dette spørsmålet er veldig bredt – det er mange teknikker for å estimere temperaturer, så jeg vil holde meg til noen prinsipper og eksempler. Når vi snakker om å måle temperaturen til en stjerne, er de eneste stjernene vi faktisk kan løse og måle i det lokale universet; de har ikke nevneverdige redshifts, og dette er sjelden av noen bekymring. Stjerner har selvsagt sikthastigheter som gir deres spektrum en rødforskyvning (eller blueshift). Det er en rimelig enkel prosedyre for å korrigere for synsfelthastigheten til en stjerne, fordi rødforskyvningen (eller blueshift) gjelder for alle bølgelengder likt, og vi kan ganske enkelt skifte bølgelengdeaksen for å ta hensyn til dette. dvs. vi setter stjernen tilbake i restrammen før vi analyserer spekteret.
Gerald har snakket om blackbody-spektret – faktisk er bølgelengden til toppen av et blackbody-spektrum omvendt avhengig av temperatur gjennom Wiens lov. Denne metoden kan brukes til å estimere temperaturene på objekter som har spektra som nærmer seg blackbodies og for hvilke flukskalibrerte spektra er tilgjengelige som riktig prøver toppen. Begge disse forholdene er vanskelige å tilfredsstille i praksis: stjerner er generelt ikke svartlegemer, selv om deres effektive temperaturer-som vanligvis er det som er sitert, er definert som temperaturen til en svartbody med samme radius og lysstyrke av stjernen.
den effektive temperaturen til en stjerne måles mest nøyaktig ved å (i) estimere den totale lysstrømmen fra stjernen; (ii) få en nøyaktig avstand fra en parallax; (iii) kombinere disse for å gi lysstyrken; (iv) måle stjernens radius ved hjelp av interferometri; (v) dette gir den effektive temperaturen Fra Stefans lov:$$ L = 4\pi r^2 \sigma T_{eff}^4,$$hvor $\sigma$ er Stefan-Boltzmann-konstanten. Dessverre er begrensningsfaktoren her at det er vanskelig å måle radiene til alle, men de største eller nærmeste stjernene. Så målinger eksisterer for noen få giganter og et par dusin nærliggende hovedsekvensstjerner; men disse er de grunnleggende kalibratorene mot hvilke andre teknikker sammenlignes og kalibreres.
en andre store sekundære teknikk er en detaljert analyse av spektret til en stjerne. For å forstå hvordan dette fungerer, må vi innse at (i) atomer/ioner har forskjellige energinivåer; (ii) måten disse nivåene befolkes på, avhenger av temperaturen (høyere nivåer er opptatt ved høyere temperaturer); (iii) overganger mellom nivåer kan resultere i utslipp eller absorpsjon av lys ved en bestemt bølgelengde som avhenger av energiforskjellen mellom nivåene.
for å bruke disse egenskapene konstruerer vi en modell av atmosfæren til en stjerne. Generelt er en stjerne varmere på innsiden og kjøligere på utsiden. Strålingen som kommer ut fra sentrum av stjernen absorberes av de kjøligere, overliggende lagene, men dette skjer fortrinnsvis ved bølgelengder som tilsvarer energinivåforskjeller i atomene som absorberer strålingen. Dette gir absorpsjonslinjer i spekteret. En spektrumanalyse består av å måle styrken til disse absorpsjonslinjene for mange forskjellige kjemiske elementer og forskjellige bølgelengder. Styrken til en absorpsjonslinje avhenger hovedsakelig av (i) stjernens temperatur og (ii) mengden av et bestemt kjemisk element, men også på flere andre parametere (tyngdekraft, turbulens, atmosfærisk struktur). Ved å måle mange linjer isolerer du disse avhengighetene og dukker opp med en løsning for stjernens temperatur-ofte med en presisjon så god som + / -50 Kelvin.
der du ikke har et godt spektrum, er den nest beste løsningen å bruke stjernens farge til å estimere temperaturen. Dette fungerer fordi varme stjerner er blå og kule stjerner er røde. Fargetemperaturforholdet kalibreres ved hjelp av de målte fargene til de grunnleggende kalibratorstjernene. Typiske nøyaktigheter av denne metoden er + / – 100-200 K (dårligere for kjøligere stjerner).