Temperatura
Una forma de medir la temperatura es medir el espectro de banda ancha (p. Ej., Uv-vis-ir) de la estrella y ajustarle una curva de cuerpo negro (Curva de Planck). El único parámetro libre es la temperatura del cuerpo negro. La temperatura BB del mejor ajuste será una buena estimación de la temperatura de la superficie de la estrella. Para mejorar aún más los resultados, también puede incorporar el efecto de absorción por medio interestelar y diferentes líneas espectrales. Este resultado se puede validar utilizando las líneas espectrales que deciden el tipo espectral (clasificación estelar) de la estrella (cada tipo espectral se caracteriza por un rango de temperaturas, luminosidades y masas).
Masa
Si la estrella de interés es parte de un sistema binario (donde dos estrellas orbitan entre sí), medir su masa es fácil. Podemos medir los tamaños orbitales y el período de las estrellas y simplemente usar la tercera ley de Kepler para obtener la masa total.
Más: ¿Cómo se mide la masa de una estrella?
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Además, conocemos muy bien cómo funcionan las estrellas. Entonces, si la estrella es una estrella de secuencia principal, existen métodos para estimar la masa a partir de su temperatura. El método más simple (pero no demasiado impreciso) es utilizar la relación [matemática] T \ propto M ^ {0.65} [/ matemática]. (Tenga en cuenta que el índice de la ley de potencia varía ligeramente para estrellas de diferentes luminosidades).
Más: radio de masa y relaciones de masa-temperatura
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También hay modelos muy precisos para otros tipos de estrellas (por ejemplo, gigantes).
Distancia
Es muy fácil estimar la distancia de las estrellas cercanas. Esto se hace usando un método llamado Parallax. Medimos la posición de la estrella en el cielo dos veces en un año separadas por un intervalo de seis meses. La posición aparente de la estrella cambia debido al movimiento de la tierra alrededor del sol. La distancia a la estrella viene dada por este cambio de posición multiplicado por el diámetro de la órbita terrestre.
Parallax funciona solo para estrellas cercanas. Para estrellas lejanas, se deben usar otros métodos (algo menos precisos). Uno de esos métodos es mediante el uso del brillo aparente. El brillo aparente varía según el cuadrado inverso de la distancia. Si sabe cuál debería ser la luminosidad de la estrella en función de las características espectrales, se puede calcular la distancia. (Para mayor precisión, se debe incorporar una corrección debido a la absorción interestelar).
Para estrellas variables (p. Ej., Cefeidas), el período de variabilidad a menudo está fuertemente correlacionado con la luminosidad. Por lo tanto, las mediciones de variabilidad se pueden usar para calcular la distancia (como se explica en el párrafo anterior).
