1. 흑체 방사선 :
* Wien의 변위법 : 모든 물체와 마찬가지로 별은 온도로 인해 전자기 방사선을 방출합니다. Wien의 변위 법에 따르면 흑체가 가장 방사선을 방출하는 파장은 온도에 반비례합니다. 이것은 더 뜨거운 별이 더 짧은 파장에서 더 많은 방사선을 방출한다는 것을 의미하는 반면, 냉각기 별은 더 긴 파장 (적색광과 같은)에서 더 많이 방출합니다.
* 스펙트럼 측정 : 천문학자는 분광기를 사용하여 별에서 빛을 다른 파장으로 나누어 스펙트럼을 만듭니다. 스펙트럼의 피크 (별이 가장 빛을 방출하는 파장)를 사용하여 온도를 추정 할 수 있습니다.
2. 스펙트럼 분류 :
* 별 분류 : 별은 스펙트럼 라인을 기반으로 분류되며, 대기의 특정 원자에 의한 빛의 흡수로 인한 스펙트럼에서 독특한 어두운 선 패턴입니다. 이러한 스펙트럼 클래스 (O, B, A, F, G, K, M)는 온도별로 배열되며 O는 가장 인기가 높고 M은 가장 시원합니다.
* 색 지수 : 천문학자는 컬러 필터를 사용하여 다른 파장 밴드에서 별의 밝기를 측정합니다. 두 필터 (예 :파란색 및 시각적) 사이의 밝기 차이는 온도와 관련된 별의 색상을 결정하는 데 사용될 수 있습니다.
3. 기타 기술 :
* 간섭계 : 이 기술은 함께 작동하는 여러 망원경을 사용하여 더 큰 효과적인 조리개를 만듭니다. 이를 통해 온도 변화를 포함하여 별 표면 특징에서 훨씬 더 세밀한 세부 사항이 가능합니다.
* 천체 물리학 모델 : 별의 관찰 된 스펙트럼과 밝기를 별의 이론적 모델과 비교하여 천문학자는 온도 추정치를 개선 할 수 있습니다.
중요한 점 :
* 표면 온도 대 코어 온도 : 별의 표면 온도는 천문학자가 직접 측정하는 것입니다. 핵심 온도는 훨씬 뜨겁지 만 직접 관찰 할 수는 없습니다.
* 온도 변화 : 별은 온도가 완벽하게 균일하지 않습니다. 표면에는 변형이있을 수 있으며, 태양 흑점은 태양의 좋은 예입니다.
* 정확도 : 온도 측정의 정확도는 데이터의 품질과 별 스펙트럼의 복잡성에 따라 다릅니다.
요약하면, 별의 표면 온도는 Wien의 변위 법칙, 스펙트럼 분류 및 정교한 천체 물리학 모델과 같은 기술을 사용하여 방출 된 빛을 분석하여 결정됩니다.
