1。色：
* Wienの変位法： この物理学の基本法則は、ブラックボディ（すべての放射を吸収する理想化されたオブジェクト）によって放出される光のピーク波長は、その温度に反比例すると述べています。
* 恒星スペクトル： 星は、電磁スペクトル全体に光を放出します。 それらの光は、分光器を使用してコンポーネントの波長に分割できます。より熱い星はより多くの青色光を放出しますが、クーラースターはより多くの赤信号を発します。これはそのスペクトルに見られ、より熱い星はイオン化された原子からの強い線を示し、中性線を示す冷たい星。
2。スペクトルライン：
* 線の強度と位置： 星の大気中の特定の要素は、特定の波長で光を吸収します。これらの吸収ラインの強度と位置（スペクトルラインとして知られています）は、温度に敏感です。より熱い星は、より活発な原子運動のためにより広く、より強い線を持っていますが、涼しい星はより狭く、弱い線を持っています。
* イオン化状態： 星の大気中の原子のイオン化は、温度に大きく依存します。水素、ヘリウム、カルシウムなどの元素のイオン化状態を調べることは、星の温度の正確な尺度を提供します。
3。光度と半径：
* Stefan-Boltzmann Law： この法律では、ブラックボディの単位表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。
* 光度との組み合わせ： 星の光度（総出力）とその半径（他の方法で得られた）を測定することにより、Stefan-Boltzmannの法則を使用して温度を計算できます。
4。その他のテクニック：
* 赤外線観測： 赤外線望遠鏡は、赤外線スペクトルの星によって放出される熱の量を測定し、さらなる温度情報を提供します。
* 干渉法： 複数の望遠鏡を使用して、星の直径を極端な精度で測定することは、光度と組み合わせて温度推定を獲得できます。
要約すると、星の温度はさまざまな方法の組み合わせによって決定され、それぞれが異なる物理的原理に依存しています。これらの方法は、星の熱を包括的に理解し、これらの天体を分類して研究するのに役立ちます。
