Introduction : Show
Les enjeux énergétiques et environnementaux étant devenus cruciaux, il apparaît incontournable de prendre davantage en compte l’énergie que peut nous fournir le Soleil. Cette énergie, de plus en plus considérée pour produire de l’électricité, est en réalité essentielle à la vie sur la Terre. Ainsi, comment expliquer que le Soleil est la source d’énergie universelle de notre système ? Pour répondre à cette question nous étudierons les mécanismes à l’origine de l’énergie produite par le Soleil, puis le mode de transmission de cette énergie jusqu’à la Terre, et enfin nous verrons dans quelles conditions la puissance reçue du Soleil varie. Une énergie d’origine nucléaireFusion nucléaire et énergie libéréeNous savons que les étoiles sont le siège de réactions de
fusion nucléaire. 411H4^11\text H →\rightarrow 24He+210e^42\text{He}+2^0_1\text e Cette réaction de fusion nucléaire s’accompagne d’une libération d’une très grande quantité d’énergie. D’après l’équation précédente, on constate qu’il faut quatre noyaux d’hydrogène pour former un noyau d’hélium et deux positrons (antiparticules des électrons). Masse et énergieLa célèbre formule de transformation E=mc2\text E=\text{mc}^2, théorisée par Albert Einstein et rendue célèbre en 1905 par la publication de ses travaux sur la relativité, permet d’appréhender la relation entre la masse et l’énergie. Propriété E= mc2\text E=\text{mc}^2 : D’après la correspondance établie par Einstein entre la masse et l’énergie, si un système libère de l’énergie, alors il perd de la masse. Cette correspondance peut s’écrire de la manière suivante : Elibe ˊreˊe=∣Δm∥×c2\text E_{libérée}=|\Delta\text m|\times \text c^2
À retenir Ainsi, les réactions de fusion nucléaire s’accompagnent d’une libération d’énergie qui provoque une diminution de la masse solaire au cours du temps. Si on parvient à quantifier l’énergie libérée par le Soleil en fonction du temps, il devient alors possible d’évaluer sa perte de masse. Exemple En admettant que la puissance rayonnée par le Soleil est de 3,8×1026W3,8\times 10^{26}\text W, cherchons à déterminer la masse d’hydrogène consommé par le Soleil chaque seconde. Tout d’abord, déterminons l’énergie rayonnée : On sait que E=P×\text E=\text P\,\times tt
Soit ici, avec une durée de 1 seconde : (3,8×1026)×1=3,8×1026(3,8\times10^{26})\times 1=3,8\times 10^{26}
Ensuite, cherchons la variation de masse correspondante. D’après l’équation d’Einstein, on a : ∣Δm∣=Ec2|\Delta\text m|=\dfrac{\text E}{\text c^2} 3,8×1026(3,0×108)2 =4,2×109\dfrac{3,8\times 10^{26}}{(3,0\times 10^8)^2}=4,2\times 10^9
À retenir On peut ainsi conclure de cette démonstration que le Soleil perd environ 4 millions de tonnes chaque seconde. Attention Durant la fusion nucléaire, des noyaux d’hydrogène sont consommés (diminution de la masse) et des noyaux d’hélium et des positrons sont produits (augmentation de la masse), c’est la différence entre cette diminution et cette augmentation qui vaut 4 millions de tonnes. Le Soleil
libère, à sa surface, une très grande quantité d’énergie grâce à la fusion nucléaire de l’hydrogène dans son noyau. Propagation de l’énergie solaireLes ondes électromagnétiquesLe Soleil émet de la lumière, qui transporte de l’énergie (que l’on ressent sous forme de chaleur par exemple). C’est la lumière qui permet à l’énergie libérée par le Soleil de se propager dans l’espace. À retenir La lumière étant une onde électromagnétique, on peut conclure que l’énergie libérée par le soleil se propage donc grâce à des ondes électromagnétiques. Définition Onde électromagnétique : Une onde électromagnétique transporte de l’énergie via des particules élémentaires, appelée photons et introduites par Einstein en 1905 à partir des travaux de Max Planck sur le rayonnement des
corps noirs. La lumière visible est une onde électromagnétique dont la longueur d’onde (λ\lambda) est comprise entre 400 nm (radiation bleue) et 800 nm (radiation rouge). La lumière émise par le Soleil est polychromatique et contient toutes les longueurs d’ondes du visible, c’est ce que l’on appelle un spectre continu. En classe de seconde, on a vu qu’un corps chauffé (modèle du corps noir) émet un rayonnement électromagnétique d’origine thermique qui dépend de la température et dont le spectre est continu. Le Soleil suit ce modèle et c’est la température de sa surface, la photosphère, qui détermine le spectre du rayonnement. Attention Si le spectre est bien continu, cela ne signifie pas que toutes les radiations (couleurs) sont émises avec la même intensité. La loi de WienLa mesure de l’intensité du rayonnement émis par un corps noir chauffé à différentes températures permet de construire le graphique suivant (profil spectral) : Ce graphique permet de constater que la longueur d’onde du rayonnement correspondant à l’intensité maximale (λmax) dépend de la température de surface du corps noir chauffé (exprimée en kelvin). Ce qui donne la formule suivante associée à la loi de Wien : λmax=2,9×10−3T\lambda_{max}=\dfrac{2,9\times 10^{-3}}{\text T}
Propriété Loi de Wien : Cette loi de la physique énonce que, pour un corps noir chauffé, la longueur d’onde correspondant à l’intensité maximale est inversement proportionnelle à la température. À retenir Il est donc possible de déterminer la température d’une étoile, en analysant la lumière émise par celle-ci.
