Jak se zkoumá hmota s těmi nejvyššími teplotami?

Teploty povrchu Slunce a ostatních hvězd dosahují tisíce až desetitisíce kelvinů, v jejich nitru pak desítky milionů. V nitru supernov jsou teploty ještě stotisíckrát větší a v kvark-gluonovém plazmatu mohou teploty přesáhnout i hodnoty 10 bilionů kelvinů (10¹³). Ještě vyšší teploty existovaly na počátku vesmíru.

Jak u zmíněných vesmírných objektů, tak v laboratoři probíhá měření extrémních teplot zpravidla na dálku nepřímo pomocí poslů, které měřené médium vysílá. V obou případech většinou nelze do analyzovaného média zasunout nějaké zařízení. Velice známý je příklad určování teploty povrchu hvězd ze spektra (barvy) jejich světelného záření. Červené hvězdy jsou ty chladnější, ty do modra mají teplotu vysokou. Pokud určíme přesný tvar spektra, můžeme jeho analýzou získat přesnou teplotu povrchu hvězdy. V tomto případě je důležité zdůraznit, že jde o povrch hvězdy. Možnosti měření totiž závisejí na tom, jak intenzivně námi využívaná sonda interaguje s měřenou hmotou. V daném případě světelné záření velmi intenzivně interaguje s plazmatem hvězdy (je neustále absorbováno a znovu emitováno), a nese tedy informaci pouze o teplotě jejího povrchu (který je pro ně již průhledný).

Teplota je statistickou veličinou a má smysl jen pro dostatečně velké množství částic, které tvoří daný systém. Absolutní teplotu lze interpretovat jako fyzikální veličinu úměrnou střední kinetické energii neuspořádaného pohybu těchto částic. Aby bylo možné teplotu pro systém definovat, musí být všechny jeho části v termodynamické rovnováze a jejich teploty se musí vyrovnat. Pokud používáme kontaktní způsob měření, musí se po kontaktu dostat měřený systém a použitý teploměr do termodynamické rovnováhy. Jak bylo zmíněno, měření teploty může být i bezkontaktní na základě závislosti různých fyzikálních veličin či vlastností systémem emitovaného záření na střední kinetické energii chaotického pohybu částic systému, tedy na teplotě.