Simone遥远的天体温度是怎么测出来的？中子星的温度是怎么测算出来的？
的有关信息介绍如下：
简而言之:普通恒星可以视作黑体，通过光谱观测或多色测光得到表面温度；而中子星没有一个均匀的表面温度，能谱中还可能存在不服从黑体谱的成分，测量困难较大。
首先需要明确的是：只有对于处于热平衡的系统，才能严格定义出一个温度。系统辐射强度随光波长变化关系 称为光谱（或能谱），热平衡系统的光谱服从普朗克黑体辐射公式：
光谱观测法：普通恒星的光谱和黑体谱足够接近，表面也很均匀。如果我们手上有恒星的光谱，简单粗暴的方法是找到辐射最强的波长 ，根据维恩位移定律 求得表面温度（如下图所示，恒星表面温度越高，辐射越集中在短波长端）；更严格的方法是用普朗克黑体辐射公式拟合：
多色测光法：在实际天文观测中，拍摄恒星光谱需要消耗比成像观测更长的时间。在精度要求不高时，可以在望远镜前放置两个不同的滤光片（如UBV三色测光系统中的B波段和V波段），拍摄得到恒星在B波段和V波段的图像，测光得到两个波段辐射强度之比 ，取对数得到的星等差叫做色指数 。因为辐射强度在不同波长区间的分布只和温度有关，所以不同波长区间辐射强度之比也只和温度有关。可根据下列经验公式将色指数转为表面温度：
单就中子星（视作和脉冲星等同）本身而言，其表面有一层厚度只有 的薄大气层，不同位置处的辐射强度受磁场影响显著。所以中子星表面一般不存在一个统一的“温度”，而是呈现一个主要受磁场的强度和位形影响的各向异性温度分布[1]。部分中子星的能谱可以用黑体谱较好地拟合，但由此得到的“温度”实际上是中子星表面各处平均的“平均有效温度” （effective average temperature）。X射线望远镜NICER（Neutron star Interior Composition Explorer）由脉冲星光变曲线观测重构出的脉冲星表面辐射强度分布图就显示出不规则的“热点”（红色区域，有效温度约 ），说明中子星表面各处有效温度并不相同[2]：
下方右图展示的是基于从紫外到软（低能量）X射线波段的观测数据对脉冲星PSR J0437-4715能谱的黑体谱拟合[3]，得到 ：
部分脉冲星周围可能还有脉冲星风星云（pulsar wind nebula），能谱一般呈幂律谱 （ 叫做“谱指数”，spectral index），没有特征能量尺度因而也就无法定义“温度”。脉冲星整体的能谱在低能量端主要来自“热成分”的黑体谱贡献，高能量端呈“非热成分”的幂律谱，中子星的“温度”指的就是黑体谱的“有效温度”参数最佳拟合值。如下图PSR J1357−6429的能谱（顶图）用黑体谱+幂律谱拟合后残差（底图）明显更小，拟合得 [4]：
