Chapitre 1 : Le rayonnement solaire


Le Soleil transmet à la Terre de l'énergie par rayonnement. 

 

Savoirs : 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 parent de l'énergie par rayonnement. La spectre du rayonnement émis par la surface (modélisé par un spectre de corps noir) dépend seulement de la température de surface de l'étoile. La longueur d'onde d'émission maximale est inversement proportionnelle à la température absolue de la surface de l'étoile (loi de Wien). La puissance radiative reçue du Soleil par une surface plane est proportionnelle à l'aire de la surface et dépend de l'angle entre la normale à la surface et la direction du Soleil. De ce fait, la puissance solaire reçue par unité de surface terrestre dépend de l'heure (variation diurne), du moment de l'année (variation saisonnière) et de la latitude (donation climatique). 

 

Savoir-faire : Déterminer la masse solaire transformée chaque seconde en énergie à partir de la donnée de la puissance rayonnée par le Soleil - A partir d'une représentation graphique du spectre d'émission du corps noir à une température donnée, déterminer la longueur d'onde d'émission maximale - Appliquer la loi de Wien pour déterminer la température de surface d'une étoile à partir de la longueur d'onde d'émission maximale -  Sur un schéma, identifier les configurations pour lesquelles la puissance reçue par une surface est maximale ou minimale - Analyser, interpréter et représenter graphiquement des données de températures - Calculer des moyennes temporelles de températures - Comparer des distributions temporelles de températures. 

 

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