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'''Dans les limites du spectre visible''' l'émission thermique de la plupart des corps réels est telle que sa composition spectrale peut être assimilée, pour une température T, à celle d'un corps noir qui serait porté à une température T<sub>c</sub>. Cette température T<sub>c</sub> est appelée '''température de couleur''' du rayonnement du corps réel ; elle est le plus souvent inférieure à T, avec de très notables exceptions.
La composition spectrale de la lumière émise par un corps réel porté à une température suffisamment élevée T est souvent comparable, '''dans les limites du spectre visible''', à celle d'un corps noir qui serait porté à une certaine température T<sub>c</sub>. Cette température T<sub>c</sub> est appelée '''température de couleur''' du rayonnement du corps réel ; elle est le plus souvent inférieure à T, avec toutefois de très remarquables exceptions.


La température de couleur d'un corps lumineux est donc la température à laquelle un corps noir émettrait un rayonnement de même composition. Pour les photographes, cette notion est importante car elle conditionne très largement l'équilibre chromatique des images obtenues, quel que soit le procédé, argentique ou numérique.
La température de couleur d'une lumière est donc la température à laquelle un corps noir émettrait un rayonnement '''visible''' de même composition que celui que l'on veut qualifier. Pour les photographes et plus encore pour les cinéastes, cette notion est importante car elle conditionne très largement l'équilibre chromatique des images obtenues, donc l'ambiance lumineuse des scènes représentées, et ceci quel que soit le procédé, argentique ou numérique.


Il est assez facile de définir et de mesurer la température de couleur du rayonnement solaire et celle des lampes à incandescence, mais ce n'est pas vrai pour d'autres sources telles que les lampes à vapeur de sodium ou la plupart des tubes fluorescents.
Il est assez facile de définir et de mesurer la température de couleur du rayonnement solaire et celle des lampes à incandescence, mais ce n'est pas vrai pour d'autres sources telles que les lampes à vapeur de sodium et la plupart des tubes fluorescents.


[[Image:Spectre d'une lampe halogène.jpg|center|Spectre d'une lampe aux halogènes]]
[[Image:Spectre d'une lampe halogène.jpg|thumb|250px|center|Spectre d'une lampe aux halogènes]]




La lumière du jour est complexe car par beau temps, les objets qui nous entourent sont éclairés à la fois par la lumière directe du soleil (modifiée après qu'elle a traversé l'atmosphère terrestre) et par le ciel bleu. Elle varie donc énormément en fonction des circonstances et on ne peut guère l'évaluer avec une relative précision que si le temps est beau.
La lumière du jour est complexe car les objets qui nous entourent peuvent être éclairés à la fois par le rayonnement solaire direct (modifié après qu'il a traversé l'atmosphère) et par le ciel bleu. Elle varie donc énormément selon les circonstances et on ne peut guère l'évaluer avec une relative précision que si le temps est beau.


[[Image:Température de couleur du rayonnement solaire.png|thumb|400px|center|Évaluation rapide de la température de couleur du rayonnement solaire en France, en fonction de la date et de l'heure, par beau temps.]]
[[Image:Température de couleur du rayonnement solaire.png|thumb|400px|center|Évaluation rapide de la température de couleur du rayonnement solaire en France, en fonction de la date et de l'heure, par beau temps.]]




