Modèle du corps noir

Auteur: EM

Spectres de corps noir

Représentation des spectres thermiques émis par divers corps noir de température variable. Notez les échelles logarithmiques utilisées sur chacun des axes, nécessaires pour bien représenter les longueurs d'onde du pic et puissances spectrales, toutes deux très différentes selon la température.

Crédit : Astrophysique sur Mesure

Définition

Le corps noir est un objet physique idéal qui absorbe tout le rayonnement électromagnétique qu'il reçoit (sa réflectivité est donc nulle à toutes les longueurs d'onde).

Propriétés

La propriété fondamentale du corps noir est que l'intégralité du rayonnement électromagnétique en provenance de cet objet est d'origine thermique. Le spectre de ce rayonnement ne dépend alors que de la température du corps noir en question. En particulier :

La puissance rayonnée par un corps noir sur l'ensemble du spectre dans un demi-espace et par unité de surface émettrice est proportionnelle à la puissance quatrième de sa température absolue $P = \sigma T^4$ . La constante de proportionnalité $\sigma \approx 5,67 \cdot 10^{-8}\,\mathrm{W/m^2/K^4}$ est appelée constante de Stefan-Boltzmann. Cela implique qu'un doublement de la température absolue d'un corps noir entraîne une multiplication par 16 de la puissance émise !
Le spectre de ce rayonnement tend vers zéro aux deux extrémités du spectre (très courtes et très longues longueurs d'onde). Il présente un pic qui se décale vers les courtes longueurs d'onde selon l'inverse de la température absolue du corps noir : $\lambda_{\mathrm{max}} = A/T$ (loi de Wien). La constante $A \approx 2898\,\mathrm{\mu m \cdot K}$ est appelée constante de Wien.

Corps noirs approchés

Certains objets réels sont de bonnes approximations du corps noir idéal, du moins sur certains intervalles de longueur d'onde et dès que le rayonnement réfléchi y est négligeable devant l'émission thermique et en l'absence de processus d'émission autres que thermiques. C'est par exemple le cas de la plupart des objets du quotidien dans le domaine infrarouge moyen (pour les longueurs d'onde autour de $10\,\mathrm{\mu m}$ .), ou encore des étoiles dans le domaine visible.

Domaines visibles et infrarouge thermique

Il est d'usage de distinguer deux intervalles spectraux différents lorsque les planètes ont une température notablement plus faible que leur étoile (ce qui est toujours le cas dans le système solaire, mais pas toujours pour les planètes extrasolaires !).

Domaine UV-visible-proche IR C'est dans ces longueurs d'onde que la grande majorité de la puissance stellaire est émise. Cela recouvre en général l'UV, le visible et une partie du proche infrarouge (inférieure à $5\,\mu\mathrm{m}$ ).
Domaine infrarouge thermique C'est le domaine de longueurs d'onde où les planètes émettent l'immense majorité de leur puissance. Cela concerne les longueurs d'onde supérieures à $5\,\mu\mathrm{m}$ et jusqu'à quelques dizaines de micromètres (d'autant plus que la planète est froide).