{"id":43126,"date":"2019-10-08T05:54:10","date_gmt":"2019-10-08T04:54:10","guid":{"rendered":"https:\/\/www.thermal-engineering.org\/quest-ce-que-le-transfert-de-chaleur-par-rayonnement-definition\/"},"modified":"2020-02-06T08:50:22","modified_gmt":"2020-02-06T07:50:22","slug":"quest-ce-que-le-transfert-de-chaleur-par-rayonnement-definition","status":"publish","type":"post","link":"https:\/\/www.thermal-engineering.org\/fr\/quest-ce-que-le-transfert-de-chaleur-par-rayonnement-definition\/","title":{"rendered":"Qu’est-ce que le transfert de chaleur par rayonnement – D\u00e9finition"},"content":{"rendered":"
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Le transfert de chaleur par rayonnement est provoqu\u00e9 par un rayonnement \u00e9lectromagn\u00e9tique, appel\u00e9 rayonnement thermique, qui r\u00e9sulte de la temp\u00e9rature d’un corps.\u00a0Transfert de chaleur par rayonnement<\/div>\n<\/div>\n
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Transfert de chaleur par rayonnement<\/h2>\n
\"Le<\/a>
Le Soleil g\u00e9n\u00e8re son \u00e9nergie par fusion nucl\u00e9aire de noyaux d’hydrog\u00e8ne en h\u00e9lium.\u00a0Dans son noyau, le Soleil fusionne 620 millions de tonnes d’hydrog\u00e8ne toutes les secondes.
\nSource: hyperphysics.phy-astr.gsu.edu<\/figcaption><\/figure>\n

Dans les chapitres pr\u00e9c\u00e9dents, nous avons discut\u00e9 de la\u00a0convection<\/a>\u00a0et de la\u00a0conduction<\/a>\u00a0, qui n\u00e9cessitent la pr\u00e9sence de la mati\u00e8re en tant que moyen de transporter la chaleur de la r\u00e9gion la plus chaude vers la r\u00e9gion la plus froide.\u00a0Mais un troisi\u00e8me type de transfert de chaleur,\u00a0le transfert de chaleur par rayonnement<\/strong>\u00a0, se produit sans aucun moyen.\u00a0En g\u00e9n\u00e9ral, le\u00a0transfert<\/strong>\u00a0de\u00a0chaleur par rayonnement<\/strong>\u00a0d’une surface \u00e0 une autre est le rayonnement quittant la premi\u00e8re surface pour l’autre, moins celui qui provient de la deuxi\u00e8me surface.\u00a0Le transfert de chaleur<\/strong>\u00a0par\u00a0rayonnement<\/strong>\u00a0est provoqu\u00e9 par\u00a0un rayonnement \u00e9lectromagn\u00e9tique<\/strong>\u00a0, appel\u00e9\u00a0rayonnement thermique<\/strong>\u00a0, qui r\u00e9sulte de la\u00a0temp\u00e9rature<\/a>\u00a0d’un corps.\u00a0Tout mat\u00e9riau dont la temp\u00e9rature est sup\u00e9rieure \u00e0Le z\u00e9ro absolu<\/a>\u00a0d\u00e9gage de\u00a0l’\u00e9nergie radiante<\/strong><\/a>\u00a0.\u00a0La plupart de l\u2019\u00a0\u00e9nergie<\/a>\u00a0de ce type se trouve dans la r\u00e9gion\u00a0infrarouge<\/strong>\u00a0du spectre \u00e9lectromagn\u00e9tique, bien qu\u2019une partie se trouve dans la r\u00e9gion visible.\u00a0L’un des exemples les plus importants de transfert de chaleur par rayonnement est l’absorption du rayonnement solaire par la Terre, suivie du rayonnement thermique sortant.\u00a0Ces processus d\u00e9terminent la temp\u00e9rature et le climat de la Terre.<\/p>\n<\/div>\n<\/div>\n

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Radiation thermique<\/h2>\n

\"Radiation<\/a>Le rayonnement thermique<\/strong>\u00a0est un rayonnement \u00e9lectromagn\u00e9tique dans la r\u00e9gion infrarouge du spectre \u00e9lectromagn\u00e9tique, m\u00eame si une partie se trouve dans la r\u00e9gion visible.\u00a0Le terme\u00a0rayonnement thermique<\/strong>\u00a0est fr\u00e9quemment utilis\u00e9 pour distinguer cette forme de rayonnement \u00e9lectromagn\u00e9tique d\u2019autres formes, telles que les ondes radio, les rayons X ou\u00a0les rayons gamma<\/a>\u00a0.\u00a0Elle est g\u00e9n\u00e9r\u00e9e par le mouvement thermique de particules charg\u00e9es dans la mati\u00e8re. Par cons\u00e9quent, tout mat\u00e9riau dont la temp\u00e9rature est sup\u00e9rieure au z\u00e9ro absolu d\u00e9gage une certaine\u00a0\u00e9nergie radiante<\/a>\u00a0.\u00a0Le rayonnement thermique<\/strong>\u00a0ne n\u00e9cessite aucun moyen de transfert d’\u00e9nergie.\u00a0En fait, le transfert d’\u00e9nergie par rayonnement est le plus rapide (\u00e0 la vitesse de la lumi\u00e8re) et il ne subit aucune att\u00e9nuation dans le vide.<\/p>\n

