1. 색상 :
* Wien의 변위법 : 이 물리학의 기본 법칙에 따르면 흑체 (모든 방사선을 흡수하는 이상적인 물체)에 의해 방출되는 빛의 피크 파장은 온도에 반비례합니다.
* 스텔라 스펙트럼 : 별은 전체 전자기 스펙트럼에서 빛을 방출합니다. 그들의 빛은 분광기를 사용하여 구성 요소 파장으로 나눌 수 있습니다. 더운 별은 더 많은 푸른 빛을 방출하는 반면, 더 냉각기는 더 많은 빨간불을 방출합니다. 이것은 스펙트럼에서 볼 수 있으며, 더운 별은 이온화 된 원자와 중성선을 보여주는 냉각기의 강한 선을 보여줍니다.
2. 스펙트럼 라인 :
* 라인 강도 및 위치 : 별의 대기의 특정 요소는 특정 파장에서 빛을 흡수합니다. 이러한 흡수 라인 (스펙트럼 라인)의 강도 및 위치는 온도에 민감합니다. 더운 별은 더 활발한 원자 운동으로 인해 더 넓고 강한 선이 있으며, 더 냉각기 별은 좁고 약한 선이 있습니다.
* 이온화 상태 : 별의 대기에서 원자의 이온화는 온도에 크게 의존합니다. 수소, 헬륨 및 칼슘과 같은 원소의 이온화 상태를 검사하면 별의 온도를 정확하게 측정합니다.
3. 광도와 반경 :
* Stefan-Boltzmann 법 : 이 법은 흑체의 단위 표면적 당 발사 된 총 에너지가 온도의 네 번째 전력에 비례한다고 명시하고 있습니다.
* 광도와 결합 : 별의 광도 (총 전력 출력)와 반경 (다른 방법을 통해 얻은)을 측정함으로써 Stefan-Boltzmann 법칙을 사용하여 온도를 계산할 수 있습니다.
4. 기타 기술 :
* 적외선 관찰 : 적외선 망원경은 적외선 스펙트럼에서 별에 의해 방출되는 열량을 측정하여 추가 온도 정보를 제공합니다.
* 간섭계 : 여러 망원경을 사용하여 광도와 함께 극심한 정밀도를 가진 별의 직경을 측정하면 온도 추정을 수율로 측정합니다.
요약하면, 별의 온도는 다양한 방법의 조합에 의해 결정되며, 각각의 다른 물리적 원리에 의존합니다. 이 방법은 별의 열에 대한 포괄적 인 이해를 제공하고 이러한 천상의 대상을 분류하고 연구하도록 도와줍니다.
