Cette question est très large – il existe de très nombreuses techniques d’estimation des températures, je vais donc m’en tenir à quelques principes et exemples. Lorsque nous parlons de mesurer la température d’une étoile, les seules étoiles que nous pouvons réellement résoudre et mesurer se trouvent dans l’univers local; elles n’ont pas de décalage vers le rouge appréciable et cela est donc rarement préoccupant. Les étoiles ont bien sûr des vitesses de ligne de visée qui donnent à leur spectre un décalage vers le rouge (ou décalage vers le bleu). C’est une procédure assez simple à corriger pour la vitesse de la ligne de visée d’une étoile, car le décalage vers le rouge (ou décalage vers le bleu) s’applique à toutes les longueurs d’onde de manière égale et nous pouvons simplement décaler l’axe de la longueur d’onde pour en tenir compte. c’est-à-dire que nous remettons l’étoile dans la trame de repos avant d’analyser son spectre.

Gerald a parlé du spectre du corps noir – en effet, la longueur d’onde du pic d’un spectre du corps noir dépend inversement de la température par la loi de Wien. Cette méthode pourrait être utilisée pour estimer les températures d’objets dont les spectres se rapprochent étroitement des corps noirs et pour lesquels des spectres calibrés en flux sont disponibles pour échantillonner correctement le pic. Ces deux conditions sont difficiles à satisfaire en pratique: les étoiles ne sont en général pas des corps noirs, bien que leurs températures effectives – ce qui est généralement ce qui est cité, soient définies comme la température d’un corps noir ayant le même rayon et la même luminosité que l’étoile.

La température effective d’une étoile est mesurée avec la plus grande précision en (i) estimant le flux total de lumière provenant de l’étoile; (ii) obtenir une distance précise d’une parallaxe; (iii) les combiner pour donner la luminosité; (iv) mesurer le rayon de l’étoile en utilisant l’interférométrie; (v) cela donne la température effective de la loi de Stefan:$$L = 4\pi R^2\sigma T_{eff}^4,where où $\sigma is est la constante de Stefan-Boltzmann. Malheureusement, le facteur limitant ici est qu’il est difficile de mesurer les rayons de toutes les étoiles sauf les plus grandes ou les plus proches. Il existe donc des mesures pour quelques géantes et quelques dizaines d’étoiles voisines de la séquence principale; mais ce sont les calibrateurs fondamentaux contre lesquels d’autres techniques sont comparées et calibrées.

Une deuxième technique secondaire majeure est une analyse détaillée du spectre d’une étoile. Pour comprendre comment cela fonctionne, nous devons réaliser que (i) les atomes / ions ont des niveaux d’énergie différents; (ii) la façon dont ces niveaux sont peuplés dépend de la température (des niveaux plus élevés sont occupés à des températures plus élevées); (iii) les transitions entre les niveaux peuvent entraîner l’émission ou l’absorption de la lumière à une longueur d’onde particulière qui dépend de la différence d’énergie entre les niveaux.

Pour utiliser ces propriétés, nous construisons un modèle de l’atmosphère d’une étoile. En général, une étoile est plus chaude à l’intérieur et plus froide à l’extérieur. Le rayonnement sortant du centre de l’étoile est absorbé par les couches plus froides et sus-jacentes, mais cela se produit préférentiellement aux longueurs d’onde correspondant aux différences de niveau d’énergie des atomes qui absorbent le rayonnement. Cela produit des raies d’absorption dans le spectre. Une analyse spectrale consiste à mesurer les forces de ces raies d’absorption pour de nombreux éléments chimiques différents et différentes longueurs d’onde. La résistance d’une raie d’absorption dépend principalement (i) de la température de l’étoile et (ii) de la quantité d’un élément chimique particulier, mais également de plusieurs autres paramètres (gravité, turbulence, structure atmosphérique). En mesurant beaucoup de lignes, vous isolez ces dépendances et vous obtenez une solution pour la température de l’étoile – souvent avec une précision aussi bonne que +/-50 Kelvin.

Lorsque vous n’avez pas un bon spectre, la meilleure solution consiste à utiliser la couleur de l’étoile pour estimer sa température. Cela fonctionne parce que les étoiles chaudes sont bleues et les étoiles froides sont rouges. La relation couleur-température est étalonnée à l’aide des couleurs mesurées des étoiles du calibrateur fondamental. Les précisions typiques de cette méthode sont de +/- 100-200 K (plus pauvres pour les étoiles plus froides).