টারফেস, যার বিভিন্ন অংশের প্রতিসরণাঙ্ক ভিন্ন ভিন্ন, একটি অমসৃণ ইন্টারফেস হিসেবে গণ্য হবে। কেননা [[ফ্রেনেলের সূত্র|ফ্রেনেলের সমীকরণ]] অনুসারে মসৃণ পৃষ্ঠ পারিপার্শ্বিকের সাথে ভিন্ন প্রতিসরণাঙ্কে আলোকরশ্মি প্রতিফলন করে।<ref name=Tipler/> কিছু বিশেষ আদর্শায়িত ক্ষেত্রে নির্দিষ্ট কিছু নাম দেওয়া হয়ে থাকে:

''[[অস্বচ্ছতা (আলোকবিজ্ঞান)|অস্বচ্ছ বস্তু]]'' এতে পৌঁছানো কোন বিকিরণ পরিবহন করে না বটে, তবে কিছুটা প্রতিফলিত হতে পারে।<ref name=Kaviany/><ref name=Venkanna/> অর্থাৎ, ''τ'' = 0 এবং ''α'' + ''ρ'' = 1।

''[[স্বচ্ছতা (আলোকবিজ্ঞান)|স্বচ্ছ বস্তু]]'' এর কাছে পৌঁছানো সব আলোকেই পরিবহন করে বা ভেদ করে যেতে দেয়। অর্থাৎ, ''τ'' = 1 এবং α = ρ = 0।

'''''ধূসর বস্তু'''''-এর ক্ষেত্রে ''α'', ''ρ'' ও ''τ'' সকল তরঙ্গদৈর্ঘ্যের জন্যই ধ্রুব। এই নাম এমন বস্তুকেও নির্দেশ করতে পারে, যার ''α'' তাপমাত্রা ও তরঙ্গদৈর্ঘ্য নিরপেক্ষ।

''শ্বেতবস্তু'' অপরদিকে সকল আপতিত রশ্মিকে সবদিকে সমানভাবে প্রতিফলিত করে। অর্থাৎ, ''τ'' = 0, ''α'' = 0 এবং ''ρ'' = 1.

কৃষ্ণবস্তুর জন্য ''τ'' = 0, ''α'' = 1 এবং ''ρ'' = 0। প্ল্যাংক কৃষ্ণবস্তুর জন্য একটি মডেল নির্মাণ করেন, যা প্রকৃতিতে অস্তিত্বশীল নয় বলে উল্লেখ্যও করেন তিনি: অস্বচ্ছ অভ্যন্তরের পাশাপাশি এদের এমন ইন্টারফেস থাকে, যা কিনা নিখুঁত পরিবাহক এবং অপ্রতিফলনশীল।<ref>{{harvnb|Planck|1914|page=10}}</ref>

=== কির্শফের নিখুঁত কৃষ্ণবস্তু ===
কির্শফ ১৮৬০ সালে কৃষ্ণবস্তুর এক তাত্ত্বিক ধারণা উপস্থাপন করেন, যার সম্পূর্ণ শোষক ও অসীম ক্ষুদ্র ঘনত্ব বিশিষ্ট পৃষ্ঠতলের কথা তিনি বলেন। তবে প্ল্যাংক এই ধারণায় সীমাবদ্ধতা খুঁজে পান। প্ল্যাঙ্ক কৃষ্ণবস্তুর জন্য তিনটি শর্ত উল্লেখ করেন, বস্তুটি অবশ্যই ১) বিকিরণকে প্রবেশ করতে দেবে, তবে প্রতিফলিত হতে দেবে না, ২) ন্যূনতম ঘনত্ব বিশিষ্ট হবে, যাতে শক্তি শোষিত হতে পারবে, তবে আর পুনর্নির্গমন হতে দেবে না, ৩) [[বিক্ষেপণ]] সীমাবদ্ধ থাকবে, যেন বিকিরণ প্রবেশ করে আবার ফিরে আসতে না পারে। ফলত, অসীম পাতলা পৃষ্ঠতল ও বিক্ষেপণে সীমাবদ্ধতার শর্ত পূরণ না করায় কির্শফের তত্ত্ব কৃষ্ণবস্তুকে ব্যাখ্যা করতে পারে না।<ref>{{harvnb|Planck|1914|pages=9–10, §10}}</ref><ref name="Kirchhoff 1860c">{{harvnb|Kirchhoff|1860c}}</ref>

== বাস্তবায়ন ==
কৃষ্ণবস্তুর ''বাস্তবায়ন'' মূলত এর বাস্তবিক, মূর্ত রূপকে নির্দেশ করে। যেমন:

=== ছিদ্রযুক্ত গহ্বর ===
১৮৯৮ সালে [[অটো লামার]] এবং [[ফের্ডিনান্ড কার্লবাউম]] তাদের বিকিরণ উৎস গহ্বরের একটি বিবরণ প্রকাশ করেন।<ref>{{harvnb|Lummer|Kurlbaum|1898}}</ref> তাদের নকশাটি অপরিবর্তিত অবস্থায় আজও বিকিরণ পরিমাপের জন্য বহুল ব্যবহৃত। এটি ছিল একটি ছিদ্রযুক্ত [[প্লাটিনাম]] বাক্স, যা পর্দা দ্বারা পৃথক করা ছিল এবং এর অভ্যন্তর আয়রন অক্সাইড দ্বারা কালো করা। এটি ক্রমোন্নত পরিমাপের গুরুত্বপূর্ণ অংশ ছিল, যা পরবর্তীতে প্ল্যাঙ্কের তত্ত্ব উদ্ভাবনের সূচনা করে।<ref name=Rechenberg/><ref>{{harvnb|Kangro|1976|page=159}}</ref> ১৯০১ সালে বর্ণিত এর অপর একটি সংস্করণে এর অভ্যন্তরকে কালো করতে ক্রোমিয়াম, নিকেল ও কোবাল্ট অক্সাইডের মিশ্রণ ব্যবহৃত হয়।<ref>{{harvnb|Lummer|Kurlbaum|1901}}</ref> দেখুন: [[হোলরাউম]]।

=== নিকট-কৃষ্ণ বস্তু ===
[[ছদ্মবেশ]] এবং রাডার অদৃশ্যতার জন্য কৃষ্ণ-প্রায় বস্তু ও [[বিকিরণ শোষক পদার্থ|রাডার শোষক পদার্থ]] আগ্রহের বস্তু হয়ে রয়েছে।<ref name=Lewis/><ref name=Quinn/> এদের সৌরশক্তির সংগ্রাহক ও অবলোহিত তাপীয় সনাক্তকারী হিসেবেও ব্যবহার রয়েছে। বিকিরণের নিখুঁত নিঃসারক হিসেবে কৃষ্ণবস্তু সম-আচরণবিশিষ্ট কোন উষ্ণ বস্তু অপেক্ষা অবলোহিত উত্তাপক হিসেবে অধিক কার্যক্ষমভাবে ব্যবহৃত হতে পারে, বিশেষত মহাকাশ বা শূন্যস্থানে, যেখানে পরিবহনশীল তাপ উৎস উপলব্ধ নয়।<ref name=Mizuno/> ক্যামেরা বা দূরবীক্ষণ যন্ত্রে এর ব্যবহার হতে পারে অবাঞ্চিত আলো হ্রাস করতে। এছাড়াও উচ্চ কনট্রাস্ট যুক্ত স্থান থেকে তথ্য সংগ্রহে (যেমন নক্ষত্রের চারিপাশে গ্রহসমূহের পরিভ্রমণ পর্যবেক্ষণে) এই ধরনের বস্তু অবাঞ্চিত উৎস হতে আগত আলোকে শোষণ করতে ব্যবহৃত হতে পারে।

