ez a kérdés nagyon tág – nagyon sok módszer létezik a hőmérséklet becslésére, ezért ragaszkodom néhány alapelvhez és példához. Amikor egy csillag hőmérsékletének méréséről beszélünk, az egyetlen csillag, amelyet ténylegesen meg tudunk oldani és mérni, a helyi világegyetemben található; nincs észrevehető vöröseltolódásuk, ezért ez ritkán aggodalomra ad okot. A csillagoknak természetesen van látási sebességük, amelyek spektrumukat vöröseltolódásnak (vagy kékeltolódásnak) adják. Ez egy meglehetősen egyszerű eljárás egy csillag látási sebességének korrigálására, mert a vöröseltolódás (vagy kékeltolódás) minden hullámhosszra egyformán vonatkozik, és egyszerűen eltolhatjuk a hullámhossz tengelyét, hogy ezt figyelembe vegyük. vagyis a csillagot visszatesszük a többi keretbe, mielőtt elemeznénk a spektrumát.

Gerald beszélt a feketetest – spektrumról-valójában a feketetest-spektrum csúcsának hullámhossza fordítottan függ a hőmérséklettől a Wien-törvény szerint. Ez a módszer felhasználható azon objektumok hőmérsékletének becslésére, amelyek spektruma szorosan megközelíti a feketetesteket, és amelyekhez fluxuskalibrált spektrumok állnak rendelkezésre, amelyek megfelelően mintavételezik a csúcsot. A gyakorlatban mindkét feltételt nehéz kielégíteni: a csillagok általában nem feketetestek, bár tényleges hőmérsékletüket – amelyet általában idéznek-a csillag azonos sugarú és fényerejű feketetestének hőmérsékleteként definiálják.

a csillag effektív hőmérsékletét a legpontosabban úgy mérjük ,hogy (i) becsüljük meg a csillag teljes fényáramát; (ii) pontos távolság elérése a parallaxistól; (iii) ezek kombinálása a fényesség megadásához; (iv) a csillag sugarának mérése interferometriával; (v) Ez adja a Stefan-törvény tényleges hőmérsékletét:$$ L = 4\pi R^2 \sigma T_{eff}^4,$$, ahol $\sigma$ A Stefan-Boltzmann állandó. Sajnos a korlátozó tényező itt az, hogy nehéz megmérni a legnagyobb vagy legközelebbi csillagok sugarait. Tehát léteznek mérések néhány óriásra és néhány tucat közeli fősorozat csillagra; de ezek az alapvető kalibrátorok, amelyekhez más technikákat összehasonlítanak és kalibrálnak.

a második fő másodlagos technika egy csillag spektrumának részletes elemzése. Ahhoz, hogy megértsük, hogyan működik ez, fel kell ismernünk, hogy (i) az atomok/ionok különböző energiaszintekkel rendelkeznek; (ii) ezeknek a szinteknek a lakott módja a hőmérséklettől függ (a magasabb szintek magasabb hőmérsékleten vannak elfoglalva); (iii) a szintek közötti átmenetek a fény emisszióját vagy abszorpcióját eredményezhetik egy adott hullámhosszon, amely a szintek közötti energiakülönbségtől függ.

ezeknek a tulajdonságoknak a használatához egy csillag légkörének modelljét készítjük. Általában egy csillag belül melegebb, kívül pedig hűvösebb. A csillag közepéből érkező sugárzást a hűvösebb, átfedő rétegek abszorbeálják, de ez elsősorban a sugárzást elnyelő atomok energiaszint-különbségeinek megfelelő hullámhosszon történik. Ez abszorpciós vonalakat eredményez a spektrumban. A spektrum analízis ezen abszorpciós vonalak erősségének méréséből áll számos különböző kémiai elem és különböző hullámhossz esetén. Az abszorpciós vonal erőssége elsősorban (i) a csillag hőmérsékletétől és (ii) egy adott kémiai elem mennyiségétől függ, de számos más paramétertől is (gravitáció, turbulencia, légköri szerkezet). Sok vonal mérésével izoláljuk ezeket a függőségeket, és megoldjuk a csillag hőmérsékletét – gyakran olyan pontossággal, mint +/-50 Kelvin.

ahol nincs jó spektrum, a következő legjobb megoldás az, ha a csillag színét használjuk a hőmérséklet becsléséhez. Ez azért működik, mert a forró csillagok kékek, a hűvös csillagok pedig pirosak. A szín-hőmérséklet összefüggést az alapvető kalibrátorcsillagok mért színeivel kalibráljuk. Ennek a módszernek a tipikus pontossága +/- 100-200 K (rosszabb a hűvösebb csillagoknál).