1。スペクトル分析：
* Wienの変位法： この法律では、ブラックボディが最も強く放射する波長は、その温度に反比例すると述べています。
* スペクトル分類： 天文学者は、スペクトルラインに基づいて星を分類します。これは、スペクトル内の吸収ラインと放出ラインのユニークなパターンです。これらのスペクトルクラス（o、b、a、f、g、k、m）は温度と相関し、O星は最もホットであり、M星が最もクールです。
* 線強度： 特定のスペクトルライン（水素バルマーラインや金属ラインなど）の相対的な強度も、星の温度に関する手がかりを提供します。
2。輝度測定：
* Stefan-Boltzmann Law： この法律では、ブラックボディの単位面積あたりの総エネルギーは、その温度の4番目の出力に比例していると述べています。
* 測光： 天文学者は、測光を使用して、さまざまな波長（色）で星の明るさを測定します。これらの測定値をモデルと比較すると、星の温度を推定できます。
3。データの結合：
*スペクトル情報と輝度測定値を組み合わせることにより、天文学者は温度の推定を改善できます。彼らは、星のサイズ、距離、構成などのさまざまな要因を説明する複雑なモデルを利用しています。
追加の手法：
* 干渉法： この手法では、複数の望遠鏡を使用して、星の高解像度画像を作成します。画像内の光の分布を分析することにより、天文学者は星の表面全体の温度分布を決定できます。
* 天体物理モデル： 恒星の進化と大気物理学をシミュレートするコンピューターモデルは、天文学者が星の温度とその質量や年齢などの他の特性との関係を理解するのに役立ちます。
要約すると、星から放出される光を分析することにより、天文学者は合理的な精度で表面温度を決定できます。 これらの技術は時間の経過とともに洗練されており、ますます正確な測定と恒星の進化のより深い理解につながります。