দীর্ঘদিন যাবত কাঠকয়লা বা [[দীপের কালি]]র আবরণ নিকট-কৃষ্ণ বস্তু হিসেবে গণ্য হলেও, শিল্পজাত [[কার্বন ন্যানোটিউব|কার্বন ন্যানোটিউবে]] এর চেয়ে উন্নত অবস্থা দেখা যায়। ন্যানো ছিদ্র যুক্ত পদার্থ শূন্যস্থানের প্রায়ই সমান [[প্রতিসরাঙ্ক|প্রতিসরণাঙ্ক]] অর্জন করতে পারে, যা একটি ক্ষেত্রে গড়ে ০.০৪৫% প্রতিফলনক্ষমতা অর্জন করে।<ref name=Chun/><ref name=Yang/> ২০০৯ সালে একদল জাপানি বিজ্ঞানী উলম্বভাবে সজ্জিত কার্বনন্যানো টিউব দিয়ে ন্যানো ব্ল্যাক নামক পদার্থ তৈরি করেন, যা প্রায় আদর্শ কৃষ্ণবস্তুর কাছাকাছি ছিল। অতিবেগুনি থেকে দূর অবলোহিত রশ্মির জন্য এর শোষণের হার ছিল ৯৮% থেকে ৯৯% এর মধ্যে।<ref name=Mizuno/> এছাড়াও নিকট কৃষ্ণবস্তুর উদাহরণ হতে পারে [[সুপার ব্ল্যাক]], যা তৈরি হয় [[নিকেল]]–[[ফসফরাস|ফসফরাসের]] [[সংকর ধাতু|সংকরকে]] রাসায়নিকভাবে এচিং করে, অর্থাৎ [[ভ্যান্টাব্ল্যাক|ভ্যান্টাব্ল্যাকের]] মতো উলম্বভাবে কার্বনন্যানোটিউবের সারি সাজিয়ে এবং ফুলসদৃশ কার্বন ন্যানো কাঠামো মাধ্যমে।<ref name=Brown/><ref>{{সাময়িকী উদ্ধৃতি |ডিওআই = 10.1021/acsanm.9b01950|শিরোনাম = Dandelion-Like Carbon Nanotubes for Near-Perfect Black Surfaces|বছর = 2019|শেষাংশ১ = Ghai|প্রথমাংশ১ = Viney|শেষাংশ২ = Singh|প্রথমাংশ২ = Harpreet|শেষাংশ৩ = Agnihotri|প্রথমাংশ৩ = Prabhat K.|সাময়িকী = ACS Applied Nano Materials|খণ্ড = 2|সংখ্যা নং = 12|পাতাসমূহ = 7951–7956| s2cid=213017898 }}</ref> এদের সকলে ৯৯.৯% তার বেশি আলো শোষণ করে।

=== তারা ও গ্রহ ===
[[চিত্র:Black Body Curves.png|থাম্ব|349x349px|বেশকিছু তারার নিকট-কৃষ্ণবস্তু রেখার তুলনায় মানবচক্ষুর লাল, সবুজ ও নীল আলোর সংবেদনের লেখচিত্র। এখানে দেখানো তারাগুলো হলো: [[জ্যেষ্ঠা (তারা)|জ্যেষ্ঠা]] ([[লাল অতিদানব তারা|লাল অতিদানব]]), সূর্য ([[জি-শ্রেণির মূলধারার তারা|হলুদ বামন]]), [[লুব্ধক]] ([[এ-শ্রেণির মূলধারার তারা|শ্বেত মূলধারার তারা]]), [[চিত্রা (তারা)|চিত্রা]] (নীল তারা) এবং [[গামা ভেলোরাম]]]]

একটি নক্ষত্র বা গ্রহকে প্রায়শই কৃষ্ণবস্তু হিসেবে এবং তড়িৎচৌম্বকীয় বিকিরণকে [[কৃষ্ণবস্তু বিকিরণ]] হিসেবে তুলনা করা হয়। চিত্রে ধারণা ব্যাখ্যা করার জন্য একটি পরিকল্পিত প্রস্থচ্ছেদ দেখানো হয়েছে। [[আলোকমণ্ডল]]কে (যে স্তরে বিকিরিত আলো উৎপন্ন হয়) এমন স্তর হিসেবে বাস্তবায়িত করা হয়, যেখানে ফোটন কণা উক্ত স্তরের পদার্থের সাথে মিথস্ক্রিয়ায় একটি সাধারণ তাপমাত্রা ''T'' অর্জন করে, যা দীর্ঘ সময় যাবত বজায় থাকে। কিছু কিছু ফোটন মহাকাশে চলে গেলেও এদের শক্তি নক্ষত্রের অভ্যন্তরীণ শক্তি দ্বারা প্রতিস্থাপিত হয়ে যায়, যার ফলে আলোকমণ্ডলের তাপমাত্রা স্থির থাকে। তারার কেন্দ্রে পরিবর্তন সাধিত হলে তা শক্তির উৎপাদনে প্রভাব ফেলতে পারে। তবে এমন পরিবর্তন অতি ধীর প্রক্রিয়ায় হয়ে থাকে। এ অবস্থায় অনুমান করা যায় যে, নক্ষত্রের বহিস্তরটি ছিদ্র সম্বলিত গহ্বর মডেলের অনুরূপ, যেখানে নক্ষত্রের আলোকমণ্ডলের সাথে মহাকাশের সীমিত আদান-প্রদান, মডেলের ছিদ্রের ন্যায় কাজ করে। এই সমস্ত অনুমান অনুসারে, আলোকমণ্ডলের তাপমাত্রায় নক্ষত্রটি কৃষ্ণবস্তু বিকিরণ ঘটায়।<ref name="Green" />

[[চিত্র:Idealized photosphere.png|থাম্ব|তারার প্রস্থচ্ছেদের একটি আদর্শ গঠন। [[আলোকমণ্ডল|আলোকমণ্ডলে]] তাপীয় সাম্যাবস্থার কাছাকাছিতে আলোর [[ফোটন]] কণা পাওয়া যায়। এর মাঝে কিছু ফোটন কণা মহাকাশে নিকট-কৃষ্ণবস্তু বিকিরণ হিসেবে বের হয়ে যায়।]]

