この質問は非常に広いです-温度を推定するための非常に多くの技術があるので、私はいくつかの原則と例に固執します。 私たちが星の温度を測定することについて話すとき、私たちが実際に解決して測定することができる唯一の星は局所宇宙にあります。 星はもちろん、スペクトルに赤方偏移（または青方偏移）を与える視線速度を持っています。 赤方偏移（または青方偏移）はすべての波長に均等に適用され、これを説明するために波長軸を単純にシフトすることができるため、星の視線速度を修正するのは合理的に簡単な手順です。 すなわち、スペクトルを分析する前に、星を残りのフレームに戻します。

ジェラルドは黒体スペクトルについて話しました-確かに黒体スペクトルのピークの波長はウィーンの法則によって温度に反比例します。 この方法は，黒体に密接に近似するスペクトルを持ち，ピークを適切にサンプリングするフラックス校正スペクトルが利用可能な物体の温度を推定するために使用することができる。 これらの条件の両方は、実際には満たすのが難しいです：星は一般的に黒体ではありませんが、その有効温度-通常引用されているものですが、星の半径と光度が同じ黒体の温度として定義されています。

星の有効温度は、(i)星からの光の全束を推定することによって最も正確に測定されます; （ii）視差から正確な距離を得る;（iii）これらを組み合わせて光度を与える;（iv）干渉法を用いて星の半径を測定する;（v）これはステファンの法則から有効温度を与える：l l=4\pi r^2\sigma t_{eff}^4、sigmaここでsigma\sigma.はステファン-ボルツマン定数である。 残念ながら、ここでの制限要因は、最大または最も近い星を除くすべての半径を測定することが困難であるということです。 だから、測定値は、いくつかの巨人と数十近くの主系列星のために存在しています; しかし、これらは他の技術が比較され、校正される基本的な校正器です。

第二の主要な二次技術は、星のスペクトルの詳細な分析です。 これがどのように機能するかを理解するためには、(i)原子/イオンは異なるエネルギーレベルを持っていることを認識する必要があります。(ii)これらのレベルが移入される方法は温度に依存します(より高いレベルはより高い温度で占有されています)。(iii)レベル間の遷移は、レベル間のエネルギー差に依存する特定の波長での光の放出または吸収をもたらす可能性があります。

これらの特性を使用するために、星の大気のモデルを構築します。 一般的に、星は内側ではより暑く、外側ではより涼しいです。 星の中心から出てくる放射は、層の上にあるクーラーによって吸収されますが、これは放射を吸収している原子のエネルギーレベルの違いに対応する波長で優先的に起こります。 これはスペクトルの吸収ラインを作り出す。 スペクトル分析は、多くの異なる化学元素と異なる波長のためのこれらの吸収線の強さを測定することから構成されています。 吸収線の強さは、主に（i）星の温度と（ii）特定の化学元素の量に依存するだけでなく、いくつかの他のパラメータ（重力、乱流、大気構造）にも依存する。 多くの線を測定することで、これらの依存関係を分離し、星の温度の解を得ることができます。

良いスペクトルがない場合、次善の解決策は星の色を使ってその温度を推定することです。 これは、熱い星が青で、涼しい星が赤であるために機能します。 色温度の関係は基本的な口径測定器の星の測定された色を使用して目盛りが付いている。 この方法の典型的な精度は+/-100-200K（より涼しい星のために貧しい）です。