Loi de Stefan-Boltzmann

du solide en M et Tf la temp´rature du fluide au voisinage de M . e e L’exp´rience montre que la quantit´ de chaleur re¸ue par le solide en M , par unit´ de surface et par e e c e unit´ de temps, est ´gale ` : e e a ϕc = h (Tf − T ) (loi de Newton) (8.1) o` h est le coefficient d’´change par convection. u e h s’exprime en W/(m2 .K). 8.1.6 ´ Echange de chaleur par radiation en milieu infini sur une surface Sϕ La quantit´ de chaleur re¸ue par le solide, consid´r´ comme

............................................................................... 64 4.2 LOIS DU RAYONNEMENT ................................................................................................................................... 67 4.2.1 Loi de Lambert ..................................................................................................................................... 67 4.2.2 Lois physiques ...............................................................................

.................................................................................. 64 4.2 LOIS DU RAYONNEMENT ............................................................................................................................ 67 4.2.1 Loi de Lambert .............................................................................................................................. 67 4.2.2 Lois physiques ....................................................................................

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........................................................................... 64 4.2 LOIS DU RAYONNEMENT ................................................................................................................................... 67 4.2.1 Loi de Lambert ..................................................................................................................................... 67 4.2.2 Lois physiques .............................................................................

utiliser un arbre stochastique Variables aléatoires définir la notion de variable aléatoire, la moyenne (espérance mathématique), la variance et l’écart type, en particulier dans le cas d’une loi binomiale ou normale appliquer la loi binomiale utiliser la loi normale comme approximation de la loi binomiale et la loi normale. 32 Directives pour l’examen suisse de maturité, mise en vigueur le 1er janvier 2012 4 Domaine des sciences expérimentales Domaine des sciences expérimentales : Disciplines fondamentales

...................................................................................... 64 4.2 LOIS DU RAYONNEMENT ............................................................................................................................ 67 4.2.1 Loi de Lambert .............................................................................................................................. 67 4.2.2 Lois physiques ......................................................................................

...................................................................................... 64 4.2 LOIS DU RAYONNEMENT ............................................................................................................................ 67 4.2.1 Loi de Lambert .............................................................................................................................. 67 4.2.2 Lois physiques ......................................................................................

7 4.8 5.1 Démonstration de la loi de Bragg. (Figure tirée du Hecht, page 1096.) . . . . . . . Schéma du montage expérimental de l’expérience de Davisson et Germer. (Figure tirée du Eisberg et Resnick, page 65.) . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . Résultats expérimentaux de l’expérience de Davisson et Germer. (Figure tirée du Eisberg et Resnick, page 65.) . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . Démonstration de la loi de Bragg qui tient compte de la réfraction

Si 𝝀𝒎 est la longueur d’onde correspondant au maximum de densité d’énergie à la température T ; on obtient : 𝝀𝒎 𝑻 = 𝒄𝑡𝑒. Cette relation est connue sous le nom de : loi de Wien. En conclusion : On a pu expliquer les lois principales du rayonnement du corps noir en supposant que l’échange d’énergie entre la matière et le rayonnement s’opère, non plus continûment comme dans la théorie classique, mais sous forme