Exercice Corrigé Pdfenseignement Scientifique Première Rayonnement Solaire - Maison À Vendre Monthermé

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Friday, 5 July 2024

Chargement de l'audio en cours Le rayonnement solaire P. 67 Comment caractériser l'énergie émise par le Soleil, et la réception d'une part de cette énergie sur Terre? IDÉE REÇUE Il fait plus froid aux pôles qu'à l'équateur car les pôles sont plus éloignés du Soleil que ne l'est l'équateur. Pour fêter les 5 ans du SDO (Solar Dynamics Observatory), la NASA a compilé les images des plus belles éruptions solaires. Le rayonnement solaire - 1ère - Cours Enseignement scientifique - Kartable. En voici une. Utilisation des cookies Lors de votre navigation sur ce site, des cookies nécessaires au bon fonctionnement et exemptés de consentement sont déposés. © 2022

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La puissance solaire par unité de surface reçue sur Terre dépend de l'angle d'incidence, entre la droite normale à la surface et la direction du Soleil: plus l'angle d'incidence est faible, plus la surface qui reçoit le rayonnement solaire est faible et plus la puissance solaire reçue est importante. Le rayonnement solaire enseignement scientifique corrigé sur. La puissance solaire par unité de surface est maximale lorsque l'angle d'incidence est nul, car elle est concentrée sur une surface minimale. B La variabilité de la répartition de l'énergie solaire Le rayonnement solaire reçu par la Terre varie en fonction de plusieurs paramètres. La puissance solaire reçue par unité de surface dépend: de l'heure (variation diurne), car la position du Soleil varie dans le ciel; du moment de l'année (variation saisonnière): l'axe de révolution de la Terre sur elle-même étant incliné par rapport au plan dans laquelle elle tourne autour du Soleil (plan de l'écliptique), les hémisphères n'ont pas la même inclinaison vers le Soleil au même moment de l'année; de la latitude (zonation climatique): la surface qui reçoit le rayonnement augmente avec la latitude.

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Actuellement, l'augmentation de la concentration des gaz à effet de serre dans l'atmosphère, libérés par les activités humaines, augmente l'intensité du rayonnement infrarouge absorbé par l'atmosphère et réémis vers le sol, ce qui modifie l'équilibre radiatif. La conséquence de la modification de cet équilibre radiatif est l'augmentation actuelle de la température terrestre. Le rayonnement solaire enseignement scientifique corrigé de la. • De plus, l'augmentation de la température terrestre peut avoir comme conséquence la fonte d'une partie de la neige et de la glace d'où une réduction des surfaces enneigées et englacées à fort albédo. Le réchauffement de la surface terrestre, en diminuant l'albédo terrestre moyen, diminue la puissance solaire réfléchie et entraîne une augmentation de la puissance solaire reçue par la surface terrestre, ce qui accentue alors son réchauffement. Bilan radiatif terrestre Les puissances P (W. m −2) sont reportées à la surface terrestre et les valeurs données (pourcentages) sont arrondies. Pi: puissance solaire incidente.

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À partir des masses des réactifs et des produits, il est possible de calculer l'énergie libérée par la fusion de deux noyaux. B La perte d'énergie par rayonnement Comme tous les corps matériels, les étoiles et le Soleil émettent des ondes électromagnétiques et perdent donc de l'énergie par rayonnement. Le spectre du rayonnement émis par la surface d'une étoile est modélisé par un spectre de corps noir, un corps idéal qui absorbe parfaitement toute la lumière qu'il reçoit, quelle que soit sa longueur d'onde. Cette absorption se traduit par une agitation thermique qui provoque l'émission d'un rayonnement thermique, dit rayonnement du corps noir, et qui est lié à la température absolue de la surface du corps noir. On appelle température absolue une mesure de la température qui prend le zéro absolu (qui est caractérisé par une agitation thermique nulle) comme origine. Le rayonnement solaire enseignement scientifique corrigé en. Elle s'exprime en kelvins (K). La température du zéro absolu est de –273, 15 °C et elle correspond aussi à 0 K. La règle de conversion entre les unités degré Celsius (°C) et kelvin (K) est: T_{(K)} = T_{(°C)} + 273{, }15 Une température de 20 °C correspond à la température absolue: T_{(\text{K})} = T_{(\text{°C})} + 273{, }15 = 20{, }00 + 273{, }15 = 293{, }15\text{ K} Le spectre du rayonnement émis par la surface d'une étoile dépend seulement de la température de sa surface.

