<sect1 id="ai-blackbody">

<sect1info>

<author
><firstname
>Jasem</firstname
> <surname
>Mutlaq</surname
> <affiliation
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> <email
>mutlaqja@ku.edu</email>
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<title
>Radiation de corps noir</title>
<indexterm
><primary
>Radiation de corps noir</primary>
<seealso
>Couleur des étoiles et température</seealso>
</indexterm>

<para
>Un <firstterm
>Corps noir</firstterm
> se réfère à un concept d'un objet opaque qui émet <firstterm
>des rayonnements thermiques</firstterm
>. Un corps noir parfait absorbe toute la lumière entrante et n'en reflète pas du tout. À la température de la pièce, un corps noir parfait apparaît parfaitement noir (d'où le nom de <emphasis
>corps noir</emphasis
>). Cependant, lorsqu'on le chauffe à haute température, un corps noir commencera à briller avec les <firstterm
>radiations thermiques</firstterm
>. </para>

<para
>In fact, all objects emit thermal radiation (as long as their temperature is above Absolute Zero, or -273.15 degrees Celsius), but no object emits thermal radiation perfectly; rather, they are better at emitting/absorbing some wavelengths of light than others. These uneven efficiencies make it difficult to study the interaction of light, heat and matter using normal objects. </para>

<para
>Heureusement, il est possible de construire un corps noir presque parfait. Construisons une boîte faite d'un matériau conduisant la chaleur, comme le métal. La boîte doit être complètement fermée sur tous les côtés, de telle manière que l'intérieur forme une cavité qui ne reçoit pas de lumière de l'extérieur. Puis, faisons un petit trou quelque part sur la boîte. La lumière sortant de ce trou ressemblera presque parfaitement à la lumière émise par un corps noir parfait pour la température de l'air qui se trouve à l'intérieur. </para>

<para
>Au début du 20° siècle, les scientifiques Lord Rayleigh et Max Planck (entre autres) ont étudié les rayonnements du corps noir en utilisant un tel matériel. Après beaucoup de travail, Planck a pu décrire empiriquement l'intensité de la lumière émise par un corps noir comme une fonction de la longueur d'onde. De plus, il a pu décrire comment ce spectre changeait avec la température. Le travail de Planck sur les rayonnements du corps noir est l'une des zones de la physique qui a mené à la fondation de la merveilleuse science de la mécanique quantique, mais est malheureusement au-delà du but de cet article. </para>

<para
>Ce que Planck et les autres ont trouvé est que lorsque la température d'un corps noir augmente, la quantité totale de lumière émise par seconde augmente, et la longueur d'onde du pic spectral se modifie vers les couleurs bleues (voir la figure 1). </para>

<para>
<mediaobject>
<imageobject>
<imagedata fileref="blackbody.png" format="PNG"/>
</imageobject>
<caption
><para
><phrase
>Figure 1</phrase
></para
></caption>
</mediaobject>
</para>

<para
>Par exemple, une barre de fer devient orange-rouge lorsqu'elle est chauffée à haute température et sa couleur se modifie progressivement vers le bleu et blanc lorsqu'elle est chauffée plus fort. </para>

<para
>En 1893, le physicien allemand Wilhelm Wien a quantifié la relation entre la température du corps noir et la longueur d'onde du pic spectral par l'équation suivante : </para>

<para>
<mediaobject>
<imageobject>
<imagedata fileref="lambda_max.png" format="PNG"/>
</imageobject>
</mediaobject>
</para>

<para
>where T is the temperature in Kelvin. Wien's law (also known as Wien's displacement law) states that the wavelength of maximum emission from a blackbody is inversely proportional to its temperature. This makes sense; shorter-wavelength (higher-frequency) light corresponds to higher-energy photons, which you would expect from a higher-temperature object. </para>

<para
>For example, the sun has an average temperature of 5800 K, so its wavelength of maximum emission is given by: <mediaobject
> <imageobject>
<imagedata fileref="lambda_ex.png" format="PNG"/>
</imageobject>
</mediaobject>
</para>

<para
>Cette longueur d'onde tombe dans la région verte du spectre visible, mais les radiations continues des photons du Soleil, à la fois plus longues et plus courtes que lambda(max) font que l'oeil humain perçoit la couleur du Soleil comme jaune / blanche. </para>

<para
>En 1879, le physicien autrichien Stephan Josef Stefan montra que la Luminosité L d'un corps noir est proportionnelle à la puissance quatrième de sa température T. </para>

<para>
<mediaobject>
<imageobject>
<imagedata fileref="luminosity.png" format="PNG"/>
</imageobject>
</mediaobject>
</para>

<para
>où A est la superficie de la surface, alpha est une constante de proportionnalité et T est la température en Kelvin. Ceci posé, si nous doublons la température (par ex. 1 000 K à 2 000 K), l'énergie totale rayonnée par un corps noir augmente d'un facteur 2^4, soit 16. </para>

<para
>Five years later, Austrian physicist Ludwig Boltzman derived the same equation and is now known as the Stefan-Boltzman law. If we assume a spherical star with radius R, then the luminosity of such a star is </para>

<para>
<mediaobject>
<imageobject>
<imagedata fileref="luminosity_ex.png" format="PNG"/>
</imageobject>
</mediaobject>
</para>

<para
>where R is the star radius in cm, and the alpha is the Stefan-Boltzman constant, which has the value: <mediaobject
> <imageobject>
<imagedata fileref="alpha.png" format="PNG"/>
</imageobject>
</mediaobject>
</para>

</sect1>
