Hvordan estimerer vi overfladetemperaturen på en stjerne?

1. Farveindeks :Farven på en stjerne er en indikator for dens overfladetemperatur. Varmere stjerner udsender mere blåt lys, mens køligere stjerner udsender mere rødt lys. Ved at måle stjernens farveindeks kan astronomer estimere dens overfladetemperatur. Farveindekset bestemmes ved at sammenligne stjernens lysstyrke i forskellige bølgelængder af lys. For eksempel sammenligner U-B farveindekset stjernens lysstyrke i de ultraviolette (U) og blå (B) bånd, mens B-V farveindekset sammenligner stjernens lysstyrke i de blå (B) og visuelle (V) bånd.

2. Spektral type :En stjernes spektraltype er også relateret til dens overfladetemperatur. Stjerner er klassificeret i forskellige spektraltyper baseret på tilstedeværelsen eller fraværet af visse absorptionslinjer i deres spektre. Hver spektraltype svarer til et specifikt område af overfladetemperaturer. For eksempel er stjerner af O-typen de varmeste stjerner med overfladetemperaturer på over 30.000 K, mens stjerner af M-typen er de sejeste stjerner med overfladetemperaturer under 3.500 K.

3. Stefan-Boltzmann lov :Stefan-Boltzmann-loven siger, at den samlede mængde energi, der udsendes af en sort krop, er proportional med dens temperaturs fjerde potens. Ved at måle stjernens lysstyrke og antage, at den opfører sig som et sort legeme, kan astronomer estimere dens overfladetemperatur. Stefan-Boltzmann-loven er givet ved ligningen:

```

L =σA T^4

```

hvor:

* L er stjernens lysstyrke

* σ er Stefan-Boltzmann konstanten

* A er stjernens overfladeareal

* T er stjernens overfladetemperatur

4. Wiens forskydningslov :Wiens forskydningslov siger, at bølgelængden af ​​den maksimale emission af et sort legeme er omvendt proportional med dets temperatur. Ved at måle bølgelængden af ​​stjernens højeste emission kan astronomer estimere dens overfladetemperatur. Wiens forskydningslov er givet ved ligningen:

```

λmax =b/T

```

hvor:

* λmax er bølgelængden af ​​stjernens maksimale emission

* b er Wiens forskydningskonstant

* T er stjernens overfladetemperatur

Ved at kombinere disse metoder kan astronomer estimere overfladetemperaturen på en stjerne med en rimelig grad af nøjagtighed.