Caption: This panoramic view taken with a smartphone of Livorno, Italy, showcases a series of vivid rainbows captured on three different days in December 2021. Rainbows are the result of sunlight being refracted by water droplets suspended in the air, typically after rainfall or during misty conditions. The water droplets act like a prism, breaking up (refracting) the sunlight into the various colours. The different wavelengths of light are refracted by different amounts, which is why we see this layering of colours. The photographer skillfully merged the most remarkable shots taken on different days to highlight the diverse sizes and brilliance of these rainbows. The locations at which the rainbows appear to be centred are different because each rainbow appeared when the Sun was at a different position in the sky. This composite image beautifully captures the transient yet mesmerising allure of rainbows, illustrating their fleeting appearance and gradual dissipation influenced by the shifting atmospheric conditions.
Credit: Fabrizio Guasconi/IAU OAE (CC BY 4.0)

Caption: Spectre de l'étoile de type O HD 235673 avec la longueur d'onde en nanomètres sur l'axe des x et le flux sur l'axe des y. La partie supérieure du graphique montre le même spectre, mais avec des taches claires pour les longueurs d'onde à flux élevé et des taches sombres pour les longueurs d'onde à faible flux. La couleur de la ligne entre 400 nm et 700 nm correspond approximativement à la couleur de la lumière de cette longueur d'onde perçue par l'œil humain. En dessous de 400 nm et au-dessus de 700 nm, où l'œil humain ne voit que peu ou pas de lumière, les lignes sont colorées respectivement en bleu et en rouge. Les lignes noires montrent les lignes d'absorption spectrale causées par les atomes et les ions de différents éléments présents dans l'atmosphère de l'étoile. Ces atomes et ions absorbent à des longueurs d'onde spécifiques, ce qui provoque des lignes sombres et nettes dans les spectres. L'intensité de ces lignes dépend de la température de l'atmosphère de l'étoile. Deux étoiles composées du même mélange d'éléments peuvent présenter des spectres avec des jeux de raies très différents si leurs atmosphères ont des températures différentes. Pour les étoiles de type O, les caractéristiques les plus importantes sont un petit nombre de raies causées par l'hélium ionisé. Ces raies sont plus intenses dans les étoiles de type O que dans les étoiles plus froides. Des raies provenant d'atomes d'hélium et d'hydrogène apparaissent également dans le spectre. Le spectre présente un flux plus important à l'extrémité bleue du spectre qu'à l'extrémité rouge.
Credit: IAU OAE/SDSS/Niall Deacon

Caption: Le spectre de l'étoile de type B HD 258982. La couleur de la raie entre 400 nm et 700 nm correspond approximativement à la couleur de la lumière que l'œil humain verrait à cette longueur d'onde. En dessous de 400 nm et au-dessus de 700 nm, où l'œil humain ne voit que peu ou pas de lumière, les lignes sont colorées respectivement en bleu et en rouge. Les lignes noires montrent les lignes d'absorption spectrale causées par les atomes et les ions de différents éléments présents dans l'atmosphère de l'étoile. Ces atomes et ions absorbent à des longueurs d'onde spécifiques, ce qui provoque des raies sombres et nettes dans les spectres. L'intensité de ces lignes dépend de la température de l'atmosphère de l'étoile. Deux étoiles composées du même mélange d'éléments peuvent présenter des spectres avec des jeux de raies très différents si leurs atmosphères ont des températures différentes. Pour les étoiles de type B, les raies les plus importantes sont causées par les atomes d'hélium. Ces raies sont les plus fortes dans les étoiles de type B et les plus faibles dans les étoiles plus chaudes et plus froides. Les raies dues aux atomes d'hydrogène sont également présentes mais ne sont pas aussi fortes que dans les étoiles de type A plus froides.
Credit: IAU OAE/SDSS/Niall Deacon

Caption: Le spectre de l'étoile de type A BD-11 1212. La couleur de la ligne entre 400 nm et 700 nm correspond approximativement à la couleur de la lumière que l'œil humain verrait à cette longueur d'onde. En dessous de 400 nm et au-dessus de 700 nm, où l'œil humain ne voit que peu ou pas de lumière, les lignes sont colorées respectivement en bleu et en rouge. Les lignes noires montrent les lignes d'absorption spectrale causées par les atomes et les ions de différents éléments présents dans l'atmosphère de l'étoile. Ces atomes et ions absorbent à des longueurs d'onde spécifiques, ce qui provoque des lignes sombres et nettes dans les spectres. L'intensité de ces lignes dépend de la température de l'atmosphère de l'étoile. Deux étoiles composées du même mélange d'éléments peuvent présenter des spectres avec des jeux de raies très différents si leurs atmosphères ont des températures différentes. Les raies des atomes d'hydrogène dominent les spectres des étoiles de type A et sont les plus intenses dans ce type spectral.
Credit: IAU OAE/SDSS/Niall Deacon

