Thème 1 : Une longue histoire de la matière
Ch. 1
Les éléments chimiques
Ch. 2
Des édifices ordonnés : les cristaux
Ch. 3
Une structure complexe : la cellule
Thème 2 : Le Soleil, notre source d'énergie
Ch. 4
Le rayonnement solaire
Ch. 5
Le bilan radiatif terrestre
Ch. 6
Énergie solaire et photosynthèse
Ch. 7
Le bilan thermique du corps humain
Thème 3 : La Terre, un astre singulier
Ch. 8
La forme de la Terre
Ch. 9
L'histoire de l’âge de la Terre
Ch. 10
La Terre dans l’Univers
Thème 4 : Son et musique, porteurs d'information
Ch. 11
Le son, phénomène vibratoire
Ch. 12
Musique et nombres
Ch. 13
Le son, une information à coder
Ch. 14
Entendre la musique
Projet Experimental et Numérique
Livret Maths
Annexes
Chapitre 4
Cours
Le rayonnement solaire
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1Le réacteur solaire
AL'origine de l'énergie
Le Soleil est le siège de réactions nucléaires de fusion entre noyaux d'hydrogène. Ces réactions en chaîne, nécessitant une température minimale de 15 millions de kelvin, peuvent se résumer à l'équation bilan :
4\,_{1}^{1} \mathrm{H} \rightarrow\,_{2}^{4} \mathrm{He}+2\,_{1}^{0} \mathrm{e}+2 \gamma+2 \nu
Lors de cette réaction, la somme des masses des produits est très légèrement inférieure à celle des réactifs. Ce défaut de masse \Delta m est à l'origine de l'énergie dégagée par le Soleil sous forme de rayonnement. Elle peut se calculer grâce à la fameuse relation d'Einstein :
\Delta E=\Delta m \cdot c^{2} (avec \Delta E en J, \Delta m en kg, et c=3{,}0 \times 10^{8}m·s-1)
BLa température de surface du Soleil
Le corps noir est un corps idéal qui absorbe toutes les radiations électromagnétiques qu'il reçoit (aucune réflexion n'est possible). La loi de Planck indique que lorsque ce type de corps émet un rayonnement, celui-ci ne dépend que de la température du corps.
Le spectre du Soleil montre qu'il se comporte en première approximation comme un corps noir.
Loi de Wien (propre aux corps noirs) : \lambda_{\max } \cdot \text{T}=2\text{,}9 \times 10^{-3} m·K. Cette relation permet de déterminer la température de surface \text{T} du Soleil : connaissant grâce à son spectre la longueur d'onde d'émission maximale \lambda_{\max ^{\prime}} on accède à la valeur de \text{T} par le calcul.
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Quelques particules
Le positron _{1}^{0} e : charge électrique de +1 charge élémentaire (contre ‑1 pour l'électron), même masse que l'électron.
Le neutrino \nu : charge nulle et masse très faible.
Le photon gamma \gamma : photon très énergétique.
Lien entre énergie et puissance :
P=\dfrac{\Delta E}{\Delta t}
avec P en watt (W), \Delta E en joule (J) et \Delta t en seconde (s).
Le positron _{1}^{0} e : charge électrique de +1 charge élémentaire (contre ‑1 pour l'électron), même masse que l'électron.
Le neutrino \nu : charge nulle et masse très faible.
Le photon gamma \gamma : photon très énergétique.
Lien entre énergie et puissance :
P=\dfrac{\Delta E}{\Delta t}
avec P en watt (W), \Delta E en joule (J) et \Delta t en seconde (s).
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Fusion : réaction nucléaire au cours de laquelle deux noyaux atomiques légers s'assemblent pour former un noyau plus lourd.
Rayonnement : émission et propagation d'énergie (sous forme d'ondes ou de particules).
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2La réception de l'énergie solaire sur Terre
AUne répartition variable dans le temps
En un point donné, le rayonnement solaire reçu par la Terre varie dans le temps : plus grand le jour que la nuit et plus important en été qu'en hiver (dans l'hémisphère
nord).
La puissance radiative reçue du Soleil par une surface plane est proportionnelle à l'aire de la surface et donc dépend de l'angle incident.
Ces variations temporelles en un même lieu sont dues respectivement :
- à la rotation de la Terre sur elle-même, ce qui modifie l'angle d'incidence des rayons solaires durant le jour;
- à l'inclinaison de l'axe de la Terre par rapport au plan de révolution autour du Soleil, ce qui expose les hémisphères à des angles d'incidence variables suivant le moment de l'année. C'est l'origine des saisons.
BUne répartition variable dans l'espace
Les moyennes annuelles de température au sol sont d'autant plus fortes que l'on se rapproche de l'équateur, et d'autant plus basses que l'on va vers les pôles. Ceci explique en grande partie les climats, zonés de façon latitudinale.
En effet, en raison de la rotondité de la Terre, le rayonnement solaire frappe sa surface de façon oblique d'autant plus que la latitude est élevée, alors que le rayonnement atteignant l'équateur est perpendiculaire à la surface du sol.
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Le degré Kelvin (K)
Il s'agit de l'unité de référence pour la mesure de la température en physique. On passe d'une température \text{T}(°\text{C}) en degré Celsius (°\text{C}) à une température \text{T}(\text{K}) en kelvin grâce à la relation :
\text{T}(\text{K}) = \text{T}(°\text{C}) + 273{,}15.
Il s'agit de l'unité de référence pour la mesure de la température en physique. On passe d'une température \text{T}(°\text{C}) en degré Celsius (°\text{C}) à une température \text{T}(\text{K}) en kelvin grâce à la relation :
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Une approximation nécessaire
Étant donné la grande distance Terre-Soleil, on peut assimiler les rayons solaires qui atteignent la Terre à un faisceau de rayons parallèles perpendiculaires à la surface du sol au niveau de l'équateur.
Étant donné la grande distance Terre-Soleil, on peut assimiler les rayons solaires qui atteignent la Terre à un faisceau de rayons parallèles perpendiculaires à la surface du sol au niveau de l'équateur.
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Le réacteur solaire
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La réception de l'énergie solaire sur Terre
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