Температура относится к числу наиболее значимых физических черт любого объекта. Температура вещества характеризует среднее значение кинетической энергии хаотичного перемещения частиц, из которых это вещество состоит. Чем стремительнее движутся атомы либо молекулы, тем выше температура тела. Но дабы определить ее, совсем не обязательно измерять скорости отдельных частиц. Температуру возможно оценить с любого расстояния по наблюдению собственного излучения тел. Зная физические законы излучения света, возможно связать температуру с теми либо иными изюминками спектра излучения источника. Известно, к примеру, что, чем выше температура непрозрачных тел, тем на более маленьких волнах они излучают главную долю собственной энергии. К примеру, планеты, как относительно холодные тела, бросче всего «светятся» в инфракрасном диапазоне спектра, а максимум излучения большинства замечаемых звезд приходится на лучи видимого света (см. Электромагнитное излучение небесных тел). На глаз заметен красноватый оттенок цвета достаточно холодных звезд (Антарес, Бетельгейзе) и голубоватый цвет весьма тёплых звезд (Ригель, Спика). Температуры известных обычных звезд лежат в пределах от 3 тыс. до десятков тысяч градусов. Еще горячее смогут быть не успевшие остыть звезды громадной плотности: белые нейтронные звёзды и карлики.
Температура межзвездного газа определяется из анализа его спектра, правильнее по относительным интенсивностям спектральных линий. Вблизи тёплых звезд газ не редкость нагрет приблизительно до 10 000 К.
Температура измеряется по так называемой полной шкале — в градусах по шкале Кельвина. Температура плавления льда в данной шкале равна 273 К. Нуль градусов шкалы Кельвина соответственно равен —273° по шкале Цельсия. Это безотносительный предел холода. При таковой температуре абсолютно прекращаются тепловые перемещения частиц. Самые низкие температуры (около десяти градусов Кельвина) у плотных туч межзвездного газа и планет, далеких от согревающих их звезд. Самые большие температуры — десятки миллионов градусов — у очень разреженного газа в скоплениях галактик и на поверхности нейтронных звезд в тех случаях, в то время, когда на них падают потоки от соседней близко расположенной звезды. В недрах массивных звезд температура может быть около таких же значений, но она уже не измеряется по спектру, а определяется посредством теоретических расчетов. Еще более большие температуры, быть может, были 10—20 млрд, лет назад, на самой ранней стадии эволюции Вселенной, в то время, когда еще не было никаких галактик и все вещество было в газовом состоянии.