1. Wien의 변위 법 :
*이 법은 흑체가 최대 방사선을 방출하는 파장이 온도에 반비례한다고 말합니다.
* 천문학자는 별의 스펙트럼을 관찰하고 피크 방출의 파장을 식별합니다. 이 파장은 Wien의 법칙을 사용하여 별의 온도를 계산하는 데 사용됩니다.
2. 스펙트럼 분류 :
* 별은 표면 온도 및 화학적 조성에 기초하여 스펙트럼 클래스 (O, B, A, F, G, K, M)로 분류됩니다.
* 각 스펙트럼 클래스는 스펙트럼에 뚜렷한 흡수 라인을 나타냅니다.
*이 라인의 강도와 위치를 분석함으로써 천문학자는 별의 대략적인 온도를 결정할 수 있습니다.
3. 색인 :
* 별은 파장 범위에서 빛을 발산하여 색상이 다릅니다.
* 천문학자는 다른 필터 (예 :파란색 및 시각적 필터)에서 별의 밝기를 측정합니다.
* 밝기의 차이 (색 지수라고도 함)는 별의 온도와 관련이 있습니다.
4. 볼로 메트릭 광도 :
* 볼로 메트릭 광도는 모든 파장에 걸쳐 별에 의해 방출되는 총 에너지를 나타냅니다.
* 이것은 다양한 파장에서 관측 된 광도를 이론적 모델과 결합하여 추정 할 수 있습니다.
* 별의 광도와 반경을 알면 천문학자는 온도, 광도 및 표면적과 관련된 Stefan-Boltzmann 법칙을 사용하여 온도를 결정할 수 있습니다.
5. 기타 방법 :
* 별 모델 : 항성 내부 및 진화의 이론적 모델은 질량, 반경 및 조성에 기초하여 별의 온도를 예측하는 데 사용될 수있다.
* 열 방사선의 직접 측정 : 일반적이지는 않지만 일부 망원경은 별에 의해 방출되는 열 방사선을 직접 측정하여 온도를 직접 측정 할 수 있습니다.
참고 : 이 방법들은 종종 보완 정보를 제공하며 천문학자는 가장 정확한 온도 추정치를 위해 이들의 조합을 사용합니다.
중요한 고려 사항 :
* 획득 된 온도는 별 광구의 유효 온도 인 가시 표면층을 나타냅니다.
* 온도는 항성 표면에 약간 달라질 수 있으며, 적도의 극과 냉각 영역에서 일반적으로 더 뜨거운 영역이 있습니다.
* 온도 추정의 정확도는 관찰의 품질과 사용 된 특정 방법에 따라 다릅니다.
전반적으로, 스펙트럼 분석, 색상 지수 및 이론적 모델의 조합은 천문학자가 인상적인 정확도로 별의 온도를 결정할 수있게합니다.
