Overfladetemperaturen på en stjerne kan estimeres baseret på stjernerne?

Her er hvorfor:

* Blackbody -stråling: Stjerner udsender lys over en række bølgelængder, der ligner en perfekt sortkropsradiator. Den maksimale bølgelængde af denne stråling er direkte relateret til stjernens temperatur.

* Wiens forskydningslov: Denne lov siger, at den maksimale bølgelængde af stråling, der udsendes af en sortkrop, er omvendt proportional med dens temperatur. Så varmere stjerner udsender mere lys ved kortere bølgelængder (blå og hvid), mens køligere stjerner udsender mere lys ved længere bølgelængder (rød og orange).

* spektral klassificering: Astronomer bruger farven på stjerner til at klassificere dem til spektraltyper. Det mest almindelige system bruger bogstaver:

* o: Blå, meget varm (30.000 K og derover)

* b: Blå-hvid, varm (10.000-30.000 K)

* a: Hvid, moderat varm (7.500-10.000 K)

* f: Gul-hvid, moderat varm (6.000-7.500 K)

* g: Gul, varm (5.200-6.000 K)-Vores sol er en G-type stjerne

* k: Orange, cool (3.500-5.200 K)

* m: Rød, meget cool (2.400-3.500 K)

Yderligere overvejelser:

* lysstyrke: En stjernes lysstyrke (lysstyrke) spiller også en rolle i bestemmelsen af ​​dens temperatur. En meget lys, rød stjerne kan faktisk være varmere end en svagere, gul stjerne.

* spektroskopi: Ved at analysere de detaljerede spektrale linjer i en stjernes lys kan astronomer få endnu mere præcise målinger af dens overfladetemperatur.

Så mens en stjernes farve giver et godt første skøn, er der behov for mere sofistikerede teknikker til præcise temperaturmålinger.