1。質量： これが最も重要な要因です。より大きな星には、より強い重力プルがあり、コアをより高い密度に圧縮します。これは次のとおりです。
* より高いコア温度： 密度と圧力の増加により、核融合ははるかに速い速度で発生し、膨大な量のエネルギーを放出します。
* 輝度が大きい： 巨大な星は、小さな星よりもはるかに明るいです。
2。コア構成： 星は主に水素をヘリウムに融合します。 コアの組成は、融合速度、したがって熱出力に影響します。たとえば、炭素や酸素などの重い元素の割合が高い星は、コア温度がわずかに高いです。
3。年齢： 星が老化するにつれて、彼らはより重い要素を融合し、コアを不安定にする可能性があります。この不安定性は、星の温度の変動につながる可能性があります。
4。回転： 急速に回転する星は、赤道よりも極で高温になる可能性があります。これは、遠心力が材料を外側に押し出し、極でより高い密度を生成するためです。
5。磁場： 強い磁場を持つ星は、より熱い斑点やフレアを持つことができます。これらは磁気エネルギーが放出されたときに発生し、局所的な加熱を引き起こします。
6。仲間： バイナリシステムの星は互いに相互作用し、温度に影響を与えます。たとえば、より大きくて熱い仲間に近い星は、パートナーが加熱することができます。
星の熱を測定する方法：
分光法を使用して星の表面温度を決定します。 これには、星が放出した光を分析することが含まれます。 各要素は、特定の波長で光を放出および吸収します。スペクトルラインを調べることにより、天文学者は星の温度、組成、およびその他の特性を推測できます。
注： 星の熱は、星の核がはるかに熱くなっていても、しばしば表面温度と呼ばれます。
