tato otázka je velmi široká – existuje mnoho technik pro odhad teplot, takže se budu držet několika principů a příkladů. Když mluvíme o měření teploty hvězdy, jediné hvězdy, které můžeme skutečně vyřešit a měřit, jsou v místním vesmíru; nemají znatelné červené posuny, a proto je to zřídka znepokojivé. Hvězdy mají samozřejmě rychlost pohledu, která dává jejich spektru redshift (nebo blueshift). Je to poměrně jednoduchý postup pro korekci rychlosti zorného pole hvězdy, protože redshift (nebo blueshift) platí pro všechny vlnové délky stejně a můžeme jednoduše posunout osu vlnové délky, abychom to zohlednili. před analýzou jejího spektra jsme vložili hvězdu zpět do klidového rámce.

Gerald hovořil o spektru blackbody-vlnová délka vrcholu spektra blackbody je totiž nepřímo závislá na teplotě podle Wienova zákona. Tato metoda by mohla být použita k odhadu teplot objektů, které mají spektra, která se těsně přibližují černým tělům a pro která jsou k dispozici spektra kalibrovaná tavidlem, která správně vzorkují vrchol. Obě tyto podmínky jsou v praxi těžko uspokojitelné: hvězdy obecně nejsou černými těly, i když jejich efektivní teploty-což je obvykle to, co je citováno, jsou definovány jako teplota černého těla se stejným poloměrem a svítivostí hvězdy.

efektivní teplota hvězdy se nejpřesněji měří (i) odhadem celkového toku světla z hvězdy; (ii) získání přesné vzdálenosti od paralaxy; (iii) jejich kombinace pro získání svítivosti; (iv) měření poloměru hvězdy pomocí interferometrie; (v) to dává efektivní teplotu ze Stefanova zákona:$$ L = 4\pi R^2 \sigma T_{eff}^4,$$kde $\sigma$ je Stefan-Boltzmannova konstanta. Bohužel omezujícím faktorem je, že je obtížné měřit poloměry všech kromě největších nebo nejbližších hvězd. Takže měření existují pro několik obrů a několik desítek blízkých hvězd hlavní posloupnosti; ale to jsou základní kalibrátory, proti kterým jsou porovnávány a kalibrovány jiné techniky.

druhou hlavní sekundární technikou je podrobná analýza spektra hvězdy. Abychom pochopili, jak to funguje, musíme si uvědomit, že (i) atomy / ionty mají různé energetické úrovně; (ii) způsob, jakým jsou tyto úrovně osídleny, závisí na teplotě (vyšší úrovně jsou obsazeny při vyšších teplotách); (iii) přechody mezi úrovněmi mohou mít za následek emise nebo absorpci světla při určité vlnové délce, která závisí na energetickém rozdílu mezi úrovněmi.

pro použití těchto vlastností sestavíme model atmosféry hvězdy. Obecně hvězda je teplejší na vnitřní straně a chladnější na vnější straně. Záření vycházející ze středu hvězdy je absorbováno chladičem, překrývajícími se vrstvami, ale to se děje přednostně na vlnových délkách odpovídajících rozdílům energetické úrovně v atomech, které absorbují záření. To vytváří absorpční linie ve spektru. Spektrální analýza spočívá v měření sil těchto absorpčních linií pro mnoho různých chemických prvků a různých vlnových délek. Síla absorpční linie závisí především na (i) teplotě hvězdy a (ii) množství konkrétního chemického prvku, ale také na několika dalších parametrech (gravitace, turbulence, atmosférická struktura). Měřením mnoha čar izolujete tyto závislosti a objevíte se s řešením teploty hvězdy-často s přesností až + / -50 Kelvinů.

pokud nemáte dobré spektrum, dalším nejlepším řešením je použít barvu hvězdy k odhadu její teploty. Funguje to, protože horké hvězdy jsou modré a chladné hvězdy jsou červené. Vztah barva-teplota je kalibrován pomocí naměřených barev základních hvězd kalibrátoru. Typická přesnost této metody je + / – 100-200 K (chudší pro chladnější hvězdy).