« Rayonnement du corps noir » : différence entre les versions
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Version actuelle datée du 17 décembre 2021 à 03:43
Le rayonnement du corps noir, parfois appelé rayonnement complet ou rayonnement thermique, désigne le comportement d'un système qui absorbe tous les rayonnements incidents et réémet l'énergie accumulée. Cette énergie re-émise est caractéristique du système et ne dépend pas de l'énergie qui fait incidence. L'énergie rayonnée dépend fortement de la température de l'objet.[2] L'objet sur lequel le rayonnement est incident est un type spécial d'objet connu sous le nom de « corps noir », un radiateur et un absorbeur théoriquement idéal, qui absorbe tout le rayonnement qui lui est incident.[3]
Bien qu'il n'existe pas de corps noir idéal, la plupart des objets solides peuvent être traités comme étant « suffisamment proches » d'un corps noir. Le Soleil qui émet de la lumière, par exemple, peut être considéré comme un corps noir parfait. D'autre part, la Terre doit avoir un facteur de correction. Cette correction est représentée comme pourcentage - 70 % d'un corps noir parfait. Cela signifie que le rayonnement émis ressemble encore à la figure 1, mais qu'il est 30 % moins énergétique plus ou moins uniformément sur toutes les longueurs d'onde. L'atmosphère terrestre ne peut pas être traitée comme un corps noir. Veuillez consulter l'énergie solaire pour la Terre pour une discussion plus détaillée à ce sujet.
Il est difficile d'imaginer un objet qui absorbe et émet toutes les longueurs d'onde avec la même probabilité mais pas la même magnitude. Autrement dit, un objet serait capable d'émettre n'importe quelle longueur d'onde de lumière, mais il ne le ferait pas, car différentes longueurs d'onde ont des énergies différentes. Les physiciens imaginent souvent cet objet comme une boîte métallique creuse avec un tout petit trou. Cette boîte est en équilibre thermique et est remplie de rayons qui rebondissent à l'intérieur de la boîte, étant émis et réfléchis par les parois métalliques. Le minuscule trou dans l'une des parois de la boîte permet à une partie des rayons de s'échapper. Les rayonnements provenant de l'extérieur de la boîte frappent le trou et sont enfermées à l'intérieur de la boîte. Il est peu probable qu'ils seront réémis par le trou minuscule, donc il n'y a pas de réflexion du corps noir. Tout ce qui sort du trou n'est qu'un petit échantillon de rayonnement qui rebondit à l'intérieur de la boîte.[4]
La catastrophe ultraviolette
En physique classique, les prédictions étaient qu'un corps noir idéal en équilibre thermique émettrait un rayonnement d'une puissance infinie. Cela vient d'une autre loi, la loi de Rayleigh-Jeans, qui exprime l'énergie comme étant proportionnelle à : [math]\displaystyle{ \lambda^{-4} }[/math].[5] Cette loi prédisait que la somme de toutes les énergies à chaque longueur d'onde résultait en une quantité d'énergie infinie dans le système. Le terme de « catastrophe ultraviolette » a été utilisé pour désigner ce paradoxe.[6]
Le physicien Max Planck a résolu ce paradoxe en prédisant que l'énergie se présentait en quantités discrètes, appelées quanta. C'est un principe essentiel de la mécanique quantique. L'équation qu'il a dérivée n'était plus proportionnelle à [math]\displaystyle{ \lambda^{-4} }[/math], mais prenait plutôt la forme
de :
où [math]\displaystyle{ \nu }[/math] est la fréquence de l'énergie, [math]\displaystyle{ h }[/math] est la constante de Planck, [math]\displaystyle{ T }[/math] est la température en Kelvin, et [math]\displaystyle{ k_{B} }[/math] est la constante de Boltzmann. Pour cette équation, lorsque la fréquence est basse, l'énergie moyenne suit les prédictions classiques, mais à des fréquences plus élevées, l'énergie moyenne se rapproche de zéro.[6]
Courbes de rayonnement du corps noir
Les corps noirs sont très proches des objets du monde naturel qui sont en équilibre thermodynamique. Cela signifie qu'ils n'ont pas de flux d'énergie net puisque les flux entrant et sortant sont au même taux. Lorsque la température du corps noir change, la courbe s'ajuste et se déplace de sorte que la courbe émise balance l'énergie absorbée.[7] Ces courbes permettent de déterminer la couleur ou la longueur d'onde de la lumière émise par le corps noir. Cela se fait par le calcul de la « longueur d'onde maximale » en utilisant la Loi de déplacement de Wien :
À partir de cette figure et la Figure 1, on constate que les corps noirs plus chauds émettent leur pic d'énergie à des longueurs d'onde plus courtes. Pour les corps noirs, la longueur d'onde à laquelle le corps rayonne le plus intensément (la longueur d'onde de pic, trouvée en utilisant la Loi de Wien) et la quantité totale de rayonnement dépendent de sa température. L'énergie totale rayonnée par un corps noir est déterminée à partir de l'aire sous la courbe, et la valeur effective peut être déterminée par la loi de Stefan-Boltzmann. Lorsque la température augmente, le rayonnement total émis par le corps noir augmente aussi, tandis que la longueur d'onde à laquelle ce rayonnement culmine diminue (plus de lumière blanche ou bleue est émise). Cette dépendance de la température explique pourquoi les brûleurs des poêles sont rouges et le Soleil est orange, alors que différents étoiles peuvent avoir des couleurs différentes aux températures différentes.
Importance
Bien que plusieurs objets se comportent comme des corps noirs idéaux, ce n'est pas le cas de l'atmosphère. C'est pourquoi le comportement de l'atmosphère et sa différence du comportement d'un corps noir ont un impact significatif sur l'effet de serre. Ce comportement de l'atmosphère est important pour montrer la température de la Terre avec l'effet de serre et la température de la Terre sans effet de serre.[7]
Simulation Phet
L'Université du Colorado hnous a gracieusement permis d'utiliser la simulation Phet suivante. Explorez cette simulation pour voir les modifications de la quantité de rayonnement émise par un objet sous l'influence des changements de température et le type de rayonnement émis :
La vidéo ci-dessous de la brillante Physics Girl donne une explication historique de la création de la mécanique quantique à partir du rayonnement du corps noir.
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Références
- ↑ "Blackbody spectra" Licensed under CC BY-SA 3.0 via Wikimedia Commons - http://commons.wikimedia.org/wiki/File:Blackbody_spectra.png#mediaviewer/File:Blackbody_spectra.png
- ↑ Carl R. Nave. (2015, Mar.7). 'HyperPhysics - Blackbody Radiation [Online]. Available: http://hyperphysics.phy-astr.gsu.edu/hbase/mod6.html
- ↑ WhatIs.com. (2015, Mar.7). Blackbody [Online]. Available: http://whatis.techtarget.com/definition/blackbody
- ↑ Kenneth Krane. Modern Physics, 3rd ed. Hoboken, NJ, USA: John Wiley & Sons, 2012.
- ↑ J. J. Condon,S. M. Ransom. (2015, Mar.7). Blackbody Radiation [Online]. Available: http://www.cv.nrao.edu/course/astr534/BlackBodyRad.html
- ↑ 6,0 et 6,1 Quantiki. (2015, Mar.7). Blackbody Radiation [Online]. Available: http://www.quantiki.org/wiki/Introduction_to_Quantum_Theory
- ↑ 7,0 et 7,1 Marc L. Kutner. Astronomy: A Physical Perspective, 2nd ed. New York, USA: Cambridge University Press, 2003.
