1。星のスペクトルを観察する：
*天文学者はスペクトログラフを使用します 星の光を個々の波長（虹のように）に分割します。これにより、スペクトルが作成されます 、星の構成と温度のユニークな指紋。
2。スペクトルクラスの識別：
*星のスペクトルは、標準の分類システムと比較されます（ obafgkm など システム）。各スペクトルクラスは、特定の温度範囲に対応しています。
* o ：最もホット（30,000 k以上） - 青い星
* b ：非常に暑い（10,000〜30,000 K） - 青白星
* a ：Hot（7,500-10,000 K） - 白い星
* f ：適度に暑い（6,000〜7,500 K） - 黄色の星
* g ：私たちの太陽（5,200〜6,000 k） - 黄色の星
* k ：クール（3,500-5,200 K） - オレンジスター
* m ：最もクールな（2,000〜3,500 K） - 赤い星
3。温度推定値の改良：
*スペクトルクラスは一般的な温度範囲を提供します。より正確な温度を取得するために、天文学者は特定の吸収ラインを分析します スペクトルで。これらの線は、星の大気中の要素が特定の光の波長を吸収することによって引き起こされます。これらのラインの長所と位置は、星の温度に直接関係しています。
温度を決定する他の方法：
* Wienの変位法： この法則では、放射線の星のピーク波長が温度に関連しています。ピーク波長を測定することにより、天文学者は星の温度を推定できます。
* 色インデックス： この方法は、異なる色フィルターの星の明るさを比較します（例：青と赤）。明るさの違い（色インデックス）は、星の温度に関連しています。
注： これらの方法は、星の表面温度を十分に推定しますが、星はさまざまな深さでさまざまな温度を持つ複雑なオブジェクトであることを覚えておくことが重要です。