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L'objectif de cette partie est d'appréhender le bilan radiatif de la Terre et de comprendre comment celui-ci détermine la température à la surface de la Terre. Il s'agit également de mettre en évidence quelques facteurs d'évolution de la température terrestre. I. Puissance solaire atteignant la Terre • La Terre reçoit une partie de la puissance émise par son étoile, le Soleil. La proportion de la puissance solaire atteignant la Terre en haut de l'atmosphère dépend de la distance entre la Terre et le Soleil, ainsi que du rayon terrestre. La proportion de puissance solaire atteignant la Terre est très faible par rapport à la puissance solaire totale émise, mais l'énergie solaire constitue la source d'énergie permettant le fonctionnement de la quasi-totalité du vivant sur Terre. • La puissance solaire se projette sur une sphère de rayon égal à la distance Terre/Soleil, de 150. 10 6 km, et ayant pour centre le centre du soleil. II. Le bilan radiatif terrestre - Assistance scolaire personnalisée et gratuite - ASP. Rayonnement solaire et albédo terrestre • Le bilan radiatif permet de caractériser le devenir de la puissance solaire reçue par la Terre (en y incluant le globe terrestre et l'atmosphère).

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La longueur d'onde \lambda_{max} qui correspond au maximum d'émission de rayonnement par l'étoile est inversement proportionnelle à la température absolue de sa surface. Intensité lumineuse en fonction de la longueur d'onde pour plusieurs températures de surface de la source La loi de Wien s'applique aux corps noirs, elle relie la longueur d'onde \lambda_{max} du maximum d'émission de rayonnement d'un corps à la température absolue de sa surface: T_{\left(K\right)} = \dfrac{2{, }898 \times 10^{–3}}{\lambda_{max \left(m\right)}} La loi de Wien associée au spectre du rayonnement émis par le Soleil permet de déterminer sa température de surface. Spectre du rayonnement émis par le Soleil Après lecture graphique de \lambda_{max} (maximum de la courbe), on peut en effet déduire la température de surface du Soleil à l'aide de la loi de Wien: T_{\left(K\right)} = \dfrac{2{, }898 \times 10^{–3}}{\lambda_{max \left(m\right)}} Cela signifie que plus la température absolue de surface d'une étoile est importante, plus la longueur d'onde à laquelle elle émet son maximum de rayonnement est faible.

Le Soleil est une étoile dans laquelle se produisent des réactions nucléaires de fusion qui le maintiennent à une température élevée. Ces réactions émettent des rayonnements électromagnétiques qui traduisent la perte d'énergie du Soleil. Pour produire autant d'énergie, le Soleil sacrifie chaque seconde une partie de sa masse. A L'énergie libérée par les réactions nucléaires Le Soleil est une étoile dans laquelle se produisent des réactions nucléaires de fusion. Ces réactions le maintiennent à une température très élevée. Il existe plusieurs réactions nucléaires aux sein du Soleil. Au cœur du Soleil, l'une des fusions possibles concernent deux isotopes de l'hydrogène: le deutérium \ce{^{2}_{1}H} et le tritium \ce{^{3}_{1}H}: \ce{^{2}_{1}H}+\ce{^{3}_{1}H}\ce{->}\ce{^{4}_{2}He}^{*}+\ce{^{1}_{0}n} Cette réaction produit un noyau d'hélium et libère un neutron. Fusion des noyaux de deutérium et de tritium Lors des fusions nucléaires (et de toutes les réactions nucléaires en général), une partie de la masse des réactifs est perdue et convertie en énergie, conformément à la relation d'Einstein.

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