Résumé — Le rayonnement solaire
Ce résumé condense l’exigible du chapitre. Le Soleil rayonne comme un corps noir à environ 5 800 K : sa température fixe la couleur de sa lumière (Wien) et la puissance émise (Stefan) — et au sol, tout dépend de l’angle d’incidence.
L’énergie du Soleil
Le cœur du Soleil est le siège de la fusion de l’hydrogène : une réaction nucléaire qui le maintient à très haute température.
Équivalence masse-énergie
Relation d’Einstein, avec c = 3,00 × 10⁸ m·s⁻¹ : toute énergie rayonnée s’accompagne d’une perte de masse du Soleil.
Le modèle du corps noir
Un corps noir est un modèle : son spectre d’émission ne dépend que de sa température de surface.
Loi de Wien
Pour le Soleil : T ≈ 5 800 K donne λmax ≈ 500 nm, en plein visible. Mesurer λmax sur un spectre, c’est mesurer la température d’une étoile.
Loi de Stefan
σ = 5,67 × 10⁻⁸ W·m⁻²·K⁻⁴. Puissance émise par unité de surface : doubler T multiplie la puissance par 2⁴ = 16.
Deux pièges de calcul
Plus un corps est chaud, plus est petite — elles varient en sens inverse. Et les deux lois s’appliquent en kelvins : convertir avant tout calcul (T(K) = θ(°C) + 273,15).
La puissance reçue au sol
Angle d’incidence
α : angle entre la normale à la surface et la direction du Soleil. Rayons rasants → cos α petit → puissance reçue faible.
C’est cette relation qui explique la zonation climatique : la puissance solaire reçue par unité de surface dépend de l’heure (rotation de la Terre), de la saison (inclinaison de l’axe) et de la latitude.
Les saisons : la bonne explication
Les saisons viennent de l’inclinaison de l’axe de rotation de la Terre, pas de la distance au Soleil. En été, les rayons frappent plus verticalement et les jours durent plus longtemps.
À savoir discuter aussi : les effets de l’exposition des êtres humains au rayonnement solaire — bénéfices (synthèse de vitamine D) et risques (UV, cancers cutanés).
Le cours en vidéo
- Le rayonnement solaire (1re)