Caption: Le spectre de l'étoile de type F 2MASS J22243289+4937443. La couleur de la raie entre 400 nm et 700 nm correspond approximativement à la couleur de la lumière que l'œil humain verrait à cette longueur d'onde. En dessous de 400 nm et au-dessus de 700 nm, où l'œil humain ne voit que peu ou pas de lumière, les lignes sont colorées respectivement en bleu et en rouge. Les lignes noires montrent les lignes d'absorption spectrale causées par les atomes et les ions de différents éléments présents dans l'atmosphère de l'étoile. Ces atomes et ions absorbent à des longueurs d'onde spécifiques, ce qui provoque des lignes sombres et nettes dans les spectres. L'intensité de ces lignes dépend de la température de l'atmosphère de l'étoile. Deux étoiles composées du même mélange d'éléments peuvent présenter des spectres avec des jeux de raies très différents si leurs atmosphères ont des températures différentes. Les raies des atomes d'hydrogène, qui sont les plus intenses dans les étoiles de type A, sont encore relativement intenses dans les étoiles de type F, mais les raies des métaux, en particulier du calcium ionisé, commencent à devenir intenses dans ce type de spectre.
Credit: IAU OAE/SDSS/Niall Deacon

Caption: Le spectre de l'étoile de type G UCAC4 700-069569. La couleur de la ligne entre 400 nm et 700 nm correspond approximativement à la couleur de la lumière que l'œil humain verrait à cette longueur d'onde. En dessous de 400 nm et au-dessus de 700 nm, où l'œil humain ne voit que peu ou pas de lumière, les lignes sont colorées respectivement en bleu et en rouge. Les lignes noires montrent les lignes d'absorption spectrale causées par les atomes et les ions de différents éléments présents dans l'atmosphère de l'étoile. Ces atomes et ions absorbent à des longueurs d'onde spécifiques, ce qui provoque des raies sombres et nettes dans les spectres. L'intensité de ces lignes dépend de la température de l'atmosphère de l'étoile. Deux étoiles composées du même mélange d'éléments peuvent présenter des spectres avec des jeux de raies très différents si leurs atmosphères ont des températures différentes. Dans les étoiles de type G, les raies des atomes d'hydrogène sont plus faibles que dans les étoiles de type F et les raies du calcium ionisé plus fortes. Les raies des atomes métalliques tels que les atomes de fer, de sodium et de calcium commencent également à devenir proéminentes.
Credit: IAU OAE/SDSS/Niall Deacon

Caption: Le spectre de l'étoile de type K 2MASS J19554455+4754531. La couleur de la raie entre 400 nm et 700 nm correspond approximativement à la couleur de la lumière que l'œil humain verrait à cette longueur d'onde. En dessous de 400 nm et au-dessus de 700 nm, où l'œil humain ne voit que peu ou pas de lumière, les lignes sont colorées respectivement en bleu et en rouge. Les lignes noires montrent les lignes d'absorption spectrale causées par les atomes et les ions de différents éléments présents dans l'atmosphère de l'étoile. Ces atomes et ions absorbent à des longueurs d'onde spécifiques, ce qui provoque des lignes sombres et nettes dans les spectres. L'intensité de ces lignes dépend de la température de l'atmosphère de l'étoile. Deux étoiles composées du même mélange d'éléments peuvent présenter des spectres avec des jeux de raies très différents si leurs atmosphères ont des températures différentes. Les spectres des étoiles de type K sont dominés par les atomes métalliques tels que les atomes de fer, de sodium et de calcium. Les atomes métalliques sont à l'origine d'un si grand nombre de raies, bien trop nombreuses pour être marquées individuellement, que le spectre a une apparence hachée et irrégulière. Les raies des atomes d'hydrogène et des ions calcium sont beaucoup plus faibles que dans les étoiles de type G, plus chaudes.
Credit: IAU OAE/SDSS/Niall Deacon

Caption: Le spectre de l'étoile de type M 2MASS J15581272+8457104. La couleur de la raie entre 400 nm et 700 nm correspond approximativement à la couleur de la lumière que l'œil humain verrait à cette longueur d'onde. En dessous de 400 nm et au-dessus de 700 nm, où l'œil humain ne voit que peu ou pas de lumière, les lignes sont colorées respectivement en bleu et en rouge. Les lignes noires montrent les lignes d'absorption spectrale causées par les atomes, les ions et les molécules de différents éléments présents dans l'atmosphère de l'étoile. Ces atomes, ions et molécules absorbent à des longueurs d'onde spécifiques, ce qui provoque des lignes sombres et nettes dans les spectres. L'intensité de ces raies dépend de la température de l'atmosphère de l'étoile. Deux étoiles composées du même mélange d'éléments peuvent présenter des spectres avec des jeux de raies très différents si leurs atmosphères ont des températures différentes. L'atmosphère des étoiles de type M est suffisamment froide pour permettre la formation de certains composés chimiques. Ceux-ci sont souvent appelés molécules en astronomie, même s'il ne s'agit pas à proprement parler de molécules en chimie. Ces molécules produisent tellement de raies dans le spectre d'une étoile de type M que les raies semblent fusionner en d'immenses bandes qui éliminent de grandes parties du spectre. Dans les étoiles de type M, l'oxyde de titane présente un grand nombre de ces bandes dans la lumière visible, dominant de vastes régions du spectre.
Credit: IAU OAE/SDSS/Niall Deacon