এই মডেল ব্যবহার করে নক্ষত্রের [[কার্যকর তাপমাত্রা]] অনুমান করা হয়, যা কিনা এমন এক কৃষ্ণবস্তুর তাপমাত্রাকে নির্দেশ করে, যা ওই নক্ষত্রের সমান শক্তির ফ্লাক্স প্রদান করে। যদি নক্ষত্রটি একটি কৃষ্ণবস্তু হতো, তাহলে বর্ণালির যে কোন অঞ্চল থেকে একই কার্যকর তাপমাত্রা পাওয়া যেত। উদাহরণস্বরূপ বলা যায়, ''বি-ভি'' [[বর্ণ সূচক|বর্ণ সূচকের]]। এই সূচক ''বি'' (নীল) ও ''ভি'' (দৃশ্যমান) আলোর পরিসীমা তুলনা করার মাধ্যমে তৈরি। কোন নক্ষত্র যত লাল হয়, এর ''বি-ভি'' সূচক তত বেশি হয়।<ref name=Kelley/> যেমন সূর্যের ক্ষেত্রে ''বি-ভি'' সূচকের মান +.৬৪৮ ±.০০৬। অন্যদিকে ''ইউ'' (অতিবেগুনি) এবং ''বি'' (নীল) আলোর সূচককে একত্র করে পাওয়া যায় ''ইউ-বি'' সূচক। কোন নক্ষত্র যত উষ্ণ হয় বা অতিবেগুনি বিকিরণ যত বেশি হয়, ''ইউ-বি'' সূচক তত ঋণাত্মক বা কম হয়। সূর্যকে জি২ ভি নক্ষত্র ধরে এর সূচক হয় +.১২।<ref name=Golay/> দুই ধরনের নক্ষত্রের জন্য এই দুটি সূচককে চিত্রে তুলনা করা হয়েছে এদের কার্যকর তাপমাত্রাসহ (যদি নক্ষত্রগুলো নিখুঁত কৃষ্ণবস্তু হয়)।<ref name=Aller/> এদের মধ্যে মোটামুটি সম্পর্ক আছে বলা যায়। উদাহরণস্বরূপ, প্রদত্ত ''বি-ভি'' সূচকের ক্ষেত্রে উভয় ধরনের নক্ষত্রের (মূলধারা ও অতিদানব) রেখাই সংশ্লিষ্ট কৃষ্ণবস্তুর (অতিবেগুনি বর্ণালি সহকারে) রেখার নিচে পড়ে। যার মানে হলো এই যে, উভয় ধরনের নক্ষত্রই এদের সমান বি-ভি সূচক সমৃদ্ধ কৃষ্ণবস্তুর তুলনায় কম অতিবেগুনি রশ্মি ত্যাগ করে। আশ্চর্যজনকভাবে, বিভিন্ন গভীরতায় ভিন্ন ভিন্ন তাপমাত্রা সত্ত্বেও, নক্ষত্রগুলো কৃষ্ণবস্তুর লেখচিত্র মেনে চলে। যেমন [[সূর্য|সূর্যের]] কার্যকর তাপমাত্রা ৫৭৮০ কেলভিন,<ref name=Lang/> যেখানে আলো উৎপন্নকারী [[আলোকমণ্ডল|আলোকমণ্ডলের]] সাথে [[বর্ণমণ্ডল|বর্ণমণ্ডলের]] সীমানায় ৫০০০ কেলভিন এবং {{রূপান্তর|500|km|abbr=on}} গভীরে [[পরিচলন অঞ্চল|পরিচলন অঞ্চলের]] সাথে সীমানায় ৯৫০০ কেলভিন তাপমাত্রা দেখা যায়।<ref name=Bertotti/>

[[চিত্র:Effective temperature and color index.png|থাম্ব|মূলধারা ও অতিদানব নক্ষত্রের ''বি-ভি'' ও ''ইউ-বি'' বর্ণ সূচকের সাথের কৃষ্ণবস্তুর কার্যকর তাপমাত্রার তুলনা। একে [[বর্ণ-বর্ণ লেখচিত্র]] বলা হয়।<ref name="UBV"/>]]

=== কৃষ্ণগহ্বর ===
{{আরও দেখুন|হকিং বিকিরণ}}

[[কৃষ্ণগহ্বর]] হলো [[স্থান-কাল|স্থান-কালের]] এমন একটি নির্দিষ্ট অঞ্চল, যেখান থেকে কোনো কিছুই নির্গত হতে পারে না। কৃষ্ণগহ্বরের চারপাশে গাণিতিকভাবে নির্দেশিত একটি তল হলো [[ঘটনা দিগন্ত]], যেখান থেকে কোনো কিছুই ফিরে আসে না। এই অংশকে "কৃষ্ণ" বলা হয়, কেননা কোনো রকম প্রতিফলন ব্যতীত এটি ঐ অঞ্চলে আসা সকল আলোকে শোষণ করে। এই আচরণ একে প্রায় আদর্শ কৃষ্ণবস্তু হিসেবে প্রতিষ্ঠিত করে<ref name=Schutz/> (গহ্বরের ব্যাসের বড় বা সমান তরঙ্গদৈর্ঘ্যের কোনো বিকিরণ শোষণে অক্ষম হওয়ায় কৃষ্ণগহ্বর সম্পূণ রূপে আদর্শ কৃষ্ণবস্তু নয়)।<ref name=Davies/> পদার্থবিদদের মতে, বাইরের কোনো পর্যবেক্ষকের কাছে মনে হয় কৃষ্ণগহ্বরের তাপমাত্রা অশূন্য এবং এর প্রায় নিখুঁত কৃষ্ণবস্তু বর্ণালি বিশিষ্ট [[কৃষ্ণবস্তু বিকিরণ]]ও বিদ্যমান থাকে, যার ফলে [[কৃষ্ণগহ্বর#বাষ্পায়ন|বাষ্পায়িত]] হয়।<ref name=Wald/> এই বিকিরণের প্রক্রিয়ার সাথে [[কোয়ান্টাম বিক্ষেপণ|শূন্যস্থানের বিক্ষেপণের]] সম্পর্ক আছে, যেখানে প্রতিটি [[অসদ কণা|অসদ কণার জোড়ের]] একটি কৃষ্ণগহ্বরের মধ্যাকর্ষণের প্রভাবে পৃথক হয়ে যায় এবং একটি কণা কৃষ্ণগহ্বরে শোষিত ও অপরটি নির্গত হয়।<ref name=Carr/> শক্তির বন্টন বর্ণনা করতে সেক্ষেত্রে [[প্ল্যাংকের সূত্র]] ব্যবহৃত হয়, যেখানে তাপমাত্রা ''T'' এর জন্য:

:<math>T=\frac {\hbar c^3}{8\pi Gk_\text{B}M} \ ,</math>

এখানে ''c'' হলো [[আলোর দ্রুতি]], ℏ হলো [[প্ল্যাঙ্কের ধ্রুবক|হ্রাসকৃত প্লাংক ধ্রুবক]], ''k''<sub>B</sub> হলো [[বোলট্জম্যান ধ্রুবক]], ''G'' হলো [[মহাকর্ষ ধ্রুবক]] এবং M হলো কৃষ্ণগহ্বরের ভর।<ref name=Frolov/> এই অনুমানগুলো এখনো পরীক্ষিত বা প্রত্যক্ষভাবে যাচাইকৃত নয়।<ref name=Wald2/>

=== মহাজাগতিক অণুতরঙ্গ পটভূমি বিকিরণ ===
{{আরও দেখুন|মহাবিস্ফোরণ তত্ত্ব|মহাজাগতিক অণুতরঙ্গ পটভূমি বিকিরণ}}

