Le rayonnement thermique suit les lois de PLANK et STEFAN-BOLTMANN:
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L ’énergie rayonnée R, d ’une surface de 1 M2 est fonction de la puissance quatrième de sa température absolue T et de son pouvoir émissif e. |
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R = e. 5,67. 10 puissance -8 .T puissance 4 | |||||||
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- Dans notre cas, avec l ’effet de serre, (voir capteur solaire) nous diminuons considérablement
l ’énergie émis, De plus T en degré KELVIN (dans l ’espace il y a environ 3°K), Il serait nécessaire de connaître la pression de l ’hélium pour en déterminer sa température ( Voir Hélium). |
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- Le 0°C, n ’étant pas une référence, il sera possible de récupérer de l ’énergie solaire, même au pôle Nord. | |||||||
Remarques: 1 calorie (cal) = 4,18 joules (J) , 1Wh = 3600 J . |
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