Esta pregunta es muy amplia: hay muchas técnicas para estimar las temperaturas, por lo que me limitaré a algunos principios y ejemplos. Cuando hablamos de medir la temperatura de una estrella, las únicas estrellas que realmente podemos resolver y medir están en el universo local; no tienen corrimientos al rojo apreciables y, por lo tanto, esto rara vez es motivo de preocupación. Por supuesto, las estrellas tienen velocidades de línea de visión que le dan a su espectro un corrimiento al rojo (o corrimiento al azul). Es un procedimiento razonablemente simple corregir la velocidad de la línea de visión de una estrella, porque el corrimiento al rojo (o corrimiento al azul) se aplica a todas las longitudes de onda por igual y simplemente podemos cambiar el eje de longitud de onda para tener en cuenta esto. es decir, colocamos la estrella de nuevo en el marco de reposo antes de analizar su espectro.

Gerald ha hablado del espectro de cuerpo negro-de hecho, la longitud de onda del pico de un espectro de cuerpo negro depende inversamente de la temperatura a través de la ley de Wien. Este método se podría utilizar para estimar las temperaturas de objetos que tienen espectros que se aproximan mucho a los cuerpos negros y para los cuales hay espectros calibrados de flujo disponibles que muestrean adecuadamente el pico. Ambas condiciones son difíciles de satisfacer en la práctica: las estrellas en general no son cuerpos negros, aunque sus temperaturas efectivas, que generalmente son las citadas, se definen como la temperatura de un cuerpo negro con el mismo radio y luminosidad de la estrella.

La temperatura efectiva de una estrella se mide con mayor precisión (i) estimando el flujo total de luz de la estrella; (ii) obtener una distancia precisa de un paralaje; (iii) combinarlos para obtener la luminosidad; (iv) medir el radio de la estrella usando interferometría; (v) esto da la temperatura efectiva de la ley de Stefan: $ $ L = 4\pi R^2 \sigma T_{eff}^4, where donde$ \sigma is es la constante de Stefan-Boltzmann. Desafortunadamente, el factor limitante aquí es que es difícil medir los radios de todas las estrellas menos las más grandes o más cercanas. Así que existen medidas para unos pocos gigantes y unas pocas docenas de estrellas cercanas de la secuencia principal; pero estos son los calibradores fundamentales con los que se comparan y calibran otras técnicas.

Una segunda técnica secundaria importante es un análisis detallado del espectro de una estrella. Para entender cómo funciona esto, debemos darnos cuenta de que (i) los átomos/iones tienen diferentes niveles de energía; (ii) la forma en que se llenan estos niveles depende de la temperatura (los niveles más altos se ocupan a temperaturas más altas); (iii) las transiciones entre niveles pueden resultar en la emisión o absorción de luz a una longitud de onda particular que depende de la diferencia de energía entre los niveles.

Para utilizar estas propiedades construimos un modelo de la atmósfera de una estrella. En general, una estrella es más caliente por dentro y más fría por fuera. La radiación que sale del centro de la estrella es absorbida por las capas más frías y superpuestas, pero esto sucede preferentemente en las longitudes de onda correspondientes a las diferencias de nivel de energía en los átomos que absorben la radiación. Esto produce líneas de absorción en el espectro. Un análisis de espectro consiste en medir las fuerzas de estas líneas de absorción para muchos elementos químicos diferentes y diferentes longitudes de onda. La fuerza de una línea de absorción depende principalmente de (i) la temperatura de la estrella y (ii) la cantidad de un elemento químico en particular, pero también de varios otros parámetros (gravedad, turbulencia, estructura atmosférica). Al medir muchas líneas, aísla estas dependencias y emerge con una solución para la temperatura de la estrella, a menudo con una precisión tan buena como +/-50 Kelvin.

Cuando no tienes un buen espectro, la siguiente mejor solución es usar el color de la estrella para estimar su temperatura. Esto funciona porque las estrellas calientes son azules y las estrellas frías son rojas. La relación color-temperatura se calibra utilizando los colores medidos de las estrellas del calibrador fundamental. Las precisiones típicas de este método son +/- 100-200 K (más pobres para estrellas más frías).