Dès le début, ils affirmèrent que, dans
la direction de Iumma, se trouvait, à une distance d'environ
12 AL, un nuage de poussières. Cela expliquerait, selon
eux, les différences notables relevées entre les
luminosités de Iumma et de Wolf 424 A.
En effet, l'absorption exercée par une masse de poussières
interstellaires réduit inévitablement l'éclat
des étoiles se trouvant en son sein ou derrière.
Or, on a montré que la magnitude s'obtient directement
à partir de la valeur de l'éclat, ou luminosité,
de l'étoile. Donc si cet éclat est sous-estimé
la magnitude le sera aussi, inévitablement. En moyenne,
cette absorption équivaut à une classe de magnitude
pour une distance de 1000 parsecs, mais d'importants écarts
sont possibles par rapport à cette valeur moyenne, cela
dépendra de la densité du nuage
De plus, la matière obscure absorbe essentiellement les
radiations de petites longueurs d'onde. Il s'ensuit un rougissement
de la lumière des étoiles situées derrière
un nuage absorbant (nuage de poussières) lequel est, en
général, proportionnel à l'absorption totale
causée par ce nuage.
En outre, la lumière ayant traversée un tel nuage
se trouve polarisée. C'est à dire que les oscillations
électromagnétiques dont se compose la lumière
dominent dans une direction déterminée alors qu'elles
sont identiques dans toutes les directions pour la lumière
non polarisée.
En plus de l'extinction et de la polarisation de la lumière,
la matière obscure se manifeste aussi par des raies d'absorption
dans le spectre des étoiles situées derrière
les nuages : raies du sodium neutre et du calcium ionisé
une fois, du fer, du titane,..., bien observables dans le domaine
du visible. Selon la vitesse de déplacement du nuage cela
peut entraîner des décalages variables pour les différentes
raies.
En prenant en compte ces différentes considérations, nous verrons plus tard si nous pouvons confirmer ou infirmer l'existence de ce nuage de poussières.
Les températures superficielles des étoiles sont
déterminées par l'étude du spectre du rayonnement
émis par celles-ci.
Quand un rayon intense de lumière blanche ordinaire passe
à travers une petite fente, puis un prisme ou un réseau,
il se diffuse en un arc-en-ciel appelé spectre. Ce spectre
va des plus hautes aux plus basses fréquences de la lumière
visible, violet, indigo, bleu, vert, jaune, orange et rouge. Comme
nous pouvons distinguer ces couleurs, c'est ce que l'on appelle
le spectre de la lumière visible. On peut utiliser celui-ci
pour déterminer la composition chimique d'objets éloignés.
Des molécules ou des composants chimiques distincts absorbent
différentes couleurs ou fréquences de la lumière,
qui font ou non partie du spectre visible. Chaque substance génère
une série de lignes caractéristiques dans le spectre,
ce qui constitue leur signature.
On considère qu'une étoile est une sphère de gaz extrêmement chauds et comprimés, donnant un spectre continu, comparable à celui d'un corps noir (corps supposé parfaitement absorbant). Cette source continue est entourée d'une atmosphère gazeuse plus froide et moins dense, donnant des raies d'absorption caractéristiques des éléments de l'atmosphère. L'étude des spectres d'absorption ou d'émission se nomme la spectrographie.
Elle a les avantages suivants :