Så här fungerar det:
* Blackbody -strålning: Stjärnor, som alla föremål, avger strålning baserat på deras temperatur. Detta kallas Blackbody -strålning.
* Wiens förskjutningslag: Wiens förskjutningslag säger att våglängden för topputsläpp från en svart kropp är omvänt proportionell mot dess temperatur. Detta innebär att varmare föremål avger mer strålning vid kortare våglängder, som uppfattas som Bluer -färger.
* Färgspektrum:
* blå stjärnor: De hetaste stjärnorna avger det mesta av sin strålning i de blå och ultravioletta delarna av spektrumet.
* vita stjärnor: Stjärnor med något lägre temperaturer än blå stjärnor avger mer strålning i de blå, gröna och gula delarna av spektrumet, som verkar vita.
* gula stjärnor: Vår sol är en gul stjärna, med en temperatur som avger det mesta av sin strålning i de gröna, gula och orange delarna av spektrumet.
* orange stjärnor: Kylare stjärnor avger mer strålning i de röda och infraröda delarna av spektrumet och verkar orange.
* röda stjärnor: De coolaste stjärnorna avger det mesta av sin strålning i den infraröda och verkar röda.
Sammanfattningsvis:
Ju varmare en stjärna är, desto kortare våglängden för dess toppemission och blåaren verkar det. Ju kylare en stjärna är, desto längre våglängden för dess toppemission och desto rödare verkar det.
Det är viktigt att notera att även om temperaturen är den primära faktorn kan andra faktorer som sammansättningen av stjärnans atmosfär ha ett litet inflytande på sin färg.
