Yıldızların renkleri ve sıcaklıkları
Açık bir gecede ve karanlık bir yerde yıldızları inceleyenler, yıldızların çeşitli renkler sergilediklerini bilirler. Örneğin; Avcı (Orion) takım yıldızında Betelgöz ve Akrep (Scorpius) takım yıldızında Antares kırmızı, Arabacı (Auriga) takım yıldızında Capella ve Güneş sarımsı, Çalgıcı (Lyra) takım yıldızında Vega ve Büyük Köpek (Canis Majör) takım yıldızında Sirius beyazdır. Bu renkler yıldızların sıcaklıklarının göstergesidir.
Yıldızlar yaklaşık olarak ideal bir karacisim gibi ışıma yaparlar, (bkz kesim 4.1). Merkezde üretilen ışınım, Güneş’te olduğu gibi, yüzeye ardışık soğuruima ve yeniden salınma ile ulaşır. Dolayısıyla dış atmosferden çıkan ve bizim gözlediğimiz ışınım ışık küre (ince yüzey katmanı) tarafından soğrulup yeniden salınan ışınımdır, yani bu dış katman oldukça iyi bir karacisim gibi davranır. Bu demektir ki yıldızların renkleri, Wien yasası nedeniyle, onların yüzey sıcaklıklarının bir göstergesidir: Kırmızı yıldızlar 3000°K yöresinde olup soğukturlar; sarı renkte olanlar 6000°K, beyazlar 10000°K, mavi yıldızlar 20000°K kadardır.
Yıldızın bütün dalga boylarında saldığı toplam ışınıma, bolometrik ışınım gücü (Lbo|); buna karşılık gelen kadir değerine, bolometrik kadir (Mb0|) denir. Yer atmosferi dalgaboylarmın çoğunu geçirmediği için Mboi gözlenemez. Ayrıca, teknik nedenlerle de gök bilimciler bir yıldızın parlaklığını sınırlı dalgaboyu aralıklarında gözlerler. Örneğin; sarıya duyarlı film kullanılır ya da sarı süzgeçten geçirilen ışık (gözün en duyarlı olduğu bölge) ölçülürse görsel kadir elde edilir. Gözün gördüğü kadir’e en yakın kadir budur. Eğer maviye duyarlı fotoğraf filmleri kullanılırsa ya da mavi süzgeçten geçen ışık ölçülürse mavi kadir bulunur, ilk ölçülen yıldız parlaklıkları (19. yüzyıl sonlarında) bunlardır. Sonra gök bilimciler kadir sistemini kısa dalgaboyunda mora ve uzun dalgaboylarında kırmızıötesine kadar genişlettiler.
iki kadir arasındaki farka, renk ölçeği denir. Kadir cinsinden görsel (sarı) parlaklığı V, mavi parlaklığı B ile gösterirsek, renk ölçeği (B- V) yıldızın yüzey sıcaklığına bağlı olur. Dolayısıyla yıldızın rengi ve uzaklığı (aradaki ilişki belirlendikten sonra) B- V den bulunabilir. Yıldızın sıcaklığı biliniyorsa, V den görsel salt parlaklık Mv; B den mavi salt parlaklık Mb hesaplanabilir.
Yıldızların çoğu için Yer atmosferinin kestiği ışınım miktarı çok değildir. Uydularla yapılan gözlemler yardımıyla bu ölçülürse, Yer yüzeyinden yapılan kadir ölçümleri düzeltilerek mbol bulunabilir. Yıldızın uzaklığı ölçülmüşse mbol ve dolayısıyla toplam ışınım gücü L hesaplanabilir. L=4πR2σT4 bağıntısından da yarıçap biliniyorsa sıcaklık, sıcaklık biliniyorsa yarıçap bulunabilir. Şimdi bunu Güneş’e uygulayıp yüzey sıcaklığını bulalım: Kesim 4.2 de Güneş’in ışınım gücünü L = 3.8×1026 watt, yarıçapını R = 7×108 m bulmuştuk. Bunları yukarıda yerlerine koyarsak, T4 = L/4πR2σ = 0.11×1016 ve iki defa arka arkaya karakök alırsak (dördüncü derceden kök), T = 5780°K bulunur. Buna, güneşin etkin sıcaklığı denir.