* stjärnor som BlackBodies: Stjärnor uppför sig som idealiska svartbodier, vilket innebär att de absorberar all strålning som faller på dem och avger strålning vid ett specifikt spektrum beroende på deras temperatur.
* Wiens förskjutningslag: Denna lag säger att våglängden vid vilken en svart kropp avger mest strålning är omvänt proportionell mot dess temperatur. I enklare termer avger varmare föremål strålning vid kortare våglängder, som visas Bluer, medan svalare föremål avger strålning vid längre våglängder och verkar rödare.
* Det stjärnspektrumet: När vi analyserar ljuset från en stjärna ser vi ett kontinuerligt spektrum med toppar vid vissa våglängder. Toppen på detta spektrum indikerar våglängden där stjärnan avger mest energi, vilket gör att vi kan uppskatta temperaturen.
* Färg- och temperaturkorrelation:
* blå stjärnor: Mycket heta stjärnor (cirka 25 000 ° C eller mer) avger det mesta av sin strålning i den blå och ultravioletta delen av spektrumet.
* vita stjärnor: Heta stjärnor (cirka 10 000 ° C) verkar vita på grund av deras utsläpp över det synliga spektrumet.
* gula stjärnor: Vår sol, en medelstjärna med medeltemperatur (cirka 5 500 ° C), avger det mesta av sin energi i den gula delen av spektrumet.
* orange stjärnor: Kylare stjärnor (cirka 3 500 ° C) avger främst i de orange och röda våglängderna.
* röda stjärnor: De coolaste stjärnorna (cirka 2 000 ° C eller mindre) avger mestadels i de röda och infraröda delarna av spektrumet.
Sammanfattningsvis: Genom att observera färgen på en stjärna kan astronomer härleda dess yttemperatur och erbjuda värdefull insikt i dess storlek, ålder och evolutionära stadium.
