le rayon solaire

« Enseignement Scientifique Première Lycée Le rayonnement solaire I Le Soleil et la fusion nucléaire 1) La fusion nucléaire au cœur du Soleil Chaîne « proton-proton » : Vidéo : La fusion au cœur des étoiles : https://youtu.be/1aKLyPoDjVE 1) 2) 3) 4) 5) 6) 7) 8) 9) Sous quel état se trouve la quasi-totalité de la matière de l’Univers ? Sous forme de plasma. De quoi est composée chaque étoile ? De plasma, un mélange de protons et d’électrons. Quelle est la force qui fait s’effondrer le nuage de gaz lors de la formation d’une étoile ? La gravité. Quelle est la température au centre d’une étoile comme le Soleil ? 15 millions de degrés. Quel est le carburant majeur des étoiles ? L’hydrogène. Combien faut-il de réactions successives pour former l’hélium 4 ? 3 réactions. Quelle puissance dégage chaque centimètre cube du Soleil ? 300 microwatts. Comment une étoile compense-t-elle cette faible production d’énergie ? Par son énorme masse. Compléter les réactions nucléaires suivantes formant la chaîne « proton-proton » : Etape n°1 : 1 1H + 11H → 𝟐 𝟏𝐇 Etape n°2 : 2 1H + 11H → 𝟑 𝟐𝐇𝐞 Etape n°3 : 3 2He + 32He → + 01e+ + neutrino + rayonnements gamma 𝟒 𝟐𝐇𝐞 + 11H + 11H C’est la fusion nucléaire des atomes d’hydrogène en hélium qui est à l’origine de la très grande quantité d’énergie rayonnée par le Soleil. Cette fusion s’effectue au cœur du Soleil, où règne une température d’environ 15 millions de degrés. 2) Principe d’équivalence masse-énergie Le bilan des différentes étapes de fusion de l’hydrogène en hélium 4 peut se résumer ainsi : 4 11H → Données : • Masse 11H : 1,672 62 × 10–27 kg • Masse positron : 9,109 × 10–31 kg 4 2He + 2 01e+ • Masse 42He : 6,646 48 × 10–27 kg 1) Déterminer la masse des réactifs composé des 4 atomes d’hydrogène. m(réactifs) = 4 × m( 𝟏𝟏𝐇) = 4 × 1,672 62 × 10–27 = 6,690 48 × 10–27 kg 2) Déterminer la masse des produits composé de l’atome d’hélium et des deux positrons. m(produits) = m( 𝟒𝟐𝐇𝐞) + 2 × m(positon) = 6,646 48 × 10–27 + 2 × 9,109 × 10–31 = 6,648 30 × 10–27 kg http://www.prof-tc.fr Page 1/6 Enseignement Scientifique Première Lycée 3) Que remarque-t-on ? Comment expliquer cette observation ? La masse des produits est inférieure à la masse des réactifs (contrairement à une réaction chimique).

La matière manquante a été transformée en énergie. En 1905, Einstein postule qu’une particule au repos, du fait de sa masse, possède une énergie appelée énergie de masse E, telle que : E : Energie en joule (J) 2 m : masse en kilogramme (kg) c : célérité de la lumière dans le vide ≈ 3,00 × 108 m.s–1 E = m×c Albert Einstein Lors d’une réaction nucléaire, une quantité très importante d’énergie est libérée.

