Loi de stefan-boltzmann

Loi de Stefan-Boltzmann

La loi de Stefan-Boltzmann ou de Stefan établit que la puissance totale rayonnée par unité de surface dans le demi-espace libre du corps noir (exitance^[1] énergétique du corps noir) s'exprime par la formule :

$\ M = \sigma T^4$

Où $σ$ est la constante de Stefan-Boltzmann (aussi appelée constante de Stefan).

Loi de Planck

La loi de Stefan se déduit de la loi de Planck, qui permet de déterminer la luminance énergétique totale :

$L = \int_{0}^{\infty} {L_{\lambda} d\lambda}$

La luminance dans une direction donnée étant par ailleurs pondérée par le cosinus de l'angle par rapport à la normale à la surface émettrice (loi de Lambert), l’exitence énergétique du corps noir est ainsi égale à :

$\ M = \pi L$

Démonstration

On part de l'expression de la densité spectrale émise par un corps noir (Loi de Planck). On travaille en termes de pulsation. Si u est l'énergie interne par unité de volume ( $u = \frac{ \partial U}{ \partial V}$ ), la densité spectrale est l'énergie des photons de pulsation comprise entre $ω$ et $ω + d ω$ :

$u_{\omega} = \frac{\partial u}{\partial \omega} = \frac{\hbar}{c^3\pi^2}\frac{\omega^3}{\exp \left(\frac{\hbar\omega}{k_B T} \right)-1}$

Note : si on veut travailler en longueur d'onde, on peut écrire que $u_{\lambda} = \frac{\partial u}{\partial \lambda} = \frac{\partial u}{\partial \omega} \frac{d \omega}{d \lambda}$ .
En effet, $\omega = \frac{2\pi c}{\lambda}$ donc $d\omega = -2\pi c\frac{d\lambda}{\lambda^2}$ et $u_{\lambda} = -\frac{8\pi hc}{\lambda^5}\frac{1}{e^{\frac{hc}{\lambda k_B T}}-1}$
Dans la suite de l'article, on ne travaillera que en pulsation, sachant que tous les calculs peuvent être effectués en utilisant $\lambda = 2\pi\frac{c}{\omega}$

On cherche maintenant à exprimer la puissance surfacique totale (pour toutes les pulsations) émise par un corps noir. On montre que si $\varphi_e$ est la puissance émise par une unité de surface d'un corps noir, on a $\frac{d\varphi_e}{d \omega} = \frac{c}{4}u_{\omega}$ . La puissance totale étant obtenue en sommant toutes ces puissances pour chaque pulsation, on cherche à calculer $\int_{0}^{\infty} \frac{\hbar}{4\pi^2c^2}\frac{\omega^3}{e^{\frac{\hbar\omega}{k_B T}}-1}\, d\omega$ En effectuant le changement de variable $x = \frac{\hbar\omega}{k_B T}$ , on obtient

$P_{Surfacique} = \frac{(k_B T)^4}{4\pi^2c^2\hbar^3} \int_{0}^{\infty} \frac{x^3}{e^x-1} \, dx = \sigma T^4$

avec $\sigma = \frac{k_B^4}{4\pi^2c^2\hbar^3}\frac{\pi^4}{15} = \frac{\pi^2 k_B^4}{60c^2\hbar^3} = 5,67 \cdot 10^{-8} SI$

Histoire

La loi de Stefan-Boltzmann a été découverte expérimentalement par Joseph Stefan (1835-1893) en 1879 à partir de données expérimentales de John Tyndall (1820-1893). Les fondations théoriques ont été posées dans le cadre de la thermodynamique par un étudiant en doctorat de Stefan, Ludwig Boltzmann (1844-1906), en 1884.

Cette loi est la seule loi physique qui porte le nom d’un physicien slovène.

Stefan publia cette loi le 20 mars dans l’article Über die Beziehung zwischen der Wärmestrahlung und der Temperatur (allemand pour De la relation entre radiation thermique et température) dans les Bulletins from the sessions de l’Académie des sciences de Vienne.

Température du Soleil

Grâce à cette loi, Stefan détermina également la température de la surface du Soleil. Il apprend, des données de Charles Soret (1854–1904), que le flux énergétique du Soleil est 29 fois plus grand que celui d'une lamelle de métal chauffée. Soret avait placé une lamelle circulaire devant son appareil de mesure, à une distance telle qu'elle apparaissait sous le même angle que le Soleil. Il avait estimé la température de la lamelle entre 1 900 °C et 2 000 °C.

Stefan suppose que le tiers du flux énergétique du Soleil est absorbé par l'atmosphère terrestre^[2], ainsi il corrige ce rapport du facteur 3/2 : 29 × 3/2 = 43,5. Stefan retient la valeur moyenne des mesures de température de 1 950 °C, ce qui correspond à une température absolue de 2223 K.

L'application de sa loi conduit à une température du Soleil égale à 43,5^0,25 soit2,568 fois la température de la lamelle ; ainsi Stefan obtient une valeur de 5 435,9 °C (la valeur est actuellement de 5 506,9 °C). Ce fut la première estimation sérieuse de la température du Soleil : les valeurs précédemment avancées variaient entre 1 800 °C à 13 000 000 °C.

Rayon des étoiles

Avec la loi de Stefan-Boltzmann, les astronomes peuvent aisément calculer les rayons des étoiles : en effet, la luminosité $L$ d'une étoile s'écrit:

L = 4πσ R 2 T 4

Où, L est la luminosité, $σ$ est la constante de Stefan-Boltzmann (ou constante de Stefan), R le rayon de l'étoile, et T sa température. La loi est également respectée dans la thermodynamique des trous noirs pour la radiation de Hawking.

Notes

↑ Appellation recommandée par la Commission internationale de l'éclairage (anciennement émittance énergétique).
↑ La mesure précise de l'absorption atmosphérique ne fut pas réalisée avant 1888 et 1904.

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Catégories : Thermique | Loi en physique

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