cissement d’un spectre de α Lyrae obtenu par Barbier, Chalonge et Vassy montre bien l’affaiblissement du spectre continu dû à cette absorption à partir de la limite de la série de Balmer (p. 53) ; la réduction d’éclat correspondante peut atteindre 1,7 magnitude.
Il en résulte que les températures de couleur déterminées en utilisant des radiations ultra-violettes de longueur d’onde inférieure à 3 700 angströms sont certainement inexactes. C’est ainsi par exemple que Barbier, Chalonge et Vassy trouvent que pour γ Pegasi (type B2) la courbe d’énergie correspond à une température de 28 000° pour les longueurs d’onde inférieures à 3 700 Å, et à 14 500° pour les longueurs d’onde supérieures. Les températures les plus probables sont celles qui correspondent au spectre visible : mais l’extrémité rouge du spectre visible est la région qui suit, du côté des courtes longueurs d’onde, la limite (8 206 Å) de la série de Paschen, et l’hydrogène y présente encore sans doute une absorption continue notable pour les températures comprises entre 7 000 et 20 000°. D’après des calculs théoriques de Pannekœk, cette absorption modifierait la répartition de l’énergie dans des proportions telles que des atmosphères stellaires dont les températures varieraient de 10 000° à 20 000° donneraient des températures de couleur, pour = 0,6 et = 0,5 µ, qui ne varieraient que de 18 000° à 20 000°.
Ces considérations permettraient d’admettre, malgré les mesures de Greaves, Davidson et Martin ( = 18 000° pour de 0,44 à 0,65 µ), que la température des étoiles A0 n’est que de 10 000 à 12 000°. Mais elles ne sauraient expliquer pourquoi, pour les mêmes étoiles et le même intervalle de longueurs d’onde, d’autres auteurs trouvent des températures de couleur de 10 000 à 12 000°. Il y a là une contradiction qui ne peut être due qu’à une cause d’erreur encore inconnue, et qui ne pourra être levée que par de nouvelles déterminations absolues.
Températures déduites des indices de couleur. — La formule (5) s’applique aux magnitudes mesurées pour 2 longueurs d’onde et bien définies : c’est dire qu’elle ne peut s’appliquer, en principe, qu’aux étoiles assez lumineuses pour se prêter à des mesures spectrophotométriques faites avec une dispersion suffisante.
