Le nom corps noir a été introduit par le physicien Gustav Kirchhoff en 1859. 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.
Les trous noirs sont des corps noirs presque parfaits, dans le sens qu'ils absorbent toutes radiations qui les frappent. Ils émettraient cependant un rayonnement de corps noir (appelé rayonnement de Hawking) d'après une température proportionnelle à leur masse.
La loi de Stefan-Boltzmann s'écrit sous la forme : P surface =σ⋅T4 où T est la température de surface en kelvin (K). σ=5,67×10−8 W·m −2·K −4. On peut trouver la puissance de rayonnement de l'étoile en multipliant la puissance surfacique par la surface de l'étoile.
Un corps noir est un objet idéal qui ne réfléchit aucune lumière venue de l'extérieur. Au contraire, il absorbe toute la lumière visible qu'il reçoit.
En première approximation, on peut modéliser le Soleil comme un corps noir. Sa température de surface est voisine de 6000 K. Son spectre d'émission montre un maximum de puissance lumineuse pour une longueur d'onde proche de 0,5 μm comme le montre le schéma ci-dessous.
« Plus une couleur est sombre plus elle absorbe les rayons du soleil qui se transforment en chaleur, explique le spécialiste. Avec du noir, l'absorption est la plus importante. Le blanc, en revanche, réfléchit la lumière et n'accumule donc pas la chaleur. »
Les rayons traversent l'atmosphère, rendant le ciel bleu et nos yeux perçoivent moins de bleu, mais plus de vert et de rouge. Vert et rouge, ça donne du jaune! La véritable couleur du Soleil est donc le blanc!
(Physique) Objet idéal qui absorberait l'énergie électromagnétique qu'il recevrait comme le corps noir mais avec un taux de réflexion constant supérieur à zéro, dont le spectre électromagnétique ne dépend que de sa température.
Le mur de Planck est la frontière entre le monde physique et le monde mathématique pur. Cette frontière est la limite du temps entre l'avant et l'après Big Bang. Cette membrane, enfermée dans le cône d'espace-temps, contient tout l'univers et pourtant, elle a une taille encore plus petite que celle d'un atome.
Une étoile, le Soleil par exemple, est présenté comme un corps noir. A basse résolution spectrale, le spectre du soleil se superpose à celui d'un corps noir de température 5777 K.
La loi de Wien permet de déterminer la longueur d'onde correspondant au maximum d'émission d'un corps incandescent à partir de sa température de surface. La température de surface du Soleil est d'environ 5500°C. En déduire la longueur d'onde correspondant à son maximum d'émission.
De nos jours, la Loi de Fourier est essentiellement utilisée pour calculer les consommations de chauffage d'un bâtiment donné grâce à l'estimation des déperditions thermiques à travers ses parois.
Définition. Selon la loi de Planck, à une température donnée, l'énergie émise par un corps noir passe par un maximum d'émission. La loi de Wien décrit la relation entre la longueur d'onde du maximum d'émission (λ max) et la température du corps noir.
Le premier trou noir fut détecté en 1971 dans la constellation du Cygne. En 1974, Bruce Balick et Robert L. Brown détectent un astre extrêmement massif au centre de la Voie Lactée qu'ils baptisent Sagittarius A*. Il a fallu attendre la fin des années 1990 pour que sa nature de trou noir supermassif soit prouvée.
Notre univers pourrait bien se trouver dans un vaste trou noir. Remontons le temps : avant la venue de l'Homme, avant l'apparition de la Terre, avant la formation du soleil, avant la naissance des galaxies, avant toute lumière… il y a eu le Big Bang. C'était il y a 13,8 milliards d'années. Mais avant cela ?
Un trou noir est créé après la mort d'une étoile très massive. Le noyau de l'étoile s'effondre sur lui-même, ce qui entraine l'expulsion des couches externes de l'étoile en une gigantesque explosion : une supernova.
quantique adj. Relatif aux quantons. quantique n.f. Branche de la physique qui traite des propriétés des quantons.
L'image de Planck montre une organisation à grande échelle d'une partie du champ magnétique galactique. La bande sombre correspond au plan galactique : l'émission polarisée y est particulièrement intense.
Le photon est le quantum d'énergie associé aux ondes électromagnétiques (allant des ondes radio aux rayons gamma en passant par la lumière visible), qui présente certaines caractéristiques de particule élémentaire.
En physique, un corps noir désigne un objet idéal qui absorbe parfaitement toute l'énergie électromagnétique (toute la lumière quelle que soit sa longueur d'onde) qu'il reçoit. Cette absorption se traduit par une agitation thermique qui provoque l'émission d'un rayonnement thermique, dit rayonnement du corps noir.
La loi de Stefan
où σ est la constante de Stefan et vaut : 5.67 × 10-8 W m-2 K-4. En considérant une étoile sous la forme d'une sphère rayonnant comme un corps noir, cette relation devient : E = 4π R2 σ T4, avec S = 4π R2.
Un corps réel, dont le spectre d'émission est continu, mais dont la puissance est inférieure à celle attendue pour un corps noir, est dit gris.
De jour, il est bleu. C'est le cas uniquement sur la planète Terre, dont l'atmosphère, aux propriétés optiques particulières, diffuse la lumière solaire principalement dans le bleu. Sur la Lune, le ciel est noir : ainsi, quelle que soit l'heure, on distingue très bien la Terre, le Soleil et les autres astres.
Les planètes se sont formées il y a 4,6 milliards d'années et la luminosité du Soleil était d'environ 30 % inférieure à l'actuelle. La Terre telle qu'on la connaît aujourd'hui, vue de la Lune, est bleue, verte, brune avec des touches de blanc.
De quelle couleur est vraiment la Lune ? En fait, elle est globalement d'un gris très terne, avec de-ci de-là, quelques touches très subtiles de couleurs.