deze vraag is zeer breed – er zijn zeer veel technieken voor het schatten van temperaturen, dus Ik zal me beperken tot een paar principes en voorbeelden. Wanneer we het hebben over het meten van de temperatuur van een ster, zijn de enige sterren die we daadwerkelijk kunnen oplossen en meten in het plaatselijk universum; ze hebben geen merkbare roodverschuiving en dus is dit zelden van belang. Sterren hebben natuurlijk wel zichtsnelheden die hun spectrum een roodverschuiving (of blauwverschuiving) geven. Het is een redelijk eenvoudige procedure om te corrigeren voor de lijn van de zichtsnelheid van een ster, omdat de roodverschuiving (of blauwverschuiving) van toepassing is op alle golflengten in gelijke mate en we kunnen gewoon de golflengteas verschuiven om dit te verklaren. dat wil zeggen dat we de ster terug in het restframe plaatsen voordat we het spectrum ervan analyseren.Gerald heeft het gehad over het blackbody spectrum – inderdaad is de golflengte van de piek van een blackbody spectrum omgekeerd afhankelijk van de temperatuur door de wet van Wien. Deze methode zou kunnen worden gebruikt om de temperaturen van objecten te schatten die spectra hebben die blackbodies dicht benaderen en waarvoor flux-gekalibreerde spectra beschikbaar zijn die de piek behoorlijk bemonsteren. Aan beide voorwaarden is in de praktijk moeilijk te voldoen: sterren zijn in het algemeen geen zwarte lichamen, hoewel hun effectieve temperaturen – wat meestal wordt geciteerd-worden gedefinieerd als de temperatuur van een zwart lichaam met dezelfde straal en helderheid van de ster.

de effectieve temperatuur van een ster wordt het meest nauwkeurig gemeten door (i) de totale lichtstroom van de ster te schatten; (ii) het verkrijgen van een nauwkeurige afstand van een parallax; (iii) het combineren van deze om de lichtkracht te geven; (iv) het meten van de straal van de ster met behulp van interferometrie; (v) Dit geeft de effectieve temperatuur uit de wet van Stefan:$$ L = 4\pi r^2 \sigma T_{eff}^4,$$waar $\sigma$ De Stefan-Boltzmann constante is. Helaas is de beperkende factor hier dat het moeilijk is om de straling van alle behalve de grootste Of dichtstbijzijnde sterren te meten. Dus er zijn metingen voor een paar reuzen en een paar dozijn nabijgelegen hoofdreekssterren; maar dit zijn de fundamentele kalibrators waarmee andere technieken worden vergeleken en gekalibreerd.

een tweede belangrijke secundaire techniek is een gedetailleerde analyse van het spectrum van een ster. Om te begrijpen hoe dit werkt moeten we beseffen dat (i) atomen/ionen verschillende energieniveaus hebben; (ii) de manier waarop deze niveaus worden bevolkt afhankelijk is van de temperatuur (hogere niveaus worden bezet bij hogere temperaturen); (iii) transities tussen niveaus kan resulteren in de emissie of absorptie van licht op een bepaalde golflengte die afhankelijk is van het energieverschil tussen de niveaus.

om deze eigenschappen te gebruiken construeren we een model van de atmosfeer van een ster. Over het algemeen is een ster warmer van binnen en koeler van buiten. De straling die uit het centrum van de ster komt wordt geabsorbeerd door de koelere, bovenliggende lagen, maar dit gebeurt bij voorkeur op de golflengten die overeenkomen met energie-niveauverschillen in de atomen die de straling absorberen. Dit produceert absorptielijnen in het spectrum. Een spectrumanalyse bestaat uit het meten van de sterkte van deze absorptielijnen voor veel verschillende chemische elementen en verschillende golflengten. De sterkte van een absorptielijn hangt voornamelijk af van (I) De temperatuur van de ster en (ii) de hoeveelheid van een bepaald chemisch element, maar ook van verschillende andere parameters (zwaartekracht, turbulentie, atmosferische structuur). Door het meten van veel lijnen isoleer je deze afhankelijkheden en kom je tevoorschijn met een oplossing voor de temperatuur van de ster – vaak met een nauwkeurigheid zo goed als +/-50 Kelvin.

als je geen goed spectrum hebt, is de op een na beste oplossing om de kleur van de ster te gebruiken om de temperatuur te schatten. Dit werkt omdat hete sterren blauw zijn en koele sterren rood. De kleur-temperatuur relatie wordt gekalibreerd met behulp van de gemeten kleuren van de fundamentele kalibrator sterren. Typische nauwkeurigheid van deze methode is +/- 100-200 K (armer voor koelere sterren).