Le rayonnement solaire - Ens Sci 1ère

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Le rayonnement solaire

Sommaire

Deuxième partie - Température de surface d'une étoile

Première partie - Le Soleil perd de la masse

Regarder la vidéo en cliquant sur le lien ci-dessous et répondre aux questions 1 à 8 de la fiche réponse

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Introduction

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Répondre à la question n°9

Les étapes de la fusion de l'hydrogène

Répondre aux questions n°10 à 12 et conclure

Puissance rayonnée par le Soleil

Formules utiles :

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

Introduction

Doc 1

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Doc 2

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Doc 3

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Doc 4

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Loi de Wien :

Loi de Stefan - Boltzmann :

Doc 5

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A l'aide des documents proposés, répondre aux questions 1 à 4

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Travail à faire

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)

Ouvrir le site Internet en cliquant sur le lien ci-dessous :

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Cliquer sur Graphes, le graphe demandé s'affiche

Compléter le tableau avec les valeurs obtenues dans le logiciel

Compléter la fenêtre comme sur le modèle et cliquer sur Ok

Faire Fichier -> Nouveau -> Clavier

Ouvrir le logiciel en tapant Regressi dans la barre de recherche

Notice Regressi

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 ?