Chapitre 3 –Le rayonnement solaire
>Introduction :
« Tout comprendre sur : le Soleil »https://www.youtube.com/watch?v=TOYGhaf8c24
I – Le Soleil, ce réacteur énergétique
> Dans le chapitre 1 du thème précédent, nous avons vu que des réactions de fusion
nucléaires ont lieu en permanence dans le cœur du Soleil, où règne une température
de 15 millions de degrés. A cette température, des atomes d'hydrogène fusionnent en
hélium, ce qui dégage une quantité phénoménale d'énergie, et ce, en permanence.
>Ce sont ces réactions qui permettent au Soleil de conserver une température
constante.
> L'équation de réaction peut se résumer à celle-ci-contre où représente un
photon très énergétique.
> Cette énergie migre lentement vers la surface solaire (photosphère) où la température est d'environ 6000°C.
L'énergie est alors libérée sous forme de flux de particules (flux stellaire), principalement des photons qui propagent
l'énergie sous forme d'ondes électromagnétiques.
>Lors de la fusion nucléaire, la libération d'énergie par rayonnement s'accompagne d'une
diminution de masse du Soleil. C'est Einstein qui a modélisé le phénomène en 1905 grâce à
sa célère équation :
>Calcul de la masse solaire transformée chaque seconde en énergie à partir de la puissance rayonnée(
) :
Par définition : (avec en joule (J), en watt (W), en seconde(s)).
Or, d'après la relation d'Einstein : .
> Le Soleil perd environ 4 millions de tonnes par seconde ! Mais, même s'il est déjà âgé de 4,6 milliards d'années, on
lui donne encore plusieurs milliards d'années d'existence avant de tomber en pénurie d'hydrogène.
E: énergie (J)
m: masse (g)
c : célérité de la lumière : 3 x 108 m/s
II – La température de surface du Soleil et des étoiles
>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 de surface de ce corps. Or, le Soleil et les corps
célestes ont des comportements très proches d'un corps noir. D'ou :
> Dans le cadre du modèle du corps noir, le spectre du rayonnement émis par le
Soleil (ou par tout autre corps céleste) dépend uniquement de la valeur de la
température à sa surface.
>L'étude de son spectre (et donc de sa couleur) nous renseigne alors sur la
température de surface par application de la loi de Wien :
> Dans le cadre du modèle du corps noir, la température de la surface du Soleil est donc inversement
proportionnelle à la longueur d'onde d'émission maximale .
>Exemple :A partir du spectre d'émission du Soleil, on obtient une longueur d'onde au maximum d'émission
. Par application de la loi de Wien, on calcule sa température de surface du Soleil :
>Remarque : Plus un corps est chaud, plus son spectre s'enrichit en radiations bleues et violettes.
III – Energie reçue sur Terre
1) Variation selon la configuration
>Des rayons du Soleil qui arrivent perpendiculairement à la surface de la Terre
peuvent fournir une puissance de 1000 Watts par mètre carré (W.m-2)
environ.
> En général, ils arrivent avec un certain angle par rapport à la perpendiculaire
du lieu.
> Sur une surface plane horizontale, la puissance solaire reçue par mètre carré
est maximale quand les rayons parviennent à la verticale. Plus les rayons sont
rasants, plus la puissance reçue est faible.
: longueur d'onde d'émission maximale (m)
T : Température de surface de l'étoile (K)
Rappel : T(K) = T(°C) + 273,15
2) Variation géographiques et temporelles
>La puissance solaire reçue par unité de surface terrestre dépend de l’heure, du moment de l’année et de la latitude
du lieu.
Zonation climatique
>Vers l’équateur, les rayons du Soleil sont presque perpendiculaires
à la surface. Vers les pôles, ils sont rasants. La puissance reçue à
l’équateur est donc maximale, et diminue en se dirigeant vers les
pôles. Cela définit les climats.
Variation diurne
Au cours de la journée, la hauteur du Soleil dans le ciel varie et la
Terre tourne sur elle-même. La puissance solaire reçue par mètre
carré augmente donc du lever du Soleil jusqu’à midi (heure solaire),
puis diminue jusqu’au coucher du Soleil.
Variation saisonnière
Au cours de l’année, la Terre se déplace sur son orbite avec un axe
de rotation toujours parallèle à lui-même. Selon la position de la
Terre sur son orbite, pour un même point du globe, les faisceaux
lumineux n’arrivent donc pas toujours avec la même inclinaison.
Ainsi, dans l’hémisphère nord, la puissance solaire reçue par mètre carré est plus grande lorsque le pôle Nord est
orienté vers le Soleil (c’est alors l’été) et plus faible lorsque c’est le pôle Sud (l’hiver).
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