denna fråga är väldigt bred – det finns väldigt många tekniker för att uppskatta temperaturer, så jag kommer att hålla fast vid några principer och exempel. När vi talar om att mäta temperaturen på en stjärna, är de enda stjärnorna vi faktiskt kan lösa och mäta i lokaluniversumet; de har inga märkbara rödförskjutningar och det är därför sällan något som oroar oss. Stjärnor har naturligtvis sikthastigheter som ger sitt spektrum en rödförskjutning (eller blåförskjutning). Det är ett ganska enkelt förfarande att korrigera för en stjärnas sikthastighet, eftersom rödförskjutningen (eller blåförskjutningen) gäller alla våglängder lika och vi kan helt enkelt flytta våglängdsaxeln för att redogöra för detta. dvs vi sätter tillbaka stjärnan i resten-ramen innan vi analyserar dess spektrum.
Gerald har pratat om svartkroppsspektrumet – våglängden för toppen av ett svartkroppsspektrum är omvänt beroende av temperaturen genom Wiens lag. Denna metod kan användas för att uppskatta temperaturerna hos föremål som har spektra som nära approximerar svarta kroppar och för vilka fluxkalibrerade spektra finns tillgängliga som korrekt samplar toppen. Båda dessa förhållanden är svåra att uppfylla i praktiken: stjärnor är i allmänhet inte svarta kroppar, även om deras effektiva temperaturer – vilket vanligtvis är vad som citeras, definieras som temperaturen hos en svartkropp med samma radie och ljusstyrka hos stjärnan.
en stjärnas effektiva temperatur mäts mest exakt genom att (i) uppskatta det totala ljusflödet från stjärnan; (ii) få ett exakt avstånd från en parallax; (iii) kombinera dessa för att ge ljusstyrkan; (iv) mäta stjärnans radie med interferometri; (v) Detta ger den effektiva temperaturen från Stefans lag:$$ L = 4\pi R^2 \Sigma T_{eff}^4,$$där $\Sigma$ är Stefan-Boltzmann-konstanten. Tyvärr är den begränsande faktorn här att det är svårt att mäta radierna för alla utom de största eller närmaste stjärnorna. Så mätningar finns för några jättar och några dussin närliggande huvudsekvensstjärnor; men det här är de grundläggande kalibratorerna mot vilka andra tekniker jämförs och kalibreras.
en andra större sekundär teknik är en detaljerad analys av spektrumet av en stjärna. För att förstå hur detta fungerar måste vi inse att (i) atomer/joner har olika energinivåer; (ii) hur dessa nivåer befolkas beror på temperatur (högre nivåer upptas vid högre temperaturer); (iii) övergångar mellan nivåer kan resultera i utsläpp eller absorption av ljus vid en viss våglängd som beror på energiskillnaden mellan nivåerna.
för att använda dessa egenskaper konstruerar vi en modell av en stjärnas atmosfär. I allmänhet är en stjärna varmare på insidan och svalare på utsidan. Strålningen som kommer ut från stjärnans centrum absorberas av de svalare, överliggande skikten, men detta händer företrädesvis vid våglängderna som motsvarar energinivåskillnader i de atomer som absorberar strålningen. Detta ger absorptionslinjer i spektrumet. En spektrumanalys består av att mäta styrkan hos dessa absorptionslinjer för många olika kemiska element och olika våglängder. Styrkan hos en absorptionslinje beror främst på (i) stjärnans temperatur och (ii) mängden av ett visst kemiskt element, men också på flera andra parametrar (gravitation, turbulens, atmosfärisk struktur). Genom att mäta massor av linjer isolerar du dessa beroenden och dyker upp med en lösning för stjärnans temperatur – ofta med en precision så bra som +/-50 Kelvin.
där du inte har ett bra spektrum är den näst bästa lösningen att använda stjärnans färg för att uppskatta dess temperatur. Detta fungerar eftersom heta stjärnor är blå och coola stjärnor är röda. Färg-temperaturförhållandet kalibreras med hjälp av de uppmätta färgerna hos de grundläggande kalibratorstjärnorna. Typiska noggrannhet för denna metod är + / – 100-200 K (sämre för svalare stjärnor).