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Séance de cours

Blackbody Radiation Equilibrium Température

Description

Cette séance de cours traite de la température d'équilibre d'une boîte éclairée par le rayonnement du corps noir, où la puissance absorbée est égale à la puissance émise, conduisant à une équation de bilan d'énergie thermique. L'instructeur explique les calculs étape par étape, y compris les puissances d'absorption et d'émission, la surface totale et l'expression finale de la température d'équilibre.

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Concepts associés (29)

Équilibre thermodynamique

vignette|200px|Exemple d'équilibre thermodynamique de deux systèmes, en l'occurrence deux phases : l'équilibre liquide-vapeur du brome. En thermodynamique, un équilibre thermodynamique correspond à l'état d'un système ne subissant aucune évolution à l'échelle macroscopique. Les grandeurs intensives caractérisant ce système (notamment la pression, la température et les potentiels chimiques) sont alors homogènes dans l'espace et constantes dans le temps.

Température d'équilibre à la surface d'une planète

La température d'équilibre à la surface d'une planète est la température théorique d'une planète considérée comme un corps noir dont la seule source de chaleur est son étoile parente. Dans ce modèle, la présence ou l'absence d'une atmosphère (et donc de tout effet de serre) n'est pas considérée et l'on traite la température théorique de corps noir comme si elle venait d'une surface idéalisée de la planète. Certains auteurs utilisent d'autres termes, tels température équivalente de corps noir d'une planète ou température de radiation d'émission effective d'une planète.

Thermodynamique hors équilibre

La thermodynamique hors équilibre est le domaine de recherche étudiant les phénomènes de relaxation et de transport au voisinage de l'équilibre thermodynamique. Il s'agit là de phénomènes dissipatifs donc irréversibles, liés à une augmentation de l'entropie. Les méthodes présentées ici relèvent de la thermodynamique proprement dite, qui permet de donner les lois caractérisant un phénomène.

Loi de Stefan-Boltzmann

vignette|Graphe de la puissance émise par unité de surface par un corps noir en fonction de sa température thermodynamique . En bleu, l'approximation selon la loi de Wien, La loi de Stefan ou de Stefan-Boltzmann (du nom des physiciens Jožef Stefan et Ludwig Boltzmann) définit la relation entre le rayonnement thermique et la température d'un objet considéré comme un corps noir.

Rayonnement du corps noir

vignette|303px|Au fur et à mesure que la température diminue, le sommet de la courbe de rayonnement du corps noir se déplace à des intensités plus faibles et des longueurs d'onde plus grandes. Le diagramme de rayonnement du corps noir est comparé avec le modèle classique de Rayleigh et Jeans. vignette|303px|La couleur (chromaticité) du rayonnement du corps noir dépend de la température du corps noir. Le lieu géométrique de telles couleurs, représenté ici en espace x,y CIE XYZ, est connu sous le nom de lieu géométrique de Planck.

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Séances de cours associées (34)

Propriétés radiatives des surfaces: principes fondamentaux du transfert de chaleur

Explique les concepts fondamentaux du transfert de chaleur radiatif et des propriétés de surface essentielles pour l'analyse de l'énergie.

Méthodes Monte Carlo en rayonnement thermique: applications et solutions

Discute de l'application des méthodes de Monte Carlo au rayonnement thermique et au transfert d'énergie dans les médias participants.

Emissions des corps noirs et transport des radiations: Partie 2 MOOC: Le ciel radio I : Science et observations

Couvre les radiations du corps noir, l'intensité spécifique, et la loi Stefan-Boltzmann.

Extension du concept d'exercice

Explore l'extension du concept d'exercice, en mettant l'accent sur les processus irréversibles et la conversion idéale du rayonnement du corps noir.

Radiation thermique: lois et équilibre MOOC: Thermodynamique I

Couvre les fondamentaux du rayonnement thermique et des caractéristiques du corps noir.

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