1. Färgindex :Färgen på en stjärna är en indikator på dess yttemperatur. Hetare stjärnor avger mer blått ljus, medan kallare stjärnor avger mer rött ljus. Genom att mäta stjärnans färgindex kan astronomer uppskatta dess yttemperatur. Färgindexet bestäms genom att jämföra stjärnans ljusstyrka i ljusets olika våglängder. Till exempel jämför U-B färgindex stjärnans ljusstyrka i de ultravioletta (U) och blå (B) banden, medan B-V färgindex jämför stjärnans ljusstyrka i de blå (B) och visuella (V) banden.
2. Spektraltyp :En stjärnas spektraltyp är också relaterad till dess yttemperatur. Stjärnor klassificeras i olika spektraltyper baserat på närvaron eller frånvaron av vissa absorptionslinjer i deras spektra. Varje spektraltyp motsvarar ett specifikt område av yttemperaturer. Till exempel är stjärnor av O-typ de hetaste stjärnorna med yttemperaturer som överstiger 30 000 K, medan stjärnor av M-typ är de coolaste stjärnorna med yttemperaturer under 3 500 K.
3. Stefan-Boltzmann lag :Stefan-Boltzmann-lagen säger att den totala mängden energi som avges av en svart kropp är proportionell mot den fjärde potensen av dess temperatur. Genom att mäta stjärnans ljusstyrka och anta att den beter sig som en svart kropp kan astronomer uppskatta dess yttemperatur. Stefan-Boltzmann lagen ges av ekvationen:
```
L =σA T^4
```
där:
* L är stjärnans ljusstyrka
* σ är Stefan-Boltzmanns konstant
* A är stjärnans yta
* T är stjärnans yttemperatur
4. Wiens förskjutningslag :Wiens förskjutningslag säger att våglängden för den maximala emissionen av en svart kropp är omvänt proportionell mot dess temperatur. Genom att mäta våglängden för stjärnans högsta emission kan astronomer uppskatta dess yttemperatur. Wiens förskjutningslag ges av ekvationen:
```
Amax =b/T
```
där:
* λmax är våglängden för stjärnans maximala emission
* b är Wiens förskjutningskonstant
* T är stjärnans yttemperatur
Genom att kombinera dessa metoder kan astronomer uppskatta yttemperaturen på en stjärna med en rimlig grad av noggrannhet.
