Le Rayonnement Solaire - Assistance Scolaire Personnalisée Et Gratuite - Asp - Poseur De Porte D'entrée Sarthe

Tue, 16 Jul 2024 12:36:53 +0000
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2° La puissance radiative est mesurée au sol (chap 4).. Elle correspond donc à la répartition sur la surface terrestre de la puissance surfacique reçue en altitude.. 3° Valeurs comparées de ces 2 puissances. La puissance qui parvient au sol se répartit sur la planète qui présente, à un instant « t » une demi-sphère éclairée face au Soleil. On rappelle que: S sphère = 4 × π × R 2 La surface de la demi-sphère éclairée vaut: S demi-sphère = 2 × π × R 2 Cette surface est donc 2 fois plus grande que celle du disque imaginaire (= S disque = π × R 2). La même puissance est donc répartie au sol sur une surface 2 fois plus grande. La puissance au sol (=puissance radiative) sera donc 2 fois plus petite (#) que la puissance surfacique (d'origine solaire). Rayonnement solaire exercice corrigé mathématiques. (#): sans compter les rejets d'énergie dus à l'albédo de l'atmosphère.. Valeur moyenne de la puissance reçue au sol sur 1 journée. En moyenne, sur 24 h, la puissance lumineuse se répartit sur la totalité de la surface de la sphère terrestre. La surface de répartition est donc S sphère = 4 × π × R 2.

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Au xix e siècle, les scientifiques se demandaient comment le soleil brillait et quelles étaient les sources des énormes quantités d'énergie nécessaires à la vie sur Terre. Ce n'est qu'au milieu du xx e siècle, avec la découverte des réactions de fission et de fusion nucléaire, qu'on a pu répondre précisément à ces questions. I. Quelles sont les réactions de fusion qui se produisent dans les étoiles? • Une étoile naît de la contraction d'un nuage composé essentiellement d' hydrogène. Sous l'effet de la contraction, le cœur de l'étoile atteint des valeurs de pression et de température extrêmes. En effet, l'étoile convertit son énergie gravitationnelle en énergie thermique. Rayonnement solaire exercice corrigé du bac. La température au centre du Soleil peut atteindre 15 millions de degrés. Les noyaux sont dissociés de leurs électrons: la matière est un gaz ionisé. On parle d'état plasma. Ainsi les noyaux libres donnent lieu lors de chocs entre eux à des réactions de fusion nucléaire en libérant de l'énergie. • La très grande température qui règne dans les étoiles permet de surmonter la répulsion électrostatique entre deux noyaux d'hydrogène.

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Ainsi, dans une première étape, deux protons (noyaux d'hydrogène dépossédés de leur électron) interagissent pour former un noyau de deutérium.

C'est la fin de la naissance de l'étoile. Elle va ensuite vivre sur ses réserves. • Lorsque la concentration en hélium atteint une valeur seuil, la pression au cœur diminue et l'étoile se contracte: la température et la pression augmentent de nouveau. De nouvelles réactions de fusion sont alors possibles pour obtenir des noyaux plus lourds comme le béryllium:, le carbone, le néon, l'oxygène ou le silicium. Exercice n°1 II. Quelle quantité d'énergie est fournie par le Soleil? • Le Soleil rayonne une grande quantité d'énergie. Or l'affirmation de Lavoisier « Rien ne se perd, rien ne se crée, tout se transforme » s'applique aussi ici. Lors de la réaction bilan précédente, la masse du noyau d'hélium produit est légèrement inférieure à la somme des masses des quatre protons. On dit que la réaction nucléaire s'accompagne d'une perte de masse. Or Einstein montra avec sa célèbre formule,, que l'énergie est proportionnelle à la perte de masse. Rayonnement solaire exercice corrigé en. c est la vitesse de la lumière dans le vide. • La luminosité solaire nominale vaut.

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