1。 ブラックボディ放射：
* Wienの変位法： 星は、すべてのオブジェクトと同様に、温度のために電磁放射を放出します。 Wienの変位法は、ブラックボディが最も放射線を放出する波長は、その温度に反比例すると述べています。 これは、より熱い星がより短い波長（青色光など）でより多くの放射を放出することを意味しますが、クーラーの星はより長い波長（赤色光など）でより多くを放出します。
* スペクトルの測定： 天文学者は、分光器を使用して、光を星から異なる波長に分割し、スペクトルを作成します。 スペクトルのピーク（星が最も光を放出する波長）を使用して、その温度を推定できます。
2。 スペクトル分類：
* 恒星分類： 星はスペクトルラインに基づいて分類されます。これらは、大気中の特定の原子による光の吸収によって引き起こされるスペクトルの暗い線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）は温度で配置され、Oは最もホットで、Mは最もクールです。
* 色インデックス： 天文学者はカラーフィルターを使用して、さまざまな波長バンドの星の明るさを測定します。 2つのフィルター間の明るさの違い（青と視覚など）を使用して、温度に関連する星の色を決定できます。
3。 その他のテクニック：
* 干渉法： この手法では、複数の望遠鏡を使用して、より大きな有効な開口部を作成します。これにより、温度の変動を含む星の表面の特徴にはるかに細かい詳細が可能になります。
* 天体物理モデル： 観測された星の観測されたスペクトルと明るさを恒星の大気の理論モデルと比較することにより、天文学者は温度の推定値を改善できます。
重要なポイント：
* 表面温度対コア温度： 星の表面温度は、天文学者が直接測定するものです。 コア温度ははるかに高温ですが、直接観察することはできません。
* 温度変動： 星は温度が完全に均一ではありません。それらの表面全体にバリエーションがあり、太陽スポットが私たちの太陽の良い例です。
* 精度： 温度測定の精度は、データの品質と星のスペクトルの複雑さに依存します。
要約すると、星の表面温度は、Wienの変位法、スペクトル分類、洗練された天体物理学的モデルなどの手法を使用して、放出された光を分析することによって決定されます。