Contrairement au transfert de chaleur par\u00a0conduction<\/a>\u00a0ou\u00a0convection<\/a>\u00a0, qui a lieu dans le sens d’une diminution de la temp\u00e9rature, le transfert de chaleur par rayonnement thermique peut se produire entre deux corps s\u00e9par\u00e9s par un milieu plus froid que les deux corps.\u00a0Par exemple, le rayonnement solaire atteint la surface de la Terre apr\u00e8s avoir travers\u00e9 des couches froides de l\u2019atmosph\u00e8re \u00e0 haute altitude.<\/p>\n<\/div>\n<\/div>\n

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Loi Stefan \u2013 Boltzmann<\/span><\/h2>\n

Le<\/span><\/strong>\u00a0taux de\u00a0transfert de chaleur par rayonnement<\/strong>\u00a0, q [W \/ m\u00a0<\/span>2<\/span><\/sup>\u00a0], d’un corps (par exemple un corps noir) vers son environnement est proportionnel \u00e0 la\u00a0<\/span>quatri\u00e8me puissance<\/span><\/strong>\u00a0de la\u00a0<\/span>temp\u00e9rature absolue<\/span><\/a>\u00a0et peut \u00eatre exprim\u00e9 par l’\u00e9quation suivante:<\/span><\/p>\n

q = \u03b5\u03c3T\u00a0<\/span><\/em>4<\/span><\/sup><\/em><\/strong><\/p>\n

o\u00f9\u00a0<\/span>\u03c3<\/span><\/strong>\u00a0est une constante physique fondamentale appel\u00e9e constante de\u00a0<\/span>Stefan \u2013 Boltzmann<\/span><\/strong>\u00a0, qui est \u00e9gale \u00e0\u00a0<\/span>5,6697 \u00d7 10\u00a0<\/span><\/strong>-8<\/span><\/sup><\/strong>\u00a0W \/ m\u00a0<\/span><\/strong>2<\/span><\/sup><\/strong>\u00a0K\u00a0<\/span><\/strong>4<\/span><\/sup><\/strong>\u00a0.\u00a0La\u00a0<\/span>constante Stefan \u2013 Boltzmann est nomm\u00e9e d’<\/span><\/strong>\u00a0apr\u00e8s Josef Stefan (qui a d\u00e9couvert la\u00a0<\/span>loi Stefan-Boltzman<\/span><\/a>\u00a0exp\u00e9rimentalement en 1879) et Ludwig Boltzmann (qui l’a d\u00e9riv\u00e9e th\u00e9oriquement peu de temps apr\u00e8s).\u00a0Comme on peut le voir, le transfert de chaleur par rayonnement est important\u00a0<\/span>\u00e0 des temp\u00e9ratures tr\u00e8s \u00e9lev\u00e9es<\/span><\/strong>\u00a0et\u00a0<\/span>dans le vide<\/span><\/strong> .<\/span><\/p>\n<\/div>\n<\/div>\n

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Comme il a \u00e9t\u00e9 \u00e9crit, la\u00a0<\/span>loi de Stefan \u2013 Boltzmann\u00a0\u00a0<\/span>donne l’intensit\u00e9 rayonnante d’un seul objet<\/span><\/strong>\u00a0.\u00a0Mais en utilisant la\u00a0<\/span>loi de Stefan \u2013 Boltzmann<\/span><\/strong>\u00a0, nous pouvons \u00e9galement d\u00e9terminer le transfert de chaleur par rayonnement entre deux objets.\u00a0Deux corps qui rayonnent l’un vers l’autre ont un flux de chaleur net entre eux.\u00a0Le d\u00e9bit net de chaleur entre eux est donn\u00e9 par:<\/span>Q = \u03b5\u03c3A\u00a0<\/span><\/em><\/strong>1-2<\/span><\/sub><\/em><\/strong>\u00a0(T\u00a0<\/span><\/em><\/strong>4\u00a0<\/span><\/sup><\/em><\/strong>1<\/span><\/sub><\/em><\/strong>\u00a0-T\u00a0<\/span><\/em><\/strong>4\u00a0<\/span><\/sup><\/em><\/strong>2<\/span><\/sub><\/em><\/strong>\u00a0) [J \/ s]<\/span><\/em><\/strong><\/p>\n