মহাবিস্ফোরণ তত্ত্ব [[মহাজাগতিক নীতি]]র উপর ভিত্তি করে প্রতিষ্ঠিত, যাতে বলা হয়েছে বৃহৎ পরিসরে মহাবিশ্ব সমস্বত্ব ও সমঘনত্বপূর্ণ। এই তত্ত্বমতে, মহাবিশ্ব সৃষ্টির প্রায় এক সেকেন্ডের মাথায় এর তাপমাত্রা ছিল ১০<sup>১০</sup> কেলভিনের বেশি এবং এটি প্রায় আদর্শ কৃষ্ণবস্তু ছিল। মহাবিশ্বের প্রসারণের সাথে সাথে এর অভ্যন্তরস্থ পদার্থ ও বিকিরণ ঠান্ডা হাওয়ায় এই তাপমাত্রা কমে আসে। আজকের দিনে পরিলক্ষিত [[মহাজাগতিক অণুতরঙ্গ পটভূমি বিকিরণ]] "প্রকৃতিতে পাওয়া সবচেয়ে নিখুঁত কৃষ্ণবস্তু বিকিরণ।"<ref name=White/> ২.৭ কেলভিন তাপমাত্রায় এটির প্রায় নিখুঁত প্লাংক বর্ণালি রয়েছে। কিছুক্ষেত্রে আকাশের ১০০,০০০ ভাগের এক ভাগের কোণে অসমদৈশিকতা একে প্রকৃত কৃষ্ণবস্তুর আইসোট্রোপি বা সমদৈশিকতা থেকে পৃথক করে।

== বিকিরণ শীতলায়ন ==
[[চিত্র:Blackbody peak wavelength exitance vs temperature.svg|থাম্ব|upright=1.4|[[ভিনের সরণ সূত্র|সর্বোচ্চ বিকিরণ তরঙ্গদৈর্ঘ্য]] এবং [[বিকিরণ বহিরযোগ্যতা]] বনাম কৃষ্ণবস্তুর তাপমাত্রার লগ-লগ রেখাচিত্র &ndash; লাল রঙে [[আলোকমণ্ডল|৫৭৮০ কেলভিন]] তাপমাত্রায় কৃষ্ণবস্তুর সর্বোচ্চ তরঙ্গদৈর্ঘ্য ৫০১ ন্যানোমিটার এবং বিকিরণ বহির্যোগ্যতা ৬৩.৩ MW/m<sup>2</sup>]]

সকল তরঙ্গদৈর্ঘ্যে [[প্ল্যাঙ্কের সূত্র|প্ল্যাঙ্কের সূত্রের]] যোগজ যেকোনো তাপমাত্রা ''T'' বজায় রেখে একক সময় ও একক ক্ষেত্রফলে কোনো কৃষ্ণবস্তু থেকে বিকিরিত শক্তির পরিমাণ জানা যায়, যা [[স্টেফান-বোলজম্যান নীতি]] নামে পরিচিত:

:<math>P/A = \sigma T^4 \ , </math>
 
এখানে ''&sigma;'' হলো [[স্টেফান-বোলজম্যান নীতি|স্টেফান-বোলজম্যান ধ্রুবক]], {{physconst|sigma|symbol=yes|round=2}}। ধ্রুব তাপমাত্রা ''T''-তে তাপীয় সাম্যাবস্থায় থাকতে কৃষ্ণবস্তুটিকে ''A'' ক্ষেত্রফলে ''P'' পরিমাণ [[ক্ষমতা (পদার্থবিজ্ঞান)|ক্ষমতা]] শোষণ বা অভ্যন্তরীণভাবে উৎপন্ন করতে হবে।

কোন তাপীয় বিকিরণের দরুন কুলিংকে স্টেফান-বোলজম্যান নীতি ব্যবহার করে অনুমান করা হয়, যার পরিপূরক হিসেবে কাজ করে ধূসর বস্তুর [[নির্গততা]]  {{nowrap|''&epsilon;'' ≤ 1}} ({{nowrap|1=''P''/''A'' = ''&epsilon;&sigma;T''{{i sup|4}}}})। বস্তুটির উৎপাদিত ক্ষমতা ও [[তাপ ধারকত্ব|তাপ ধারণ ক্ষমতার]] উপর ভিত্তি করে এর তাপমাত্রা হ্রাসের হার অনুমান করা যায়।<ref name=Pearson/> এই পদ্ধতিটি কিছুটা সরলীকৃত, যেখানে তাপ পুনঃবন্টনের প্রক্রিয়াকে উপেক্ষা করা হয় (যার মধ্যে অভ্যন্তরীণ উপাদানের পরিবর্তন, [[দশান্তর|দশা পরিবর্তন]] বা বস্তুর পুনঃগঠন থাকতে পারে), যা বস্তুর ভেতরে শীতলায়নের সময় হয় এবং ধরে নেওয়া হয় বস্তুটির প্রতি মুহূর্তে তাপমাত্রা একই। এছাড়াও এটি অন্যান্য সকল জটিলতাও পরিহার করে। যেমন: তাপমাত্রার দরুণ নির্গততার পরিবর্তন,<ref name=Vollmer/><ref name=Champion/> অন্যান্য ধরনের শক্তি নির্গমনের প্রভাব (যেমন নিউট্রিনো বা অনুরূপ কণার নির্গমন) প্রভৃতি।<ref name=Shifman/>

যদি একটি উষ্ণ নির্গমনকারী বস্তু স্টেফান বোল্টজ্ম্যান নীতি মেনে চলে এবং এর নির্গমন ''P'' ও তাপমাত্রা ''T'' জানা থাকে। তাহলে সহজেই বস্তুটির মাত্রা নির্ণয় করা যেতে পারে। কেননা, মোট নির্গত ''P'' নির্গমন তলের সমানুপাতিক। এর মাধ্যমে পাওয়া যায় জ্যোতির্বিজ্ঞানীদের পর্যবেক্ষিত এক্সরে বিস্ফোরণগুলো ১০ কিলোমিটার ব্যাসার্ধের নিউট্রন নক্ষত্র থেকে উদ্ভূত হয়, পূর্বে অনুমিত কৃষ্ণগহ্বর থেকে নয়।<ref name=Lewin/> আকারের নিখুঁত অনুমানের জন্য নির্গততার ধারণা প্রয়োজন (বিশেষত বর্ণালি ও কৌণিক নির্ভরতার)।<ref name=Mason/>

== আরও দেখুন ==
* [[কার্যকর তাপমাত্রা]]
* [[বর্ণ তাপমাত্রা]]
* [[অবলোহিত থার্মোমিটার]]
* [[ফোটন সমবর্তন]]
* [[অতিবেগুনি বিপর্যয়]]

