1。光の収集： 望遠鏡は星から光を集めます。
2。光の分割： ライトは、スペクトログラフと呼ばれるデバイスに渡されます 、光を異なる色に分割し、スペクトルを作成します 。
3。スペクトルの分析： スペクトルは、吸収線と呼ばれる暗い線を明らかにします 、星の大気中の原子によって引き起こされ、特定の光の波長を吸収します。
4。要素の識別： これらの吸収ラインの位置は、星の大気にどの要素が存在するかを教えてくれます。
5。温度の決定： 吸収ラインの強度と幅は、星の温度に関連しています。 より熱い星はより広く、より強い吸収ラインを持っていますが、クーラースターはより弱くて狭いラインを持っています。
6。標準モデルの使用： 天文学者は、事前に計算されたモデルを使用して、特定の吸収ラインとその特性を星の温度に関連付けます。
ここに簡略化された説明があります：
虹を想像してみてください。 より熱い星には、より明るく、より多くの赤い虹があります。 涼しい星には、かすかな虹があり、その中にもっと青色があります。正確な色とその強度を分析することにより、星の温度を推定できます。
重要なメモ：
* ブラックボディ放射： 星はブラックボディラジエーターのように光を放出します。これは、光のピーク波長が温度に関連していることを意味します。 より熱い星は、より短い波長（青）でより多くの光を放出しますが、クーラースターはより長い波長（赤）でより多くの光を放出します。
* スペクトル分類： 星は、大気中の温度と支配的な要素に基づいて、異なるスペクトルタイプ（O、B、A、F、G、K、M）に分類されます。 この分類スキームは、星の温度の一般的な推定値を提供します。
要約すると、星が放出する光の特定の色とパターンを研究することにより、天文学者はその温度を顕著な精度で決定できます。
