vignette|303px|Au fur et à mesure que la température diminue, le sommet de la courbe de rayonnement du corps noir se déplace à des intensités plus faibles et des longueurs d'onde plus grandes. A 5000 K, le diagramme de rayonnement du corps noir est comparé avec le modèle classique de Rayleigh et Jeans. vignette|303px|La couleur (chromaticité) du rayonnement du corps noir dépend de la température du corps noir. Le lieu géométrique de telles couleurs, représenté ici en espace x,y CIE XYZ, est connu sous le nom de lieu géométrique de Planck.
Le rayonnement du corps noir est un type de rayonnement thermique (rayonnement électromagnétique) émis par un corps noir (corps qui absorbe parfaitement la chaleur) en équilibre thermodynamique avec son environnement. Le rayonnement possède un spectre spécifique et une intensité qui dépend seulement, chapitre 1., chapitre 13., chapitre 11., chapitre 13. de la température du corps.
Le rayonnement thermique spontanément émis par les objets ordinaires peut être approximé par un rayonnement de corps noir. Une enceinte parfaitement isolée, en équilibre thermique interne, renferme un rayonnement de corps noir, qui pourra être émis à travers un trou fait dans sa paroi, à condition que le trou soit assez petit pour que son effet soit négligeable sur l'équilibre.
Un corps noir à température ambiante paraîtra noir car la plus grande partie de l'énergie émise est située dans le domaine de l'infrarouge, qui ne peut être perçue par l'œil humain. L'œil humain étant incapable de percevoir la couleur à de faibles intensités de lumière, un corps noir observé dans l'obscurité à la température la plus basse sera faiblement visible, et paraîtra subjectivement gris, même si son spectre physique atteint son niveau maximum dans les infrarouges. Lorsqu'il devient un peu plus chaud, il prend une couleur rouge terne. Au fur et à mesure que sa température augmente, sa longueur d'onde diminue pour atteindre une couleur bleue-blanche éblouissante.
Malgré le fait que les planètes et les étoiles ne soient ni en équilibre thermique avec leur environnement ni des corps noirs parfaits, le rayonnement du corps noir est utilisé comme une première approximation de l'énergie qu'elles émettent.. Les trous noirs sont des corps noirs presque parfaits, dans le sens qu'ils absorbent toutes radiations qui les frappent. Ils émettraient cependant un rayonnement de corps noir (appelé rayonnement de Hawking) d'après une température proportionnelle à leur masse..
L'expression « corps noir » a été introduite par Gustav Kirchhoff en 1860.
Spectre vignette|upright=2|Propriétés et température avec couleurs du corps noir selon le spectre électromagnétique. Le rayonnement du corps noir possède un spectre de fréquence continu et caractéristique qui ne dépend que de sa température., appelé le spectre du corps noir et décrit par la loi de Planck. Le spectre atteint son maximum à une fréquence caractéristique qui se décale vers des fréquences plus élevées à mesure que la température augmente, et dont la plus grande partie de l'émission à température ambiante est située dans la région infrarouge du spectre électromagnétique.
Lorsque la température dépasse , les corps noirs commencent à émettre une importante quantité de lumière visible. Vus dans l'obscurité, ils sont d'un gris faiblement brillant, mais seulement parce que l'œil humain est sensible uniquement au noir et au blanc à de très faibles intensités. En réalité, la fréquence de la lumière dans le champ visible est rouge, cependant, l'intensité est trop basse pour être discernée comme étant rouge. Au fur et à mesure que la température augmente, le corps devient visible même lorsqu'il y a de la lumière ambiante. Il prend des couleurs tout d'abord de rouge terne, puis de jaune et, finalement, il émet une lumière « blanche-bleutée » éblouissante. Bien qu'il demeure de cette couleur à l'œil, l'augmentation de température amène son pic d'émissivité dans le rayonnement ultraviolet. Le Soleil, avec une température effective d'environ , peut être considéré comme un corps noir ayant un spectre d'émission dont le pic d'émissivité est situé dans la partie centrale et vert-jaune du spectre visible, mais avec une puissance importante dans l'ultraviolet également.
