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Première · Enseignement scientifique · Chapitre 2

Le Soleil, notre source d'énergie

Ce que tu sauras faire

  • Expliquer d'où vient l'énergie rayonnée par le Soleil, et pourquoi sa masse diminue.
  • Appliquer la loi de Wien pour déterminer la température de surface d'un corps assimilé à un corps noir.
  • Appliquer la loi de Stefan pour calculer la puissance rayonnée par unité de surface, puis la puissance totale d'une étoile.
  • Calculer la puissance solaire reçue par une surface et expliquer pourquoi elle dépend de l'heure, de la saison et de la latitude.
  • Établir le bilan radiatif de la Terre et expliquer le rôle de l'albédo et de l'effet de serre.
  • Décrire la photosynthèse comme une conversion d'énergie lumineuse en énergie chimique, et en estimer le rendement.
  • Distinguer une source d'énergie renouvelable d'une source non renouvelable, et reconnaître celles qui proviennent du Soleil.

Au programme du chapitre

  1. D'où vient l'énergie du Soleil ?
  2. Tout corps rayonne : le modèle du corps noir
  3. La loi de Stefan : combien un corps rayonne-t-il ?
  4. Du Soleil à la Terre : la constante solaire
  5. Pourquoi tout le monde ne reçoit pas la même chose : l'angle d'incidence
  6. Le bilan radiatif de la Terre
  7. La photosynthèse : la conversion biologique de l'énergie solaire
  8. Des sources d'énergie qui viennent presque toutes du Soleil

Exercices corrigés

Exercice 1

Une étoile A a une surface à 3 000 K, une étoile B à 6 000 K. Que peux-tu dire, sans aucun calcul, de la couleur de chacune et de la puissance qu'elles émettent par mètre carré ?
Un coup de pouce
Deux lois, deux effets. L'une porte sur l'endroit du maximum, l'autre sur la quantité totale. Écris chacune avec un rapport de températures égal à 2.
Voir la correction pas à pas
Couleur (loi de Wien). λmax=b/T\lambda_{max} = b/T : plus TT est grande, plus λmax\lambda_{max} est petite. B a donc son maximum à une longueur d'onde deux fois plus courte que A : B tire vers le bleu, A vers le rouge et l'infrarouge.
Puissance (loi de Stefan). P/S=σT4P/S = \sigma T^4 : en doublant la température, on multiplie la puissance surfacique par 24=162^4 = 16. Chaque mètre carré de B émet seize fois plus que chaque mètre carré de A.
Attention : cela ne dit rien de la puissance totale des deux étoiles, qui dépend aussi de leur rayon.

Exercice 2

En janvier, la Terre est plus proche du Soleil qu'en juillet. Pourquoi fait-il pourtant plus froid en France en janvier ?
Un coup de pouce
Regarde la formule P=C Scos⁡iP = C\,S\cos i et demande-toi lequel des trois facteurs varie beaucoup entre janvier et juillet à Paris. Puis demande-toi ce qui se passe en Australie au même moment.
Voir la correction pas à pas
Parce que la distance n'est pas le facteur déterminant : elle ne varie que d'environ 3 % sur l'année, ce qui change la puissance reçue de quelques pour cent seulement. Ce qui varie fortement, c'est l'angle d'incidence. L'axe de rotation de la Terre est incliné de 23,4° et garde la même direction au cours de l'année : en janvier, l'hémisphère nord est incliné à l'opposé du Soleil, donc les rayons y arrivent très obliques (cos⁡i\cos i petit) et les jours sont courts. En juillet, c'est l'inverse. La puissance reçue par mètre carré, P=C Scos⁡iP = C\,S\cos i, est bien plus faible en janvier dans l'hémisphère nord — et bien plus forte au même moment dans l'hémisphère sud, où c'est l'été.

Les pièges à éviter

  • Appliquer la loi de Wien ou de Stefan avec une température en degrés Celsius.
  • Oublier de convertir les nanomètres ou les micromètres en mètres dans la loi de Wien.
  • Confondre la puissance par unité de surface et la puissance totale d'une étoile.
  • Écrire une énergie en watts, ou une puissance en joules.

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