Kõik makroskoopilised kehad kiirgavad oma temperatuurile vastavat pidevat kiirgust kindla spektraaljaotusega. Vastav kiirgusintensiivsuse sõltuvus sagedusest (või lainepikkusest) on musta keha kiirgusjaotus (ehk ka Plancki kiirgusjaotus). Reaalselt ei ole ükski keha täpselt sellise energiajaotusega. Ent tihti on see hea lähendus.

Must keha on objekt, mis mitte ei peegelda ega hajuta sellele langevat valgust vaid neelab ja seejärel taas kiirgab sellele langenud valguse. Musta keha kiirgus sõltub ainult musta keha temperatuurist $T$ ja on pidev spekter. Musta keha spektraalset kiirgusvõimet (spektrit) sageduse $\nu$ jaoks on võimalik kirjeldada Plancki valemiga

kus $h=6,626\times {10}^{-34}Js$ on Plancki konstant, $c$ on valguse kiirus ning $k$ Boltzmanni konstant. $B$ on nn Plancki funktsioon, selle ühik on $\left[J{s}^{-1}{m}^{-2}H{z}^{-1}s{r}^{-1}\right]$. Musta keha kiirgust nimetatakse ka soojuslikuks kiirguseks.

Suurust $B$ nimetatakse kiirgusintensiivsuseks ja nagu selle ühikust näha, sõltub kiirgusintensiivsus üldjuhul ka suunast. Kui suunast sõltuvust ei ole (isotroopsus), võib toodud avaldise suuna järgi ära integreerida (vastav integraal on $\pi$). Integreerides ka üle sageduste, saame energiavoo $F$, mis avaldub kujul

See valem on tuntud Stefan−Boltzmanni seaduse nime all ning $\sigma =5,67\times {10}^{-8}W{m}^{-2}{K}^4$ on Stefan−Boltzmanni konstant. Kui sageduste järgi ei ole integreeritud, nimetatakse seda monokromaatseks vooks. Energiavoo ühik on  $\left[J{s}^{-1}{m}^{-2}\right],$ monokromaatse voo ühik on $\left[J{s}^{-1}{m}^{-2}H{z}^{-1}\right].$ Pangem tähele, et energiavoog on pindala ühiku kohta.

Kui temperatuur suureneb, nihkub musta keha kiirgusjaotus suuremate sageduste (ehk väiksemate lainepikkuste) suunas: mida kõrgem on temperatuur, seda sinisem on kiirgus (joonis 48). Hästi madala temperatuuri puhul on kiirgus infrapunaste lainepikkuste alas. Näiteks keha, mille temperatuur on $300K,$ kiirgab infrapunast kiirgust. Kui temperatuur on $1000K,$ on samuti enamus kiirgusest infrapunases piirkonnas, ent väike osa satub juba ka nähtavasse tumepunasesse piirkonda. Temperatuuri $4000K$ juures hakkab värvuse maksimum nihkuma punasest piirkonnast kollasesse. Alates temperatuurist $7000K$ nihkub maksimum sinisesse piirkonda. Seda kirjeldab matemaatiliselt Wieni nihkeseadus: kiirguse maksimumi lainepikkus on pöördvõrdeline temperatuuriga ehk maksimumi lainepikkuse ja temperatuuri korrutis on konstantne

Konstant selles valemis on $2,9\times {10}^{-3}mK.$ Lainepikkuste maksimumi nihe on näha musta keha kiirgust illustreerival joonisel 48.

Maapealsed kehad ei oma väga suuresagedusliku kiirguse kiirgamiseks piisavalt kõrgeid temperatuure. Paljud kosmilised objektid kiirgavad aga olulise koguse ultraviolett-, röntgen- ja isegi gammakiirgust. Ehkki Päikese kiirgusmaksimum asub näiteks optilises piirkonnas, on päikesekrooni kiirgus valdavalt röntgenpiirkonnas. Erinevad lainepikkused annavad üksteist täiendavat informatsiooni ehk siis, kui uurime Päikest röntgenkiirguses, saame päikesekrooni kohta teada, milline on selle tihedus, temperatuur, aine liikumised; kui uurime Päikest optilises piirkonnas, saame andmeid Päikese "pinna" (ehk fotosfääri) kohta, milline on selle struktuur, liikumised ja muud omadused. Kõigest sellest tuleb selles õpikus edaspidi palju juttu. 

