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03/02/2022

Ens. Scient.

La loi de Wien

Matières

Ens. Scient.

Comprendre et Utiliser la Loi de Wien

Name: Knowunity
Brand: Knowunity

La Loi de Wien constitue un pilier fondamental en physique pour comprendre la relation entre la température d'un corps et son rayonnement électromagnétique. Cette loi, découverte par Wilhelm Wien en 1893, établit que la longueur d'onde correspondant au maximum d'émission d'un corps noir est inversement proportionnelle à sa température absolue. En termes simples, plus un objet est chaud, plus la longueur d'onde de son émission maximale est courte. Cette relation s'avère cruciale pour déterminer la température des étoiles, comprendre les principes de l'imagerie thermique et expliquer pourquoi les objets changent de couleur lorsqu'ils sont chauffés.

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03/02/2022

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Loi de Wien

La Loi de Wien établit une relation inverse entre la température d'une source de rayonnement et sa longueur d'onde d'émission maximale. En termes simples, plus un corps est chaud, plus sa longueur d'onde maximale d'émission est courte.

Formule mathématique de la Loi de Wien :

λₘₐₓ = 2,898 × 10⁻³ / T

Où :

λₘₐₓ est la longueur d'onde d'émission maximale en mètres (m)
T est la température absolue de surface en Kelvin (K)

Comment calculer la température :

Repérer le point de la courbe où l'intensité lumineuse émise est maximale
Déterminer λₘₐₓ de ce point
Appliquer la formule : T = 2,898 × 10⁻³ / λₘₐₓ

Exemple de calcul :

Si λₘₐₓ = 800 × 10⁻⁹ m (800 nm)
T = 2,898 × 10⁻³ / (800 × 10⁻⁹)
T = 3,622 × 10³ K

Conversion Kelvin en degrés Celsius :

T(°C) = T(K) - 273,15
Donc 3,622 × 10³ K ≈ 3,35 × 10³ °C (3350°C)

Concept Clé : La Loi de Wien permet de déterminer la température d'un corps à partir de sa longueur d'onde d'émission maximale. C'est grâce à cette loi que les astronomes peuvent calculer la température des étoiles en analysant leur spectre lumineux.

Remarque Importante : En Enseignement scientifique, retenez que 0 Kelvin correspond à -273,15°C (le zéro absolu). D'autres conversions courantes : 6000 Kelvin en degré (température de surface du Soleil) = 5726,85°C, 3000 Kelvin en degré = 2726,85°C.

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Louis B., utilisateur iOS

J'aime tellement cette application [...] Je recommande Knowunity à tout le monde ! !! Je suis passé de 11 à 16 grâce à elle :D

Stefan S., utilisateur iOS

L'application est très simple à utiliser et bien faite. Jusqu'à présent, j'ai trouvé tout ce que je cherchais :D

Lola, utilisatrice iOS

J'adore cette application ❤️ Je l'utilise presque tout le temps pour réviser.

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Loi de Wien

Formule mathématique de la Loi de Wien :

λₘₐₓ = 2,898 × 10⁻³ / T

Où :

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T est la température absolue de surface en Kelvin (K)

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Déterminer λₘₐₓ de ce point
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Exemple de calcul :

Si λₘₐₓ = 800 × 10⁻⁹ m (800 nm)
T = 2,898 × 10⁻³ / (800 × 10⁻⁹)
T = 3,622 × 10³ K

Conversion Kelvin en degrés Celsius :

T(°C) = T(K) - 273,15
Donc 3,622 × 10³ K ≈ 3,35 × 10³ °C (3350°C)

Concept Clé : La Loi de Wien permet de déterminer la température d'un corps à partir de sa longueur d'onde d'émission maximale. C'est grâce à cette loi que les astronomes peuvent calculer la température des étoiles en analysant leur spectre lumineux.

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Relation entre la température et le rayonnement d'un corps noir

La température de surface d'un corps noir détermine directement les caractéristiques du rayonnement qu'il émet. Cette relation fondamentale est décrite par la Loi de Wien et complétée par la Loi de Stefan-Boltzmann.

Points essentiels à retenir :

Un corps noir est un objet théorique qui absorbe toute radiation électromagnétique qu'il reçoit
Le spectre d'émission d'un corps noir dépend uniquement de sa température
Plus la température augmente, plus la longueur d'onde maximale d'émission se déplace vers les courtes longueurs d'onde (vers le bleu)

Applications pratiques :

Détermination de la température des étoiles
Conception des lampes à incandescence
Développement des caméras thermiques

Exemple Concret : Le Soleil, avec une température de surface d'environ 5778 K (≈ 5500°C), a une longueur d'onde maximale d'émission d'environ 500 nm, ce qui correspond à la lumière verte-jaune. C'est pourquoi la lumière solaire nous apparaît blanche-jaunâtre.

Complément : La Loi de Wien est souvent utilisée avec la Loi de Stefan-Boltzmann qui établit que la puissance totale rayonnée par unité de surface d'un corps noir est proportionnelle à la puissance quatrième de sa température absolue (P ∝ T⁴). Ces deux lois sont essentielles pour comprendre le rayonnement thermique en Enseignement scientifique.

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