Le rayonnement solaire
START
Sommaire
Première partie - Le Soleil perd de la masse
Deuxième partie - Température de surface d'une étoile
Introduction
Regarder la vidéo en cliquant sur le lien ci-dessous et répondre aux questions 1 à 8 de la fiche réponse
Suivant
Les étapes de la fusion de l'hydrogène
Suivant
Répondre à la question n°9
Puissance rayonnée par le Soleil
Formules utiles :
Répondre aux questions n°10 à 12 et conclure
Introduction
Liste des documents disponibles :
- Document n°1 : La couleur des étoiles
- Document n°2 : Classification des étoiles
- Document n°3 : Profil spectral du Soleil
- Document n°4 : Profil spectral des étoiles
- Document n°5 : Formules utiles
Travail à faire
Doc 1
Retour liste des documents
Doc 2
Retour liste des documents
Doc 3
Retour liste des documents
Doc 4
Retour liste des documents
Doc 5
Loi de Stefan - Boltzmann :
Loi de Wien :
Retour liste des documents
Travail à faire
A l'aide des documents proposés, répondre aux questions 1 à 4
Retour liste des documents
Suivant
Ouvrir le site Internet en cliquant sur le lien ci-dessous :
Répondre à la question 5. Pour tracer le graphique, utiliser le logiciel Regressi. Notice ici Répondre à la question 6. Enregistrer le travail dans les travaux de la classe avec un nom explicite (actsoleiln°2.prenom1.prenom2)
Retour liste des documents
Notice Regressi
Ouvrir le logiciel en tapant Regressi dans la barre de recherche
Compléter la fenêtre comme sur le modèle et cliquer sur Ok
Faire Fichier -> Nouveau -> Clavier
Cliquer sur Graphes, le graphe demandé s'affiche
Compléter le tableau avec les valeurs obtenues dans le logiciel
Retour Travail à faire
E est l'énergie exprimée en Joules (J) P est la puissance exprimée en Watts (W) Dt est la durée exprimée en secondes (s) m est la masse exprimée en kilogrammes (kg) c est la vitesse de la lumière en m/s
Introduction
On sait depuis l'antiquité que le Soleil est à l'origine de la vie telle qu'on la connaît sur Terre, mais ce n'est que depuis le début du XXème siècle que l'on peut expliquer son fonctionnement. Il est le siège de réactions de fusion nucléaire où des noyaux d'hydrogène s'assemblent pour former un noyau plus lourd en libérant d'énormes quantités d'énergie par rayonnement.
Introduction
La lumière qui nous parvient des étoiles fournit de nombreuses informations aux astronomes : la température de surface de l’astre, la composition chimique de son atmosphère, etc… La question de la température du Soleil est restée pour ainsi dire sans solution pendant de de nombreuses années. Au XXème siècle, l’analyse des spectres a permis de résoudre cette énigme. Comment déterminer la température de surface d’une étoile ?
Le rayonnement solaire - Ens Sci 1ère
Elodie Briaud
Created on November 14, 2024
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Introduction
On sait depuis l'antiquité que le Soleil est à l'origine de la vie telle qu'on la connaît sur Terre, mais ce n'est que depuis le début du XXème siècle que l'on peut expliquer son fonctionnement. Il est le siège de réactions de fusion nucléaire où des noyaux d'hydrogène s'assemblent pour former un noyau plus lourd en libérant d'énormes quantités d'énergie par rayonnement.
Introduction
La lumière qui nous parvient des étoiles fournit de nombreuses informations aux astronomes : la température de surface de l’astre, la composition chimique de son atmosphère, etc… La question de la température du Soleil est restée pour ainsi dire sans solution pendant de de nombreuses années. Au XXème siècle, l’analyse des spectres a permis de résoudre cette énigme. Comment déterminer la température de surface d’une étoile ?