tämä kysymys on hyvin laaja-lämpötilojen arviointiin on olemassa hyvin monia tekniikoita, joten pitäydyn muutamissa periaatteissa ja esimerkeissä. Kun puhumme tähden lämpötilan mittaamisesta, ainoat tähdet, jotka voimme todella ratkaista ja mitata, ovat paikallisuniversumissa; niillä ei ole tuntuvia punasiirtymiä, joten tämä on harvoin lainkaan huolestuttavaa. Tähdillä on tietysti näköyhteysnopeudet, jotka antavat niiden spektrille punasiirtymän (tai sinisiirtymän). Tähden näkölinjan nopeuden korjaaminen on kohtuullisen yksinkertainen toimenpide, koska punasiirtymä (tai blueshift) koskee kaikkia aallonpituuksia yhtä paljon ja voimme yksinkertaisesti siirtää aallonpituusakselia tämän huomioon ottamiseksi. toisin sanoen laitamme tähden takaisin lepokehykseen ennen sen spektrin analysointia.

Gerald on puhunut blackbody-spektristä – itse asiassa blackbody-spektrin huipun aallonpituus on kääntäen riippuvainen lämpötilasta Wienin lain kautta. Tätä menetelmää voitaisiin käyttää arvioimaan sellaisten kohteiden lämpötiloja, joilla on spektrejä, jotka likimäärin likimäärin likimääräisiä mustavarantoja ja joille on saatavilla vuon kalibroituja spektrejä, jotka ottavat oikein näytteen huipusta. Kumpaakin näistä ehdoista on käytännössä vaikea täyttää: tähdet eivät yleensä ole mustaruumiita, vaikka niiden efektiiviset lämpötilat – joita yleensä lainataan-määritellään sellaisen mustaruudun lämpötilaksi, jonka säde ja luminositeetti ovat samat kuin tähdellä.

tähden tehollinen lämpötila mitataan tarkimmin I) arvioimalla tähdestä tulevan valon kokonaisvirtaa; (ii) tarkan etäisyyden saaminen parallaksista; (iii) näiden yhdistäminen luminositeetin antamiseksi; (iv) tähden säteen mittaaminen interferometrian avulla; (V) näin saadaan efektiivinen lämpötila Stefanin laista:$$ L = 4\pi r^2 \sigma t_{eff}^4,$$Missä $\sigma$ on Stefanin-Boltzmannin vakio. Valitettavasti rajoittava tekijä tässä on se, että kaikkien muiden paitsi suurimpien tai lähimpien tähtien säteiden mittaaminen on vaikeaa. Mittauksia on siis olemassa muutamalle jättiläiselle ja muutamalle kymmenelle läheisen pääsarjan tähdelle; mutta nämä ovat peruskalibraattorit, joihin muita tekniikoita verrataan ja kalibroidaan.

toinen merkittävä sekundääritekniikka on tähden spektrin yksityiskohtainen analyysi. Jotta ymmärtäisimme, miten tämä toimii, meidän on ymmärrettävä, että (i) atomeilla/ioneilla on eri energiatasot; (ii) tapa, jolla nämä tasot ovat asuttuja, riippuu lämpötilasta (korkeammat tasot ovat käytössä korkeammissa lämpötiloissa); (iii) tasojen väliset siirtymät voivat johtaa valon emissioon tai absorptioon tietyllä aallonpituudella, joka riippuu tasojen välisestä energiaerosta.

näitä ominaisuuksia käyttääksemme rakennamme mallin tähden kaasukehästä. Yleensä tähti on kuumempi sisältä ja viileämpi ulkopuolelta. Tähden keskustasta tuleva säteily absorboituu viileämpiin, ylittäviin kerroksiin, mutta tämä tapahtuu mieluiten aallonpituuksilla, jotka vastaavat säteilyä absorboivien atomien energiatasoeroja. Tämä tuottaa absorptioviivoja spektriin. Spektrianalyysi koostuu näiden absorptioviivojen vahvuuksien mittaamisesta monille eri alkuaineille ja eri aallonpituuksille. Absorptioviivan vahvuus riippuu ensisijaisesti (i) tähden lämpötilasta ja (ii) tietyn alkuaineen määrästä, mutta myös useista muista parametreista (painovoima, turbulenssi, ilmakehän rakenne). Mittaamalla paljon viivoja eristät nämä riippuvuudet ja saat aikaan ratkaisun tähden lämpötilalle – usein jopa +/-50 Kelvinin tarkkuudella.

jos spektri ei ole hyvä, seuraavaksi paras ratkaisu on käyttää tähden väriä sen lämpötilan arvioimiseen. Tämä toimii, koska kuumat tähdet ovat sinisiä ja viileät tähdet punaisia. Väri-lämpötilasuhde kalibroidaan peruskalibraattoritähtien mitatuilla väreillä. Menetelmän tyypillinen tarkkuus on + / – 100-200 K (heikompi viileämmillä tähdillä).