1. 스펙트럼 분석 :
* Wien의 변위법 : 이 법은 흑체가 가장 강하게 방출하는 파장이 온도에 반비례한다고 말합니다.
* 스펙트럼 분류 : 천문학 자들은 스펙트럼에서 독특한 패턴의 스펙트럼 라인을 기반으로 별을 분류합니다. 이러한 스펙트럼 클래스 (O, B, A, F, G, K, M)는 온도와 관련이 있으며 O 스타는 가장 뜨거운 별이며 M 스타는 가장 시원합니다.
* 라인 강도 : 특정 스펙트럼 라인 (수소 Balmer 라인 또는 금속선)의 상대 강도는 별의 온도에 대한 단서를 제공합니다.
2. 밝기 측정 :
* Stefan-Boltzmann 법 : 이 법은 흑체의 단위 면적당 방사 된 총 에너지가 온도의 네 번째 전력에 비례한다고 명시하고 있습니다.
* 광도 측정 : 천문학자는 광도계를 사용하여 다양한 파장 (색)에서 별의 밝기를 측정합니다. 이러한 측정을 모델과 비교하면 별의 온도를 추정 할 수 있습니다.
3. 데이터 결합 :
* 스펙트럼 정보를 밝기 측정과 결합하여 천문학자는 온도 추정을 개선 할 수 있습니다. 그들은 별의 크기, 거리 및 구성과 같은 다양한 요소를 설명하는 복잡한 모델을 사용합니다.
추가 기술 :
* 간섭계 : 이 기술은 여러 망원경을 사용하여 별의 고해상도 이미지를 만듭니다. 이미지 내의 빛 분포를 분석함으로써 천문학자는 별 표면의 온도 분포를 결정할 수 있습니다.
* 천체 물리학 모델 : 항성 진화와 대기 물리학을 시뮬레이션하는 컴퓨터 모델은 천문학자가 별의 온도와 질량 및 나이와 같은 다른 특성의 관계를 이해하는 데 도움이됩니다.
요약하면, 별이 방출하는 빛을 분석함으로써 천문학자는 합리적인 정확도로 표면 온도를 결정할 수 있습니다. 이러한 기술은 시간이 지남에 따라 개선되어 점점 더 정밀한 측정과 별의 진화에 대한 더 깊은 이해로 이어졌습니다.
