esta questão é muito ampla – existem muitas técnicas para estimar temperaturas, então vou me ater a alguns princípios e exemplos. Quando falamos em medir a temperatura de uma estrela, as únicas estrelas que podemos realmente resolver e medir estão no universo local; eles não têm redshifts apreciáveis e, portanto, isso raramente é motivo de preocupação. É claro que as estrelas têm velocidades de linha de visão que dão ao seu espectro um desvio para o vermelho (ou desvio para o azul). É um procedimento razoavelmente simples para corrigir a velocidade da linha de visão de uma estrela, porque o redshift (ou blueshift) se aplica a todos os comprimentos de onda igualmente e podemos simplesmente mudar o eixo do comprimento de onda para explicar isso. ou seja, colocamos a estrela de volta no quadro restante antes de analisar seu espectro.Gerald falou sobre o espectro do corpo negro-na verdade, o comprimento de onda do Pico de um espectro do corpo negro é inversamente dependente da temperatura através da lei de Wien. Este método pode ser usado para estimar as temperaturas de objetos que possuem espectros que se aproximam de corpos negros e para os quais espectros calibrados por fluxo estão disponíveis que amostram adequadamente o pico. Ambas as condições são difíceis de satisfazer na prática: as estrelas em geral não são corpos negros, embora suas temperaturas efetivas-que geralmente é o que é citado, sejam definidas como a temperatura de um corpo negro com o mesmo raio e luminosidade da estrela.

a temperatura efetiva de uma estrela é medida com mais precisão por (i) estimar o fluxo total de luz da estrela; (ii) obter uma distância precisa de uma paralaxe; (iii) combiná-los para dar a luminosidade; (iv) medir o raio da estrela usando interferometria; (v) isso dá a temperatura efetiva da lei de Stefan:$$ L = 4\pi r^2 \sigma T_{eff}^4,$$$onde$ \sigma $ é a constante de Stefan-Boltzmann. Infelizmente, o fator limitante aqui é que é difícil medir os raios de todas as estrelas, exceto as maiores ou mais próximas. Portanto, existem medições para alguns gigantes e algumas dezenas de estrelas próximas da sequência principal; mas estes são os calibradores fundamentais contra os quais outras técnicas são comparadas e calibradas.

uma segunda técnica secundária importante é uma análise detalhada do espectro de uma estrela. Para entender como isso funciona, precisamos perceber que (i) átomos/íons têm diferentes níveis de energia; (ii) a forma que estes níveis são preenchidos depende da temperatura (níveis mais altos são ocupados em altas temperaturas); (iii) transições entre os níveis pode resultar na emissão ou absorção de luz em um determinado comprimento de onda que depende da diferença de energia entre os níveis.

para usar essas propriedades, construímos um modelo da atmosfera de uma estrela. Em geral, uma estrela é mais quente por dentro e mais fria por fora. A radiação que sai do centro da estrela é absorvida pelas camadas mais frias e sobrepostas, mas isso acontece preferencialmente nos comprimentos de onda correspondentes às diferenças de nível de energia nos átomos que estão absorvendo a radiação. Isso produz linhas de absorção no espectro. Uma análise de espectro consiste em medir os pontos fortes dessas linhas de absorção para muitos elementos químicos diferentes e diferentes comprimentos de onda. A força de uma linha de absorção depende, principalmente, (i) a temperatura da estrela e (ii) a quantidade de um determinado elemento químico, mas também em vários outros parâmetros (gravidade, a turbulência atmosférica estrutura). Ao medir muitas linhas, você isola essas dependências e surge com uma solução para a temperatura da estrela – geralmente com uma precisão tão boa quanto +/-50 Kelvin.

onde você não tem um bom espectro, a próxima melhor solução é usar a cor da estrela para estimar sua temperatura. Isso funciona porque as estrelas quentes são azuis e as estrelas frias são vermelhas. A relação cor-temperatura é calibrada usando as cores medidas das estrelas Calibradoras fundamentais. As precisões típicas deste método são + / – 100-200 K (mais pobres para Estrelas mais frias).