dette spørgsmål er meget bredt – der er meget mange teknikker til estimering af temperaturer, så jeg vil holde mig til et par principper og eksempler. Når vi taler om at måle temperaturen på en stjerne, er de eneste stjerner, vi faktisk kan løse og måle, i lokaluniverset; de har ikke mærkbare rødskift, og det er derfor sjældent nogen bekymring. Stjerner har selvfølgelig synshastigheder, der giver deres spektrum en rødskift (eller blueshift). Det er en rimelig simpel procedure at korrigere for en stjernes synsfelthastighed, fordi rødforskydningen (eller blueshift) gælder for alle bølgelængder ens, og vi kan simpelthen flytte bølgelængdeaksen for at redegøre for dette. dvs. vi sætter stjernen tilbage i restrammen, før vi analyserer dens spektrum.

Gerald har talt om blackbody – spektret-faktisk er bølgelængden af toppen af et blackbody-spektrum omvendt afhængig af temperaturen gennem verdens lov. Denne metode kan bruges til at estimere temperaturerne på objekter, der har spektre, som nøje tilnærmer sig blackbodies, og for hvilke strømningskalibrerede spektre er tilgængelige, der korrekt prøver toppen. Begge disse betingelser er svære at opfylde i praksis: stjerner er generelt ikke blackbodies, selvom deres effektive temperaturer – hvilket normalt er det, der citeres, defineres som temperaturen på en blackbody med samme radius og lysstyrke af stjernen.

den effektive temperatur for en stjerne måles mest nøjagtigt ved (i) at estimere den samlede lysstrøm fra stjernen; (ii) at få en nøjagtig afstand fra en parallaks; (iii) kombinere disse for at give lysstyrken; (iv) måling af stjernens radius ved hjælp af interferometri; (v) dette giver den effektive temperatur fra Stefans lov:$$ L = 4\pi R^2 \sigma T_{eff}^4,$$hvor $\sigma$ er Stefan-Boltsmann konstant. Desværre er den begrænsende faktor her, at det er vanskeligt at måle radierne for alle undtagen de største eller nærmeste stjerner. Så der findes målinger for et par giganter og et par dusin nærliggende hovedsekvensstjerner; men dette er de grundlæggende kalibratorer, mod hvilke andre teknikker sammenlignes og kalibreres.

en anden større sekundær teknik er en detaljeret analyse af spektret af en stjerne. For at forstå, hvordan dette fungerer, er vi nødt til at indse, at (i) atomer/ioner har forskellige energiniveauer; (ii) den måde, hvorpå disse niveauer befolkes, afhænger af temperaturen (højere niveauer optages ved højere temperaturer); (iii) overgange mellem niveauer kan resultere i emission eller absorption af lys ved en bestemt bølgelængde, der afhænger af energiforskellen mellem niveauerne.

for at bruge disse egenskaber konstruerer vi en model af atmosfæren af en stjerne. Generelt er en stjerne varmere på indersiden og køligere på ydersiden. Strålingen, der kommer ud fra midten af stjernen, absorberes af de køligere, overliggende lag, men dette sker fortrinsvis ved bølgelængderne svarende til energiniveauforskelle i de atomer, der absorberer strålingen. Dette producerer absorptionslinjer i spektret. En spektrumanalyse består i at måle styrken af disse absorptionslinjer for mange forskellige kemiske grundstoffer og forskellige bølgelængder. Styrken af en absorptionslinje afhænger primært af (i) stjernens temperatur og (ii) mængden af et bestemt kemisk element, men også af flere andre parametre (tyngdekraft, turbulens, atmosfærisk struktur). Ved at måle masser af linjer isolerer du disse afhængigheder og dukker op med en løsning til stjernens temperatur – ofte med en præcision så god som +/-50 Kelvin.

hvor du ikke har et godt spektrum, er den næstbedste løsning at bruge stjernens farve til at estimere dens temperatur. Dette virker, fordi varme stjerner er blå og kølige stjerner er røde. Farvetemperaturforholdet kalibreres ved hjælp af de målte farver på de grundlæggende kalibratorstjerner. Typiske nøjagtigheder ved denne metode er + / – 100-200 K (fattigere for køligere stjerner).