Diese Frage ist sehr weit gefasst – es gibt sehr viele Techniken zur Schätzung von Temperaturen, daher werde ich mich an einige Prinzipien und Beispiele halten. Wenn wir über die Messung der Temperatur eines Sterns sprechen, sind die einzigen Sterne, die wir tatsächlich auflösen und messen können, im lokalen Universum; Sie haben keine nennenswerten Rotverschiebungen und so ist dies selten von Belang. Sterne haben natürlich Sichtliniengeschwindigkeiten, die ihrem Spektrum eine Rotverschiebung (oder Blauverschiebung) verleihen. Es ist ein einigermaßen einfaches Verfahren, die Sichtlinie eines Sterns zu korrigieren, da die Rotverschiebung (oder Blauverschiebung) für alle Wellenlängen gleichermaßen gilt und wir einfach die Wellenlängenachse verschieben können, um dies zu berücksichtigen. d.h. Wir setzen den Stern zurück in den Rest-Frame, bevor wir sein Spektrum analysieren.

Gerald hat über das Schwarzkörperspektrum gesprochen – tatsächlich ist die Wellenlänge des Peaks eines Schwarzkörperspektrums durch das Wiensche Gesetz umgekehrt temperaturabhängig. Diese Methode könnte verwendet werden, um die Temperaturen von Objekten abzuschätzen, deren Spektren sich den schwarzen Körpern annähern und für die flusskalibrierte Spektren verfügbar sind, die den Peak ordnungsgemäß abtasten. Beide Bedingungen sind in der Praxis schwer zu erfüllen: Sterne sind im Allgemeinen keine schwarzen Körper, obwohl ihre effektiven Temperaturen – was normalerweise zitiert wird – als die Temperatur eines schwarzen Körpers mit dem gleichen Radius und der gleichen Leuchtkraft des Sterns definiert sind.

Die effektive Temperatur eines Sterns wird am genauesten gemessen, indem (i) der gesamte Lichtfluss des Sterns geschätzt wird; (ii) eine genaue Entfernung von einer Parallaxe erhalten; (iii) diese kombinieren, um die Leuchtkraft zu erhalten; (iv) den Radius des Sterns mit Interferometrie messen; (v) Dies ergibt die effektive Temperatur aus dem Stefanschen Gesetz: $$ L = 4 \ pi R ^ 2 \ sigma T_ {eff} ^ 4, $$ wobei $ \ sigma $ die Stefan-Boltzmann-Konstante ist. Leider ist der limitierende Faktor hier, dass es schwierig ist, die Radien aller außer den größten oder nächsten Sternen zu messen. So existieren Messungen für ein paar Riesen und ein paar Dutzend in der Nähe Hauptreihensterne; dies sind jedoch die grundlegenden Kalibratoren, mit denen andere Techniken verglichen und kalibriert werden.

Eine zweite wichtige sekundäre Technik ist die detaillierte Analyse des Spektrums eines Sterns. Um zu verstehen, wie dies funktioniert, müssen wir erkennen, dass (i) Atome / Ionen unterschiedliche Energieniveaus haben; (ii) Die Art und Weise, wie diese Ebenen bevölkert sind, hängt von der Temperatur ab (höhere Ebenen werden bei höheren Temperaturen besetzt); (iii) Übergänge zwischen Ebenen können zur Emission oder Absorption von Licht bei einer bestimmten Wellenlänge führen, die von der Energiedifferenz zwischen den Ebenen abhängt.

Um diese Eigenschaften zu nutzen, konstruieren wir ein Modell der Atmosphäre eines Sterns. Im Allgemeinen ist ein Stern innen heißer und außen kühler. Die Strahlung, die aus dem Zentrum des Sterns kommt, wird von den kühleren, darüber liegenden Schichten absorbiert, aber dies geschieht bevorzugt bei den Wellenlängen, die den Energieniveauunterschieden in den Atomen entsprechen, die die Strahlung absorbieren. Dadurch entstehen Absorptionslinien im Spektrum. Eine Spektrumanalyse besteht darin, die Stärken dieser Absorptionslinien für viele verschiedene chemische Elemente und verschiedene Wellenlängen zu messen. Die Stärke einer Absorptionslinie hängt in erster Linie von (i) der Temperatur des Sterns und (ii) der Menge eines bestimmten chemischen Elements ab, aber auch von mehreren anderen Parametern (Schwerkraft, Turbulenz, atmosphärische Struktur). Durch die Messung vieler Linien isolieren Sie diese Abhängigkeiten und erhalten eine Lösung für die Temperatur des Sterns – oft mit einer Genauigkeit von +/-50 Kelvin.

Wenn Sie kein gutes Spektrum haben, ist die nächstbeste Lösung, die Farbe des Sterns zu verwenden, um seine Temperatur abzuschätzen. Dies funktioniert, weil heiße Sterne blau und kühle Sterne rot sind. Die Farb-Temperatur-Beziehung wird anhand der gemessenen Farben der fundamentalen Kalibratorsterne kalibriert. Typische Genauigkeiten dieser Methode sind +/- 100-200 K (schlechter für kühlere Sterne).