1. Blackbody -strålning:
* Wiens förskjutningslag: Stjärnor, som alla föremål, avger elektromagnetisk strålning på grund av deras temperatur. Wiens förskjutningslag säger att våglängden vid vilken en svartkropp avger mest strålning är omvänt proportionell mot dess temperatur. Detta innebär att hetare stjärnor avger mer av deras strålning vid kortare våglängder (som blått ljus), medan svalare stjärnor avger mer vid längre våglängder (som rött ljus).
* Mätning av spektrumet: Astronomer använder spektrografer för att dela ljuset från en stjärna i dess olika våglängder, vilket skapar ett spektrum. Spektrumets topp (våglängden där stjärnan avger mest ljus) kan användas för att uppskatta temperaturen.
2. Spektral klassificering:
* stellar klassificering: Stjärnor klassificeras baserat på deras spektrala linjer, som är unika mönster av mörka linjer i deras spektra orsakade av absorption av ljus av specifika atomer i deras atmosfärer. Dessa spektrala klasser (O, B, A, F, G, K, M) är arrangerade efter temperatur, varvid o är den hetaste och m den coolaste.
* Color Index: Astronomer använder färgfilter för att mäta ljusstyrkan hos en stjärna i olika våglängdsband. Skillnaden i ljusstyrka mellan två filter (t.ex. blå och visuell) kan användas för att bestämma stjärnans färg, som är relaterad till dess temperatur.
3. Andra tekniker:
* interferometri: Denna teknik använder flera teleskop som arbetar tillsammans för att skapa en större effektiv öppning. Detta möjliggör mycket finare detalj i stjärnans ytfunktioner, inklusive temperaturvariationer.
* astrofysiska modeller: Genom att jämföra det observerade spektrumet och ljusstyrkan hos en stjärna till teoretiska modeller av stellar atmosfärer kan astronomer förfina sina temperaturberäkningar.
Viktiga punkter:
* Ytemperatur kontra kärntemperatur: Ytemperaturen på en stjärna är vad astronomer mäter direkt. Kärntemperaturen är mycket varmare, men den kan inte observeras direkt.
* Temperaturvariationer: Stjärnor är inte helt enhetliga i temperaturen. Det kan finnas variationer över sina ytor, med solfläckar som ett bra exempel på vår sol.
* noggrannhet: Noggrannheten för temperaturmätningar beror på kvaliteten på data och komplexiteten i stjärnans spektrum.
Sammanfattningsvis bestäms yttemperaturen på en stjärna genom att analysera det utsända ljuset med hjälp av tekniker som Wiens förskjutningslag, spektralklassificering och sofistikerade astrofysiska modeller.
