Wienの変位法：
* ピーク波長： 最も基本的な原則は、ウィーンの避難法です。この法律では、ブラックボディからの放射放射のピーク波長（すべての波長を吸収して放出する理想的なオブジェクト）は、その温度に反比例することが示されています。
* より熱い星： より熱い星は、より短い波長でより多くのエネルギーを放出します。つまり、ピーク放射はスペクトルの紫外線または青い部分に落ちます。
* クーラースター： クーラースターは、スペクトルの目に見えるまたは赤外線部分にピークがあるため、より長い波長でより多くのエネルギーを放出します。
スペクトルクラスと温度：
* スペクトル分類： 天文学者は、表面温度に直接関連する支配的なスペクトル特徴に基づいて、星をスペクトルクラス（O、B、A、F、G、K、M）に分類します。
* o-type星： 最もホットな星はOタイプに分類され、青みがかった白色です。彼らのスペクトルは、高度にイオン化されたヘリウムおよびその他の要素の強力なラインを示しています。
* m型星： 最もクールな星はM型で、赤みを帯びています。それらのスペクトルは、中性金属と分子の強力なラインを示しています。
例：
私たちの太陽（G型星）のような星は、スペクトルの緑色の部分でピーク放射を持ち、青い巨大な星（O型星）は紫外線領域でピーク放射を持っています。
追加因子：
* 吸収ライン： 星のスペクトル内の吸収ラインの存在と強度も、その温度を明らかにすることができます。要素は特定の波長で光を吸収し、これらの吸収ラインの強度は星の大気の温度に依存します。
* 色インデックス： 2つの異なるフィルター（青と視覚など）で測定された星の大きさ（明るさ）の違いも、温度を推定するために使用できます。
要約すると、ピーク波長、スペクトルクラス、および星の放射スペクトルのその他の特性を分析することにより、天文学者はその表面温度を正確に決定できます。
