이 질문은 매우 광범위합니다-온도를 추정하기위한 많은 기술이 있으므로 몇 가지 원칙과 예를 고수 할 것입니다. 우리가 별의 온도를 측정하는 것에 대해 이야기할 때,우리가 실제로 해결하고 측정할 수 있는 유일한 별들은 지역우주에 있다;그것들은 감지할 수 있는 적색편이들을 가지고 있지 않기 때문에 이것은 거의 관심사가 아니다. 별들은 물론 스펙트럼에 적색 편이(또는 청색 편이)를 제공하는 시선 속도를 가지고 있습니다. 적색 편이(또는 청색 편이)가 모든 파장에 동일하게 적용되고이를 설명하기 위해 파장 축을 간단히 이동할 수 있기 때문에 별의 시선 속도를 수정하는 것은 합리적으로 간단한 절차입니다. 즉,우리는 스펙트럼을 분석하기 전에 별을 나머지 프레임에 다시 넣습니다.

제랄드는 흑체 스펙트럼에 대해 이야기했다-실제로 흑체 스펙트럼의 피크의 파장은 빈의 법칙을 통해 온도의 반비례 의존적이다. 이 방법은 흑체에 근접한 스펙트럼을 가진 물체의 온도를 추정하는 데 사용할 수 있으며 피크를 적절하게 샘플링하는 플럭스 보정 스펙트럼을 사용할 수 있습니다. 이 두 가지 조건은 실제로 만족하기 어렵습니다:별은 일반적으로 흑체가 아니지만 유효 온도(일반적으로 인용되는 온도)는 별의 반경과 광도가 같은 흑체의 온도로 정의됩니다.

항성의 유효 온도는(1)항성으로부터의 빛의 총 플럭스를 추정함으로써 가장 정확하게 측정된다.; (2)시차에서 정확한 거리를 얻기;(3)광도를 제공하기 위해 이들을 결합;(4)간섭계를 사용하여 별의 반경을 측정;(5)이것은 스테판의 법칙에서 유효 온도를 제공합니다. 불행히도 여기서 제한 요소는 가장 크거나 가장 가까운 별을 제외한 모든 별의 반경을 측정하기가 어렵다는 것입니다. 그래서 측정은 몇 거인과 수십 근처의 주요 시퀀스 별에 대한 존재; 그러나 이들은 다른 기술이 비교되고 교정되는 기본적인 교정기입니다.

두 번째 주요 2 차 기술은 별의 스펙트럼에 대한 상세한 분석이다. 이것이 어떻게 작동하는지 이해하기 위해 우리는(1)원자/이온이 다른 에너지 레벨을 가지고 있다는 것을 깨달을 필요가 있습니다;(2)이 레벨이 채워지는 방식은 온도에 달려 있습니다(더 높은 레벨은 더 높은 온도에서 점유됩니다);(3)레벨 사이의 전환은 레벨 사이의 에너지 차이에 의존하는 특정 파장에서 빛의 방출 또는 흡수를 초래할 수 있습니다.

이러한 특성을 사용하기 위해 우리는 별의 대기 모델을 구성합니다. 일반적으로 별은 안쪽에 더 뜨겁고 외부에 더 차갑습니다. 별의 중심에서 나오는 방사선은 더 차갑고 겹쳐진 층에 의해 흡수되지만,이것은 방사선을 흡수하는 원자의 에너지 준위 차이에 해당하는 파장에서 우선적으로 발생합니다. 이것은 스펙트럼에 있는 흡수 선을 일으킵니다. 스펙트럼 분석은 많은 다른 화학 성분 및 다른 파장을 위한 이 흡수 선의 힘을 측정하는 이루어져 있습니다. 흡수선의 강도는 주로(1)별의 온도와(2)특정 화학 원소의 양뿐만 아니라 여러 다른 매개 변수(중력,난류,대기 구조)에 달려 있습니다. 많은 선을 측정함으로써 이러한 의존성을 분리하고 별의 온도에 대한 솔루션으로 등장합니다-종종+/-50 켈빈만큼 정밀합니다.

스펙트럼이 좋지 않은 곳에서 가장 좋은 방법은 별의 색을 사용하여 온도를 추정하는 것입니다. 이것은 뜨거운 별이 파란색이고 멋진 별이 빨간색이기 때문에 작동합니다. 색상-온도 관계는 기본 교정기 별의 측정 된 색상을 사용하여 교정됩니다. 이 방법의 일반적인 정확도는+/-100-200 케이(더 차가운 별의 경우 더 좋지 않음)입니다.