to pytanie jest bardzo szerokie – istnieje bardzo wiele technik szacowania temperatur, więc będę trzymać się kilku zasad i przykładów. Kiedy mówimy o pomiarze temperatury Gwiazdy, jedyne gwiazdy, które możemy właściwie ustalić i zmierzyć, znajdują się we wszechświecie lokalnym; nie mają one wyraźnych przesunięć ku czerwieni, więc rzadko jest to problemem. Gwiazdy mają oczywiście prędkości linii wzroku, które dają ich widmo przesunięcie ku czerwieni (lub przesunięcie ku czerwieni). Jest to dość prosta procedura, aby skorygować prędkość linii wzroku Gwiazdy, ponieważ przesunięcie ku czerwieni (lub przesunięcie ku czerwieni) odnosi się jednakowo do wszystkich długości fal i możemy po prostu przesunąć oś długości fali, aby to uwzględnić. tzn. przed analizą widma umieszczamy gwiazdę z powrotem w rest-frame.

Gerald mówił o widmie ciała czarnego – rzeczywiście długość fali szczytowej widma ciała czarnego jest odwrotnie zależna od temperatury przez prawo Wiena. Metoda ta może być wykorzystana do oszacowania temperatury obiektów, które mają widma, które ściśle przybliżają Czarne ciała i dla których dostępne są widma skalibrowane przez strumień, które prawidłowo pobierają pik. Oba te warunki są trudne do spełnienia w praktyce: gwiazdy na ogół nie są czarnymi ciałami, chociaż ich efektywne temperatury – co zwykle jest cytowane, są definiowane jako temperatura ciała czarnego o tym samym promieniu i jasności gwiazdy.

efektywna temperatura gwiazdy jest najdokładniej mierzona poprzez (i) oszacowanie całkowitego strumienia światła z gwiazdy; (ii) uzyskanie dokładnej odległości od paralaksy; (iii) połączenie ich w celu uzyskania jasności; (iv) pomiar promienia gwiazdy za pomocą interferometrii; (v) daje to efektywną temperaturę z prawa Stefana:$$ L = 4\pi R^2 \sigma T_{eff}^4,$$gdzie $\sigma$ jest stałą Stefana-Boltzmanna. Niestety czynnikiem ograniczającym jest to, że trudno jest zmierzyć promienie wszystkich gwiazd poza największymi lub najbliższymi. Tak więc pomiary istnieją dla kilku olbrzymów i kilkudziesięciu pobliskich gwiazd ciągu głównego; ale są to podstawowe Kalibratory, z którymi porównuje się i kalibruje inne techniki.

drugą ważną techniką wtórną jest szczegółowa analiza widma Gwiazdy. Aby zrozumieć, jak to działa, musimy zdać sobie sprawę, że (i) Atomy/jony mają różne poziomy energii; (ii) sposób, w jaki poziomy te są zaludnione, zależy od temperatury (wyższe poziomy są zajęte w wyższych temperaturach); (iii) przejścia między poziomami mogą skutkować emisją lub absorpcją światła przy określonej długości fali, która zależy od różnicy energii między poziomami.

aby wykorzystać te właściwości konstruujemy model atmosfery gwiazdy. Na ogół gwiazda jest gorętsza wewnątrz i chłodniejsza Na Zewnątrz. Promieniowanie wychodzące ze środka gwiazdy jest absorbowane przez chłodnicę, pokrywając warstwy, ale dzieje się to preferencyjnie w długościach fal odpowiadających różnicom poziomów energii w atomach, które pochłaniają promieniowanie. W ten sposób powstają linie absorpcyjne w widmie. Analiza widmowa polega na pomiarze wytrzymałości tych linii absorpcyjnych dla wielu różnych pierwiastków chemicznych i różnych długości fal. Siła linii absorpcyjnej zależy przede wszystkim od (i) temperatury gwiazdy i (ii) ilości danego pierwiastka chemicznego, ale także od kilku innych parametrów (grawitacja, turbulencje, struktura atmosfery). Mierząc wiele linii wyizolujesz te zależności i uzyskasz rozwiązanie dla temperatury Gwiazdy-często z dokładnością do + / – 50 kelwinów.

jeśli nie masz dobrego widma, następnym najlepszym rozwiązaniem jest użycie koloru Gwiazdy do oszacowania jej temperatury. Działa to, ponieważ gorące gwiazdy są niebieskie, a chłodne czerwone. Zależność kolor-temperatura jest kalibrowana przy użyciu zmierzonych kolorów podstawowych gwiazd kalibratora. Typowe dokładności tej metody to +/- 100-200 K (gorsze dla chłodniejszych gwiazd).