1. 별의 색을 관찰 :
* Wien의 변위법 : 이 물리학의 기본 법칙에 따르면 흑체 (모든 방사선을 흡수하는 이상적인 물체)에 의해 방출되는 빛의 피크 파장은 온도에 반비례합니다.
* 색 온도 : 별은 광범위한 파장에 걸쳐 빛을 발산하지만 특정 파장에서는 피크가되는 경향이 있습니다. 이 피크 파장은 별의 온도와 직접 관련이 있습니다.
* 뜨거운 별은 더 많은 푸른 빛을 방출하는 반면, 시원한 별은 더 많은 빨간불을 방출합니다. 이 색상 정보를 사용하여 별의 온도를 추정 할 수 있습니다.
2. 스펙트럼 분석 :
* 흡수선 : 별에는 고유 한 스펙트럼 서명이 있습니다. 연속 스펙트럼 내에서 어두운 선 패턴이 있습니다. 이 라인은 특정 파장에서 빛을 흡수하는 특정 요소로 인해 발생합니다. 이 선의 강도와 위치는 별의 온도와 직접 관련이 있습니다.
* 스펙트럼 분류 : 천문학 자들은 스펙트럼 라인과 그 선의 상대적 강도를 기반으로 별을 분류했습니다. 이러한 스펙트럼 클래스 (O, B, A, F, G, K, M)는 별의 온도와 상관 관계가 있으며, O 스타는 가장 뜨겁고 M 스타는 가장 시원합니다.
3. 별의 밝기 측정 :
* Stefan-Boltzmann 법 : 이 법은 흑체의 단위 표면적 당 방사 된 총 에너지가 절대 온도의 네 번째 전력에 비례한다고 말합니다.
* 플럭스 : 별에서 나오는 에너지 (또는 빛)의 양을 측정함으로써 우리는 플럭스를 결정할 수 있습니다. 스타의 거리를 알면 스테판-볼트 만 법칙을 통한 온도와 관련된 광도를 계산할 수 있습니다.
4. 결합 방법 :
* 분광 광도계 : 여기에는 온도의보다 정확한 추정치를 얻기 위해 다른 파장에서 별 스펙트럼을 측정하는 것이 포함됩니다.
* 간섭계 : 여러 망원경의 빛을 결합함으로써 천문학자는 별의 높은 해상도 이미지를 얻을 수있어 별 표면에 대한 온도의 분포를 연구 할 수 있습니다.
요약 :
별의 온도를 결정하려면 색상 관찰, 스펙트럼 라인 분석 및 밝기를 측정하는 것이 포함됩니다. 이 방법은 함께 사용될 때 별의 온도에 대한 포괄적 인 그림을 제공하여 천문학 자들이 물리적 특성과 진화를 이해할 수있게합니다.