Caption: Les spectres de sept étoiles classés par type spectral, du plus chaud (type O) en haut au plus froid (type M en bas). L'axe des x indique la longueur d'onde de la lumière et l'axe des y est une mesure du flux de lumière reçu à cette longueur d'onde. Chaque spectre est normalisé (le flux à chaque longueur d'onde est divisé par le flux maximal dans ce spectre) et les spectres sont ensuite décalés les uns par rapport aux autres le long de l'axe des y pour faciliter la visualisation du graphique. La couleur des lignes entre 400 nm et 700 nm correspond approximativement à la couleur de la lumière de cette longueur d'onde perçue par l'œil humain. En dessous de 400 nm et au-dessus de 700 nm, où l'œil humain ne voit que peu ou pas de lumière, les lignes sont colorées respectivement en bleu et en rouge. Les étoiles les plus chaudes ont un flux plus important à l'extrémité bleue du spectre et les étoiles les plus froides ont un flux plus important à l'extrémité rouge. Toutefois, la quantité totale de flux émis par une étoile dépend de sa taille et de sa température. Ainsi, une étoile chaude émettra plus de lumière rouge qu'une étoile froide de même taille, même si l'étoile froide émet presque toute sa lumière dans le rouge, mais cela n'est pas visible sur ce graphique en raison de la normalisation mentionnée ci-dessus. Les gouttes étroites et nettes dans les spectres sont des raies d'absorption causées par les atomes et les ions dans l'atmosphère des étoiles. L'intensité d'une raie spectrale dépend de la température de l'atmosphère de l'étoile. Prenons par exemple la raie de l'hydrogène à 656,5 nm. Toutes les étoiles de ce graphique sont principalement composées d'hydrogène, mais la raie de l'hydrogène à 656,5 nm est faible pour les étoiles les plus chaudes et les plus froides, mais plus forte pour les types spectraux A et F. Cela s'explique par le fait que l'hydrogène absorbe plus de lumière à 656,5 nm aux températures de l'atmosphère des étoiles A et F que dans les étoiles les plus chaudes ou les plus froides. L'étoile la plus froide, l'étoile de type M, présente de larges bandes d'absorption dans ses spectres. Cela s'explique par le fait que cette étoile est suffisamment froide pour que son atmosphère contienne des composés tels que l'oxyde de titane. Ces composés, souvent appelés molécules en astronomie, produisent des caractéristiques d'absorption spectrale plus larges que les atomes ou les ions.
Credit: IAU OAE/SDSS/Niall Deacon

Caption: Les spectres de sept étoiles classés par type spectral, du plus chaud (type O) en haut au plus froid (type M en bas). L'axe des x indique la longueur d'onde de la lumière, tandis que la luminosité ou l'obscurité à chaque longueur d'onde correspond au flux de lumière reçu de l'étoile à cette longueur d'onde, les taches plus sombres ayant un flux plus faible et les taches plus lumineuses un flux plus important. Chaque spectre est normalisé (le flux à chaque longueur d'onde est divisé par le flux maximal pour ce spectre) afin que le flux maximal apparaisse avec la même luminosité pour tous les spectres. La couleur représentée entre 400 nm et 700 nm correspond approximativement à la couleur que l'œil humain verrait pour la lumière de cette longueur d'onde. En dessous de 400 nm et au-dessus de 700 nm, où l'œil humain ne voit que peu ou pas de lumière, les lignes sont colorées respectivement en bleu et en rouge. Les étoiles les plus chaudes ont un flux plus important à l'extrémité bleue du spectre et les étoiles les plus froides ont un flux plus important à l'extrémité rouge. Toutefois, la quantité totale de flux émis par une étoile dépend de sa taille et de sa température. Ainsi, une étoile chaude émettra plus de lumière rouge qu'une étoile froide de même taille, même si l'étoile froide émet presque toute sa lumière dans le rouge, mais cela n'est pas visible sur ce graphique en raison de la normalisation mentionnée ci-dessus. Les taches sombres et étroites dans les spectres sont des lignes d'absorption causées par les atomes et les ions dans l'atmosphère des étoiles. L'intensité d'une raie spectrale dépend de la température de l'atmosphère de l'étoile. Prenons par exemple la raie de l'hydrogène à 656,5 nm. Toutes les étoiles de ce graphique sont principalement composées d'hydrogène, mais la raie de l'hydrogène à 656,5 nm est faible pour les étoiles les plus chaudes et les plus froides, mais plus forte pour les types spectraux A et F. Cela s'explique par le fait que l'hydrogène absorbe plus de lumière à 656,5 nm aux températures de l'atmosphère des étoiles A et F que dans les étoiles les plus chaudes ou les plus froides. L'étoile la plus froide, l'étoile de type M, présente de larges bandes d'absorption dans ses spectres. Cela s'explique par le fait que cette étoile est suffisamment froide pour que son atmosphère contienne des composés tels que l'oxyde de titane. Ces composés, souvent appelés molécules en astronomie, produisent des caractéristiques d'absorption spectrale plus larges que les atomes ou les ions.
Credit: IAU OAE/SDSS/Niall Deacon