1. 별의 스펙트럼 관찰 :
* 천문학자는 분광기를 사용합니다 별의 빛을 개별 파장으로 나누기 위해 (무지개와 같은). 이것은 스펙트럼을 생성합니다 , 별 구성과 온도의 독특한 지문.
2. 스펙트럼 클래스 식별 :
* 스타의 스펙트럼은 표준 분류 시스템과 비교됩니다 ( obafgkm . 체계). 각 스펙트럼 클래스는 특정 온도 범위에 해당합니다.
* o :가장 뜨거운 (30,000 K 이상) - 푸른 별
* b :매우 뜨겁다 (10,000-30,000 K)-푸른 흰색 별
* a :뜨거운 (7,500-10,000 K) - 흰색 별
* f :적당히 뜨겁다 (6,000-7,500 K)-황색의 별
* g :우리의 태양 (5,200-6,000 K) - 노란 별
* k :시원한 (3,500-5,200 K) - 오렌지 별
* m :가장 멋지게 (2,000-3,500 K) - 빨간 별
3. 온도 정제 :
* 스펙트럼 클래스는 일반적인 온도 범위를 제공합니다. 보다 정확한 온도를 얻으려면 천문학자는 특정 흡수 라인을 분석합니다. 스펙트럼에서. 이 선은 별의 대기의 요소로 인해 특정 파장의 빛을 흡수합니다. 이 라인의 강점과 위치는 별의 온도와 직접 관련이 있습니다.
온도를 결정하는 다른 방법 :
* Wien의 변위법 : 이 법은 별의 최대 방사선 파장을 온도와 관련시킵니다. 피크 파장을 측정함으로써 천문학자는 별의 온도를 추정 할 수 있습니다.
* 색 지수 : 이 방법은 다른 색상 필터 (예 :파란색 대 빨간색)에서 별의 밝기를 비교합니다. 밝기의 차이 (색상 지수)는 별의 온도와 관련이 있습니다.
참고 : 이러한 방법은 우리에게 별의 표면 온도를 잘 추정 할 수 있지만, 별이 다른 깊이에서 다양한 온도를 가진 복잡한 물체라는 것을 기억하는 것이 중요합니다.
