RAYONNEMENT SOLAIRE - 1ère Enseignement Scientifique

[0:06]Salut tout le monde, c'est Théo de Nouvelle Classe. Aujourd'hui, on attaque le chapitre sur le rayonnement solaire de l'enseignement scientifique en première. Cette vidéo, elle a été réalisée en partenariat avec Nathan, et j'espère que tu es prêt, on est parti avec le cours. On est parti de nouvelle pour parler du rayonnement solaire. Dans le soleil, il se déroule des réactions nucléaires et plus précisément la fusion nucléaire de l'hydrogène qui crée de l'énergie et cette énergie, elle se dissipe sous forme de rayonnement. H que j'ai noté ici, c'est le symbole de l'hydrogène et on a donc ici le rayonnement qu'on appelle rayonnement solaire qui sont en réalité des ondes électromagnétiques. C'est grâce à ces ondes électromagnétiques que l'on ressent sur terre la chaleur du soleil. L'énergie du onde électromagnétique, on sait qu'elle est proportionnelle à sa fréquence. Plus la fréquence de notre onde est élevée, plus l'onde électromagnétique sera énergétique. Parlons maintenant des relations à connaître dans ce cours. La première relation, c'est la relation d'Einstein. La relation d'Einstein, elle nous dit que l'énergie libérée au cours de la réaction nucléaire, qu'on pourra noter delta E, et bien cette énergie, elle est égale à delta M qui est égale à la différence de masse solaire multipliée par C au carré avec C la vitesse de la lumière dans le vide. On aura donc ici delta E qui est l'énergie libérée au cours de la réaction nucléaire et on a donc ici delta M qui est égale à la variation de masse du soleil. C comme je te l'ai dit, c'est la vitesse de la lumière dans le vide qui est égale à 3,0 x 10^8 m par seconde. Alors ici, on parle de l'énergie pour information, il faut savoir que l'énergie qui va s'exprimer en joule, elle est égale à la puissance multipliée par delta T qui sera la durée de production de cette énergie. Parlons maintenant de la deuxième relation qui est à connaître dans ce cours, que l'on appelle la loi de Vinne. Pour bien comprendre cette loi, il faut tout d'abord comprendre que les étoiles, ce sont des corps noirs et il faut savoir que la température de surface d'un corps noir, elle est liée au rayonnement émis par ce corps noir. Et la loi de Vinne, elle va justement nous donner la relation entre la température de surface d'un corps noir et la longueur d'onde du rayonnement maximal émis par ce corps noir. Alors pour trouver cette longueur d'onde du rayonnement maximal, on aura souvent un graphe avec en ordonnée l'intensité du rayonnement et en abscisse comme ceci, la longueur d'onde du rayonnement qui sera souvent exprimé en nanomètre comme ceci. On aura une courbe donnée pour une certaine température et l'ordonnée maximale de cette courbe ici, ce sera donc la longueur d'onde du rayonnement maximal qu'on va pouvoir noter lambda max comme ceci. Et bien la loi de Vinne, elle nous donne une relation comme je te l'ai dit entre ce lambda max et la température de surface de notre corps noir et donc de notre étoile. En effet, la loi de Vinne nous dit que lambda max qu'on a donc trouvé ici, il est égal à 2,90 x 10^6 divisé par la température de surface de notre étoile. Alors par exemple, si dans un exercice on te donne lambda max et qu'on te demande d'en déduire la température de surface de l'étoile, et bien il suffit de transformer cette relation en disant que la température de surface, elle est égale à 2,90 x 10^6 divisé par lambda max tout simplement. Alors dans le cas de cette formule, lambda max, il est exprimé en nanomètre et c'est parce que lambda max est exprimé en nanomètre qu'on note ici au numérateur 2,90 x 10^6. Si lambda max était exprimé en micromètre par exemple, on aurait ici du 2,90 x 10^3. Mais la formule la plus fréquente, c'est celle-ci avec lambda max exprimé en nanomètre et la température de surface de notre étoile, elle est exprimée en degrés Kelvin. La température exprimée en Kelvin, c'est égale à la température exprimée en degrés Celsius qu'on a l'habitude de voir habituellement plus 273,15. Il est donc très facile de passer de la température en degré Kelvin à la température en degrés Celsius et inversement. Alors prenons par exemple la terre, on sait que sa température de surface moyenne grand T, elle est égale à 15° C. Grâce à cette formule, on peut passer facilement en degrés Kelvin et on peut donc en déduire facilement lambda max, c'est-à-dire la longueur d'onde du rayonnement maximum émis par la terre. Et grâce à ce calcul, on sait que la terre qui est un corps noir, et bien elle émet un rayonnement infrarouge. Pour finir cette vidéo de cours, parlons de l'albedo. Pour pouvoir parler de l'albedo, nous allons d'abord parler de la puissance solaire reçue par la Terre. On sait que la puissance du rayonnement solaire reçue par une surface sur la planète Terre, elle dépend de deux facteurs principalement. Elle dépend tout d'abord de l'air de cette surface. Mais elle dépend également de l'angle alpha entre la normale à cette surface et la direction du soleil. Alors pour rendre les choses un petit peu plus compréhensibles, je vais faire un petit schéma, je vais ici représenter la planète terre. Prenons le soleil qui serait situé juste ici. Et prenons par exemple une surface sur la Terre qui serait cette surface-ci juste ici qu'on va noter grand S. La direction du soleil que l'on note grand D, elle sera juste ici comme ceci. Ça, ce sera la direction du soleil, grand D. Et la normale à cette surface sur Terre, elle sera représentée perpendiculairement par rapport à cette surface, elle sera donc représentée comme ceci et on va l'appeler petit N. L'angle alpha dont je parle dans le cours, c'est donc l'angle qui est formé par la direction grand D et la normale petit N. Et on sait donc que la puissance du rayonnement solaire reçue par cette surface, elle dépend de deux facteurs, l'aire de cette surface et l'angle alpha entre D et N. Maintenant que la notion de puissance du rayonnement solaire est assez claire, on peut parler de l'albedo. Il faut savoir qu'une partie de la puissance solaire, elle est absorbée par l'atmosphère, les continents et les océans et que le reste de ce rayonnement est réfléchi par la Terre vers l'espace. L'albedo, c'est donc le rapport entre l'énergie solaire ou la puissance solaire qui est réfléchie et l'énergie ou la puissance solaire qui est incidente. On aura donc que l'albedo, qu'on peut écrire grand A, elle sera est égale à la puissance réfléchie par la Terre, divisée par la puissance incidente comme ceci. L'albedo, c'est donc un nombre sans dimension dont la valeur se situe entre 0 et 1. Par exemple, prenons une puissance solaire incidente qui serait égale à 100 W comme on l'a vu précédemment, la puissance s'exprime en W. Mettons que 30 W sont réfléchis par la Terre, on aura donc une albedo grand A qui sera est égale à 30 divisé par 100, ce qui sera donc égal à 0,3. Pour exprimer l'albedo en pourcentage, et bien c'est très très simple, on va simplement multiplier le résultat par 100. On aura donc ici 0,3 x 100, ce qui sera donc égal à 30 % pour exprimer l'albedo en pourcentage. Et ces 30 %, ils veulent tout simplement dire que 30 % de la puissance reçue est réfléchie par la planète que l'on étudie. Et voilà, j'espère que cette vidéo t'a plu, on a déjà fini le cours. On se retrouve tout de suite dans les prochaines vidéos où on parlera des méthodes et où on fera des exercices corrigés sur ce chapitre. À tout de suite sur novelclass.com.