Corps noir

En physique, un corps noir sert à désigner un objet parfait dont le spectre électromagnétique ne dépend que de sa température.



Catégories :

Spectre électromagnétique - Photométrie - Physique quantique - Outils théoriques de l'électromagnétisme - Thermodynamique - Transfert thermique

Recherche sur Google Images :


Source image : www.led-fr.net
Cette image est un résultat de recherche de Google Image. Elle est peut-être réduite par rapport à l'originale et/ou protégée par des droits d'auteur.

Page(s) en rapport avec ce sujet :

  • La loi de rayonnement du corps noir est utilisée régulièrement dans sa forme la plus simple (variation de la couleur avec la température), dès la de seconde... (source : culturesciencesphysique.ens-lyon)
  • Lois de Planck, de Wien et de Stephan. Le corps noir. Le corps noir est par définition un corps absorbant totalement les radiations qu'il reçoit.... (source : gershwin.ens)
  • 5 messages - 3 auteurs - Dernier message : 23 avr 2007 Si le corps noir est en contact avec une source à la température T_ext, ... à dire que comme la loi de stefan se rapporte à un corps noir, ... (source : forums.futura-sciences)

En physique, un corps noir sert à désigner un objet parfait dont le spectre électromagnétique ne dépend que de sa température. En pratique, un tel objet matériel n'existe pas, mais il représente un cas idéalisé servant de référence pour les physiciens. Au contraire de ce que son nom suggère, un corps noir n'apparaît pas nécessairement noir. En effet l'adjectif «noir» veut dire ici que l'objet lui-même absorbe toute la lumière extérieure qui tomberait sur lui, et ne reflète aucune radiation non plus. L'unique radiation provenant du corps noir est la radiation thermique, ne dépendant que de la température du corps. Le nom corps noir a été introduit par le physicien Gustav Kirchhoff en 1860. Le modèle du corps noir permit à Max Planck de découvrir la quantification des interactions électromagnétiques, qui fut un des fondements de la physique quantique.

Exemples de spectres de corps noir, sur un diagramme de l'intensité lumineuse selon la longueur d'onde. Lorsque la température est élevée, le pic de la courbe se déplace vers les courtes longueurs d'ondes, et vice versa pour les plus basses températures. La courbe en noir indique la prédiction de la théorie dite classique, par opposition à la théorie quantique, qui seule prédit la forme correcte des courbes effectivement observées.

Le corps noir est un objet parfait qui absorberait toute l'énergie électromagnétique qu'il recevrait, sans en réfléchir ni en transmettre. Il n'est fait aucune autre hypothèse sur la nature de l'objet. La lumière étant une onde électromagnétique, elle est absorbée complètement et l'objet devrait par conséquent apparaître noir, d'où son nom.

L'objet réel qui se rapproche le plus de ce modèle est l'intérieur d'un four. Pour pouvoir étudier le rayonnement dans cette cavité, une de ses faces est percée d'un petit trou laissant s'échapper une minuscule fraction du rayonnement interne. C'est d'ailleurs un four qui fut utilisé par Wien pour déterminer les lois d'émission électromagnétique selon la température. Les parois de l'intérieur de l'enceinte émettent un rayonnement à l'ensemble des longueurs d'ondes : théoriquement des ondes radio aux rayons X. Cette émission est due à l'agitation des atomes. En effet, la température mesure l'agitation des atomes (ceux-ci «oscillent» autour de leur position). Ce faisant, chaque atome se comporte comme un dipôle électrostatique vibrant (dipôle constitué par le noyau et le nuage électronique), qui rayonne par conséquent de l'énergie.

En se réfléchissant de paroi en paroi, cette radiation se verra absorbée et réémise continuellement sur les parois internes du four, jusqu'à que l'objet atteigne l'équilibre thermique. La forme de ce spectre (c'est-à-dire la répartition de la quantité d'énergie selon la longueur d'onde) est la signature d'un rayonnement purement thermique, se nomme par conséquent spectre du corps noir, et ne dépend que de la température du four.

