L’una e l’altra permettono di misurare la temperatura di un corpo incandescente, conoscendo la sua emissione totale, ovvero la lunghezza d’onda in cui si ha il massimo dell’emissione. E così, supponendo che il Sole abbia le proprietà del corpo nero, si è potuto stabilire in base alla prima legge che la temperatura del sole dev’essere di circa 6000° centigradi. Con la seconda si è giunti a un risultato analogo, 5500° centigradi, dopo avere stabilito che in uno spettro solare, disegnato sulla base delle lunghezze d’onda, il massimo d’energia si ha all’incirca nella lunghezza d’onda 0,5 micron.
      67. Emissione e assorbimento dei gas incandescenti. Spettroscopio. - Lo spettro d’emissione diviene discontinuo coi vapori metallici incandescenti, cioè è costituito in generale da un fondo scuro su cui son disseminate, in grande o in piccolo numero, delle righe sottili luminose. Questo spettro è perciò il rovescio, per dir così, dello spettro solare, ove si hanno le righe di Fraunhofer, sottili e oscure, sul fondo colorato continuo che è proprio dei solidi incandescenti.
      Per studiare comodamente le particolarità di simili spettri si deve, come abbiamo detto, ricorrere a un metodo di osservazione oculare diretta, anzichè alla proiezione su uno schermo. Serve a tal uopo lo spettroscopio, costituito da una piattaforma, (fig. 85), su cui si trovano il prisma P, il collimatore FL, il cannocchiale CO, e un terzo cannocchialino ST che ha una funzione accessoria. Il collimatore è formato della fenditura F, collocata nel fuoco della lente L, che rende paralleli i raggi emergenti da quella; avanti alla fenditura si dispone la sorgente di cui si vuole studiare lo spettro.