1. Analisi spettrale:
* Legge di sfollamento di Wien: Questa legge afferma che la lunghezza d'onda in cui un corpo nero irradia in modo più forte è inversamente proporzionale alla sua temperatura.
* Classificazione spettrale: Gli astronomi classificano le stelle in base alle loro linee spettrali, che sono modelli unici di assorbimento e linee di emissione nei loro spettri. Queste classi spettrali (O, B, A, F, G, K, M) sono correlate alla temperatura, con le stelle O che sono le stelle più calde e M sono le più cool.
* Rintensione della linea: Anche i punti di forza relativi di alcune linee spettrali (come le linee di idrogeno Balmer o le linee metalliche) forniscono indizi sulla temperatura di una stella.
2. Misure di luminosità:
* Legge di Stefan-Boltzmann: Questa legge afferma che l'energia totale irradiata per unità di area di un corpo nero è proporzionale alla quarta potenza della sua temperatura.
* fotometria: Gli astronomi misurano la luminosità della stella in varie lunghezze d'onda (colori) usando i fotometri. Il confronto con queste misurazioni con i modelli consente loro di stimare la temperatura della stella.
3. Combinando i dati:
* Combinando le informazioni spettrali con le misurazioni della luminosità, gli astronomi possono perfezionare le loro stime di temperatura. Utilizzano modelli complessi che spiegano vari fattori come le dimensioni, la distanza e la composizione della stella.
Tecniche aggiuntive:
* Interferometria: Questa tecnica utilizza più telescopi per creare un'immagine ad alta risoluzione della stella. Analizzando la distribuzione della luce all'interno dell'immagine, gli astronomi possono determinare la distribuzione della temperatura attraverso la superficie della stella.
* Modelli astrofisici: I modelli di computer che simulano l'evoluzione stellare e la fisica atmosferica aiutano gli astronomi a comprendere la relazione tra la temperatura di una stella e altre proprietà, come la sua massa ed età.
In sintesi, analizzando la luce emessa dalle stelle, gli astronomi possono determinare le loro temperature superficiali con ragionevole accuratezza. Queste tecniche sono state perfezionate nel tempo, portando a misurazioni sempre più precise e una comprensione più profonda dell'evoluzione stellare.
