1. Blackbody -strålning:
* Den grundläggande principen: Stjärnor strålar energi över det elektromagnetiska spektrumet som en svart kropp, ett hypotetiskt föremål som perfekt absorberar och avger strålning. Toppvåglängden för denna strålning beror enbart på objektets temperatur.
* Wiens förskjutningslag: Denna lag säger att toppvåglängden (λ max ) av en svartkropps strålning är omvänt proportionell mot dess temperatur (t):λ max =b/t, där B är Wiens förskjutningskonstant.
* Metod: Astronomer mäter stjärnans spektrum (dess intensitet vid olika våglängder) och identifierar våglängden vid vilken strålningen är starkast. Med hjälp av Wiens lag beräknar de motsvarande temperatur.
2. Spektral klassificering:
* Grunden: Stjärnor avger ljus vid olika våglängder beroende på deras temperatur. Detta skapar unika spektrala signaturer eller mönster av spektrala linjer.
* Systemet: Det spektrala klassificeringssystemet använder bokstäver (O, B, A, F, G, K, M) för att kategorisera stjärnor baserat på deras dominerande spektrala linjer och därför deras temperaturer. O Stjärnor är de hetaste, med temperaturer som överstiger 30 000 K, medan M -stjärnor är de coolaste, med temperaturer under 3 500 K.
* Begränsningar: Denna metod ger en grov uppskattning av temperaturen men ger inte exakta värden.
3. Färgindex:
* Principen: Stjärnor avger olika mängder ljus vid olika våglängder. Skillnaden i ljusstyrka vid två specifika våglängder (t.ex. blå och visuell) kan användas för att uppskatta stjärnans temperatur.
* Metoden: Astronomer mäter stjärnans ljusstyrka i blå och visuella filter och beräknar färgindexet, som är relaterat till temperaturen.
* Fördelar: Det är en relativt enkel och effektiv metod.
* Begränsningar: Damm och gas i det interstellära mediet kan påverka färgindexet och införa osäkerheter i temperaturuppskattningen.
4. Interferometri:
* Tekniken: Interferometrar kombinerar ljuset från flera teleskop för att uppnå högre vinkelupplösning, vilket gör att astronomer kan studera ytfunktionerna hos stjärnor mer detaljerat.
* Temperaturmätning: Genom att analysera ljusfördelningen över stjärnans yta kan astronomer kartlägga temperaturvariationerna.
* Fördelar: Ger mer detaljerade temperaturprofiler, särskilt för stora och närliggande stjärnor.
* Begränsningar: Kräver komplexa instrument och sofistikerade analystekniker.
5. Fotometri:
* Principen: Fotometri mäter mängden ljus som släpps ut av en stjärna. Mängden strålning vid olika våglängder ger insikter i stjärnans temperatur.
* Fördelar: Enkel och mångsidig, användbar för ett brett spektrum av stjärnor.
* Begränsningar: Ger mindre exakt temperaturinformation än andra metoder.
6. Andra tekniker:
* spektroskopisk parallax: Kombinerar spektrala data med parallaxmätningar för att uppskatta stjärntemperaturer.
* stjärnkluster: Att analysera stjärnorna i ett stjärnkluster, som alla är ungefär i samma ålder, hjälper till att bestämma temperaturen på enskilda stjärnor.
Det är viktigt att notera att dessa metoder ofta används i kombination för att få mer exakta och omfattande temperaturberäkningar. Den valda metoden beror på den specifika stjärnan och den tillgängliga instrumenteringen.
