<sect1 id="ai-colorandtemp">

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<author
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>Jasem</firstname
> <surname
>Mutlaq</surname
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<title
>Couleur et température des étoiles</title>
<indexterm
><primary
>Couleur et température des étoiles</primary>
<seealso
>Radiation du corps noir</seealso
> <seealso
>Échelle de magnitude</seealso
> </indexterm>

<para
>Les étoiles apparaissent être exclusivement blanches au premier coup d'oeil. Mais si nous regardons attentivement, nous pouvons noter une plage de couleurs : bleu, blanc, rouge et même doré. Dans la constellation d'hiver d'Orion, un beau contraste se voit entre la rouge Betelgeuse au coude d'Orion et la bleue Bellatrix à l'épaule. Ce qui fait que les étoiles montrent différentes couleurs resta longtemps un mystère jusqu'à il y a deux siècles, quand les physiciens eurent suffisamment de compréhension de la nature de la lumière et des propriétés de la matière aux très hautes températures. </para>

<para
>Spécifiquement, c'était la physique du <link linkend="ai-blackbody"
>rayonnement du corps noir</link
> qui nous a permis de comprendre les variations de couleur des étoiles. Peu de temps après que le rayonnement du corps noir a été comprise, on a remarqué que le spectre des étoiles était très semblable aux courbes de radiations du corps noir des différentes températures, allant de quelques milliers de Kelvin à environ 50 000 Kelvin. La conclusion évidente était que les étoiles étaient semblables à des corps noirs, et que les variations de couleur des étoiles était une conséquence directe de leur température de surface. </para>

<para
>Les étoiles froides (&cad; les types spectraux K et M) rayonnent le plus gros de leur énergie dans les régions rouge et infrarouge du spectre électromagnétique et ainsi apparaissent rouges, alors que les étoiles chaudes (&cad;. les types spectraux O et B) émettent surtout dans les longueurs d'onde bleues et violettes, le faisant apparaître bleues ou blanches. </para>

<para
>Pour estimer la température de la surface d'une étoile, nous pouvons utiliser la relation connue entre la température du corps noir et la longueur d'onde de la lumière dans les pics spectraux. C'est-à-dire que lorsque vous augmentez la température d'un corps noir, le pic de son spectre se déplace vers les longueurs d'onde (plus courtes) bleues de la lumière. Ceci s'illustre dans la figure 1, où l'intensité de trois étoiles hypothétiques est reliée aux longueurs d'onde. L'arc-en-ciel indique la zone de longueur d'onde qui est visible pour l'oeil humain. </para>

<para>
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  <imagedata fileref="star_colors.png" format="PNG"/>
</imageobject>
<caption
><para
><phrase
>Figure 1</phrase
></para
></caption>
</mediaobject>
</para>

<para
>Cette méthode simple est correcte en théorie, mais impossible de l'utilisée pour obtenir la température des étoiles avec précision, car les étoiles <emphasis
>ne</emphasis
> sont <emphasis
>pas</emphasis
> de parfaits corps noirs. La présence d'éléments variés dans l'atmosphère de l'étoile fera que certaines longueurs d'onde de lumière seront absorbées. Du fait que ces lignes d'absorption ne sont pas uniformément distribuées de par le spectre, elles peuvent fausser la position du pic spectral. De plus, l'obtention d'un spectre utilisable d'une étoile est un processus gourmand en temps et est trop inefficace pour un grand échantillon d'étoiles. </para>

<para
>Une méthode alternative utilise la photométrie pour mesurer l'intensité de la lumière passant à travers différents filtres. Chaque filtre autorise <emphasis
>seulement</emphasis
> une partie spécifique du spectre lumineux à passer et rejette toutes les autres. Un système photométrique largement utilisé est nommé <firstterm
>Johnson UBV system</firstterm
>. Il emploie trois filtres de bande passante : régions U (« Ultra-violet »), B (« Blue »), et V (« Visible »), chacun occupant une région différente du spectre électromagnétique. </para>

<para
>Le procédé de la photométrie UBV implique l'utilisation de matériel sensible à la lumière (comme le film ou les caméras CCD) et la visée par un télescope d'une étoile dont on mesure l'intensité lumineuse qui passe à travers chaque filtre individuellement. Ce procédé donne trois brillances apparentes de <link linkend="ai-flux"
>flux</link
> (quantité d'énergie par cm<superscript
>2</superscript
> par seconde) désigné par Fu, Fb et Fv. Le rapport de flux Fu/Fb et Fb/Fv est une mesure quantitative de la « couleur » de l'étoile, et ces rapports peuvent être utilisés pour établir une échelle de température pour les étoiles. En général, plus les rapports Fu/Fb et Fb/Fv sont grands, plus la température de la surface de l'étoile est élevée. </para>

<para
>Par exemple, l'étoile Bellatrix dans Orion a un Fb/Fv = 1,22, qui indique qu'elle est plus brillante à travers le filtre B qu'à travers le filtre V. Par ailleurs, son rapport Fu/Fb est 2,22, et donc elle est plus brillante à travers le filtre U. Ceci indique que l'étoile doit être très chaude, car la position de son pic spectral doit être quelque part entre la plage du filtre U ou une longueur d'onde encore plus courte </para>

<para
>Nous pouvons répéter cette analyse pour l'étoile Betelgeuse. Ses rapports Fb/Fv et Fu/Fb sont respectivement 0,15 et 0,18, ainsi, elle est plus lumineuse en V et plus sombre en U. Ainsi, le pic spectral de Betelgeuse doit être quelque part dans la zone du filtre V, ou même à une longueur de longueur d'onde plus grande. La température de surface de Betelgeuse est seulement 2 400 Kelvin. </para>

<para
>Les astronomes préfèrent exprimer la couleur des étoiles en termes de différence de <link linkend="ai-magnitude"
>magnitude</link
> plutôt qu'en proportion de <link linkend="ai-flux"
>flux</link
>. Pour cela, en retournant à la bleue Bellatrix, nous avons un indice de couleur égal à </para>

<para
>B - V = -2.5 log (Fb/Fv) = -2.5 log (1.22) = -0.22 </para>

<para
>De même, l'indice de couleur pour la rouge Betelgeuse est </para>

<para
>B - V = -2.5 log (Fb/Fv) = -2.5 log (0.18) = 1.85 </para>

<para
>Les indices de couleur, comme l'<link linkend="ai-magnitude"
>échelle de magnitude</link
>, fonctionnent à l'envers. Les étoiles <emphasis
>chaudes et bleues</emphasis
> ont des valeurs <emphasis
>plus petites et négatives</emphasis
> de B-V que les étoiles plus froides et plus rouges. </para>

<para
>Un astronome peut alors utiliser l'indice de couleur pour une étoile, après correction pour rougissement et extinction interstellaire pour obtenir une température précise de l'étoile. La relation entre B-V et la température est illustrée dans la figure 2. </para>

<para>
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<imageobject>
  <imagedata fileref="color_indices.png"/>
</imageobject>
<caption
><para
><phrase
>Figure 2</phrase
></para
></caption>
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</para>

<para
>Le Soleil avec une température de surface de 5 800 K a un indice B-V de 0,62. </para>
</sect1>