== তথ্যসূত্র ==
{{সূত্র তালিকা|refs=

<ref name=emissivity>
The emissivity of a surface in principle depends upon frequency, angle of view, and temperature. However,  by definition, the radiation from a ''gray body'' is simply proportional to that of a black body at the same temperature, so its emissivity does not depend upon frequency (or, equivalently, wavelength).  See {{বই উদ্ধৃতি |শিরোনাম=Principles of heat transfer |লেখক=Massoud Kaviany |অধ্যায়=Figure 4.3(b): Behaviors of a gray (no wavelength dependence), diffuse (no directional dependence) and opaque (no transmission) surface |পাতা=381 |অধ্যায়ের-ইউআরএল=https://books.google.com/books?id=dKI4k-9jK88C&pg=PA381  |আইএসবিএন=978-0-471-43463-4 |বছর=2002 |প্রকাশক=Wiley-IEEE}} and {{বই উদ্ধৃতি |শিরোনাম=Encyclopedia of optical engineering, Volume 3  |লেখক=Ronald G. Driggers |ইউআরএল=https://books.google.com/books?id=9ExHkgDv2z0C&pg=PA2303 |পাতা=2303 |আইএসবিএন=978-0-8247-4252-2 |প্রকাশক=CRC Press |বছর=2003}}
</ref>

<ref name=gray_body>Some authors describe sources of infrared radiation with emissivity greater than approximately 0.99 as a black body. See {{ওয়েব উদ্ধৃতি |শিরোনাম=What is a Blackbody and Infrared Radiation? |ইউআরএল=http://www.electro-optical.com/eoi_page.asp?h=What%20is%20a%20Blackbody%20and%20Infrared%20Radiation? |কর্ম=Education/Reference tab |প্রকাশক=Electro Optical Industries, Inc. |বছর=2008 |সংগ্রহের-তারিখ=2019-06-10 |আর্কাইভের-ইউআরএল=https://web.archive.org/web/20160307024120/http://electro-optical.com/eoi_page.asp?h=what%20is%20a%20blackbody%20and%20infrared%20radiation%3F |আর্কাইভের-তারিখ=2016-03-07 |ইউআরএল-অবস্থা=dead }}</ref>

<ref name=Chun>
{{সাময়িকী উদ্ধৃতি |ডিওআই=10.1038/nnano.2008.29|শিরোনাম=Blacker than black|বছর=2008|শেষাংশ১=Chun|প্রথমাংশ১=Ai Lin|সাময়িকী=Nature Nanotechnology|doi-access=free}}
</ref>

<ref name=Kirchhoff>
Translated by F. Guthrie from ''Annalen der Physik'': '''109''', 275-301 (1860): {{সাময়িকী উদ্ধৃতি |ইউআরএল=https://books.google.com/books?id=RVYEAAAAYAAJ&pg=PA1 |সাময়িকী=The London, Edinburgh, and Dublin Philosophical Magazine and Journal of Science |শিরোনাম=On the relation between the radiating and absorbing powers of different bodies for light and heat |লেখক=G. Kirchhoff |খণ্ড=20 |সংখ্যা নং=130 |তারিখ=July 1860}}
</ref>

<ref name=infinitesimal>
The notion of an infinitely thin layer was dropped by Planck. See {{harvnb|Planck|1914|page=10, footnote 2}}.
</ref>

<ref name="Adkins">
{{বই উদ্ধৃতি |লেখক=Clement John Adkins |অধ্যায়=§4.1 The function of the second law |শিরোনাম=Equilibrium thermodynamics |অধ্যায়ের-ইউআরএল=https://books.google.com/books?id=FW4Oz48TWwQC&pg=PA50 |পাতা=50 |আইএসবিএন=978-0-521-27456-2 |সংস্করণ=3rd |প্রকাশক=Cambridge University Press |বছর=1983}}
</ref>

<ref name=Batrouni>
In simple cases the approach to equilibrium is governed by a [[relaxation time]]. In others, the system may 'hang up' in a [[metastable state]], as stated by Adkins (1983) on page 10. For another example, see {{বই উদ্ধৃতি |শিরোনাম=Equilibrium and non-equilibrium statistical thermodynamics |লেখক১=Michel Le Bellac |লেখক২=Fabrice Mortessagne |লেখক৩=Ghassan George Batrouni |পাতা=8 |ইউআরএল=https://books.google.com/books?id=LZcdi4uzaWIC&pg=PA8 |আইএসবিএন= 978-0521821438 |বছর=2004 |প্রকাশক=Cambridge University Press}}
</ref>

<ref name=Landsberg>
The approach to thermal equilibrium of the radiation in the cavity can be catalyzed by adding a small piece of matter capable of radiating and absorbing at all frequencies. See {{বই উদ্ধৃতি |শিরোনাম= Thermodynamics and statistical mechanics |লেখক=Peter Theodore Landsberg |ইউআরএল=https://books.google.com/books?id=0gnWL7tmxm0C&pg=PA209 |পাতা=209 |আইএসবিএন=978-0-486-66493-4 |প্রকাশক=Courier Dover Publications |সংস্করণ=Reprint of Oxford University Press 1978 |বছর=1990 }}
</ref>

<ref name=Bergmann>
{{বই উদ্ধৃতি |শিরোনাম=Optics of waves and particles |লেখক১=Ludwig Bergmann |লেখক২=Clemens Schaefer |লেখক৩=Heinz Niedrig |ইউআরএল=https://books.google.com/books?id=sJxv-yCSNEAC&pg=PA595 |পাতা=595 |আইএসবিএন=978-3-11-014318-8 |বছর=1999 |প্রকাশক=Walter de Gruyter |উক্তি=Because the interaction of the photons with each other is negligible, a small amount of matter is necessary to establish thermodynamic equilibrium of heat radiation.}}
</ref>

<ref name=Massoud>
{{বই উদ্ধৃতি |অধ্যায়ের-ইউআরএল=https://books.google.com/books?id=9KIp_fmC9A0C&pg=PA568 |পাতা=568 |লেখক=Mahmoud Massoud |শিরোনাম=Engineering thermofluids: thermodynamics, fluid mechanics, and heat transfer |অধ্যায়=§2.1 Blackbody radiation |আইএসবিএন=978-3-540-22292-7 |প্রকাশক=Springer |বছর=2005}}
</ref>

<ref name=boson>
The fundamental bosons are the [[photon]], the vector bosons of the [[weak interaction]], the [[gluon]], and the [[graviton]]. See {{বই উদ্ধৃতি |শিরোনাম=Bose-Einstein condensation |ইউআরএল=https://books.google.com/books?id=suqJdr2pPIsC&pg=PA4 |পাতা=4 |লেখক১=Allan Griffin |লেখক২=D. W. Snoke |author2-link=David Snoke|লেখক৩=S. Stringari |প্রকাশক=Cambridge University Press |বছর=1996 |আইএসবিএন=978-0-521-58990-1}}
</ref>

<ref name=Kaviany>
{{বই উদ্ধৃতি |শিরোনাম=Principles of heat transfer |লেখক=Massoud Kaviany |অধ্যায়=Figure 4.3(b) Radiation properties of an opaque surface |পাতা=381 |অধ্যায়ের-ইউআরএল=https://books.google.com/books?id=dKI4k-9jK88C&pg=PA381 |প্রকাশক=Wiley-IEEE |আইএসবিএন=978-0-471-43463-4 |বছর=2002}} 
</ref>

