1. 흑체 방사선 :
* 기본 원리 : 별은 방사선을 완벽하게 흡수하고 방출하는 가상의 물체 인 흑체와 같은 전자기 스펙트럼의 에너지를 방출합니다. 이 방사선의 피크 파장은 물체의 온도에만 의존합니다.
* Wien의 변위법 : 이 법은 피크 파장 (λ
* 방법 : 천문학자는 별의 스펙트럼 (다른 파장에서 강도)을 측정하고 방사선이 가장 강한 파장을 식별합니다. Wien의 법칙을 사용하여 해당 온도를 계산합니다.
2. 스펙트럼 분류 :
* 근거 : 별은 온도에 따라 다른 파장에서 빛을 방출합니다. 이것은 고유 한 스펙트럼 서명 또는 스펙트럼 라인의 패턴을 만듭니다.
* 시스템 : 스펙트럼 분류 시스템은 문자 (O, B, A, F, G, K, M)를 사용하여 지배적 인 스펙트럼 라인과 온도에 따라 별을 분류합니다. o 별은 가장 뜨거운 것이며 온도는 30,000k를 초과하고 M 스타는 가장 시원하며 온도는 3,500k 미만입니다.
* 한계 : 이 방법은 온도의 대략적인 추정치를 제공하지만 정확한 값을 제공하지 않습니다.
3. 색인 :
* 원리 : 별은 다른 파장에서 다른 양의 빛을 방출합니다. 두 가지 특정 파장 (예 :파란색 및 시각적)에서의 밝기의 차이는 별의 온도를 추정하는 데 사용될 수 있습니다.
* 방법 : 천문학자는 파란색과 시각적 필터의 별의 밝기를 측정하고 온도와 관련된 색 인덱스를 계산합니다.
* 장점 : 비교적 간단하고 효율적인 방법입니다.
* 한계 : 성간 매체의 먼지와 가스는 색 지수에 영향을 줄 수있어 온도 추정치에 불확실성이 도입 될 수 있습니다.
4. 간섭계 :
* 기술 : 간섭계는 여러 망원경의 빛을 결합하여 더 높은 각도 해상도를 달성하여 천문학자가 별의 표면 특징을보다 상세하게 연구 할 수 있도록합니다.
* 온도 측정 : 별 표면을 가로 지르는 빛의 분포를 분석함으로써 천문학자는 온도 변화를 매핑 할 수 있습니다.
* 장점 : 특히 크고 인근 별의 경우보다 자세한 온도 프로파일을 제공합니다.
* 한계 : 복잡한 기기와 정교한 분석 기술이 필요합니다.
5. 광도계 :
* 원리 : 광도계는 별에 의해 방출되는 빛의 양을 측정합니다. 다른 파장에서의 방사선의 양은 별의 온도에 대한 통찰력을 제공합니다.
* 장점 : 간단하고 다재다능하며 다양한 별에 사용할 수 있습니다.
* 한계 : 다른 방법보다 덜 정확한 온도 정보를 제공합니다.
6. 기타 기술 :
* 분광 시차 : 스펙트럼 데이터를 시차 측정과 결합하여 항성 온도를 추정합니다.
* 스타 클러스터 : 별 같은 나이 인 별 클러스터에서 별을 분석하면 개별 별의 온도를 결정하는 데 도움이됩니다.
이러한 방법은 종종보다 정확하고 포괄적 인 온도 추정치를 얻기 위해 종종 사용됩니다. 선택된 방법은 특정 별과 사용 가능한 계측에 따라 다릅니다.
