Le Soleil : Fusion Nucléaire et Rayonnement

Le Soleil et la Fusion Nucléaire

La Fusion Nucléaire au Cœur du Soleil

Le Soleil est composé de différentes zones :

• Cœur : Siège des réactions thermonucléaires.
• Zone radiative : Le transfert d'énergie s'effectue très lentement par rayonnement.
• Zone convective : Des tourbillons de matière évacuent la chaleur vers l'extérieur.
• Photosphère : Couche superficielle d'où provient l'essentiel du rayonnement reçu par la Terre.

Chaîne « proton-proton »

1. Étape n°1 : ¹H + ¹H → ²H + ⁰e⁺ + neutrino
2. Étape n°2 : ²H + ¹H → ³He + rayonnements gamma
3. Étape n°3 : ³He + ³He → ⁴He + ¹H + ¹H

C'est la fusion nucléaire des atomes d'hydrogène en hélium qui est à l'origine de la très grande quantité d'énergie rayonnée par le Soleil. Cette fusion s'effectue au cœur du Soleil où règne une température d'environ 15 millions de degrés.

Principe d'Équivalence Masse-Énergie

Le bilan des différentes étapes de fusion de l'hydrogène en hélium 4 peut se résumer ainsi : 4 ¹H → ⁴He + 2 ⁰e⁺

• Einstein postule qu'une particule au repos, du fait de sa masse, possède une énergie appelée énergie de masse E : E (J) = m (kg) × c² ( = 3,00 × 10⁸ m·s^-1)
• Lors d'une réaction nucléaire, une quantité très importante d'énergie est libérée. D'après la relation d'équivalence entre la masse et l'énergie, une libération d'énergie notée E_libérée s'accompagne d'une perte de masse notée Δm, c'est-à-dire que la masse des produits est inférieure à la masse des réactifs. E_libérée= Δm × c² ou Δm = E_libérée/c². E (J) = P (W) × Δt (durée en s)

Rayonnement Émis par le Soleil

Unité de la Température Absolue : le Kelvin

La température la plus basse possible dans l'Univers est -273,15 °C. C'est une limite, appelée le "zéro absolu". En revanche, la température peut être aussi élevée que l'on veut ! On compte les températures à partir de ce plancher, cela permet de ne pas avoir de température négative. On obtient une nouvelle unité de mesure de la température : le Kelvin (K). C'est l'unité « officielle » de la température. T(K) = θ(°C) + 273,15

Exemples :

• Pour θ = 25 °C, T = 25 + 273,15 = 298,15 K
• Pour T = 500 K, θ = 500 - 273,15 = 226,85 °C

La Longueur d'Onde

• Le Soleil émet de l'énergie sous forme d'ondes électromagnétiques.
• Ces ondes sont caractérisées par leur longueur d'onde. Elle se mesure en mètre (m), mais on utilise souvent le nanomètre (1 nm = 10^-9 m) ou le micromètre (1 μm = 10^-6 m).
• Entre 400 nm (violet) et 800 nm (rouge) : Il s'agit du domaine visible des ondes électromagnétiques.

Dans le domaine du visible, à chaque longueur d'onde correspond une couleur.

Le Rayonnement Thermique

• Tous les corps émettent un rayonnement électromagnétique appelé rayonnement thermique. Le spectre de ce rayonnement est continu et ne dépend que de la température du corps. En émettant ce rayonnement, ils perdent de l'énergie.
• Toutes les longueurs d'onde dans le spectre de ce rayonnement thermique ne sont pas présentes avec la même intensité. Certaines couleurs « dominent » plus que d'autres.

Il est possible de tirer du spectre le profil spectral, c'est-à-dire le graphique représentant l'intensité lumineuse du rayonnement en fonction de la longueur d'onde.

Le Profil Spectral d'un Corps Noir

Un corps noir en physique est un corps « idéal » qui absorberait tout le rayonnement qu'il reçoit, sans le réfléchir ni le transmettre. Un tel corps émet un rayonnement qui ne dépend que de sa température. On peut considérer que les étoiles, le Soleil ou le filament d'une lampe à incandescence, se comportent comme des corps noirs.

La Loi de Wien

• La longueur d'onde du maximum d'émission λ_max du rayonnement d'un corps noir est inversement proportionnelle à sa température T.
• λ_max : longueur d'onde correspondant au maximum d'intensité en mètre (m)
• T : température en kelvin (K)
• λ_max = (2,90 × 10^-3) / T ou T = (2,90 × 10^-3) / λ_max

Les étoiles, dont le Soleil, se comportent de manière assez similaire à un corps noir. Il est donc possible de déduire leur température de surface à partir de leur spectre.

Rayonnement Solaire Reçu par la Terre

Puissance Radiative Reçue du Soleil

• Pour capter l'énergie transportée par le rayonnement solaire, on peut installer des panneaux solaires.
• Plus l'aire du panneau solaire est grande, plus l'énergie captée chaque seconde sera grande.
• Cette surface doit être orientée convenablement par rapport aux rayons du Soleil : le panneau solaire doit être perpendiculaire à ces rayons pour capter la totalité du rayonnement. Dans le cas contraire, on ne capte qu'une fraction de ce rayonnement.

La puissance radiative reçue du Soleil par une surface dépend de son aire et de son inclinaison par rapport aux rayons du Soleil. L'inclinaison est mesurée par l'angle entre la normale à la surface et les rayons lumineux provenant du Soleil.

Plus les rayons sont inclinés, plus la puissance radiative reçue du Soleil est petite. En effet, l'énergie solaire « s'étale » sur une plus grande surface. Cette dépendance à l'inclinaison des rayons explique les variations de température au cours de la journée, des saisons et du climat que l'on observe sur Terre.

Variation Diurne

Le matin et le soir, les rayons du Soleil arrivent plus inclinés à la surface de la Terre qu'en milieu de journée.

• La puissance radiative reçue dépend de l'heure. C'est la variation diurne. L'ensoleillement est maximal à midi, heure solaire.

Variation Saisonnière

L'axe de rotation de la Terre est incliné d'un angle d'environ 23,4° par rapport au plan de l'écliptique (plan dans lequel la Terre tourne autour du Soleil). Ceci explique les variations saisonnières de température.

• Le 21 décembre, c'est l'hiver dans l'hémisphère Nord (et l'été dans l'hémisphère Sud). Dans l'hémisphère Nord, les rayons arrivent plus inclinés le 21 décembre que le 21 juin. La puissance radiative reçue du Soleil est donc plus faible en hiver, la surface terrestre reçoit moins d'énergie, il y fait plus froid.
• La puissance radiative reçue dépend du moment de l'année. C'est la variation saisonnière. Dans l'hémisphère Nord, l'ensoleillement est plus important l'été.

Zonation Climatique

Plus la latitude est élevée (plus on se rapproche du pôle Nord), plus les rayons solaires arrivent inclinés par rapport au sol, plus la puissance radiative est faible.

Au niveau du point A, les rayons solaires arrivent très inclinés par rapport au sol. Au niveau du point B, c'est toujours l'hiver, mais les rayons arrivent moins inclinés qu'en A. Il fera donc moins froid en B qu'en A.

Ceci explique que le climat est plus froid aux latitudes élevées (zone tempérée, zone arctique) qu'aux faibles latitudes (zones tropicales).

• La puissance radiative reçue dépend de la latitude. Plus elle est élevée (plus on se rapproche des pôles), plus l'ensoleillement est faible. C'est la zonation climatique.