La lumière émise par le ciel bleu a une température de couleur très élevée, pouvant atteindre facilement 10 000 K ou davantage, et cette valeur est évidemment de beaucoup supérieure à sa véritable température et même à la température de la surface du soleil. C'est pourquoi les ombres paraissent souvent bleues, de même que les paysages de montagne enneigés, et dans de nombreux cas une correction est nécessaire pour obtenir un rendu plus naturel. Cette correction s'effectue à la prise de vue par des '''filtres compensateurs''', dont l'usage est quasi obligatoire pour les prises de vue cinématographiques sur film. Pour les prises de vues directes en numériques, on peut jouer sur la '''balance des blancs''', si toutefois elle est accessible à partir des menus de réglage de l'appareil utilisé. Contrairement aux capteurs et surtout aux films, l'œil est en effet capable de s'adapter aux dominantes colorées et dans une certaine mesure de les corriger.
La lumière émise par le ciel bleu a une température de couleur très élevée, qui peut facilement atteindre 10.000 K ou davantage, et cette valeur est bien sûr très largement supérieure à sa véritable température et même à la température de la surface du soleil. À 10.000 K, selon la loi de Wien, la plus grande partie de l'énergie émise par un corps noir l'est dans le proche ultraviolet, avec un maximum vers 0,29 µm, ce qui n'est évidemment pas le cas pour le ciel. Il reste que pour la partie visible, à l'inverse des lampes à incandescence, ce rayonnement est riche en bleu-violet et pauvre en rouge ; c'est pourquoi, sur les photographies prises par par beau temps, les ombres paraissent souvent bleues, de même que les paysages de montagne enneigés, et dans de nombreux cas une correction est nécessaire pour obtenir un rendu plus naturel. Pour une prise de vue sur film on se sert de '''filtres correcteurs''', de façon quasi obligatoire pour les tournages cinématographiques. Pour les prises de vues numériques directes, on peut jouer sur la '''balance des blancs''', si toutefois elle est accessible à partir des menus de réglage de l'appareil utilisé. Contrairement aux capteurs et surtout aux films, l'œil est en effet capable de s'adapter aux dominantes colorées et dans une certaine mesure de les corriger.





Version du 18 octobre 2006 à 12:44

Modèle:Photo 04s

Tous les corps formés de matière condensée (solides, liquides, gaz très fortement comprimés) émettent un rayonnement lumineux formant un spectre continu toujours largement étalé dans l'infrarouge et comprenant d'autant plus de radiations de courte longueur d'onde que la température est plus élevée.


Règle de Kirchoff

Lorsque le rayonnement est d'origine purement thermique, un corps ne peut émettre, à une température donnée, que les radiations qu'il est en mesure d'absorber.

Pour l'étude thermodynamique des corps réels, Kirchhoff a inventé le concept de corps noir, un corps idéal capable d'absorber les radiations de toutes les longueurs d'onde et par conséquent de les émettre toutes s'il est suffisamment chauffé.

Le corps noir est donc aussi un radiateur intégral. Le comportement de ce corps théorique est souvent assez différent ou très différent de celui des corps réels mais une enceinte percée d'un très petit trou en fournit un très bon modèle, car la lumière qui y pénêtre n'a pratiquement aucune chance d'en ressortir, elle est absorbée par les parois, éventuellement après de multiples réflexions.


Aucune hypothèse n'est faite ici sur la composition chimique du corps noir.


Formule de Planck

La puissance émise par unité de surface du corps noir, ou exitance énergétique, est une fonction de la longueur d'onde et de la température absolue. Elle est exprimée par la formule :

Les deux constantes valent :

et


Loi de Wien

L'exitance du corps noir passe par un maximum pour une longueur d'onde telle que :


Le corps humain ayant une température de surface de l'ordre de 300 K émet dans l'infrarouge avec une exitance maximale pour une longueur d'onde d'environ 10 μm, très éloignée du domaine de sensibilité des émulsions photographiques mais pas de certains capteurs utilisés en thermographie.


Loi de Stefan

L'exitance totale du corps noir en en W/m2 est donnée par la formule :


est la constante universelle de Stefan.


L'énergie totale émise par un corps noir augmente donc très vite avec la température absolue et, simultanément, le spectre d'émission se déplace du côté des courtes longueurs d'onde et la conclusion principale est que le rayonnement émis par le corps noir n'est fonction, le long de tout le spectre, que de la seule température.

Exitance spectrale du corps noir à différentes températures absolues. Les valeurs ont été ramenées à l'unité pour une longueur d'onde de 1 μm.


