1. Radiation du corps noir:
* le principe fondamental: Les étoiles rayonnent de l'énergie à travers le spectre électromagnétique comme un corps noir, un objet hypothétique qui absorbe et émet parfaitement le rayonnement. La longueur d'onde maximale de ce rayonnement dépend uniquement de la température de l'objet.
* Loi de déplacement de Wien: Cette loi stipule que la longueur d'onde de pointe (λ max ) du rayonnement d'un corps noir est inversement proportionnel à sa température (t):λ max =b / t, où B est la constante de déplacement de Wien.
* Méthode: Les astronomes mesurent le spectre de l'étoile (son intensité à différentes longueurs d'onde) et identifient la longueur d'onde à laquelle le rayonnement est le plus fort. En utilisant la loi de Wien, ils calculent la température correspondante.
2. Classification spectrale:
* la base: Les étoiles émettent de la lumière à différentes longueurs d'onde en fonction de leur température. Cela crée des signatures spectrales uniques ou des modèles de lignes spectrales.
* le système: Le système de classification spectrale utilise des lettres (O, B, A, F, G, K, M) pour catégoriser les étoiles en fonction de leurs lignes spectrales dominantes et, par conséquent, de leurs températures. Les étoiles sont les plus chaudes, avec des températures dépassant 30 000 K, tandis que les étoiles M sont les plus cool, avec des températures inférieures à 3 500 K.
* Limitations: Cette méthode fournit une estimation approximative de la température mais ne fournit pas de valeurs précises.
3. Index des couleurs:
* le principe: Les étoiles émettent différentes quantités de lumière à différentes longueurs d'onde. La différence de luminosité à deux longueurs d'onde spécifiques (par exemple, bleu et visuel) peut être utilisée pour estimer la température de l'étoile.
* la méthode: Les astronomes mesurent la luminosité de l'étoile dans les filtres bleus et visuels et calculent l'indice de couleur, qui est lié à la température.
* Avantages: C'est une méthode relativement simple et efficace.
* Limitations: La poussière et le gaz dans le milieu interstellaire peuvent affecter l'indice de couleur, introduisant les incertitudes dans l'estimation de la température.
4. Interférométrie:
* La technique: Les interféromètres combinent la lumière de plusieurs télescopes pour atteindre une résolution angulaire plus élevée, permettant aux astronomes d'étudier les caractéristiques de surface des étoiles plus en détail.
* Mesure de la température: En analysant la distribution de la lumière à travers la surface de l'étoile, les astronomes peuvent cartographier les variations de température.
* Avantages: Fournit des profils de température plus détaillés, en particulier pour les étoiles grandes et voisines.
* Limitations: Nécessite des instruments complexes et des techniques d'analyse sophistiquées.
5. Photométrie:
* le principe: La photométrie mesure la quantité de lumière émise par une étoile. La quantité de rayonnement à différentes longueurs d'onde donne un aperçu de la température de l'étoile.
* Avantages: Simple et polyvalent, utilisable pour un large éventail d'étoiles.
* Limitations: Fournit des informations de température moins précises que les autres méthodes.
6. Autres techniques:
* parallaxe spectroscopique: Combine des données spectrales avec des mesures de parallaxe pour estimer les températures stellaires.
* Clusters d'étoiles: L'analyse des étoiles dans un cluster d'étoiles, qui ont tous à peu près le même âge, aide à déterminer la température des étoiles individuelles.
Il est important de noter que ces méthodes sont souvent utilisées en combinaison pour obtenir des estimations de température plus précises et complètes. La méthode choisie dépend de l'étoile spécifique et de l'instrumentation disponible.