Exemple Voici par exemple un graphique représentant le profil spectral de la lumière émise par le Soleil : On peut lire que λm ax=480nm\lambda_{max}=480\text{nm}. D’après la loi de Wien, on a : \text T\,(\text{température})=\dfrac{2,9\times 10^{-3}}{\lambda_{max}} Soit ici : T=2,9×10−3480×10−9=6×103\text T=\dfrac{2,9\times 10^{-3}}{480\times10^{-9}}=6\times 10^3 Donc la température de surface du Soleil est de 6,0×103K6,0\times 10^3\text K, soit 5,7× 103°C5,7\times 10^3\,\degree\text C. Astuce température en kelvin (K) = température en degrés Celsius (°C) + 273,15 Attention Une étoile possède une atmosphère (chromosphère) dont les gaz absorbent une partie du rayonnement émis par l’étoile. Ce sont ces absorptions qui expliquent que le profil spectral (en vert sur le graphique) comporte de nombreuses variations de l’intensité. On constate donc que le Soleil joue un rôle primordial dans l’approvisionnement en énergie de la Terre, toutefois cette énergie reçue par la Terre varie en fonction de plusieurs facteurs. Énergie reçueLa Terre reçoit en permanence des ondes électromagnétiques, et donc de l’énergie issue du Soleil. La puissance radiative (W) reçue par une surface est proportionnelle à l’aire de cette surface (m2), il est donc très fréquent d’utiliser la puissance radiative surfacique (notée Wm2 \dfrac{\text W}{\text m^2}). On sait que, lors d’un changement de milieu de propagation, une onde peut subir une réfraction ou une réflexion plus ou moins importante en fonction de
son angle d’incidence par rapport à la normale (axe perpendiculaire à la surface séparant les deux milieux). Il en va de même ici avec les ondes électromagnétiques issues du Soleil. Voici les spécificités terrestres qui engendrent des modifications de cet angle :
À retenir La puissance radiative surfacique reçue du Soleil dépend donc :
Cette énergie reçue du soleil conditionne en grande partie la température de surface terrestre, et nous verrons par la suite que les variations de la puissance radiative reçue se révèlent déterminantes pour de nombreux phénomènes climatiques sur Terre. Conclusion : Le Soleil, grâce à la fusion nucléaire de l’hydrogène, libère une énorme quantité d’énergie. Une partie de cette énergie atteint la Terre, mais la puissance radiative reçue du Soleil n’est pas identique en tout point de la surface terrestre. Elle varie en fonction de l’heure, de la saison ou de la latitude. Comment varie la puissance solaire reçue par une surface éclairée en fonction de l'heure de la journée de la saison et de la latitude ?Le rayonnement reçu sur le sol varie en fonction des saisons à cause de l'axe de rotation de la Terre. La puissance solaire reçue par unité de surface varie en fonction de la latitude. Plus l'inclinaison des rayons solaires est grande, plus la surface balayée par la même quantité d'énergie est grande.
Comment la puissance solaire reçue par la Terre VarieEn 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.
Comment varie la puissance par unité de surface du rayonnement émis par la Terre en fonction de la température du sol en un lieu donné ?Lorsque le rayonnement solaire incident est absorbé par la surface terrestre, celle-ci émet un rayonnement infrarouge. La puissance émise par la surface terrestre par unité de surface dans l'infrarouge augmente avec la température de cette surface (plus précisément avec la puissance quatrième de cette température).
Comment calculer la puissance solaire par unité de surface ?Le rayonnement solaire qui atteint la surface terrestre traverse un disque (fictif) de rayon égal au rayon de la terre R_T. La surface de ce disque est S_{\text{disque}} = \pi \times R_T^2 . La puissance reçue est égale au produit de la puissance surfacique et de la surface de ce disque.
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