<ref name=Lewis>{{সাময়িকী উদ্ধৃতি |শিরোনাম=Materials keep a low profile |লেখক=CF Lewis |তারিখ=June 1988 |সাময়িকী=Mech. Eng. |পাতাসমূহ=37–41 |ইউআরএল=http://www.cewriters.com/CEWritersSample_MaterialsFeature.pdf }}{{Dead link|date=August 2018 |bot=InternetArchiveBot |fix-attempted=yes }}</ref>

<ref name=Rechenberg>
An extensive historical discussion is found in {{বই উদ্ধৃতি |শিরোনাম=The historical development of quantum theory |প্রথমাংশ১=Jagdish |শেষাংশ১=Mehra |author-link1=Jagdish Mehra |প্রথমাংশ২=Helmut |শেষাংশ২=Rechenberg |author-link2=Helmut Rechenberg |ইউআরএল=https://books.google.com/books?id=W5kyppVPyesC&pg=PA39 |পাতাসমূহ=39 ''ff'' |আইএসবিএন=978-0-387-95174-4 |বছর=2000 |প্রকাশক=Springer}}
</ref>

<ref name=Quinn>
{{বই উদ্ধৃতি |শিরোনাম=Textile Futures |লেখক=Bradley Quinn |বছর=2010 |আইএসবিএন=978-1-84520-807-3 |প্রকাশক=Berg |ইউআরএল=https://books.google.com/books?id=e_wnynE954MC&pg=PA68 |পাতা=68}}
</ref>

<ref name=Mizuno>
{{সাময়িকী উদ্ধৃতি
|লেখক=K. Mizuno
|শিরোনাম=A black body absorber from vertically aligned single-walled carbon nanotubes
|সাময়িকী=[[Proceedings of the National Academy of Sciences]]
|খণ্ড=106 |পাতাসমূহ=6044–6077
|বছর=2009
|ডিওআই=10.1073/pnas.0900155106
|pmid=19339498
|সংখ্যা নং=15
|pmc=2669394
|বিবকোড = 2009PNAS..106.6044M |লেখক-প্রদর্শন=etal|doi-access=free
}}
</ref>

<ref name=Brown>
See description of work by Richard Brown and his colleagues at the UK's National Physical Laboratory: {{সাময়িকী উদ্ধৃতি
|ইউআরএল= https://www.newscientist.com/article/dn3356-mini-craters-key-to-blackest-ever-black.html
|শিরোনাম=Mini craters key to 'blackest ever black'
|তারিখ=6 February 2003
|লেখক=Mick Hamer
|সাময়িকী=New Scientist
}}</ref>

<ref name=Green>
{{বই উদ্ধৃতি |শিরোনাম=An introduction to the sun and stars |লেখক১=Simon F. Green |লেখক২=Mark H. Jones |লেখক৩=S. Jocelyn Burnell |ইউআরএল=https://books.google.com/books?id=lb5owLGIQGsC&pg=PA53 |পাতাসমূহ=21–22, 53 |উক্তি=A source in which photons are much more likely to interact with the material within the source than to escape is a condition for the formation of a black-body spectrum |আইএসবিএন=978-0-521-54622-5 |বছর=2004 |প্রকাশক=Cambridge University Press}}
</ref>

<ref name=Aller>
{{বই উদ্ধৃতি |শিরোনাম=Atoms, stars, and nebulae |ইউআরএল=https://books.google.com/books?id=HupvoeJDCGoC&pg=PA61 |পাতা=61 |লেখক=Lawrence Hugh Aller |প্রকাশক=Cambridge University Press |আইএসবিএন=978-0-521-31040-6 |সংস্করণ=3rd |বছর=1991}}
</ref>

<ref name=Kelley>
{{বই উদ্ধৃতি |শিরোনাম=Exploring Ancient Skies: A Survey of Ancient and Cultural Astronomy |লেখক= David H. Kelley |লেখক২= Eugene F. Milone |লেখক৩= Anthony F. (FRW) Aveni |ইউআরএল=https://books.google.com/books?id=ILBuYcGASxcC&pg=PA52 |পাতা=52  |আইএসবিএন=978-1-4419-7623-9 |প্রকাশক=Springer |বছর=2011 |সংস্করণ=2nd}}
</ref>

<ref name=Golay>
{{বই উদ্ধৃতি |শিরোনাম=Introduction to astronomical photometry |লেখক=M Golay |অধ্যায়ের-ইউআরএল=https://books.google.com/books?id=OmNuvvt31BkC&pg=PA82 |পাতা=82 |অধ্যায়=Table IX: ''U-B'' Indices |আইএসবিএন=978-90-277-0428-3 |বছর=1974 |প্রকাশক=Springer}}
</ref>

<ref name=Lang>
{{বই উদ্ধৃতি |শিরোনাম=Astrophysical formulae, Volume 1 |লেখক=Kenneth R. Lang |ইউআরএল=https://books.google.com/books?id=HlGIXqzVEAgC&pg=PA23 |পাতা=23 |আইএসবিএন=978-3-540-29692-8 |সংস্করণ=3rd |প্রকাশক=Birkhäuser |বছর=2006}}
</ref>

<ref name=Bertotti>
{{বই উদ্ধৃতি |লেখক১=B. Bertotti |লেখক২=Paolo Farinella |লেখক৩=David Vokrouhlický |শিরোনাম=New Views of the Solar System |অধ্যায়=Figure 9.2: The temperature profile in the solar atmosphere |পাতা=248 |অধ্যায়ের-ইউআরএল=https://books.google.com/books?id=i-YvHNPEqAIC&pg=PA248 |আইএসবিএন=978-1-4020-1428-4 |বছর=2003 |প্রকাশক=Springer}}
</ref>

<ref name=Schutz>
{{বই উদ্ধৃতি
 | শিরোনাম = Gravity From the Group Up: An Introductory Guide to Gravity and General Relativity 
 | আইএসবিএন =  978-0-521-45506-0
 | পাতা = 304
 | শেষাংশ১ = Schutz	 | প্রথমাংশ১ =  Bernard
 | প্রকাশক=Cambridge University Press
 | সংস্করণ=1st
 | বছর=2004
}}</ref>

<ref name=Carr>
{{বই উদ্ধৃতি |শিরোনাম=Beyond Extreme Physics: Cutting-edge science |অধ্যায়=Chapter 6: Quantum black holes |লেখক১=Bernard J Carr |লেখক২=Steven B Giddings |name-list-style=amp |অধ্যায়ের-ইউআরএল=https://books.google.com/books?id=N-K-q0_TexAC&pg=PA30 |পাতা=[https://archive.org/details/beyondextremephy0000unse/page/30 30] |প্রকাশক=Rosen Publishing Group, Scientific American (COR) |আইএসবিএন=978-1-4042-1402-6 |বছর=2008 |ইউআরএল=https://archive.org/details/beyondextremephy0000unse/page/30 }}
</ref>

