Bilan à trous — A · Le rayonnement du Soleil
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Chaque mot de la banque sert une seule fois.
Banque de mots : 16 • 4πR² • bleue • c² • courtes • diminué • hélium • Kelvin • kelvins • noir • Stefan • Wien
La loi de Wien
Tout corps chaud émet un rayonnement, et le spectre de ce rayonnement dépend de sa température. Un objet idéal qui absorbe tout le rayonnement qu'il reçoit, et dont l'émission ne dépend QUE de sa température, est appelé corps : le Soleil s'en approche de très près.
Plus le corps est chaud, plus le maximum d'émission se déplace vers les longueurs d'onde. C'est la loi de : λmax × T = 2,90 × 10⁻³ m.K, où λmax est en mètres et où T doit impérativement être exprimée en .
Conséquence contre-intuitive : dans le ciel, une étoile est BEAUCOUP plus chaude qu'une étoile rouge.
0 / 5 complétésLa loi de Stefan
La deuxième loi du rayonnement donne la puissance émise par unité de surface : c'est la loi de , P / S = σ × T⁴ avec σ = 5,67 × 10⁻⁸ W.m⁻².K⁻⁴.
L'exposant 4 est redoutable : si on double la température d'un corps, la puissance qu'il rayonne est multipliée par .
Pour obtenir la puissance TOTALE d'un astre, il reste à multiplier par l'aire de sa surface, soit pour une sphère de rayon R.
0 / 3 complétésL'énergie du Soleil
Au cœur du Soleil, à 15 millions de kelvins, quatre noyaux d'hydrogène finissent par fusionner en un noyau d'.
En pesant les deux côtés de la transformation, on constate que la masse totale a . Cette masse manquante n'a pas disparu : elle est devenue de l'énergie, selon la relation d'Einstein E = Δm × .
C'est ce mécanisme, totalement inconnu au XIXᵉ siècle, qui manquait à quand il annonçait un Soleil bien trop jeune pour les géologues.
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