To estimate the surface temperature of a star, we can use the known relationship between the temperature of a blackbody, and the wavelength of light where its spectrum peaks. That is, as you increase the temperature of a blackbody, the peak of its spectrum moves to shorter (bluer) wavelengths of light. This is illustrated in Figure 1 where the intensity of three hypothetical stars is plotted against wavelength. The "rainbow" indicates the range of wavelengths that are visible to the human eye.
Para calcular a temperatura da superficie dunha estrela podemos utilizar a relación entre a temperatura dun corpo negro e a lonxitude de onda da luz na que o espectro alcanza o máximo. Ou sexa, segundo aumenta a temperatura dun corpo negro, o bico do seu espectro móvese cara lonxitudes de onda máis curtas de luz (máis azuis). Isto aparece ilustrado na Figura 1, na que se debuxa a intensidade de tres estrelas hipotéticas fronte a lonxitude de onda. O "arco da vella" indica o intervalo de lonxitudes de onda visíbeis ao ollo humano.