<ref name=Davies>
{{সাময়িকী উদ্ধৃতি |শিরোনাম=Thermodynamics of black holes |লেখক=PCW Davies |সাময়িকী=Rep Prog Phys |খণ্ড=41 |সংখ্যা নং=8 |পাতাসমূহ=1313–1355 |বছর=1978 |ইউআরএল=http://cosmos.asu.edu/publications/papers/ThermodynamicTheoryofBlackHoles%2034.pdf |ডিওআই=10.1088/0034-4885/41/8/004 |বিবকোড=1978RPPh...41.1313D |s2cid=250916407 |ইউআরএল-অবস্থা=dead |আর্কাইভের-ইউআরএল=https://web.archive.org/web/20130510184530/http://cosmos.asu.edu/publications/papers/ThermodynamicTheoryofBlackHoles%2034.pdf |আর্কাইভের-তারিখ=2013-05-10 }}
</ref>

<ref name=Champion>
{{বই উদ্ধৃতি |শিরোনাম=MEMS and Microstructures in aerospace applications |লেখক১=Robert Osiander |লেখক২=M. Ann Garrison Darrin |লেখক৩=John Champion |ইউআরএল=https://books.google.com/books?id=DaqsgZ2HtIwC&pg=PA187 |পাতা=187 |আইএসবিএন=978-0-8247-2637-9 |বছর=2006 |প্রকাশক=CRC Press}}
</ref>

<ref name=Frolov>
{{বই উদ্ধৃতি |শিরোনাম=Introduction to Black Hole Physics |লেখক১=Valeri P. Frolov |লেখক২=Andrei Zelnikov |অধ্যায়ের-ইউআরএল=https://books.google.com/books?id=r_l5AK9DdXsC&pg=PA321 |পাতা=321 |অধ্যায়=Equation 9.7.1 |আইএসবিএন=978-0-19-969229-3 |বছর=2011 |প্রকাশক=Oxford University Press}}
</ref>

<ref name=Pearson>
A simple example is provided by {{বই উদ্ধৃতি |শিরোনাম=The Person Guide to Objective Physics for the IIT-JEE |লেখক=Srivastava M. K. |অধ্যায়=Cooling by radiation |অধ্যায়ের-ইউআরএল=https://books.google.com/books?id=FTpK4a4FTLQC&pg=PA610 |পাতা=610 |প্রকাশক=Pearson Education India |বছর=2011 |আইএসবিএন=978-81-317-5513-6}}
</ref>

<ref name=Lewin>
{{বই উদ্ধৃতি |অধ্যায়ের-ইউআরএল=https://books.google.com/books?id=ukItNVRRSp4C&pg=PA250 |পাতাসমূহ=[https://archive.org/details/forloveofphysics0000lewi/page/251 251 ''ff''] |লেখক=Walter Lewin |লেখক২=Warren Goldstein |শিরোনাম=For the love of physics |আইএসবিএন=978-1-4391-0827-7 |বছর=2011 |প্রকাশক=Simon and Schuster |অধ্যায়=X-ray bursters! |ইউআরএল=https://archive.org/details/forloveofphysics0000lewi/page/251 }}
</ref>

<ref name=Mason>
{{বই উদ্ধৃতি |শিরোনাম=Astrophysics update, Volume 2 |লেখক=TE Strohmayer |অধ্যায়=Neutron star structure and fundamental physics |সম্পাদক=John W. Mason |অধ্যায়ের-ইউআরএল=https://books.google.com/books?id=SOzEHo1RteMC&pg=PA41 |পাতা=41 |আইএসবিএন=978-3-540-30312-1 |প্রকাশক=Birkhäuser |বছর=2006}}
</ref>

<ref name=Gray>
{{সাময়িকী উদ্ধৃতি |লেখক=David F Gray |সাময়িকী=Publications of the Astronomical Society of the Pacific |খণ্ড=107 |পাতাসমূহ=120–123 |তারিখ=February 1995 |শিরোনাম=Comparing the sun with other stars along the temperature coordinate |ডিওআই=10.1086/133525|বিবকোড = 1995PASP..107..120G |doi-access=free }}
</ref>

<ref name=Shifman>
{{বই উদ্ধৃতি |অধ্যায়= 6.2 Coling by Neutrino Emissions (pp. 2135-2136) &ndash; The Condensed Matter Physics of QCD |লেখক১=Krishna Rajagopal |লেখক২=Frank Wilczek |author-link2=Frank Wilczek |পাতাসমূহ=2061–2151 |আইএসবিএন=978-981-02-4969-4 |বছর=2001 |প্রকাশক=[[World Scientific]] |অবস্থান=Singapore |সম্পাদক=Mikhail A. Shifman |সম্পাদক-সংযোগ=Mikhail Shifman |শিরোনাম=At The Frontier of Particle Physics: Handbook of QCD (On the occasion of the 75th birthday of Professor Boris Ioffe) |খণ্ড=3 |উক্তি=For the first 10<sup>5&ndash;6</sup> years of its life, the cooling of a neutron star is governed by the balance between heat capacity and the loss of heat by neutrino emission. ... Both the specific heat ''C<sub>V</sub>'' and the neutrino emission rate ''L<sub>&nu;</sub>'' are dominated by physics within ''T'' of the Fermi surface. ... The star will cool rapidly until its interior temperature is ''T''&nbsp;<&nbsp;''T<sub>c</sub>&nbsp;~&nbsp;∆'', at which time the quark matter core will become inert and the further cooling history will be dominated by neutrino emission from the nuclear matter fraction of the star. |arxiv=hep-ph/0011333v2 |ডিওআই=10.1142/9789812810458_0043|citeseerx=10.1.1.344.2269 |s2cid=13606600 }}
</ref>

<ref name=Siegel>
{{বই উদ্ধৃতি
 | শিরোনাম = Thermal Radiation Heat Transfer; Volume 1
 | ইউআরএল = https://books.google.com/books?id=O389yQ0-fecC&pg=PA7
 | আইএসবিএন = 978-1-56032-839-1
 | পাতা = 7
 | শেষাংশ১ = Siegel	 | প্রথমাংশ১ =  Robert
 | শেষাংশ২ =  Howell	 | প্রথমাংশ২ =  John R.
 | প্রকাশক=Taylor & Francis
 | সংস্করণ=4th
 | বছর=2002
}}</ref>

<ref name=Tipler>
{{বই উদ্ধৃতি |শিরোনাম=Physics for Scientists and Engineers, Parts 1-35; Part 39 |অধ্যায়ের-ইউআরএল=https://books.google.com/books?id=Gp2tzUhbqjMC&pg=PA1044 |পাতা=1044 |অধ্যায়=Relative intensity of reflected and transmitted light |আইএসবিএন=978-0-7167-3821-3 |বছর=1999 |সংস্করণ=4th |প্রকাশক=Macmillan |লেখক=Paul A. Tipler}}
</ref>

<ref name=Tolman>
{{বই উদ্ধৃতি |লেখক=Richard Chace Tolman |লেখক-সংযোগ=Richard Chace Tolman |অধ্যায়=§103: Change of ''H'' with time as a result of collisions |শিরোনাম= The principles of statistical mechanics |পাতাসমূহ= 455 ''ff'' |অধ্যায়ের-ইউআরএল=https://books.google.com/books?id=4TqQZo962s0C |আইএসবিএন=978-0-486-63896-6 |সংস্করণ=Reprint of 1938 Oxford University Press |প্রকাশক=Dover Publications |বছর=2010 |উক্তি=...we can define a suitable quantity ''H'' to characterize the condition of a gas which [will exhibit] a tendency to decrease with time as a result of collisions, unless the distribution of the molecules [is already that of] equilibrium. (p. 458)}}
</ref>

