Le coin des experts




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Des ensoleillements journaliers différents

Interpréter des résultats et en tirer des conclusions. Identifier des outils et les mettre en oeuvre dans une démarche scientifique


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Comparaison des constituants membranaires d’une mitochondrie, d’une cellule eucaryote et d’une bactérie.

Diagramme solaire cylindrique pour la commune d’Uccle (Belgique).
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Observations au MET d’une mitochondrie avec schéma interprétatif.

Nîmes (France) et Uccle (Belgique) sont deux villes ayant la même longitude mais des latitudes différentes. On cherche à comparer les ensoleillements de ces deux villes.


Questions

1. Expliquez l’intérêt de la construction d’un diagramme solaire cylindrique dans la compréhension de l’ensoleillement d’un point à la surface de la Terre. Comment relier ce diagramme à la puissance de l’énergie solaire reçue en surface ?


2. Pour la commune d’Uccle, décrivez l’évolution de l’ensoleillement au cours de l’année. Expliquez l’évolution de la hauteur solaire à partir de vos connaissances sur la position de la Terre par rapport au Soleil au cours des saisons.


3. Procédez de même pour la ville de Nîmes.


4. Proposez une méthode pour utiliser ce mode de représentation dans la comparaison des ensoleillements à des latitudes différentes.

Définitions des paramètres utilisés pour construire un diagramme cylindrique.

Un diagramme solaire cylindrique est une représentation graphique permettant de visualiser la trajectoire du Soleil au cours du temps en un point donné.

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Définitions des paramètres utilisés pour construire un diagramme cylindrique.

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La loi de Stefan-Boltzmann

Saisir des informations et les mettre en relation


La loi de Stefan-Boltzmann permet de calculer la puissance surfacique émise par un astre en fonction de sa température de surface. Cette loi, accompagnée de la loi de Wien et de l’information du rayon de l’astre, permet aux astrophysiciens de calculer la puissance du rayonnement émis par les étoiles.
La loi de Stefan-Boltzmann s’écrit sous la forme :

P surface =σT4P_{\text { surface }}=\sigma \cdot T^{4}TT est la température de surface en kelvin (K).

PP est la puissance surfacique en W·m-2 et
σ=5,67×108\sigma=5\text{,}67 \times 10^{-8} W·m-2·K-1.

On peut trouver la puissance de rayonnement de l’étoile en multipliant la puissance surfacique par la surface de l’étoile.

On rappelle la loi de Wien, s’appliquant à un corps noir de température de surface TT et de longueur d’onde d’émission maximale λmax\lambda_{\max } :
k Wien =2,898×103 k_{\text { Wien }}=2\text{,}898 \times 10^{-3} m·K


Questions


1. En considérant le Soleil comme un corps noir, calculez sa température de surface.



2. À l’aide de la loi de Stefan-Boltzmann, calculez la puissance surfacique du rayonnement solaire.


3. Déduisez des calculs précédents et de l’énoncé la puissance du rayonnement solaire. Comparez la valeur obtenue avec celle donnée dans l’activité 1.

Spectre d’émission du Soleil.
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Spectre d’émission du Soleil.

carte d'identité du soleil


Rayon équatorial : 6,955×1056\text{,}955 \times 10^{5} km
Circonférence équatoriale : 4,379×1064\text{,}379 \times 10^{6} km
Masse : 1,989×10301\text{,}989 \times 10^{30} kg
Densité : 1,4091\text{,}409 g·cm-3
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Carte d’identité du Soleil.

Propriétés géométriques d’une sphère.
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Propriétés géométriques d’une sphère.
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