blanche de ces étoiles, que les rayons rouges, les verts ou les bleus. Il est clair qu’on a de la sorte une mesure de l’intensité relative des rayons des diverses couleurs dans la lumière de l’étoile artificielle initiale et dans celle de l’astre observé.
Cette intensité relative est, comme nous l’allons voir, étroitement liée à la température de l’étoile. De plus, elle est indépendante de sa distance à la Terre, car, lorsqu’une source lumineuse s’éloigne, l’éclat de tous les rayons qui en émanent est diminué dans la même proportion. Lorsqu’on chauffe progressivement un morceau de fer, on constate qu’il devient d’abord rouge sombre, puis successivement orangé, rouge vif et enfin, lorsqu’il est près de fondre, blanc éblouissant. Ces changemens sont dus à ce que la lumière qu’il émet est d’abord uniquement composée de rayons rouges ; à mesure que la température s’élève, l’intensité des rayons rouges s’accroît lentement, mais le fer en même temps émet une proportion de plus en plus forte des rayons des autres couleurs, verts, bleus, etc., dont le mélange avec ces rayons rouges produit la succession des sensations colorées que nous venons de décrire. Autrement dit, l’importance de l’extrémité bleue du spectre croît plus vite que celle de la partie rouge. Edmond Becquerel a montré le premier que c’est là un fait général : tous les corps opaques, quelle que soit leur nature, lorsqu’on les porte à l’incandescence, ont, à une même température, sensiblement la même couleur, c’est-à-dire que la proportion des divers rayons du spectre y est identique. Grâce aux travaux de Violle et de Le Chatelier en France, de Wien et de Planck en Allemagne, nous savons aujourd’hui exactement de quelles quantités varient les proportions des rayons diversement colorés émis par un corps lorsque sa température s’accroît d’un nombre donné de degrés, c’est-à-dire que nous connaissons, pour employer le langage technique, la « loi du rayonnement monochromatique en fonction de la température. »
Dans ces conditions, on conçoit qu’il devenait facile, au moyen des données fournies par la mesure des intensités des diverses radiations d’une étoile (c’est-à-dire par la méthode de photométrie stellaire hétérochrome que nous avons décrite plus haut), d’obtenir des renseignemens précis sur sa température. Des mesures préalables faites avec cet appareil sur le Soleil ont indiqué pour celui-ci une température effective de 5 320° ; ce nombre est extrêmement voisin de ceux qui ont été obtenus
