Nhiệt độ và kích thước
Các đường cong màu đen cho các nhiệt độ khác nhau.
Năm 1860 Gustav Kirchhoff đề xuất ý tưởng về một thân thể đen, vật liệu phát ra bức xạ điện từ ở tất cả các bước sóng Vào năm 1894, Wilhelm Wien bắt đầu có một biểu thức liên quan đến nhiệt độ (T) của một thân thể đen đến bước sóng phát xạ đỉnh (λmax)
{\ displaystyle \ lambda _ {\ text {max}} T = b} \ lambda _ {{text {max}}} T = b
b là một hằng số được gọi là hằng số chuyển vị của Wien, tương đương với 2,8977729 (17) × 10-3 m⋅K . Phương trình này được gọi là Luật của Wien. Bằng cách đo bước sóng đỉnh của một ngôi sao, nhiệt độ bề mặt có thể được xác định . Ví dụ, nếu bước sóng đỉnh của một ngôi sao là 502 nm thì nhiệt độ tương ứng sẽ là 5778 kelvin.
Độ sáng của một ngôi sao là một phép đo năng lượng điện từ trong một khoảng thời gian nhất định . Luminosity (L) có thể liên quan đến nhiệt độ (T) của một ngôi sao bằng
{\ displaystyle L = 4 \ pi R ^ {2} \ sigma T ^ {4}} L = 4 \ pi R ^ {2} \ sigma T ^ {4},
trong đó R là bán kính của ngôi sao và σ là hằng số Stefan-Boltzmann, với giá trị là 5.670367 (13) × 10-8 W⋅m-2⋅K-4. Do đó, khi cả độ sáng và nhiệt độ được biết đến (thông qua đo lường và tính toán trực tiếp) bán kính của một ngôi sao có thể được xác định.
Thiên hà
Phổ của các thiên hà trông giống như phổ sao, bởi chúng bao gồm ánh sáng kết hợp của hàng triệu ngôi sao.
Các nghiên cứu về Doppler về các cụm thiên hà của Fritz Zwicky năm 1937 cho thấy hầu hết các thiên hà đều di chuyển nhanh hơn nhiều so với những gì đã biết về khối lượng của cụm. Zwicky đã đưa ra giả thuyết rằng phải có rất nhiều vật chất không phát sáng trong các cụm thiên hà, mà đã trở thành vật chất tối . Kể từ khi khám phá ra, các nhà thiên văn học đã xác định rằng một phần lớn các thiên hà (và hầu hết vũ trụ) đều được tạo thành từ vật chất tối. Tuy nhiên vào năm 2003, bốn thiên hà (NGC 821, NGC 3379, NGC 4494, và NGC 4697) được tìm thấy có ít hoặc không có vật chất tối ảnh hưởng đến chuyển động của các ngôi sao nằm trong chúng; lý do đằng sau việc thiếu chất tối không được biết
Trong những năm 1950, các nguồn phát thanh mạnh đã được tìm thấy có liên quan đến các vật thể rất mờ, rất đỏ. Khi quang phổ đầu tiên của một trong những vật này được lấy, có các đường hấp thụ ở bước sóng mà không có gì mong đợi. Người ta nhanh chóng nhận ra rằng những gì đã được quan sát thấy là một phổ thiên hà bình thường, nhưng màu đỏ rất nhiều đã được dịch chuyển.Các nguồn này được đặt tên là các nguồn vô tuyến sao gần, hay các quasar, bởi Hồng-Yee Chiu vào năm 1964. Các quasar bây giờ được cho là những thiên hà được hình thành trong những năm đầu của vũ trụ của chúng ta, với năng lượng cực đại của nó được cung cấp bởi các hố đen siêu lớn
Các tính chất của một thiên hà cũng có thể được xác định bằng cách phân tích những ngôi sao nằm trong chúng. NGC 4550, một thiên hà trong Clare Virgo, có một phần lớn các ngôi sao quay theo hướng ngược lại như phần còn lại. Người ta tin rằng thiên hà là sự kết hợp của hai thiên hà nhỏ hơn đang quay theo hướng trái ngược với nhau . Các ngôi sao sáng trong các thiên hà cũng có thể giúp xác định khoảng cách đến một thiên hà, có thể là một phương pháp chính xác hơn so với nến song song hoặc tiêu chuẩn.