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Par conséquence, connaître la distribution d'énergie d'une étoile,
c'est accéder à sa température.
La loi de Wien
C'est en analysant les spectres émis par des corps noirs à
différentes températures que Wilhelm Wien (1864-1928) découvrit, en
1893, que le sommet de la courbe de Planck, qui correspond à la
longueur d'onde du pic d'émissivité est donnée par la loi de Wien:
Ainsi, le Soleil qui a son pic d'émissivité vers 500nm, dans le vert, a
une température de surface de 5800K. Une étoile plus chaude aura son
pic d'émissivité dans le bleu; une étoile plus froide que le Soleil aura son
pic dans le rouge. Le tableau suivant donne la couleur apparente d'une
étoile en fonction de sa température de surface:
Notez toutefois qu'une étoile, quelque soit sa température de
surface, émet dans toutes les longueurs d'onde. Notez également que si
l'oeil humain est sensible au domaine de longueur d'onde où l'énergie du
soleil est maximale, ce n'est probablement pas du au hasard, mais à une
adaptation de notre espèce à son environnement !
La loi de Stefan-Boltzmann
Quand la température d'un corps noir augmente, la loi de Wien
indique que la longueur d'onde du pic d'émissivité décroît. Mais l'aire
définie par le profil spectral, l'énergie totale de la lumière, augmente. En
1879, Josef Stefan (1835-1893) découvrit que la lumière émise par
chaque mètre carré de la surface d'un objet chauffé est proportionnelle à
la puissance quatre de la température en kelvins; cette loi fut démontrée
λ
(m) = 2.90.10
pic
T(K)
4000
5000
6000
15000
Lhires Lite – User Manual DC0005C
/ T(K)
-3
Couleur apparente
Rouge
Jaune, Orangé
Blanc
Bleu
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