特定の温度まで上昇した物体は、いわゆる黒体放射を再放射し、そのプロファイルと強度はその温度に依存します。温度 T にされた物体の場合、放射線が最大となる波長は約 3670/T に等しいことがわかります。したがって、周囲温度 (約 300K) では、これは約 10 マイクロメートルの波長に関係します。さらに、特定の波長の単色の明るさの強度は温度にも依存します。
300K (実線の曲線) および 289K (破線の曲線) での黒体の単色光沢プロファイル
干渉計、またはより一般的な光学機器の場合、熱赤外線に対応する波長範囲、つまり 4 ～ 20 マイクロメートルでは、光学列のミラーは厳密には黒体ではありません。鏡の特性は確かに…反射することです。エネルギー保存により、完全に反射することも、完全な黒体に対応する放射率 1 を持つこともできません。
したがって、望遠鏡や干渉計の光学系の後ろに置かれた検出器は、大気の熱放射だけでなく、星と星自身の間にあるすべての鏡の熱放射も恒久的に見ることができます。この放射は重要になり、熱赤外線、特に 10 マイクロメートル付近の N バンドでは、恒星の信号に関連して優勢になることさえあります。したがって、観測された信号からこの熱的バックグラウンドを差し引く方法を見つける必要があります。このために、単一望遠鏡の天文学で古典的に使用されている主に 2 つの解決策があります。それは、チョッピングとうなずきです。