Couleur et température des étoiles

Bételgeuse paraît rouge orangé à environ 3600 K ; Rigel paraît blanc bleuté à environ 12 100 K.

Un objet chaud rayonne, et sa couleur révèle sa température

Chauffe un tisonnier dans un feu : il devient d'abord rouge sombre, puis orange, puis blanc jaunâtre. Les étoiles suivent la même règle. Tout objet chaud émet de la lumière à de nombreuses longueurs d'onde. Plus il est chaud, plus la longueur d'onde de son maximum d'émission est courte. C'est la loi de Wien : la longueur d'onde du maximum vaut 2.898 millions de nanomètres-kelvins divisés par la température. Pour le Soleil, à 5772 K, cela donne environ 502 nm, dans la partie bleu-vert du spectre.

Pourtant, le Soleil n'est pas bleu-vert. Sa courbe d'émission est large : il émet aussi beaucoup de rouge, de jaune et de violet. Nos yeux mélangent toutes ces couleurs et perçoivent du blanc. Le Soleil paraît jaune surtout près de l'horizon, où l'air diffuse une partie de la lumière bleue. C'est aussi pourquoi il n'existe pas d'étoiles vertes. Une étoile dont le maximum d'émission se situe dans le vert rayonne aussi fortement dans le rouge et le bleu : leur mélange paraît blanc. Une étoile froide comme Bételgeuse, à environ 3600 K, a son maximum vers 805 nm, dans l'infrarouge ; sa lumière visible est donc dominée par le rouge et l'orange. Rigel, à environ 12 100 K, a son maximum vers 240 nm, dans l'ultraviolet, et paraît blanc bleuté.

Plus c'est chaud, plus chaque mètre carré rayonne

La température détermine aussi la quantité de lumière émise par chaque mètre carré de surface. Selon la loi de Stefan-Boltzmann, la puissance émise par unité de surface croît comme la quatrième puissance de la température. Si la température double, chaque mètre carré rayonne 2⁴ = 16 fois plus. Sirius A, à environ 9900 K, émet (9900 ÷ 5772)⁴ ≈ 8.7 fois plus de lumière par mètre carré que le Soleil. La luminosité totale est cette puissance surfacique multipliée par l'aire de la surface, qui croît comme le carré du rayon. Ainsi : luminosité en unités solaires = rayon² × (température ÷ 5772)⁴. Les valeurs affichées par le modèle utilisent précisément cette formule, reprise dans les unités suivantes.

En pratique, les astronomes mesurent rarement toute une courbe spectrale pour déterminer une température. Une méthode plus rapide consiste à photographier une étoile à travers deux filtres colorés : l'un laisse passer le bleu, l'autre le jaune-vert dit « visuel ». On compare ensuite les deux éclats. Leur différence est l'indice de couleur, noté B−V. Une étoile chaude brille davantage à travers le filtre bleu et possède un indice faible ou négatif ; une étoile froide possède un indice positif élevé. L'indice B−V du Soleil vaut environ 0.66, celui d'Arcturus environ 1.23 et celui d'Aldébaran environ 1.54. Une fois l'indice étalonné en température grâce à des étoiles dont le spectre est bien connu, deux photographies suffisent pour estimer simultanément la température de milliers d'étoiles.

O, B, A, F, G, K, M

En décomposant la lumière d'une étoile en un spectre, les astronomes observent des raies sombres : les atomes de l'atmosphère stellaire absorbent certaines couleurs. La répartition de ces raies dépend surtout de la température. À l'observatoire du Harvard College, Annie Jump Cannon a simplifié une ancienne classification alphabétique pour établir sept classes, de la plus chaude à la plus froide : O, B, A, F, G, K, M. Chaque classe comprend dix sous-classes, de 0 à 9 : le Soleil, de type G2, est donc un peu plus chaud qu'une étoile G5. L'Union astronomique internationale a adopté son système en 1922. Il est toujours utilisé.