La loi de Stefan-Boltzmann
La loi de Stefan-Boltzmann est une loi fondamentale de thermodynamique : un corps noir rayonne une puissance totale par unité de surface égale à σT⁴, où σ = 5,67 × 10⁻⁸ W m⁻² K⁻⁴. Pour une étoile sphérique de rayon R et de température effective T, la luminosité totale est L = 4πR²σT⁴. Cette loi explique pourquoi une légère hausse de température entraîne une grande augmentation de luminosité : doubler T multiplie la luminosité par 2⁴ = 16.
La loi de Wien et la couleur des étoiles
La loi du déplacement de Wien relie la température d'un corps noir à la longueur d'onde de son pic d'émission : λ_max = 2,898 × 10⁻³ / T (en mètres). Le Soleil (5 778 K) émet son maximum à ~501 nm (vert-jaune, mais paraît blanc car il rayonne sur tout le spectre visible). Bételgeuse (~3 500 K) a son pic dans l'infrarouge (828 nm) et apparaît rouge. Rigel (~12 100 K) émet son maximum dans l'ultraviolet (240 nm) et apparaît bleue-blanche. Cette relation définit la classification spectrale OBAFGKM.