Musta keha kiirgusjaotust kasutatakse objekti temperatuuri määramiseks. Nii on Päikese temperatuur tema kiirgusjaotuse järgi üsna täpselt määratav $5770K,$ külmade gaasipilvede temperatuur tuleb $60K$ (kiirgus valdavalt raadiopiirkonnas), noorte tekkivate tähtede ümbriste temperatuur on $600K$ (kiirgus infrapunases); heledaimad kuumad tähed omavad temperatuure kuni $50000K.$ Kuna nende objektide kiirgusjaotus ei vasta täpselt musta keha kiirgusjaotusele (vt Päikese kiirgusjaotuse joonist 49), siis nimetatakse neid temperatuure sageli efektiivseteks temperatuurideks. Musta keha spekter eeldab ju, et keha omab ühte fikseeritud temperatuuri, kuid tähtede (sh Päikese) kiirgusjaotus on summa mingi antud tähe erinevate piirkondade (veidi) erineva temperatuuriga kiirgustest. Sellest saame rohkem teada peatükkidest, kus kirjeldame Päikest ja teisi tähti.

Kirjutades temperatuurist, peame kirjutama ka termodünaamilisest tasakaalust. Igapäevaelus, kõneldes mingi ruumi temperatuurist, peame silmas nn kineetilist temperatuuri, mis vastab õhu molekulide juhusliku liikumise keskmisele kineetilisele energiale. Näiteks kineetilisele temperatuurile $293K$ vastab osakeste energia $3kT/2=0,039eV.$ Kui süsteemi iga osa on iseloomustatud sama temperatuuriga, siis öeldakse, et süsteem on termodünaamilises tasakaalus. Reaalses elus on absoluutne termodünaamiline tasakaal haruldane. Vaatame näiteks sedasama äsja viidatud ruumi. See ruum on täidetud ka erinevate lainepikkustega footonitega ja nähtava valguse footonite keskmine energia on suurusjärgus $\sim 3eV.$ Kuna toa mõõtmed on footonite liikumiste jaoks üsna väikesed, siis tuba täitvad footonid õhu molekulidega praktiliselt ei interageeru ja termodünaamilist tasakaalu nende vahel ei ole.

Termodünaamilisest tasakaalust kasulikum mõiste on lokaalne termodünaamiline tasakaal. Kui vaatame mingit "lokaalset" ruumiosa, mille mõõtmed on nii suured, et osakesed saavad seal sageli põrkuda (öeldakse, et ruumi mõõtmed on palju suuremad kui osakeste vaba tee pikkus), kuid siiski väiksemad, et temperatuur selle ruumiosa eri piirkondades oluliselt muutuks, siis öeldaksegi, et tegemist on lokaalse termodünaamilise tasakaaluga. Õhu molekulid toas on omavahel lokaalses termodünaamilises tasakaalus, kuid ei ole tasakaalus footonitega. Selleks, et lokaalne termodünaamiline tasakaal kehtiks ka footonite ja osakeste vahel, on vajalik, et nad omavahel piisavalt tihti interageeruksid. Ehk siis, et mingis ruumiosas oleks footonite ja osakeste kontsentratsioonid piisavalt suured ning et selles ruumiosas oleks aine kõikide lainepikkustega footonite jaoks optiliselt paks ehk see ongi teiste sõnadega, et footonid interageeruksid ainega piisavalt tihti, enne kui nad sellest piirkonnast väljuksid. Näiteks, kui mingi kosmilise gaasi pilv ei ole footonitele optiliselt paks, siis termodünaamilist tasakaalu aatomite ja footonite vahel ei ole ning pilve erinevad komponendid on erineva temperatuuriga.