1. Wien의 변위 법 :
* 원리 : 이 법은 흑체가 가장 방출하는 파장이 온도에 반비례한다는 것을 나타냅니다.
* 방법 : 천문학자는 별의 스펙트럼을 관찰하고 방출 된 방사선의 피크 파장을 찾습니다. 이 파장은 별의 온도를 계산하는 데 사용됩니다.
2. 스펙트럼 분류 :
* 원리 : 별은 다양한 파장에서 빛을 방출하여 고유 한 스펙트럼 서명을 만듭니다. 이 시그니처는 별의 표면 온도와 관련이 있습니다.
* 방법 : 천문학자는 별의 스펙트럼을 분석하고 특정 스펙트럼 라인 (수소, 헬륨 및 기타 요소)의 강도에 따라 분류합니다. 각 스펙트럼 클래스는 특정 온도 범위에 해당합니다. 주요 스펙트럼 클래스는 O, B, A, F, G, K 및 M이며, O는 가장 뜨겁고 M은 가장 시원합니다.
3. 색인 :
* 원리 : 별은 다른 파장 (색)에서 다른 양의 빛을 방출합니다. 이 차이는 온도를 추정하는 데 사용될 수 있습니다.
* 방법 : 천문학자는 다양한 색상의 필터를 통해 별의 밝기를 측정합니다. 밝기의 차이 (색상 지수)는 별의 온도와 관련이 있습니다.
4. 볼로 메트릭 광도 :
* 원리 : 모든 파장에 걸쳐 별의 총 에너지 출력을 볼로 메트릭 광도라고합니다. 이것은 온도와 직접 관련이 있습니다.
* 방법 : 다양한 파장에서 별의 밝기를 측정하고 성간 먼지에 의한 빛의 흡수를 설명함으로써 천문학자는 볼로 메트릭 광도를 추정 한 다음 별의 온도를 계산할 수 있습니다.
5. 기타 방법 :
* 간섭계 : 이 기술은 온도 분포에 대한 정보를 제공하는 별 표면의 크기와 모양을 측정 할 수 있습니다.
* 별 모델 : 천문학자는 컴퓨터 모델을 사용하여 다양한 물리 법칙에 따라 온도를 포함한 별과 특성의 진화를 시뮬레이션 할 수 있습니다.
주목하는 것이 중요합니다.
* 각 방법에는 강점과 한계가 있습니다.
* 여러 방법을 결합하면 종종 더 정확하고 신뢰할 수있는 온도 추정치가 발생합니다.
* 별의 온도는 연령, 진화 단계 및 회전 속도에 따라 달라질 수 있습니다.
이 방법들에 대한 자세한 설명을 원한다면 알려주세요!