Peut-être paradoxalement, le spectre «continu» (donc en négligeant les raies spectrales) des étoiles (ou en tous cas pour la grande majorité des étoiles ni trop froides ni trop chaudes) est un spectre de corps noir. C'est une bonne approximation de la température de surface de l'étoile. Pour le Soleil par exemple, la température de surface est d'environ 5800 K. Notons qu'un objet se comporte rarement comme un corps noir, car il réfléchit une partie de l'énergie électromagnétique et en transmet une autre partie, il n'absorbe pas tout. D'autre part, les atomes ont aussi un mode d'émission propre de photons, les raies caractéristiques (ce phénomène est utilisé pour l'analyse chimique en spectrométrie d'émission, de fluorescence et d'absorption)  ; la couleur dépend là de la nature chimique de l'objet.

Icône de détail Article détaillé : Loi de Planck.

L'exitance énergétique monochromatique Mˆo_{\lambda} pour une longueur d'onde λ donnée est donnée par la loi de Planck :

Mˆo_{\lambda} = \frac{2\pi h cˆ2}{\lambdaˆ5 } \cdot \frac{1}{eˆ{hc/\lambda k_{b}T}-1} avec Mˆo_{\lambda} en W. m-2. sr-1. m-1.

c est la vitesse de la lumière dans le vide, h est la constante de Planck et kb est la constante de Boltzmann.

Icône de détail Article détaillé : Loi du déplacement de Wien.

Le maximum de ce spectre est donné par la loi de Wien :

\lambda_{max} = \frac{hc}{4,965\cdot kT} = \frac{2,898 \cdot 10ˆ{3}}{T}

avec λmax en mètres et T en kelvins. Cette dernière loi exprime le fait que pour un corps noir, le produit de la température et de la longueur d'onde du pic de la courbe est toujours égal à une constante. Cette loi particulièrement simple permet ainsi de connaître la température d'un corps assimilé à un corps noir par l'unique forme de son spectre et de la position de son maximum.

Icône de détail Article détaillé : Loi de Stefan-Boltzmann.

D'après la loi de Stefan-Boltzmann, la densité de flux d'énergie ou densité de puissance ou exitance énergétique Mo (T) (en W m-2) émis par le corps noir fluctue selon la température absolue T (exprimée en kelvin) selon la formule :

Mˆo(T) = \sigma Tˆ4\,

où σ est la constante de Stefan-Boltzmann.

Un corps rayonne d'autant plus qu'il est plus chaud.

Au début des travaux sur le corps noir, les calculs de l'énergie totale émise donnaient un résultat étonnant : l'objet émettait une quantité illimitée d'énergie ! Comme l'énergie calculée croissait lors de l'intégration du spectre pour les longueurs d'ondes courtes, on a nommé cela la «catastrophe ultraviolette». La mécanique classique est là prise en défaut et Max Planck en a conclu que le modèle utilisé pour calculer l'énergie totale était erroné ; le modèle de Rayleigh et Jeans considérait en effet un spectre continu.

Dans un mémoire intitulé Sur la théorie de la loi de la distribution d'énergie sur un spectre normal et présenté le 14 décembre 1900, Planck expose ses déductions faites sur ce problème et propose alors l'hypothèse des quanta : l'énergie n'est pas émise de manière continue, mais par paquets dont la taille E dépend de la longueur d'onde :

E=\frac{hc}{\lambda}

Cela lui a valu le prix Nobel de physique en 1918. La découverte de cette quantification des échanges d'énergie fut un des fondements de la physique quantique ; surtout, mis en corrélation avec les travaux de Hertz sur l'effet photoélectrique, cela permit à Einstein d'inventer le concept de photon en 1905, qui lui valut son prix Nobel de physique en 1921.

Recherche sur Amazone (livres) :




Ce texte est issu de l'encyclopédie Wikipedia. Vous pouvez consulter sa version originale dans cette encyclopédie à l'adresse http://fr.wikipedia.org/wiki/Corps_noir.
Voir la liste des contributeurs.
La version présentée ici à été extraite depuis cette source le 10/01/2010.
Ce texte est disponible sous les termes de la licence de documentation libre GNU (GFDL).
La liste des définitions proposées en tête de page est une sélection parmi les résultats obtenus à l'aide de la commande "define:" de Google.
Cette page fait partie du projet Wikibis.
Accueil Recherche Aller au contenuDébut page
ContactContact ImprimerImprimer liens d'évitement et raccourcis clavierAccessibilité
Aller au menu