mation ainsi obtenue n’était pas suffisante, il serait facile d’avoir une valeur plus approchée en se servant de la première valeur obtenue pour évaluer les termes correctifs et .
La température ainsi déterminée est ce qu’on appelle la température de couleur pour le couple de radiations , : si l’étoile rayonne comme un corps noir, on doit trouver la même valeur quelles que soient les radiations choisies. On peut chercher à le vérifier en faisant porter les mesures spectrophotométriques sur toute une région du spectre ; considérant maintenant comme une longueur d’onde variable dans cette région, tandis que reste fixe, on trace, d’une part, la courbe représentant les valeurs obtenues pour en fonction de , d’autre part, le réseau des courbes que donne la formule (3) pour les diverses valeurs de : on voit de suite avec quelle précision la courbe expérimentale se superpose à l’une des courbes théoriques. La figure obtenue est particulièrement claire si l’on prend pour abscisses, non pas les valeurs de , mais celles de : comme les termes et varient beaucoup plus lentement que le terme , les courbes sont très voisines de droites, et leurs coefficients angulaires diffèrent peu de .
Déterminations relatives de températures stellaires. — Les déterminations absolues exigent la mesure du rapport des énergies transportées par 2 rayonnements de couleurs différentes, ainsi qu’une correction précise de l’absorption atmosphérique, qui peut être très différente pour ces 2 rayonnements. C’est dire qu’elles sont longues et difficiles, et qu’elles ne seront jamais faites que pour un petit nombre d’étoiles.
La comparaison des températures de 2 étoiles peut au contraire être faite sans que l’on ait à comparer des rayonnements de couleurs différentes. Soient en effet , et , les éclats apparents pour 2 longueurs d’onde , de 2 étoiles E et E′ de températures absolues et . Écrivons la relation (3) pour ces 2 étoiles, en négligeant les termes en , et retranchons membre à membre ; il vient :
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