Une étoile brille

Le gaz à la surface de l'étoile peut être considéré, en première approximation, comme un corps noir. Un corps noir est un corps idéal qui réémet tout le rayonnement qu'il reçoit sous forme d'un spectre continu (qui suit la loi de Planck) avec un maximum à une longueur d'onde λ_m qui ne dépend que de sa température T (selon la relation de Wien :  λ_m T = cte = 3.10^-3 m.K). La longueur d'onde λ_m détermine la couleur de l'étoile.

La température de la surface d'une étoile variant d'environ 3000 kelvins à quelques dizaines de milliers de kelvins, λ_m varie environ entre 150 et 3000 nm. Ceci correspond à un maximum situé entre le proche ultraviolet et le proche infrarouge en passant par toutes les couleurs de l'arc-en-ciel. Les étoiles les plus chaudes apparaissent ainsi très bleues et les plus froides sont rouge sombre.

Le flux F d'énergie émis par un corps noir à sa surface ne dépend lui aussi que de la température selon la relation de Stefan-Boltzmann F=σT⁴ avec σ = 5,67.10^-8 W/m²/K. La luminosité totale L émise par un corps noir est le produit de sa surface par le flux F. La luminosité L d'une étoile représentée par un corps noir sphérique de rayon R, donc de surface égale à 4πR², est par conséquent égale à L=4πR² σT⁴ .

À rayon égal, une étoile chaude, donc bleue d'après la relation de Wien, émettra donc plus d'énergie qu'une étoile froide et plus rouge. De même, une étoile de grand rayon, comme une géante rouge par exemple, émettra plus d'énergie qu'une naine rouge de même température mais de rayon inférieur.