1。スペクトル分類：
* ブラックボディ放射： 星は広範囲の波長にわたって光を放出し、この光の分布は温度に依存します。これは Blackbody Spectrum として知られています 。
* スペクトル線： 星はまた、大気中の要素に対応する特定の光の波長を放出します。これらのスペクトル線の強度と位置 星の温度に応じて変化します。天文学者はこれらのスペクトル線を使用して、星を異なる温度クラス（O、B、A、F、G、K、M）に分類します。
* Wienの変位法： この法律では、ブラックボディがピーク放射を放出する波長は、その温度に反比例していると述べています。これにより、天文学者は放出された光のピーク波長に基づいて星の温度を推定できます。
2。カラーインデックス：
* フィルター測光： 天文学者は、フィルターを使用して、異なるカラーバンド（青、視覚、赤外線など）で星の明るさを測定します。 2つのフィルター間の輝度の違い（青minus Visualなど）は、色インデックスと呼ばれます。 。
* 色と温度の関係： 星の色インデックスは、その温度に直接関係しています。 ブルースター（より高い青のマイナス視覚値）はより高温で、赤い星（低青のマイナス視覚値）は涼しいです。
3。ボロメトリックの大きさ：
* ボロメトリックの大きさ： これは、目に見える光だけでなく、すべての波長にわたる星の総エネルギー出力の尺度です。
* Stefan-Boltzmann Law： この法則は、星の総エネルギー出力（光度）をその表面積と温度に関連付けています。ボロメトリックの大きさと星の半径（他の方法から推定できる）を組み合わせることにより、天文学者は温度を計算できます。
4。その他のテクニック：
* 干渉法： この手法により、天文学者は星の角度サイズを測定できます。 星の光度など、他の情報と組み合わせることで、温度を計算できます。
* モデル： 恒星の大気の洗練されたコンピューターモデルは、温度、組成、およびその他の特性に基づいて星のスペクトルをシミュレートできます。これにより、天文学者は温度の推定値を改良することができます。
これらの手法は補完的であり、星の温度のより正確な推定を提供するために一緒に使用されることが多いことに注意することが重要です。
