1. Spettro di emissione: Ogni stella emette luce attraverso una gamma di lunghezze d'onda che, se combinate, formano il suo spettro di emissione. Lo spettro di emissione di una stella è unico e trasporta informazioni sulla sua temperatura e composizione.
2. Legge sugli spostamenti di Wien: Secondo la legge dello spostamento di Wien, la lunghezza d'onda di massima emissione (λmax) di un oggetto è inversamente proporzionale alla sua temperatura. Ciò significa che gli oggetti più caldi emettono luce a lunghezze d’onda più corte, mentre gli oggetti più freddi emettono luce a lunghezze d’onda maggiori.
3. Radiazione del corpo nero: Le stelle possono essere approssimate come radiatori del corpo nero, il che significa che emettono radiazione secondo le leggi della radiazione del corpo nero. Un corpo nero è un emettitore e un assorbitore ideale di radiazione elettromagnetica.
4. Legge di Planck: La legge di Planck descrive l'intensità della radiazione emessa da un corpo nero a diverse lunghezze d'onda e temperature. Stabilisce una relazione tra la lunghezza d'onda e l'intensità della radiazione.
5. Adattamento curva: Lo spettro di emissione di una stella viene confrontato con lo spettro di emissione teorico previsto dalla legge di Planck. Adattando la curva del corpo nero allo spettro di emissione osservato, gli astronomi possono determinare la temperatura alla quale la stella irradia la maggior parte della sua energia.
6. Temperatura effettiva: La temperatura derivata da questa analisi è nota come temperatura effettiva. Rappresenta la temperatura di un corpo nero che emetterebbe la stessa quantità totale di radiazione della stella su tutte le lunghezze d'onda.
7. Colore e temperatura: Differenti temperature superficiali delle stelle corrispondono a differenti colori. Ad esempio, le stelle più calde appaiono blu o bianche, mentre le stelle più fredde appaiono arancioni o rosse.
Analizzando le emissioni di lunghezze d'onda di una stella e confrontandole con modelli teorici, gli astronomi possono determinarne la temperatura superficiale. Questa tecnica fornisce preziose informazioni sulle proprietà fisiche e sulle caratteristiche delle stelle e consente agli scienziati di studiare e classificare diversi tipi di stelle in base alla loro temperatura superficiale e ad altre caratteristiche spettrali.
