Le rayonnement solaire en une frise interactive

Le rayonnement solaire

1879-1955

1864-1928

1835-1893

Albert Einstein

Wilhelm Wien

Joseph Stefan

1900-1979

1858-1947

1844-1906

Max Planck

Cecilia Payne-Gaposchkin

Ludwig Boltzmann

Max Planck

• La loi de Planck (1900)

Max Planck montre que le Soleil émet de la lumière parce que l’énergie n’est pas continue mais quantifiée (en quanta). Sa loi du corps noir décrit précisément l’intensité lumineuse à chaque longueur d’onde, ce qui explique la forme réelle du spectre solaire et résout l’erreur des théories classiques dans l’ultraviolet. Grâce à lui, on comprend que le rayonnement du Soleil dépend uniquement de sa température et que son maximum d’émission tombe dans le visible.

Formule de la loi de Panck :

Constante de Planck (6.63×10 J.s)

Célérité de la lumière (3.00×10 m.s )

-34

-1

Energie du quantum(J)

hc

E = = hv

Fréquence du quantum (Hz)

Longeur d'onde du quantum (m)

*quantum singulier de quanta = paquet d’énergie

Joseph Stefan

• La loi de Stefan (1879)

Elle dit: L'énergie émise par un corps noir par unité de temps et unité de surface est proportionnelle à la puissance quatrième de sa température.Ainsi il a déterminé la température du soleil (5420°C).

Formule de la loi de Stefan :

un corps noir

Puissance émise (en watts)

M = σT

Température (en kelvins)

Constante de Stefan : σ = 5,67×10 W·m ·K

-4

-2

-8

Wihelm Wien

• La loi de rayonnement de Wien (1893-1896)

Cette loi décrit le rayonnement thermique émis par un corps noir en fonction de la longueur d'onde. Plus la température de la source de rayonement est élevée et plus la longeurd'onde d'émission maximal, lambda max est petite. Ainsi, on comprend pourquoi il émet surtout dans le visible (et pas seulement en infrarouge).

Formule de la loi de déplacement de Wien :

le rayonnement thermique

Constante de Wein: b = 2.89777291×10 m.K

-3

Longueur d'onde maximun (en m)

λ =

max

Température abdolu de surface (en Kelvin)

C'est la naisance de la physique quantique

Albert Einstein

Il a joué un rôle essentiel par deux idées majeures : d’où vient l’énergie du soleil et comment la lumière interagit avec la matière ?

• L’origine de l’énergie solaire

Il montre qu’une petite quantité de masse peut se transformer en une énorme quantité d’énergie celon: E=mc². Dans le soleil: la fusion nucléaire transforment une partie de la masse de l’hydrogène en énergie lumineuse.

• La nature du rayonnement solaire : les photons

Il explique, et donc compléte la loi de Planck et permet de comprendre comment le rayonnement solaire interagit avec la matière. Il montre que la lumière est constituée de photons(particules), des paquets d’énergie (remplace le quanta).

Formule de l’équivalence masse-énergie:

Energie (en joules)

Masse (en Kg)

E = mc²

Célerité de la lumière: c =3.0x108 m.s-1

Formule de la loi de Panck :

Constante de Planck (6.63×10 J.s)

Célérité de la lumière (3.00×10 m.s )

-34

-1

Energie du Photon(J)

hc

E = = hv

Fréquence du Photon (Hz)

Longeur d'onde du Photon(m)

Le rayonnement solaire transporte de l’énergie sous forme de particules.

Ludwig Boltzmann

Formule de la loi de Stefan-Boltzmann :

• La loi de Stefan-Boltzmann

C'est Boltzmann qui donnera en 1884 la démonstration théorique de la loi de Stefan qui deviendra ainsi la loi de Stefan-Boltzmann.Ainsi, on peut maintenant calculer la puissance totale du Soleil (pas seulement par m²).

Surface (en m²)

Puissance émise (en watts)

M = σST

Température (en kelvins)

Constante de Stefan-Boltzmann : σ = 5,67×10 W·m ·K

-4

-2

-8

Cecilia Payne-Gaposchkin

• Composition du soleil (1925)

Elle démontre que le Soleil est composé majoritairement d’hydrogène, avec de l’hélium en second.Cela permet de comprendre que son énergie vient de la fusion nucléaire : 4H-> He + énergie Son travail complète directement les apports de Planck, Einstein, ... en reliant composition, fusion, et rayonnement solaire.

Formule de la réaction de fusion nucléaire (dans le coeur du soleil) :

Hydrogène

4H -> He + énergie

Helium