q = \u03b5\u03c3 (T\u00a0<\/span><\/em><\/strong>4\u00a0<\/span><\/sup><\/em><\/strong>1<\/span><\/sub><\/em><\/strong>\u00a0-T\u00a0<\/span><\/em><\/strong>4\u00a0<\/span><\/sup><\/em><\/strong>2<\/span><\/sub><\/em><\/strong>\u00a0) [J \/ m\u00a0<\/span><\/em><\/strong>2<\/span><\/sup><\/em><\/strong>\u00a0s]<\/span><\/em><\/strong><\/p>\n

Le facteur de surface A\u00a0<\/span>1-2<\/span><\/sub>\u00a0est la surface vue par le corps 2 du corps 1 et peut devenir assez difficile \u00e0 calculer.<\/span><\/p>\n<\/div>\n<\/div>\n

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Rayonnement du corps noir<\/span><\/h2>\n

Il est connu que la quantit\u00e9 d’\u00e9nergie de rayonnement \u00e9mise par une surface \u00e0 une longueur d’onde donn\u00e9e d\u00e9pend du\u00a0<\/span>mat\u00e9riau<\/span><\/strong>\u00a0du corps et de l’\u00e9tat de sa\u00a0<\/span>surface<\/span><\/strong>\u00a0ainsi que de la\u00a0<\/span>temp\u00e9rature de<\/span><\/strong><\/a>\u00a0surface\u00a0.\u00a0Par cons\u00e9quent, divers mat\u00e9riaux \u00e9mettent diff\u00e9rentes quantit\u00e9s d’\u00e9nergie rayonnante m\u00eame lorsqu’ils sont \u00e0 la m\u00eame temp\u00e9rature.\u00a0Un\u00a0<\/span>corps<\/span><\/strong>\u00a0qui \u00e9met le\u00a0<\/span>maximum<\/span><\/strong>\u00a0de chaleur pour sa temp\u00e9rature absolue est appel\u00e9\u00a0<\/span>corps noir<\/span><\/strong><\/a>\u00a0.<\/span><\/p>\n

\"rayonnement<\/a>Un\u00a0<\/span>corps noir<\/span><\/strong>\u00a0est un corps physique id\u00e9alis\u00e9, qui poss\u00e8de des propri\u00e9t\u00e9s sp\u00e9cifiques.\u00a0Par d\u00e9finition, un corps noir en \u00e9quilibre thermique a une\u00a0<\/span>\u00e9missivit\u00e9<\/span><\/strong>\u00a0de\u00a0<\/span>\u03b5<\/span><\/em>\u00a0= 1.0<\/span><\/strong>\u00a0.\u00a0Les vrais objets ne d\u00e9gagent pas autant de chaleur qu’un corps noir parfait.\u00a0Ils d\u00e9gagent moins de chaleur qu’un corps noir et sont donc appel\u00e9s corps gris.<\/span><\/p>\n

La surface d’un corps noir \u00e9met un rayonnement thermique \u00e0 raison d’environ 448 watts par m\u00e8tre carr\u00e9 \u00e0 temp\u00e9rature ambiante (25 \u00b0 C, 298,15 K).\u00a0Les objets r\u00e9els avec des \u00e9missivit\u00e9s inf\u00e9rieures \u00e0 1,0 (par exemple, un fil de cuivre) \u00e9mettent un rayonnement \u00e0 des taux correspondants plus faibles (par exemple 448 x 0,03 = 13,4 W \/ m\u00a0<\/span>2<\/span><\/sup>\u00a0).\u00a0<\/span>L’\u00e9missivit\u00e9<\/span><\/strong>\u00a0joue un r\u00f4le important dans les probl\u00e8mes de transfert de chaleur.\u00a0Par exemple, les capteurs solaires thermiques incorporent des surfaces s\u00e9lectives qui ont de tr\u00e8s faibles \u00e9missivit\u00e9s.\u00a0Ces capteurs gaspillent tr\u00e8s peu d’\u00e9nergie solaire par l’\u00e9mission de rayonnement thermique.<\/span><\/p>\n

Puisque l’\u00a0<\/span>absorptivit\u00e9<\/span><\/strong>\u00a0et l’\u00a0<\/span>\u00e9missivit\u00e9<\/span><\/strong>\u00a0sont interconnect\u00e9es par la\u00a0<\/span>loi de Kirchhoff sur le rayonnement thermique<\/span><\/strong>\u00a0, un\u00a0<\/span>corps noir<\/span><\/strong>\u00a0est \u00e9galement un parfait absorbeur de rayonnement \u00e9lectromagn\u00e9tique.<\/span><\/p>\n