<ref name=UBV>
Figure modeled after {{বই উদ্ধৃতি |শিরোনাম=Introduction to Stellar Astrophysics: Basic stellar observations and data |লেখক=E. Böhm-Vitense |অধ্যায়ের-ইউআরএল=https://books.google.com/books?id=JWrtilsCycQC&pg=PA26 |পাতা=26 |অধ্যায়=Figure 4.9 |প্রকাশক=Cambridge University Press |আইএসবিএন=978-0-521-34869-0 |বছর=1989}}
</ref>

<ref name=Venkanna>
{{বই উদ্ধৃতি |শিরোনাম=Fundamentals of heat and mass transfer |লেখক=BA Venkanna |অধ্যায়ের-ইউআরএল=https://books.google.com/books?id=IIIVHRirRgEC&pg=PA386 |পাতাসমূহ=385–386 |অধ্যায়=§10.3.4 Absorptivity, reflectivity, and transmissivity |আইএসবিএন=978-81-203-4031-2 |বছর=2010 |প্রকাশক=PHI Learning Pvt. Ltd.}}
</ref>

<ref name=Vollmer>
{{বই উদ্ধৃতি |শিরোনাম=Infrared Thermal Imaging: Fundamentals, Research and Applications |অধ্যায়=Figure 1.38: Some examples for temperature dependence of emissivity for different materials |অধ্যায়ের-ইউআরএল=https://books.google.com/books?id=nAIZb8-05IwC&pg=PA45 |পাতা=45  |লেখক১=M Vollmer |লেখক২=K-P Mõllmann |আইএসবিএন=978-3-527-63087-5 |বছর=2011 |প্রকাশক=John Wiley & Sons}}
</ref>

<ref name=Wald>
{{বই উদ্ধৃতি |অধ্যায়=The thermodynamics of black holes |লেখক=Robert M Wald |অধ্যায়ের-ইউআরএল=https://books.google.com/books?id=ZDtxnw-b1xEC&pg=PA1 |পাতাসমূহ=1–38 |editor1=Andrés Gomberoff |editor2=Donald Marolf |শিরোনাম=Lectures on quantum gravity |আইএসবিএন=978-0-387-23995-8 |বছর=2005 |প্রকাশক=[[Springer Science & Business Media]]}}
</ref>

<ref name=Wald2>
{{বই উদ্ধৃতি |editor1=Andrés Gomberoff |editor2=Donald Marolf |লেখক=Robert M Wald |অধ্যায়ের-ইউআরএল=https://books.google.com/books?id=ZDtxnw-b1xEC&pg=PA28 |অধ্যায়=The thermodynamics of black holes (pp. 1&ndash;38) |শিরোনাম=Lectures on Quantum Gravity |উক্তি=... no results on black hole thermodynamics have been subject to any experimental or observational tests ... |বছর=2005 |আইএসবিএন=978-0-387-23995-8 |পাতা=28 |প্রকাশক=[[Springer Science & Business Media]]}}
</ref>

<ref name=Yang>
{{সাময়িকী উদ্ধৃতি |লেখক=Zu-Po Yang |s2cid= 7412160 |শিরোনাম= Experimental observation of an extremely dark material made by a low-density nanotube array  |সাময়িকী=Nano Letters  |খণ্ড=8 |সংখ্যা নং=2|পাতাসমূহ= 446–451 |বছর=2008 |ডিওআই=10.1021/nl072369t |বিবকোড = 2008NanoL...8..446Y |pmid=18181658|লেখক-প্রদর্শন=etal}}
</ref>

<ref name=White>
{{সাময়িকী উদ্ধৃতি|লেখক=White, M. |বছর=1999 |শিরোনাম=Anisotropies in the CMB |সাময়িকী= Proceedings of the Los Angeles Meeting, DPF 99. UCLA. |ইউআরএল=http://www.dpf99.library.ucla.edu/session9/white0910.pdf}} See also [https://arxiv.org/abs/astro-ph/9903232v1 arXive.org].
</ref>

<ref name=Zee>
Corrections to the spectrum do arise related to boundary conditions at the walls, curvature, and topology, particularly for wavelengths comparable to the cavity dimensions; see {{বই উদ্ধৃতি |শিরোনাম=Cavity-enhanced spectroscopies |ইউআরএল=https://books.google.com/books?id=OuLILePVdJQC&pg=PA202 |পাতা=202 |লেখক১=Roger Dale Van Zee |লেখক২=J. Patrick Looney |আইএসবিএন=978-0-12-475987-9 |বছর=2002 |প্রকাশক=Academic Press}}
</ref>
}}

=== অন্যান্য পাঠ্যপুস্তক ===
* {{বই উদ্ধৃতি | লেখক=Kroemer, Herbert; Kittel, Charles
 | শিরোনাম=Thermal Physics (2nd ed.) | প্রকাশক=W. H. Freeman Company | বছর=1980
 | আইডি={{আইএসবিএন|0-7167-1088-9}}}}
* {{বই উদ্ধৃতি | লেখক=Tipler, Paul; Llewellyn, Ralph
 | শিরোনাম=Modern Physics (4th ed.) | প্রকাশক=W. H. Freeman | বছর=2002 | আইডি={{আইএসবিএন|0-7167-4345-0}}}}

== বহিঃসংযোগ ==
* [http://hyperphysics.phy-astr.gsu.edu/Hbase/thermo/coobod.html#c1 মানব দেহের শীতলীকরণ প্রক্রিয়া] - হাইপার পদার্থবিজ্ঞান থেকে
* [https://web.archive.org/web/20120103021555/http://www.x20.org/library/thermal/blackbody.htm ভিন্ন ভিন্ন অনেকগুলো বস্তু থেকে নিঃসরিত বিকিরণের বর্ণনা]
* [http://infrared.als.lbl.gov/calculators/bb2001.html কৃষ্ণকায়া নিঃসরণ ক্যালকুলেটর]{{অকার্যকর সংযোগ|তারিখ=জানুয়ারি ২০১৯ |bot=InternetArchiveBot |ঠিক করার প্রচেষ্টা=yes }}
* [http://webphysics.davidson.edu/Applets/java11_Archive.html কৃষ্ণকায়া নিঃসরণ অ্যাপলেট] {{ওয়েব আর্কাইভ|ইউআরএল=https://web.archive.org/web/20100609050537/http://webphysics.davidson.edu/Applets/java11_Archive.html |তারিখ=৯ জুন ২০১০ }}

<!--Categories-->
[[বিষয়শ্রেণী:তাপ বিকিরণ]]
[[বিষয়শ্রেণী:তাড়িতচৌম্বক বিকিরণ]]
[[বিষয়শ্রেণী:জ্যোতিঃপদার্থবিজ্ঞান]]

<!--Interwiki-->
[[বিষয়শ্রেণী:অবলোহিত বিকিরণ]]
[[বিষয়শ্রেণী:তাপ সঞ্চালন]]
[[বিষয়শ্রেণী:তড়িচ্চুম্বকীয় বিকিরণ]]