plus en plus sous l’intensité grandissante de celui-ci. La température augmente de même. À l’aide de la teinte de cette coloration, on peut déterminer la température du corps échauffé. Si l’on connaît la longueur d’onde de la lumière qui, dans le spectre normal[1] d’une étoile produit le plus grand effet calorifique, il est facile de calculer la température de cette étoile, à l’aide d’une loi établie par Wien. Il suffit de faire le quotient de 2,89 par ladite longueur d’onde, mesurée en millimètres, pour obtenir la valeur de la température absolue du corps lumineux. Si de ce chiffre on retranche 273 on a la température exprimée en degrés du thermomètre centigrade qui nous est usuel.
Le soleil nous donne un maximum d’action calorifique par des ondes de 0,00055 mm. (soit 55 100 000es de millimètres) de longueur. Ce sont celles de la région vert-jaunâtre du spectre. Partant de là, le calcul donne pour température correspondante de la couche solaire rayonnante, la photosphère, 5 255 degrés absolus, correspondants à peu de chose près à 5 000 ° C. Il faut cependant remarquer que l’atmosphère qui entoure notre globe a une certaine puissance d’absorption pour les rayons solaires, et encore, qu’elle opère un petit déplacement de la position, dans le spectre, du maximum des rayons calorifiques. Cela est également le cas pour l’atmosphère solaire, de sorte que l’on peut conclure que la température du soleil est supérieure à 5 000 degrés. La même recherche de cette température a été faite à l’aide de la loi de Stefan, et on a trouvé environ 6 200 degrés, ce qui correspond à une longueur d’onde de 0,00045 mm. La correction est, comme on le voit, assez importante. La moitié de la différence, environ, est due à l’action de l’atmosphère solaire ; l’autre moitié provient des causes terrestres. Un astronome hongrois, Harkânyi, a calculé par ces mêmes procédés les températures de plusieurs étoiles blanches (Véga et Sirius) et il a trouvé une température
- ↑ Voy. la note de la page 79.
