Température

L'étude du spectre des raies et de l'intensité relative des différentes raies d'un même élément chimique permet de déterminer la température de la zone émissive (ou absorbante) responsable de ce spectre. Cependant deux difficultés apparaissent pour déterminer précisément la température:

• L'absorption du rayonnement reçu sur Terre par les mileux traversés est mal connu.

• La température est variable et fonction de la profondeur à laquelle on se situe dans l'astre. De plus la relation température/spectre est valable uniquement en état d'équilibre.

La température des étoiles

Afin de caractériser la température superficielle d'une étoile, on utilise un paramètre appelé l'indice de couleur. Ce paramètre est obtenu en mesurant la magnitude apparente de l'étoile en utilisant deux filtres colorésdifférents (par ex. un bleu et un rouge). La différence entre les 2 magnitudes obtenues représente l'indice de couleur. Actuellement on utilise divers filtres qui, combinés entre eux permettent de caractériser la température de l'étoile observée. Cette méthode permet ainsi de tracer le diagrame HR d'un amas beaucoup plus rapidement qu'enprenant le spectre de chaque étoile. L'étude du spectre des étoiles a permis de réaliser une classification de celle-ci en différentes classes. Ces classes sont toutes basées sur l'étude directe d'un spectre et sont définies par la présence ou non des raies des différents éléments. Les classes correspondent à une température de surface.

Toute ces classes sont sub-divisées en sous-classes numérotées de 0 à 9.
 

Classe spectrale	Temp. °K
O5	35000
B0	21000
B5	13500
A0	9700
A5	8100
F0	7200
F5	6500
G0	6000
G5	5400
K0	4700
K5	4000
M0	3500
M5	2600

La température du milieu interstellaire

Le gaz froid

Le milieu interstellaire est composé d'un gaz extrèmement dilué et le plus fréquemment ce gaz est froid, et de ce fait interagit très peu avec la lumière visible: sa température est trop basse pour qu'il émette un rayonnement thermique et les collisions entre atomes trop peu nombreuses pour émettre de la lumière. Ce gaz froid peut cependant être repéré car il émet une raie caractéristique, située à 21cm de longueur d'onde et correspond à l'hydrogène atomique.

Les nébuleuses brillantes

On distingue deux types de nébuleuses, les nébuleuses à réflexion et les nébuleuses à émission. Cette distinction se fait par la manière dont elles brillent.

• Les nébuleuses à réflexion: Elles possèdent un spectre continu avec des raies d'absorption correspondant aux étoiles brillantes situées à côté. En fait ces nébuleuses réfléchissent la lumière des étoiles. En 1922, E. Hubble confirma que c'était bien la diffusion de la lumière contenue dans la nébuleuses qui la rendait brillante.

• Les nébuleuses à émission:  Elles sont souvent associées à des étoiles très chaudes qui sont capable par leur rayonnement  d'ioniser l'hydrogène atomique. Les électrons libres de ce gaz ionisé se recombinent ensuite pour former des atomes d'hydrogène et ils émettent alors une série de photons dont ceux constituant la raie Halpha qui est la plus intense et qui donne la couleur rouge caractéristique de ce type de nébuleuses. Ces nébuleuses ont souvent une forme sphérique, ceci est du à la portée limitée des photons ionisants émis par l'étoile.

Le rayonnement cosmologique

La découverte en 1965 de ce rayonnement isotrope, qui remplit tout l'univers et qui présente les caractéristiques du rayonnement d'un corps noir à 2,7K fut accidentelle. En effet, Penzias et Wilson ayant construit un récepteur radio, n'arrivaient pas à se débarsser d'un rayonnement parasite, ce n'est que plus tard qu'une équipe d'astrophysiciens expliqua le phénomène.  Ce rayonnement est en fait le résidu de la phase très condensée et très chaude par laquelle l'univers est probablement passé (Big Bang) à ses tout débuts.