1. Spektral klassificering:
* Blackbody -strålning: Stjärnor avger ljus över ett brett spektrum av våglängder, och fördelningen av detta ljus beror på deras temperatur. Detta är känt som blackbody -spektrumet .
* spektrala linjer: Stjärnor avger också specifika våglängder för ljus som motsvarar elementen i deras atmosfär. Styrkorna och positionerna för dessa spektrala linjer förändring beroende på stjärnans temperatur. Astronomer använder dessa spektrala linjer för att klassificera stjärnor i olika temperaturklasser (O, B, A, F, G, K, M).
* Wiens förskjutningslag: Denna lag säger att våglängden vid vilken en svartkropp avger sin toppstrålning är omvänt proportionell mot dess temperatur. Detta gör det möjligt för astronomer att uppskatta temperaturen på en stjärna baserat på toppvåglängden för dess utsända ljus.
2. Färgindex:
* Filterfotometri: Astronomer använder filter för att mäta ljusstyrkan hos en stjärna i olika färgband (t.ex. blå, visuell, infraröd). Skillnaden i ljusstyrka mellan två filter (som Blue Minus Visual) kallas Color Index .
* färgtemperaturförhållande: Färgindexet för en stjärna är direkt relaterat till dess temperatur. En Bluer -stjärna (högre blått minus visuellt värde) är varmare, medan en rödare stjärna (lägre blått minus visuellt värde) är svalare.
3. Bolometrisk storlek:
* bolometrisk storlek: Detta är ett mått på den totala energiproduktionen för en stjärna över alla våglängder, inte bara synligt ljus.
* Stefan-Boltzmann Law: Denna lag relaterar den totala energiproduktionen (ljusstyrka) för en stjärna till dess ytarea och temperatur. Genom att kombinera den bolometriska storleken och stjärnans radie (som kan uppskattas utifrån andra metoder) kan astronomer beräkna temperaturen.
4. Andra tekniker:
* interferometri: Denna teknik gör det möjligt för astronomer att mäta vinkelstorleken på en stjärna. I kombination med annan information, som stjärnans ljusstyrka, kan de beräkna temperaturen.
* Modeller: Sofistikerade datormodeller av stjärnatmosfärer kan simulera spektrumet för en stjärna baserat på dess temperatur, sammansättning och andra egenskaper. Detta gör att astronomer kan förfina sina temperaturberäkningar.
Det är viktigt att notera att dessa tekniker är komplementära och ofta används tillsammans för att ge en mer exakt uppskattning av en stjärns temperatur.
