Le rayonnement thermique et la loi de Stefan-Boltzmann

Tout corps, quelle que soit sa température, émet un rayonnement thermique : des ondes électromagnétiques dues à l'agitation de ses charges. À température ordinaire, ce rayonnement est surtout infrarouge (invisible) ; c'est lui que détecte une caméra thermique. Plus un corps est chaud, plus il rayonne — et vers des longueurs d'onde plus courtes : un métal chauffé passe du rouge sombre au blanc.

La puissance rayonnée par une surface suit la loi de Stefan-Boltzmann :

   P = σ · A · T⁴        (T en kelvins, σ = 5,67 x 10^-8 W/m²·K⁴)

Le point crucial est la puissance quatrième : la température intervient à la puissance 4. Une petite variation de T change énormément le rayonnement.

   si T double (x2)   ->  P est multipliee par 2⁴ = 16
   si T triple (x3)   ->  P est multipliee par 3⁴ = 81

Cette dépendance explosive explique pourquoi les objets très chauds (étoiles, filament d'ampoule) rayonnent des puissances colossales, et pourquoi la température d'équilibre d'une planète dépend si finement de son ensoleillement. Attention : T est en kelvins, jamais en degrés Celsius — la loi n'a de sens que sur l'échelle absolue.

Tout corps émet, mais tout corps absorbe aussi le rayonnement qu'il reçoit. Un objet est à l'équilibre thermique quand il rayonne autant qu'il absorbe. C'est ce bilan entre rayonnement reçu (du Soleil) et rayonnement émis (vers l'espace) qui fixe la température moyenne de la Terre — et que l'effet de serre vient déséquilibrer en piégeant une partie du rayonnement infrarouge émis par le sol.