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La loi de Stefan-Boltzmann permet de calculer la
puissance surfacique émise par un astre en
fonction de sa température de surface. Cette loi,
accompagnée de la loi de Wien et de l'information
du rayon de l'astre, permet aux astrophysiciens de
calculer la puissance du rayonnement émis par les
étoiles.
La loi de Stefan-Boltzmann s'écrit sous la forme :
P surface
=o. T4 où T est la température de
surface en kelvin (K).
P est la puissance surfacique en W.m
o = 5,67 × 10-8 W.m-2.K-4.
-2
et
On peut trouver la puissance de rayonnement de
l'étoile en multipliant la puissance surfacique par la
surface de l'étoile.
On rappelle la loi de Wien, s'appliquant à un corps
noir de température de surface T et de longueur
d'onde d'émission maximale Amax :
k Wien = 2,898 × 10-³ m.K
1. En considérant le Soleil comme un corps noir,
calculez sa température de surface.
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