ES physic soleil

• Équivalence masse-énergie : la libération d'énergie lors d'une réaction nucléaire s'accompagne d'une diminution de la masse de la source d'énergie.
• Fusion nucléaire: réaction se déroulant au cœur des étoiles, libérant une énorme quantité d'énergie et de lumière.
• Loi de Stefan: relation de proportionnalité entre la puissance surfacique émise par un corps noir et sa température à la puissance 4.
• Loi de Wien: relation entre la température d'un corps noir et la longueur d'onde pour laquelle l'intensité du rayonnement émis est maximale.
• Rayonnement: propagation d'énergie électromagnétique émise par une source.
• Variation journalière: en un lieu donné, variation de la puissance reçue du Soleil au cours de la journée.
• Variation saisonnière: en un lieu donné, variation de la puissance reçue du Soleil au cours de l'année.
• Zonation climatique: répartition de climats différents sur la Terre.
• Équivalence masse-énergie : la libération d'énergie lors d'une réaction nucléaire s'accompagne d'une diminution de la masse de la source d'énergie.
• Fusion nucléaire: réaction se déroulant au cœur des étoiles, libérant une énorme quantité d'énergie et de lumière.
• Loi de Stefan: relation de proportionnalité entre la puissance surfacique émise par un corps noir et sa température à la puissance 4.
• Loi de Wien: relation entre la température d'un corps noir et la longueur d'onde pour laquelle l'intensité du rayonnement émis est maximale.
• Rayonnement: propagation d'énergie électromagnétique émise par une source.
• Variation journalière: en un lieu donné, variation de la puissance reçue du Soleil au cours de la journée.
• Variation saisonnière: en un lieu donné, variation de la puissance reçue du Soleil au cours de l'année.
• Zonation climatique: répartition de climats différents sur la Terre.
• Le Soleil est le siège de réactions de fusion nucléaire qui consomme deux noyaux d'hydrogène pour produire un noyau d'hélium.
• La réaction s'accompagne de la libération d'une très grande quantité d'énergie.
• La réaction permet au Soleil de conserver des températures très élevées.
• La température à la surface du Soleil est d'environ 5 700 °C mais elle peut atteindre plusieurs millions de degrés au centre de l'étoile ou dans les couches les plus hautes de la couronne solaire.
• Énergie libérée ou consommée en J.
• La célérité de la lumière dans le vide en m-g-1 est une constante : c = 3,00 x 103 m •s-l.
• L'énergie libérée par les réactions de fusion nucléaire s'accompagne d'une diminution de la masse du Soleil au cours du temps.
• Le Soleil émet des rayonnements sur la totalité du spectre électromagnétique.
• Les rayonnements du Soleil sont étudiés à partir de spectres représentant l'énergie rayonnée par le Soleil en fonction de la longueur d'onde.
• Dans le cadre du modèle du corps noir, l'allure des spectres ne dépend que de la température.
• Dans le cadre du modèle du corps noir, le spectre du rayonnement émis par le Soleil dépend uniquement de la valeur de la température à sa surface.
• Tous les spectres présentent un maximum d'énergie rayonnée pour une certaine valeur de la longueur d'onde.
• La loi de Wien et la loi de Stefan sont des lois qui décrivent les propriétés des spectres du corps noir.
• La longueur d'onde d'émission maximale et la puissance émise par unité de surface sont inversement proportionnelles à la température T.
• La puissance émise par unité de surface est proportionnelle à la puissance quatrième de la température.
• Le rayonnement solaire favorise la production de vitamine D, qui est essentielle pour la santé
• La température du Soleil est d'environ 6 000 K, on en déduit :
• Variation selon la latitude
• La puissance reçue du Soleil dépend du moment de la journée, du moment de l'année (saisons) et de la position sur terre (latitude).
• Une exposition excessive au soleil peut endommager la peau et augmenter le risque de cancer, tandis qu'une exposition prolongée peut entrainer une déshydratation par exemple.
• Zonation climatique
• 483 mm;
• Elle s'exprime en watt par mètre carré (W - m-^) et vaut 342 W - m--.
• La puissance reçue du Soleil dépend de l'angle entre la normale à la surface et la direction du Soleil.