Thème : Le Soleil, notre source d’énergie Chapitre : Le rayonnement solaire

Le rayonnement solaire

⬆️

Quiz

  1. La relation entre puissance (P), énergie (E) et durée (Δt) est
  1. La lumière du Soleil peut être décomposée par un prisme
  1. Le Soleil est le siège de transformations
  1. La partie visible du spectre de la lumière blanche est située entre 400 nm (violet) et 800 nm (rouge). Comment s’appelle la partie située sous les 400 nm ?

Énergie des étoiles

  • La fusion de l’hydrogène se produisant dans les étoiles génère une grande quantité d’énergie
  • L’énergie rayonnée maintient l’étoile à une température très élevée
  • L’équivalence masse-énergie relie l’énergie rayonnée à une perte de masse de l’étoile

Elibérée = |Δm| × c2,

avec c la célérité de la lumière dans le vide (en m/s), Δm la variation de masse entre l’état final et l’état initial.

Énergie rayonnée par le Soleil

Déterminer la masse que perd le Soleil chaque seconde.

Données

Puissance rayonnée par le Soleil
3,87 × 1026 W
Masses
hydrogène (1H) = 1,67262 × 10-27 kg
helium m(4He) = 6,64466 × 10-27 kg
électron m(0e) = 9,11 × 10-31 kg
Soleil m(⊙) = 1,989 × 1030 kg
Vitesse de la lumière dans le vide
c = 3,00 × 108 m·s-1
  1. Dans le Soleil, il faut 4 noyaux d’hydrogène (11H) pour former un noyaux d’hélium (42He).

    1. ___ 11 H + ___ 0-1e → ___ 42He

      Dans une équation de réaction nucléaire, le nombre de masse et le nombre de charge doit être conservé.

    3. Exprimer puis calculer l’énergie libérée pour une réaction.

    1. Déterminer l’énergie irradiée par le Soleil en un an.
    2. Calculer la variation de masse correspondante.
    3. Déterminer le pourcentage de la masse du Soleil correspondant.
    4. Défi Déterminer l’espérance de vie du Soleil, en supposant que cela soit du uniquement à sa perte de masse.
  • Lors d’une réaction de fusion nucléaire, une partie de la masse des réactifs est transformée en énergie.
  • Le Soleil rayonne de l’énergie, cela implique qu’il perd de la masse.

Comment mesurer la température des étoiles ?

À savoir

  • Les étoiles émettent des ondes électromagnétiques, dont seulement une partie est visible.

  • Le modèle du corps noir permet d’analyser le profil spectral émis par une étoile.

    L’allure du spectre émis ne dépend que de la température de surface de l’étoile.

  • La loi de Wien permet d’établir un lien entre la température d’un corps noir et la longueur présentant un maximum d’intensité.

    λmax × T = constante

Découvrir la loi de Wien

Par Original téléversé par Degreen sur Wikipédia allemand.Improved Baba66 (opt Perhelion) on request;En. translation LocustaFr. translation Eric BajartNl. translation BoH — Transféré de de.wikipedia à Commons.;, CC BY-SA 2.0 de, https://commons.wikimedia.org/w/index.php?curid=10287551

La valeur de la constante de Wien, est σw = 2,898 × 10-3 m·K.

  1. Déterminer graphiquement la longueur d’onde λmax.
  2. En déduire la température du Soleil avec la loi de Wien.
  3. Comparer cette valeur avec la valeur déterminée expérimentalement TSoleil = 5 772 K.
  4. Déterminer la longueur d’onde maximale pour l’étoile Aldébaran (T = 3910 K) et pour Sirius (T = 9845 K).
  5. Déterminer la couleur de chacune de ces étoiles.
À retenir
  • La longueur d’onde maximale est déterminée graphiquement, elle correspond à la longueur où l’intensité lumineuse est maximale.
  • Connaissant λmax, il est possible de calculer la température de surface d’une étoile.

La température au sein d’une étoile peut varier selon si on regarde (exemple le Soleil) :

  • sa température de surface (~ 6000 K)
  • sa température au centre (~ 15 × 106 K)
  • sa température de couronne (~ 106 K)
Mises en application

Température et longueur d’onde

Étoile Mirach Capella Altaïr Alpheratz Sirius
λmax (en nm) 878 550 362 210 131
T (en K) 3300 5270 8000 13800 22000
  2. Déterminer graphiquement la température de Deneb (λmax = 340 nm).

R136a1

R136a1 est une étoile de située dans l’amas stellaire R136. Elle est considérée comme l’étoile la plus massive et la plus lumineuse connue de l’univers observable.

Avec une masse d’environ 170 à 230 masses solaires (notation 170 à 230 M☉), elle serait l’étoile la plus massive jamais observée.

Sa température de surface est de 56 000 K.

  1. Déterminer la longueur d’onde λmax de cette étoile.

La puissance radiative du Soleil, origine de l’existence des saisons

  1. L’hiver au niveau de l’hémisphère nord correspond à l’été au niveau de l’hémisphère sud.
  1. Si il fait plus chaud en été qu’en hiver c’est parce que la Terre est plus proche du Soleil à ce moment là.

Variation de la puissance solaire reçue

Comment peut-on expliquer les différences de saisons et de climat observées sur Terre ?

Puissance solaire reçue

La puissance solaire reçue (Preçue) par une surface (S) illuminée par une source lumineuse de puissance (P) est :

Preçue = P / S.

Sur Terre, la puissance solaire reçue dépend de la latitude de la surface considérée, ainsi que de l’inclinaison de la Terre à ce moment de l’année.

Plus l’angle d’incidence est élevé, plus la surface éclairée est grande, donc plus la puissance solaire reçue diminue.
  1. Expliquer pourquoi en France la puissance reçue par le Soleil est plus importante en été qu’en hiver. Accompagner la réponse d’un schéma.

La durée d’ensoleillement par jour dépend de la période de l’année.

  1. Expliquer en quoi la durée d’ensoleillement joue un rôle dans l’énergie reçue.

Trajectoire de la Terre

La Terre tourne autour du Soleil sur une trajectoire elliptique, la distance qui sépare la Terre du Soleil varie entre 1,47 × 108 km (périhélie le 3 janvier) et 1,52 × 108 km (aphélie le 4 juillet).

Aphélie Périhélie Terre Soleil.png
Par GifTagger — Travail personnel, CC BY-SA 3.0, Lien

  1. Reprendre le schéma en le légendant.
  2. Déterminer le pourcentage de la distance moyenne (1,5 × 108 km) représente la variation.
  1. Expliquer en quelques phrases l’origine des saisons sur la Terre.