Émission des corps réels, température de couleur

Pour les corps réels, l'absorption de la lumière est caractérisée par un coefficient α(λ,T) compris entre 0 et 1 et qui doit être défini pour chaque valeur de la longueur d'onde et de la température absolue. Ce coefficient est appelé aussi pouvoir émissif monochromatique du corps considéré, à une température donnée.

Pour une même valeur de la longueur d'onde et à la même température, l'émission d'un corps réel est au plus égale à celle d'un corps noir de même aire émissive.


La composition spectrale de la lumière émise par un corps réel porté à une température suffisamment élevée T est souvent comparable, dans les limites du spectre visible, à celle d'un corps noir qui serait porté à une certaine température Tc. Cette température Tc est appelée température de couleur du rayonnement du corps réel ; elle est le plus souvent inférieure à T, avec toutefois de très remarquables exceptions.

La température de couleur d'une lumière est donc la température à laquelle un corps noir émettrait un rayonnement visible de même composition que celui que l'on veut qualifier. Pour les photographes et plus encore pour les cinéastes, cette notion est importante car elle conditionne très largement l'équilibre chromatique des images obtenues, donc l'ambiance lumineuse des scènes représentées, et ceci quel que soit le procédé, argentique ou numérique.

Il est assez facile de définir et de mesurer la température de couleur du rayonnement solaire et celle des lampes à incandescence, mais ce n'est pas vrai pour d'autres sources telles que les lampes à vapeur de sodium et la plupart des tubes fluorescents.

Spectre d'une lampe aux halogènes


La lumière du jour est complexe car les objets qui nous entourent peuvent être éclairés à la fois par le rayonnement solaire direct (modifié après qu'il a traversé l'atmosphère) et par le ciel bleu. Elle varie donc énormément selon les circonstances et on ne peut guère l'évaluer avec une relative précision que si le temps est beau.

Évaluation rapide de la température de couleur du rayonnement solaire en France, en fonction de la date et de l'heure, par beau temps.


La lumière émise par le ciel bleu a une température de couleur très élevée, qui peut facilement atteindre 10.000 K ou davantage, et cette valeur est bien sûr très largement supérieure à sa véritable température et même à la température de la surface du soleil. À 10.000 K, selon la loi de Wien, la plus grande partie de l'énergie émise par un corps noir l'est dans le proche ultraviolet, avec un maximum vers 0,29 µm, ce qui n'est évidemment pas le cas pour le ciel. Il reste que pour la partie visible, à l'inverse des lampes à incandescence, ce rayonnement est riche en bleu-violet et pauvre en rouge ; c'est pourquoi, sur les photographies prises par par beau temps, les ombres paraissent souvent bleues, de même que les paysages de montagne enneigés, et dans de nombreux cas une correction est nécessaire pour obtenir un rendu plus naturel. Pour une prise de vue sur film on se sert de filtres correcteurs, de façon quasi obligatoire pour les tournages cinématographiques. Pour les prises de vues numériques directes, on peut jouer sur la balance des blancs, si toutefois elle est accessible à partir des menus de réglage de l'appareil utilisé. Contrairement aux capteurs et surtout aux films, l'œil est en effet capable de s'adapter aux dominantes colorées et dans une certaine mesure de les corriger.


La température de couleur peut être mesurée à l'aide d'un thermocolorimètre, instrument qui permet d'évaluer le rapport des intensités lumineuses du bleu et du rouge, tout au moins en ce qui concerne ses réalisations les plus simples et les plus courantes.

Thermocolorimètre Sixticolor Gossen
côté cellule
côté mesure

Couleurs chaudes, couleurs froides

Il convient de remarquer ici que les couleurs considérées comme « froides » par les peintres ou les décorateurs (violets, bleus, verts) sont au contraire des couleurs chaudes pour les thermodynamiciens et vice-versa pour les couleurs dites « chaudes » (jaunes, orangés, rouges).


C'est ainsi par exemple que le rouge n'a qu'une très faible importance relative dans le spectre lumineux des étoiles chaudes :


tandis que le bleu est pratiquement absent du spectre des étoiles froides :

Modèle:Photo 04