La table ci-dessous décrit l'échelle entière des températures thermodynamiques, depuis le zéro absolu jusqu'aux températures les plus extrêmes envisagées par les cosmologistes.
Description Température Longueur d'onde du maximumd'émittance du corps noirZéro absolu∞Température minimale mesuréeRecord des basses températures de sur un condensat de Bose-Einstein d'atomes de sodium obtenu au MIT en 2003. Voir : Cooling Bose–Einstein Condensates Below 500 Picokelvin, A. E. Leanhardt et al., Science 301, 12/09/2003, .(ondes radio, bande FM)Température du fond diffus cosmologique(micro-ondes)Point triple de l'eau(infrarouge lointain)Lampe à incandescence A B(proche infrarouge)Surface observable du Soleil CMesure de 2002 avec une incertitude de ±3 kelvins ; voir : Overview of the Sun ; Chapter 1 ; Lecture notes on Solar Physics. Division of Theoretical Physics, Dept. of Physical Sciences, University of Helsinki. . En 1989, des mesures avaient fourni une température de ; voir .(lumière verte)Décharge de foudre(ultraviolet lointain)Cœur du Soleil(rayonnement X)Explosion thermonucléaire(température maximale)La valeur de est la température maximale atteinte dans la configuration dite de Teller-Ulam (bombe H). Dans les bombes à fission (bombe atomique), les températures maximales sont de l'ordre de à . Voir Nuclear Weapons Frequently Asked Questions, 3.2.5 Matter At High Temperatures.(rayonnement gamma)Cœur d'une étoilemassive en fin de vieTempérature au cœur d'une étoile massive (> 8 à 11 masses solaires) après qu'elle a quitté la séquence principale du diagramme de Hertzsprung-Russell et que commencent les réactions alpha (qui durent environ une journée). Lors de celles-ci, le Silicium-28 fusionne en éléments plus lourds selon la séquence : silicium-28 → soufre–32 → argon–36 → calcium–40 → titane–44 → chrome–48 → fer–52 → nickel–56. En fin de séquence, en quelques minutes, l'étoile explose en supernova de Type II. Voir : Arthur Holland et Mark Williams (université du Michigan) Stellar Evolution: The Life and Death of Our Luminous Neighbors. Autres informations : ici, et . On peut trouver un bref exposé de la vie des étoiles par la NASA ici.(rayonnement gamma)Système binaire d'étoiles à neutrons en cours d'accrétionValeur fondée sur un modèle théorique qui prédit une température interne maximale de () lors de la fusion d'un système binaire d'étoiles à neutrons de et masse solaire respectivement. Les deux étoiles ont un diamètre approximatif de et orbitent autour de leur centre de masse commun à la fréquence d'environ lors des dernières millisecondes de la vie du système. La matière échauffée à est, au cœur du système, un petit volume de 1 à de diamètre qui subsiste environ . Voir : Torus Formation in Neutron Star Mergers and Well-Localized Short Gamma-Ray Bursts, R. Oechslin et al ; Max Planck Institute for Astrophysics ; voir aussi ce Document de l'université Cornell. Télécharger le document (PDF . Pour visualiser un résumé des recherches sur le sujet, voir : ici.(rayonnement gamma)Source de sursaut gammaNew Scientist ; L'objet de plus chaud de l'Univers, 7 mars 2011. L'article précise : « Quoique les détails du processus soient encore obscurs, il doit comporter une boule de feu de particules relativistes échauffées jusqu'à des températures de l'ordre de mille milliards de kelvins. »(rayonnement gamma)Collisionneur d'ionslourds relativistesRésultats de recherches de Stefan Bathe à l'aide du détecteur PHENIX installé sur le Collisionneur d'ions lourds relativistes du Laboratoire national de Brookhaven (à Upton, sur Long Island, près de New York). S. Bathe a expérimenté des collisions or-or, deutérium-or et proton-proton afin de vérifier les prédiction de la chromodynamique quantique concernant l'interaction forte.(rayonnement gamma)Collisions proton-noyauau CERNVoir : Comment les physiciens étudient-ils les particules ? par le CERN.(rayonnement gamma)L'Univers après le Big Bang(longueur de Planck)La fréquence de Planck vaut (valeur réciproque du temps de Planck). À la fréquence de Planck, les photons ont une longueur d'onde égale à la longueur de Planck (). La température de Planck () correspond à la longueur d'onde calculée b /T = λmax de . Toutefois, la longueur d'onde du pic d'émittance se quantifie à la longueur de Planck (). A Valeurs pour le corps noir vrai (ce que n'est pas le filament de tungstène d'une lampe). L'émittance d'un filament de tungstène est plus élevée dans les courtes longueurs d'onde que le corps noir, ce qui le fait paraître plus blanc. B La valeur de est approximative. C Température vraie de la photosphère.
