实验装置通过光度测定法估算人造恒星的温度，帮助我们找到钨卤素灯的表面温度。同时也证明了Wein位移定律，即“随着恒星温度的升高，其连续光谱的峰值会向更短（更蓝）的方向移动”。我们可以研究卤素灯光谱中的波长随灯表面温度变化而变化的情况。我们将使用我们的装置型号 HO-ED-AAP-TAS 进行以下两个实验。请检查以下是否符合要求

B-V 光度测定

估算恒星表面温度的一种方法是使用滤光片。更具体地说，1953年，Johnson和Morgan引入了一种滤光片系统，包括U（紫外线，364nm）、B（蓝色，442nm）和V（可见光，540nm），称为UBV光度测定系统。让恒星的光穿过滤光片，我们测量通过光的通量，并得出三个数字FU、FB和FV，它们与测量的通量相对应。通过获得蓝色和视觉滤光片的通量，我们可以计算出B-V指数。

正如许多研究人员所表明的那样，B-V指数与恒星的表面温度之间存在关系。此外，Balles-teros 提供了一个公式，人们可以通过该公式使用来自任何两个不同波长的滤光片的通量数据来估算表面温度。

B – V = -2.5 log(FB/FV)

但由于最常见的测光系统是UBV测光系统，Ballesteros 提供了一个简单的方程作为示例，人们可以通过B – V指数来估算恒星的表面温度。

可做实验
验证韦恩位移定律（不同温度下的黑体辐射曲线将在不同的波长处达到峰值，这些波长与温度成反比）。
使用 b-v 指数测定人造恒星（卤素灯）的表面温度。

黑体可以定义为吸收和发射所有频率辐射的物体。当它处于热平衡状态时，它是一个完美的发射器。但是发射的光不是同一频率，因为光最初被吸收，而是分布在不同的频率之间，形成“黑体光谱”。黑体光谱的特性研究经历了不同的里程碑，如瑞利-吉恩定律、维恩位移定律，最后是普朗克定律。研究黑体光谱强度与温度之间的关系很有趣。

我们可以使用卤钨灯来创建黑体光谱。使用卤钨灯是因为我们获得平滑稳定的光谱输出，并且在可见光和近红外 (NIR) 区域都很有用。因此，我们可以使用卤钨灯光谱来演示维恩位移定律，总辐射输出以材料温度的四次方增加。随着钨的温度升高，曲线向更短的温度移动。我们可以通过改变施加在灯上的电压来改变钨的温度。

要提高灯中钨丝的温度，请使用电源增加流过灯丝的电流（通过改变电压）。获取另一个温度下的光谱，您可以发现较高强度峰值向较短波长的偏移。该仪器更适合用作教育仪器，以演示与黑体辐射相关的定律