Loi de Kirchhoff sur le rayonnement thermique<\/span><\/strong><\/a>\u00a0:<\/span><\/em><\/p>\n

Pour un corps arbitraire \u00e9mettant et absorbant un rayonnement thermique en \u00e9quilibre thermodynamique, l’\u00e9missivit\u00e9 est \u00e9gale \u00e0 l’absorptivit\u00e9.<\/span><\/em><\/p>\n

\u00e9missivit\u00e9 \u03b5 = absorptivit\u00e9 \u03b1<\/span><\/strong><\/p>\n

Un\u00a0<\/span>corps noir<\/span><\/strong>\u00a0absorbe tous les rayonnements \u00e9lectromagn\u00e9tiques incidents, ind\u00e9pendamment de la fr\u00e9quence ou de l’angle d’incidence.\u00a0Sa\u00a0<\/span>capacit\u00e9 d’absorption<\/span><\/strong>\u00a0est donc \u00e9gale \u00e0 l’unit\u00e9, qui est \u00e9galement la valeur la plus \u00e9lev\u00e9e possible.\u00a0Autrement dit, un\u00a0<\/span>corps noir<\/span><\/strong>\u00a0est un\u00a0<\/span>absorbeur parfait<\/span><\/strong>\u00a0(et un\u00a0<\/span>\u00e9metteur parfait<\/span><\/strong>\u00a0).<\/span><\/p>\n

Notez que le rayonnement visible occupe une bande tr\u00e8s \u00e9troite du spectre de 0,4 \u00e0 0,76 nm, nous ne pouvons pas porter de jugement sur la noirceur d’une surface sur la base d’observations visuelles.\u00a0Par exemple, consid\u00e9rons le papier blanc qui r\u00e9fl\u00e9chit la lumi\u00e8re visible et appara\u00eet donc blanc.\u00a0En revanche, il est essentiellement noir pour le rayonnement infrarouge (\u00a0<\/span>absorptivit\u00e9 \u03b1 = 0,94<\/span><\/strong>\u00a0) car ils absorbent fortement le rayonnement \u00e0 grande longueur d’onde.<\/span><\/p>\n

Voir aussi:\u00a0<\/span>Catastrophe ultraviolette<\/span><\/a><\/p>\n<\/div>\n<\/div>\n

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Blackiss Emissive Power<\/span><\/h2>\n

La\u00a0<\/span>puissance \u00e9missive du corps noir<\/span><\/strong>\u00a0,\u00a0<\/span>E\u00a0<\/span>b<\/span><\/sub>\u00a0[W \/ m\u00a0<\/span>2<\/span><\/sup>\u00a0]<\/span><\/strong>\u00a0, d’un corps noir \u00e0 son environnement est proportionnelle \u00e0 la\u00a0<\/span>quatri\u00e8me puissance<\/span><\/strong>\u00a0de la temp\u00e9rature absolue et peut \u00eatre exprim\u00e9e par l’\u00e9quation suivante:<\/span><\/p>\n

E\u00a0<\/span>b<\/span><\/sub>\u00a0= \u03c3T\u00a0<\/span>4<\/span><\/sup><\/em><\/strong><\/p>\n

o\u00f9\u00a0<\/span>\u03c3<\/span><\/strong>\u00a0est une constante physique fondamentale appel\u00e9e constante de\u00a0<\/span>Stefan \u2013 Boltzmann<\/span><\/strong>\u00a0, qui est \u00e9gale \u00e0\u00a0<\/span>5,6697 \u00d7 10\u00a0<\/span><\/strong>-8<\/span><\/sup><\/strong>\u00a0W \/ m\u00a0<\/span><\/strong>2<\/span><\/sup><\/strong>\u00a0K\u00a0<\/span><\/strong>4<\/span><\/sup><\/strong>\u00a0et T est la temp\u00e9rature absolue de la surface en K.<\/span><\/p>\n

Le terme\u00a0<\/span>corps noir a<\/span><\/strong>\u00a0\u00e9t\u00e9 introduit par un physicien allemand Gustav Kirchhoff en 1860. Le\u00a0<\/span>rayonnement du corps noir<\/span><\/strong><\/a>\u00a0est \u00e9galement appel\u00e9\u00a0<\/span>rayonnement thermique, rayonnement de<\/span><\/strong>\u00a0cavit\u00e9, rayonnement complet ou rayonnement de temp\u00e9rature.\u00a0Les trois lois suivantes sont associ\u00e9es au rayonnement du corps noir:<\/span><\/p>\n