Explication vignette|400px|Couleur du rayonnement émis par un corps noir entre 800 et – échelle linéaire –. La seule lumière émise est celle du corps noir ; L'observateur est dans l'obscurité. Cette image, affichée sur un écran ou un moniteur, est fidèle uniquement si les conditions suivantes sont respectées : la source de visualisation est calibrée pour un modèle de couleurs sRGB, un illuminant D65 (lumière du jour), et une correction de gamma de 2,2 (la couleur est fidèle, quelle que soit l'intensité lumineuse produite).
Toute matière ordinaire (baryonique) émet du rayonnement électromagnétique lorsqu'elle possède une température supérieure au zéro absolu. Cette radiation représente la conversion de l'énergie thermique d'un corps en énergie électromagnétique, et est alors appelée rayonnement thermique. C'est le processus spontané de répartition radiatif de l'entropie.
Inversement, toute matière ordinaire absorbe le rayonnement électromagnétique jusqu'à un certain degré. Un objet qui absorbe toute la radiation qu'il reçoit, dans toutes les longueurs d'onde, est appelé corps noir. Lorsqu'un corps noir est à une température uniforme, son émission possède une distribution spectrale d'énergie qui dépend de la température. Cette émission est appelée rayonnement du corps noir.
Le concept de corps noir est une idéalisation, car un corps noir parfait n'existe pas dans la nature. Des matériaux comme le graphite et le noir de fumée, qui possèdent des émissivités supérieures à 0,95, se rapprochent fortement du « matériel noir » idéal.
Expérimentalement, le rayonnement du corps noir peut être établi au mieux comme étant la radiation de l'état d'équilibre dans une cavité à l'intérieur d'un corps rigide, à une température uniforme, qui est entièrement opaque et qui est seulement partiellement réfléchissante. Une boîte fermée avec des murs de graphite à une température constante ayant une petite ouverture sur l'une des faces latérales produit une bonne approximation du rayonnement de corps noir émanant de l'ouverture.
Le rayonnement du corps noir est la seule distribution d'énergie stable pour le rayonnement thermique qui peut persister dans un équilibre thermodynamique à l'intérieur d'une cavité. En situation d'équilibre, pour chaque fréquence, le total d'intensité de rayonnement qui est émis et réfléchi d'un corps (c'est-à-dire la quantité nette de radiation quittant sa surface, appelé « luminance énergétique ») est déterminé uniquement par la température d'équilibre, et ne dépend pas de la forme, du matériau ou de la structure du corps. Pour un corps noir (un absorbeur parfait), il n'y a pas de rayonnement réfléchi, et alors la luminance énergétique est due entièrement à l'émission. De plus, un corps noir est un émetteur diffus (son émission est indépendante de la direction). Conséquemment, le rayonnement du corps noir peut être vu comme étant le rayonnement d'un corps noir à l'équilibre thermique.