1. 스펙트럼 분류 :
* 흑체 방사선 : 별은 광범위한 파장에 걸쳐 빛을 방출 하며이 빛의 분포는 온도에 따라 다릅니다. 이것은 흑체 스펙트럼 로 알려져 있습니다 .
* 스펙트럼 라인 : 별은 또한 대기의 요소에 해당하는 특정 파장의 빛을 방출합니다. 이 스펙트럼 라인의 강점과 위치 별의 온도에 따라 변경됩니다. 천문학자는 이러한 스펙트럼 라인을 사용하여 별을 다른 온도 클래스 (O, B, A, F, G, K, M)로 분류합니다.
* Wien의 변위법 : 이 법은 흑체가 피크 방사선을 방출하는 파장이 온도에 반비례한다고 말합니다. 이를 통해 천문학자는 방출 된 빛의 피크 파장에 기초하여 별의 온도를 추정 할 수 있습니다.
2. 색인 :
* 필터 광도계 : 천문학자는 필터를 사용하여 다른 컬러 밴드 (예 :파란색, 시각, 적외선)에서 별의 밝기를 측정합니다. 두 필터 (파란색 마이너스 비주얼) 사이의 밝기 차이를 색소 인덱스 라고합니다. .
* 색 온도 관계 : 별의 색 지수는 온도와 직접 관련이 있습니다. 블루어 스타 (높은 파란색 마이너스 시각적 값)는 더 뜨겁고, 빨간 별 (하단 파란색 마이너스 시각적 가치)는 더 시원합니다.
3. 볼로 메트릭 크기 :
* 볼로 메트릭 크기 : 이것은 가시 광선뿐만 아니라 모든 파장에 걸쳐 별의 총 에너지 출력의 척도입니다.
* Stefan-Boltzmann 법 : 이 법은 별의 총 에너지 출력 (광도)을 표면적 및 온도와 관련시킵니다. 볼로 메트릭 크기와 별의 반경 (다른 방법으로 추정 될 수 있음)을 결합함으로써 천문학자는 온도를 계산할 수 있습니다.
4. 기타 기술 :
* 간섭계 : 이 기술을 통해 천문학자는 별의 각도 크기를 측정 할 수 있습니다. 스타의 광도와 같은 다른 정보와 결합하여 온도를 계산할 수 있습니다.
* 모델 : 항성 분위기의 정교한 컴퓨터 모델은 온도, 구성 및 기타 특성에 따라 별의 스펙트럼을 시뮬레이션 할 수 있습니다. 이를 통해 천문학자는 온도 추정치를 개선 할 수 있습니다.
이러한 기술은 보완적이고 종종 별의 온도에 대한보다 정확한 추정치를 제공하기 위해 함께 사용됩니다.
