Un corps noir est un objet physique idéal. Par principe, l’intégralité du rayonnement électromagnétique en provenance de cet objet est d’origine thermique. Ainsi le spectre du rayonnement émis ne dépend que de la température de l’objet.

Loi de Stefan-Boltzmann

La puissance totale rayonnée par le corps noir évaluée sur un demi-espace et par unité de surface émettrice est proportionnelle à la puissance quatrième de sa température absolue : 

P(émise)= \sigma T_{eq}^4 où σ est la constante de Stefan-Boltzman, valant \sigma = 5.67 * 10^{-8} W/m^2K^4

Application au calcul de la température d’équilibre radiatif

En supposant que le corps noir soit en équilibre radiatif, on a la relation P(absorbée) = P(émise).
Ainsi :

P(absorbée)= \sigma T_{eq}^4

Exercice

La Terre émet un rayonnement thermique infrarouge de puissance égale à 390 W/m². Calculez la température de surface correspondante.
Vous exprimerez votre résultat en Kelvin puis en degrés Celsius.