Le rayonnement solaire

Chapitre 4 : Le rayonnement solaire

Problématique du chapitre : Quelle est l’origine de l’énergie du Soleil ? Comment calculer la masse que perd le Soleil chaque seconde connaissant la puissance rayonnée par le Soleil ? Comment calculer la température de surface du Soleil ? Pourquoi la puissance radiative reçue du Soleil n’est-elle pas la même partout sur Terre ?

1. Quelle est l’origine de l’énergie du Soleil ?

Dans le Soleil (comme dans toutes les étoiles), ce sont les réactions nucléaires de fusion des noyaux d’hydrogène qui produisent son énergie. Elles peuvent se résumer par l’équation bilan suivante :
                                            4    →    +  2    +  énergie    [pic 4][pic 5][pic 1][pic 2][pic 3]

                        ( = positron, antiparticule de l’électron),[pic 6]

Lors de cette réaction, la somme des masses des produits est légèrement inférieure à celle des réactifs. Cette perte de masse Δm correspond à l’énergie ΔE libérée par le Soleil sous forme de rayonnements électromagnétiques qui se propagent à travers l’espace.

Connaissances à retenir :    La relation d’Einstein (1905)

Cette relation entre libération d’énergie et perte de masse est traduite par la relation d’Einstein :

[pic 7]

                                                                               Avec c = 3,00.108 m.s-1

Connaissances à retenir :   Relation liant énergie E et puissance P

                                                                E : Energie du phénomène en Joules (J)

                                        E=PxΔt                 P : Puissance du phénomène en watts (W)

                                                                Δt : Durée du phénomène en secondes (s)

1. Comment calculer la masse que perd le Soleil chaque seconde connaissant sa puissance rayonnée ?

Le soleil est un objet incandescent : il émet de la lumière à cause de sa température. A partir de l’évaluation de l’énergie surfacique reçue par la Terre, on a réussi à estimer la valeur de la puissance solaire : PSoleil = 3,85.1026 W

1. Quelle quantité d’énergie le Soleil rayonne-t-il chaque seconde ?

1. A partir de la relation d’Einstein, déterminer la diminution de masse à laquelle cette énergie correspond.

1. Le Soleil a 5 milliards d’années, calculer la perte de masse qu’il y a eu pendant cette durée et l’exprimer en pourcentage de la masse actuelle du Soleil (MS = 2,0.1030 Kg). Commenter cette valeur.

[pic 8]

Thème 2 Chapitre 4 : Le rayonnement solaire

Connaissances à retenir : Energie dégagée par les réactions de fusion 

L’énergie dégagée par les réactions de fusion de l’hydrogène qui se produisent dans les étoiles les maintient à une température très élevée.

Du fait de l’équivalence masse-énergie (relation d’Einstein), ces réactions s’accompagnent d’une diminution de la masse solaire au cours du temps.

Comme tous les corps matériels, les étoiles et le Soleil émettent des ondes électromagnétiques et donc perdent de l’énergie par rayonnement.

1. Comment calculer la température de surface du Soleil ?

Doc.1 : Le soleil émet des rayonnements sur la totalité du spectre électromagnétique

[pic 9][pic 10]

Doc.2 : Spectre d’émission de différents objets incandescents de températures différentes.

[pic 11][pic 12]

• Le Kelvin (K) est une l’unité de température du système international.
• Pour convertir des degré Celsius en degré Kelvin, il faut utiliser la relation suivante :

                          θ (°C) = T (K) – 273,15             

Doc.3 : Spectre d’émission du Soleil[pic 13]

1. Vérifier, à l’aide du doc.3, que la longueur d’onde  λ max  pour laquelle le Soleil émet le plus d’énergie lumineuse est d’environ 500 nm.       λ max  =   …
2. A l’aide du doc.2, identifier parmi les spectres 1,2,3 et 4 celui correspondant à l’étoile Soleil. Déduire graphiquement la température de surface du Soleil :

Connaissances à retenir : Loi de Wien 

Dans le cadre du modèle du corps noir, la température de surface du Soleil (ou d’une étoile) est inversement proportionnelle à la longueur d’onde d’émission maximale λmax .[pic 14]

Thème 2 Chapitre 4 : Le rayonnement solaire[pic 15]

1. En utilisant la loi de Wien, calculer la valeur de la température de surface du Soleil. Vérifier votre valeur avec celle trouvée à la question 5).               Aide : 1 nm = 10 -9 m

1. Pourquoi la puissance radiative reçue du Soleil n’est-elle pas la même partout sur Terre ?[pic 16]

1. La forme de la Terre

[pic 17]

Des rayons du Soleil qui arrivent perpendiculairement à la surface de la Terre peuvent fournir une puissance surfacique d’environ 1 000 W.m-2. Sur une surface plane horizontale, la puissance surfacique solaire reçue est maximale quand les rayons arrivent verticalement. Mais lorsque l’inclinaison varie, l’aire de la surface éclairée est modifiée : plus l’angle est important et plus la surface éclairée est importante. Un mètre carré de surface reçoit alors une puissance radiative surfacique plus faible.

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