D’après la relation d’équivalence entre la masse et l’énergie, une libération d’énergie notée Elibérée s’accompagne d’une perte de masse notée Δm, c’est-à-dire que la masse des produits est inférieure à la masse des réactifs. L’énergie libérée par la réaction nucléaire et la perte de masse d’un système sont liées par la relation suivante : Elibérée = Δm × c2 ou Δm = 𝐄𝐥𝐢𝐛é𝐫é𝐞 𝐜𝟐 Remarque : Pour obtenir une valeur positive de Elibérée, la perte de masse Δm doit être positive ! Exercice : Le soleil rayonne une puissance P = 3,85 × 1026 W. 1) Calculer l’énergie E rayonnée par le Soleil en 1 seconde. E = P × Δt = 3,85 × 1026 W × 1 s = 3,85 × 1026 J E = P × Δt Energie en joule (J) Durée en Puissance seconde (s) en watt (W) 2) Calculer la masse perdue par le Soleil chaque seconde à cause de son rayonnement. Δm = 𝐄𝐥𝐢𝐛é𝐫é𝐞 𝐜𝟐 = 𝟑,𝟖𝟓 × 𝟏𝟎𝟐𝟔 (𝟑,𝟎𝟎 × 𝟏𝟎𝟖 )𝟐 Calcul à connaître !! Très souvent demandé en épreuve. = 4,28 × 109 kg par seconde Le Soleil perd chaque seconde plus de 4 milliards de kilogrammes, soit une masse voisine de celle de la pyramide de Khéops !! 3) Proxima du Centaure est l’étoile la plus proche du système solaire.

Cette étoile, beaucoup plus petite et plus froide que notre Soleil, rayonne une puissance d’environ 6,9 × 1023 W. a) Calculer l’énergie rayonnée chaque seconde par Proxima du Centaure. E = P × Δt = 6,9 × 1023 W × 1 s = 6,9 × 1023 J b) Calculer la masse équivalente perdue chaque seconde par Proxima du Centaure. Δm = 𝐄𝐥𝐢𝐛é𝐫é𝐞 𝐜𝟐 = 𝟔,𝟗 × 𝟏𝟎𝟐𝟑 (𝟑,𝟎𝟎 × 𝟏𝟎𝟖 )𝟐 = 7,67 × 106 kg par seconde II Rayonnement émis par le Soleil 1) Unité de la température absolue : le kelvin La température la plus basse possible dans l’Univers est – 273°C, c’est une limite, appelée le « zéro absolu ». En revanche, la température peut être aussi élevée que l’on veut ! On compte les températures à partir de ce plancher, cela permet de ne pas avoir de température négative.

On obtient une nouvelle unité de mesure de la température : le kelvin (symbole : K).

C’est l’unité « officielle » de la température. http://www.prof-tc.fr Page 2/6 Enseignement Scientifique Première Lycée C’est la même échelle que celle des degrés Celsius mais décalée vers le bas de 273 unités.

0 K vaut – 273°C Une augmentation de 1 K correspond à une augmentation de 1 °C. Conversion d’une température θ (thêta) en degré Celsius (°C) en une température T en kelvin (K) : T(K) = θ(°C) + 273 Exemples : Pour θ = 25°C, T = 25 + 273 = 298 K Pour T = 500 K, θ = 500 – 273 = 227°C 2) La longueur d’onde Le Soleil émet de l’énergie sous forme d’ondes électromagnétiques. Ces ondes sont caractérisée par leur longueur d’onde, notée λ (lettre grecque lambda). Elle se mesure en mètre (m), mais on utilise souvent le nanomètre (1 nm = 10–9 m) ou le micromètre (1 μm = 10–6 m). L’œil humain n’est sensible qu’à des ondes électromagnétiques dont la longueur d’onde est comprise entre 400 nm (violet) et 800 nm (rouge).

Il s’agit du domaine visible des ondes électromagnétiques. Dans le domaine du visible, à chaque longueur d’onde correspond une couleur. 3) Le rayonnement thermique Tous les corps émettent un rayonnement électromagnétique appelé rayonnement thermique.

Le spectre de ce rayonnement est continu et ne dépend que de la température du corps.

En émettant ce rayonnement, ils perdent de l’énergie. Ce rayonnement thermique existe quelle que soit la température du corps, même s’il est plus facile de l’appréhender pour des corps portés à haute température. Exemples : filament d’une lampe, lave d’un volcan, coulée d’acier ou de verre, barre métallique chauffée, surface gazeuse d’une étoile, … Toutes les longueurs d’onde dans.... »