18
Physique quantique : Fondements
et donc u(ω, T ), en parfait accord avec l’expérience si l’on fixe convenablement
la valeur de , et avec le résultat (1.17) de la thermodynamique. On remarque
que l’approximation classique (1.18) est valable si k B T ≫ ω, c’est-à-dire
pour les basses fréquences.
L’exemple le plus connu de rayonnement du corps noir est le rayonnement
fossile qui remplit l’Univers
25
, ou rayonnement à 3 K. La distribution de
fréquence de ce rayonnement suit remarquablement la loi de Planck (1.22) avec
une température de 2.73 K ≃ 3 K (figure 1.5), mais ce rayonnement n’est plus
à l’équilibre thermodynamique. Il s’est découplé des atomes environ 380 000
ans après le big-bang, c’est-à-dire la naissance de l’Univers. Au moment de ce
découplage, le température était de 10
4
K environ. L’expansion de l’Univers
a aujourd’hui réduit cette valeur à 3 K.
10
−20
FIRAS (COBE)
DMR (COBE)
UBC
LBL Italie
Princeton
Cyanogène
10
1.0
0.1
1
10
100
corps noir à 2.73 K
fréquence (Hz)
longueur d’onde (cm)
10
−18
Fig. 1.5 – Le rayonnement du corps noir à 3 K. L’axe vertical donne l’intensité du
rayonnement en W.m
−2 .sr
−1 .Hz
−1 . On observera l’accord remarquable avec la loi
de Planck pour T =2.73 K. D’après J. Rich [2002].
1.3.2 L’effet photoélectrique
Le nombre entier n dans (1.19) possède une interprétation physique particulièrement importante : la raison pour laquelle l’énergie d’une onde stationn a i r ed ef r é q u e n c eω est un multiple entier nω de ω est que l’on y trouve
25. On trouvera un exposé remarquable du big bang dans Weinberg [1978].
Physique quantique : Fondements
et donc u(ω, T ), en parfait accord avec l’expérience si l’on fixe convenablement
la valeur de , et avec le résultat (1.17) de la thermodynamique. On remarque
que l’approximation classique (1.18) est valable si k B T ≫ ω, c’est-à-dire
pour les basses fréquences.
L’exemple le plus connu de rayonnement du corps noir est le rayonnement
fossile qui remplit l’Univers
25
, ou rayonnement à 3 K. La distribution de
fréquence de ce rayonnement suit remarquablement la loi de Planck (1.22) avec
une température de 2.73 K ≃ 3 K (figure 1.5), mais ce rayonnement n’est plus
à l’équilibre thermodynamique. Il s’est découplé des atomes environ 380 000
ans après le big-bang, c’est-à-dire la naissance de l’Univers. Au moment de ce
découplage, le température était de 10
4
K environ. L’expansion de l’Univers
a aujourd’hui réduit cette valeur à 3 K.
10
−20
FIRAS (COBE)
DMR (COBE)
UBC
LBL Italie
Princeton
Cyanogène
10
1.0
0.1
1
10
100
corps noir à 2.73 K
fréquence (Hz)
longueur d’onde (cm)
10
−18
Fig. 1.5 – Le rayonnement du corps noir à 3 K. L’axe vertical donne l’intensité du
rayonnement en W.m
−2 .sr
−1 .Hz
−1 . On observera l’accord remarquable avec la loi
de Planck pour T =2.73 K. D’après J. Rich [2002].
1.3.2 L’effet photoélectrique
Le nombre entier n dans (1.19) possède une interprétation physique particulièrement importante : la raison pour laquelle l’énergie d’une onde stationn a i r ed ef r é q u e n c eω est un multiple entier nω de ω est que l’on y trouve
25. On trouvera un exposé remarquable du big bang dans Weinberg [1978].