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Chapitre IV

LA TEMPÉRATURE DES ÉTOILES ET LA CONSTITUTION DE LEURS ATMOSPHÈRES

La température des étoiles d’après leur spectre continu

Les lois du rayonnement du corps noir. — Nous avons déjà dit que, pour une étoile comme le Soleil, la lumière qui forme le spectre continu provient d’une couche peu épaisse de l’étoile que nous avons appelée la photosphère (p. 55). La traversée de cette couche de l’étoile suffit à absorber tous les rayons qu’elle reçoit : si son épaisseur est assez faible pour que sa température puisse être considérée comme uniforme, elle constitue ce qu’on appelle en Physique un corps noir. Or le rayonnement d’un corps noir ne dépend que de sa température : avec l’approximation avec laquelle la couche photosphérique peut être assimilée à corps noir à température bien définie, la mesure de l’énergie transportée par le rayonnement stellaire permet la détermination de cette température.

La première loi du rayonnement du corps noir est la loi de Stefan : l’énergie $\mathrm {U}$ rayonnée par l’unité de surface d’un corps noir est proportionnelle à la 4^e puissance de sa température absolue $\mathrm {T}$ ; on a ${\mathrm {U} =\sigma \mathrm {T} ^{4}}$, la constante $\sigma$ étant égale à 5,72.10⁻⁵ ergs par seconde et par cm³. Mais cette loi ne peut pratiquement pas être appliquée au calcul de la température d’une étoile, parce que nous ne connaissons pas la valeur de la surface rayonnante.

On est donc obligé d’utiliser les lois qui donnent, en fonction de la température, la répartition de l’énergie entre les différentes