această întrebare este foarte largă – există foarte multe tehnici pentru estimarea temperaturilor, așa că voi rămâne la câteva principii și exemple. Când vorbim despre măsurarea temperaturii unei stele, singurele stele pe care le putem rezolva și măsura sunt în universul local; nu au deplasări spre roșu apreciabile și, prin urmare, acest lucru este rareori de îngrijorare. Stelele au, desigur, viteze de vedere care conferă spectrului lor o schimbare spre roșu (sau albastru). Este o procedură destul de simplă de corectat pentru linia vitezei de vedere a unei stele, deoarece deplasarea spre roșu (sau deplasarea spre albastru) se aplică tuturor lungimilor de undă în mod egal și putem schimba pur și simplu axa lungimii de undă pentru a ține cont de acest lucru. adică am pus Steaua înapoi în restul cadrului înainte de a analiza spectrul său.

Gerald a vorbit despre spectrul corpului negru – într-adevăr, lungimea de undă a vârfului unui spectru al corpului negru este invers dependentă de temperatură prin Legea lui Wien. Această metodă ar putea fi utilizată pentru a estima temperaturile obiectelor care au spectre care aproximează îndeaproape corpurile negre și pentru care sunt disponibile Spectre calibrate în flux care eșantionează corect vârful. Ambele condiții sunt greu de satisfăcut în practică: stelele nu sunt în general corpuri negre, deși temperaturile lor efective – care este de obicei ceea ce este citat, sunt definite ca temperatura unui corp negru cu aceeași rază și luminozitate a stelei.

temperatura efectivă a unei stele este măsurată cu cea mai mare precizie prin (i) estimarea fluxului total de lumină de la stea; (ii) obținerea unei distanțe exacte de la o paralaxă; (iii) combinarea acestora pentru a da luminozitatea; (iv) măsurarea razei stelei folosind interferometria; (v) aceasta dă temperatura efectivă din Legea lui Stefan:$$ L = 4\pi r^2 \sigma t_{eff}^4,$$unde $\sigma$ este Constanta Stefan-Boltzmann. Din păcate, factorul limitativ aici este că este dificil să se măsoare razele tuturor stelelor, cu excepția celor mai mari sau mai apropiate. Deci, există măsurători pentru câțiva giganți și câteva zeci de stele din secvența principală din apropiere; dar acestea sunt calibratoarele fundamentale împotriva cărora sunt comparate și calibrate alte tehnici.

o a doua tehnică secundară majoră este o analiză detaliată a spectrului unei stele. Pentru a înțelege cum funcționează acest lucru, trebuie să ne dăm seama că (i) atomii/ionii au niveluri de energie diferite; (ii) modul în care aceste niveluri sunt populate depinde de temperatură (nivelurile mai ridicate sunt ocupate la temperaturi mai ridicate); (iii) tranzițiile între niveluri pot duce la emisia sau absorbția luminii la o anumită lungime de undă care depinde de diferența de energie dintre niveluri.

pentru a folosi aceste proprietăți construim un model al atmosferei unei stele. În general, o stea este mai fierbinte la interior și mai rece la exterior. Radiația care iese din centrul stelei este absorbită de straturile mai reci, suprapuse, dar acest lucru se întâmplă preferențial la lungimile de undă corespunzătoare diferențelor de nivel energetic din atomii care absorb radiația. Aceasta produce linii de absorbție în spectru. O analiză a spectrului constă în măsurarea punctelor forte ale acestor linii de absorbție pentru multe elemente chimice diferite și lungimi de undă diferite. Rezistența unei linii de absorbție depinde în primul rând de (i) temperatura stelei și (ii) cantitatea unui anumit element chimic, dar și de alți câțiva parametri (gravitație, turbulență, structură atmosferică). Măsurând o mulțime de linii, izolați aceste dependențe și obțineți o soluție pentru temperatura stelei – adesea cu o precizie la fel de bună ca +/-50 Kelvin.

unde nu ai un spectru bun, cea mai bună soluție este să folosești culoarea stelei pentru a-i estima temperatura. Acest lucru funcționează deoarece stelele fierbinți sunt albastre și stelele reci sunt roșii. Relația culoare-temperatură este calibrată folosind culorile măsurate ale stelelor calibratoare fundamentale. Preciziile tipice ale acestei metode sunt + / – 100-200 K (mai sărace pentru stelele mai reci).