1. Observation af stjernens spektrum:
* Astronomer bruger spektrografer At opdele stjernens lys i dens individuelle bølgelængder (som en regnbue). Dette skaber et spektrum , et unikt fingeraftryk af stjernens sammensætning og temperatur.
2. Identificering af spektralklasse:
* Stjernens spektrum sammenlignes derefter med et standardklassificeringssystem (som obafgkm system). Hver spektralklasse svarer til et specifikt temperaturområde:
* o :Hotteste (30.000 K og derover) - blå stjerner
* b :Meget varm (10.000-30.000 K)-Blå-hvide stjerner
* a :Hot (7.500-10.000 K) - hvide stjerner
* f :Moderat varm (6.000-7.500 K)-gul-hvide stjerner
* g :Vores sol (5.200-6.000 K) - Gule stjerner
* k :Cool (3.500-5.200 K) - Orange stjerner
* m :Sejeste (2.000-3.500 K) - Røde stjerner
3. Raffinering af temperaturestimatet:
* Den spektrale klasse tilvejebringer et generelt temperaturområde. For at få en mere præcis temperatur analyserer astronomer specifikke absorptionslinjer I spektret. Disse linjer er forårsaget af elementer i stjernens atmosfære, der absorberer visse bølgelængder af lys. Styrker og positioner af disse linjer er direkte relateret til stjernens temperatur.
Andre metoder til at bestemme temperatur:
* Wiens forskydningslov: Denne lov relaterer en stjernes højeste bølgelængde af stråling til dens temperatur. Ved at måle den maksimale bølgelængde kan astronomer estimere stjernens temperatur.
* farveindeks: Denne metode sammenligner lysstyrken af en stjerne i forskellige farvefiltre (f.eks. Blå vs. rød). Forskellen i lysstyrke (farveindekset) er relateret til stjernens temperatur.
Bemærk: Selvom disse metoder giver os et godt skøn over en stjernes overfladetemperatur, er det vigtigt at huske, at stjerner er komplekse genstande med forskellige temperaturer på forskellige dybder.