Doubler la température
Le maximum se déplace vers une longueur d’onde deux fois plus courte. Le flux total émis par mètre carré est multiplié par 16.
Disponible lorsque le double reste dans la plage de l’expérience.
Le portail / Laboratoire / Couleur des étoiles
Une température.
Toute une lumière.
Changez la température et découvrez le déplacement du spectre, la teinte du visible et la puissance rayonnée.
Cette expérience utilise un corps noir idéal pour approcher le rayonnement continu d’une étoile. Les raies de son atmosphère ne sont pas simulées.
Un spectre continu.
Modèle choisi Repère à 5 800 K, si activé
Le mode nocturne modifie les teintes affichées. Repassez en mode normal pour comparer les couleurs.
La couleur du corps noir est intégrée avec les fonctions de vision CIE 1931. Les UV et l’infrarouge ne sont pas convertis en couleurs visibles.
—Maximum du spectre par nm
—Flux total par unité de surface
Un continuumToutes les longueurs d’onde contribuent
Le pic n’est pas une couleur unique émise par le corps noir.
Où part l’énergie ?
Répartition du rayonnement total émis, avant absorption par une atmosphère ou par des poussières.
Ultraviolet—Moins de 380 nm
Visible—380–780 nm
Infrarouge—Plus de 780 nm
Limites pédagogiques et pourcentages arrondis. Ces fractions intègrent le spectre complet, au-delà de la fenêtre dessinée de 50 à 3 000 nm.
Consulter les valeurs du spectre
| Longueur d’onde (nm) | Modèle choisi | Repère à 5 800 K |
|---|
Trois expériences de lumière.
Un maximum dans le vert ?
À 5 500 K, le pic du modèle tombe dans le vert. Pourtant, les autres longueurs d’onde sont aussi émises : leur mélange produit une teinte proche du blanc.
Retrouver le Soleil
Le repère arrondi à 5 800 K approche la température effective du Soleil. Ce modèle de continuum ne reconstitue pas toutes les particularités du spectre solaire.
Température, spectre et énergie.
λmax = b / TLa loi de Wien donne la position du maximum de Bλ. Ici, b ≈ 2,897772 × 10⁶ nm·K. Une température deux fois plus élevée divise cette longueur d’onde par deux.
F = σ T⁴La loi de Stefan–Boltzmann donne le flux total émis par unité de surface d’un corps noir. Pour calculer la luminosité totale d’une étoile, il faudrait aussi connaître sa surface.
Bλ(T) = (2hc²/λ⁵)
/ [exp(hc/λkT) − 1]La loi de Planck construit le continuum. Dans cette formule, λ est en mètres ; l’outil convertit ensuite la radiance pour l’exprimer par nanomètre.
Couleur ≠ longueur d’onde du picLes réponses de la vision aux différentes longueurs d’onde sont combinées. Un continuum thermique ne sélectionne pas une seule couleur du spectre.
Modèle, couleurs, données et sources
Le modèle décrit un émetteur thermique idéal, pas une étoile individuelle. Une atmosphère stellaire réelle ajoute notamment des raies d’absorption. Poussières, rougissement, atmosphère terrestre, instruments et adaptation de l’œil ne sont pas simulés. La température seule ne donne ni l’âge, ni le rayon, ni la luminosité totale d’une étoile.
La couleur est calculée par intégration du rayonnement de Planck avec les fonctions CIE 1931, observateur 2°, de 360 à 830 nm au pas de 1 nm, puis conversion XYZ vers sRGB avec blanc de référence D65. Les canaux linéaires sont normalisés par leur maximum puis limités au gamut avant la fonction de transfert sRGB. La taille du disque et sa luminosité sont normalisées : seules ses teintes sont comparées. Il s’agit d’un aperçu pour un écran, pas d’une prédiction de vision nocturne ni d’une photographie.
Le graphique représente Bλ par nanomètre, de 50 à 3 000 nm, sur un axe λ logarithmique. En mode forme, chaque courbe est divisée par son propre maximum. En mode puissance, toutes les valeurs sont divisées par le même maximum du corps noir à 5 800 K. L’axe vertical s’adapte ; l’aire à l’écran n’est pas un intégral d’énergie en longueur d’onde.
Les fractions UV, visible et infrarouge utilisent les seuils pédagogiques 380 et 780 nm ; la sensibilité visuelle varie progressivement. Elles sont intégrées sur tout le rayonnement, par changement de variable x = hc/(λkT), avec la fonction x³/(exp(x)−1). Elles ne sont pas déduites de la largeur des bandes du dessin.
Constantes SI : h = 6,62607015 × 10⁻³⁴ J·s ; c = 299 792 458 m/s ; k = 1,380649 × 10⁻²³ J/K. σ est calculé à partir de ces constantes ; le maximum en longueur d’onde utilise la racine 4,9651142317… de l’équation de Wien. Le CSV exporte les valeurs physiques et le repère à 5 800 K, indépendamment du mode d’affichage. Les calculs sont locaux, sans compte ni enregistrement des réglages.
Données colorimétriques : CIE 2019, Colour-matching functions of CIE 1931 standard colorimetric observer, International Commission on Illumination (CIE), Vienne. DOI 10.25039/CIE.DS.xvudnb9b. Données sous CC BY-SA 4.0. Adaptation : valeurs CSV encapsulées en tableau JavaScript, licence conservée. CSV original · Métadonnées et licence · Données adaptées.
Références consultées le 19 octobre 2026 : NASA/ESA/CSA · spectres continus des étoiles ; NASA · lois du rayonnement ; NIST/CODATA 2022 · constantes ; spécification sRGB / ICC, hébergée par le W3C ; NASA · température du Soleil ; ESO · couleurs des étoiles et perception.
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