1° Ens Scientif – Chap 4 : Le rayonnement solaire

Partie I : Cours et illustrations de cours

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I Observation d’un spectre en intensité lumineuse

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1° Analyse spectrale du rayonnement d’un corps chaud.

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2° Relation obtenue :

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Graphe avec régressi de λmax = k / θ (en °C)

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Graphe avec régressi de λmax = k / T (en K)

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L’origine des température doit donc être décalée à – 273 °C pour avoir une relation linéaire.

Cette origine sera appelée le zéro absolu (voir Wikipedia). On définira avec cette origine une échelle de température appelée « Échelle Kelvin(*)« .

Comment est définie l’échelle Kelvin :

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3° Équation correspondant à la loi de Wien

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On pourra la retenir sous la forme :

Avec :

  • λmax : Longueur d’onde du maximum d’émission (en m)
  • et T : Température de la surface du corps noir (en K)

Cette relation sera utilisée dans les exercices.

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II La puissance radiative du Soleil

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1° La puissance radiative du soleil se mesure au sol.

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Illustration : Une personne qui bronze ressent la puissance radiative du soleil.

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La puissance radiative est la puissance lumineuse reçue (en W) du fait des radiations lumineuses du soleil. Elle est mesurée au sol, par unité de surface mesurée à plat sur le sol (en m2).

Cette surface peut être notée S. On a donc, pour définition mathématique de la puissance surfacique, la relation :

Cette puissance s’exprimera donc en W.m-2

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2° Puissance P versus énergie E

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L’énergie est la puissance × temps. Pour preuve, pensez à la facture EDF ! : Plus j’utilise mon four de 3000 W (=puissance) pendant une longue durée (=temps), plus la consommation facturée est élevée (=Énergie).

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III Les paramètres qui influencent le climat

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1° Les positions relatives de la Terre et du Soleil

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2° Plusieurs paramètres ont une influence sur le climat, d’autres pas !

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Une animation est éventuellement disponible en cliquant sur l’image ci-dessous :

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IV La production d’énergie par fusion

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1° Une cascade de réactions de fusion

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Le bilan de cette cascade de réaction s’écrit donc :

6 11H  → 42He + 2 11H  + 2 β+ + 2 + 2

Remarque : Pour vérifier les lois de Soddy :

  • La désintégration β+ peut être notée +10e
  • Le rayonnement gamma peut être noté 
  • De même, le neutrino, noté peut être noté

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2° L’énergie dégagée par la perte de masse

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Les particules reliées entre-elles sont plus légères que les particules prisent séparément.

La fusion de 2 noyaux pour former un plus gros noyau s’accompagne donc d’une variation de masse : Δm

 

3° La relation d’Einstein

 

Cette différence de masse Δm correspond à une énergie E selon la loi d’Einstein :

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4° La fusion sur Terre : Le projet ITER – En vidéo

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A l’intérieur du Tokamak

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 Bilan

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Cliquez sur le lien suivant pour accéder à la « Fiche de cours » qui sera complétée en classe.

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Exercices possibles

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Exercice d’application directe : n° 9 – p 83

Remarque : Cet exercice est déjà corrigé dans votre livre.

Faire les exercices d’approfondissement : n° 6, 11, 14, 18 – p 82-85

Ces exercices seront corrigés en classe et leur corrigés vous seront ensuite accessibles dans la partie « Corrigés » ci-dessous.

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 Corrigés

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Corrigés déjà accessibles :

COURS en version CORRIGÉE

Cliquez sur le lien suivant pour accéder à la « Synthèse du cours Corrigée » telle qu’elle a été complétée en classe

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CORRIGÉS des EXERCICES

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Des éléments de correction complémentaire apparaitront ci-dessous lorsque la partie correspondante aura été faite en classe. Un code utilisable ci-dessous vous sera alors transmis par l’intermédiaire d’École Directe.

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Un code vous sera donné par votre professeur lorsque le chapitre sera terminé.