1. Observera stjärnans spektrum:
* Astronomer använder spektrografer För att dela stjärnans ljus i dess individuella våglängder (som en regnbåge). Detta skapar ett spektrum , ett unikt fingeravtryck av stjärnans sammansättning och temperatur.
2. Identifiera spektralklass:
* Stjärnens spektrum jämförs sedan med ett standardklassificeringssystem (som obafgkm system). Varje spektralklass motsvarar ett specifikt temperaturområde:
* o :Hetaste (30 000 K och högre) - blå stjärnor
* b :Mycket het (10.000-30.000 K)-blåvita stjärnor
* a :Het (7 500-10 000 K) - vita stjärnor
* f :Måttligt het (6 000-7 500 K)-Gulvita stjärnor
* g :Vår sol (5 200-6 000 K) - Gula stjärnor
* k :Cool (3 500-5.200 K) - Orange stjärnor
* m :Coolest (2 000-3 500 K) - Röda stjärnor
3. Förädla temperaturuppskattningen:
* Spektralklassen ger ett allmänt temperaturområde. För att få en mer exakt temperatur analyserar astronomer specifika absorptionslinjer i spektrumet. Dessa linjer orsakas av element i stjärnans atmosfär som absorberar vissa ljusvåglängder. Styrkorna och positionerna för dessa linjer är direkt relaterade till stjärnans temperatur.
Andra metoder för att bestämma temperaturen:
* Wiens förskjutningslag: Denna lag hänför sig till en stjärns toppvåglängd för strålning till dess temperatur. Genom att mäta toppvåglängden kan astronomer uppskatta stjärnans temperatur.
* Color Index: Denna metod jämför ljusstyrkan hos en stjärna i olika färgfilter (t.ex. blå kontra röd). Skillnaden i ljusstyrka (färgindex) är relaterad till stjärnans temperatur.
Obs: Medan dessa metoder ger oss en bra uppskattning av en stjärns yttemperatur, är det viktigt att komma ihåg att stjärnor är komplexa föremål med olika temperaturer på olika djup.
