Partie I- La source principale le soleil(1).pdf

Rayonnement solaire
Pr.N.Aarich (aarich.noura@gmail.com), 2023
1

Partie I. La source principale: le soleil
Partie II. Rayonnement solaire au sommet de l’atmosphère
Partie III. Rayonnement solaire reçu au sol
Partie IV. Changement climatique et émissions de gaz à effet de serre
Partie V. Instruments de mesure et méthodes d’estimation du rayonnement
solaire
Outlines
2

Partie I. La source principale: le soleil
 Qu’est ce que le soleil,
 La structure du soleil,
 Réactions nucléaires au cours du soleil.
3

Partie II. Rayonnement solaire au sommet de l’atmosphère
 Spectre des ondes électromagnétiques,
 Puissance dégagée par le soleil,
 Puissance solaire reçue par la Terre,
 Puissance surfacique reçue par la Terre,
 Mouvement apparent du soleil,
 Coordonnées géographiques,
 Déclinaison solaire,
 Position solaire à tout moment de la journée (L’angle solaire zénithal, l’azimut
solaire, l’élévation angulaire du soleil au-dessus de l’horizon)
 Temps solaire moyen et vrai, le temps universel, le temps légal, la durée du jour,
 Lever et coucher du soleil.
4

Partie III. Rayonnement solaire reçu au sol
 Qu’est ce qu’une atmosphère,
 Ou est la limite supérieure de l’atmosphère,
 L’atmosphère terrestre,
 Couches de l’atmosphère terrestre,
 Variation de température,
 Spectre d’absorption de l’atmosphère,
 Les compositions du rayonnement solaire.
5

Partie IV. Changement climatique et émissions de gaz à effet de serre
 L’effet de serre terrestre,
 Les gaz à effet de serre,
 Rôle de la nature sur le gaz carbonique,
 Cycle du carbone dans l’atmosphère,
 Effet du réchauffement climatique,
 Bilan radiatif de la Terre.
6

Partie V. Instruments de mesure et méthodes d’estimation du rayonnement solaire
 Pyranomètre,
 Pyrhéliomètre,
 Pyranomètre photovoltaïque- photodiode au silicium,
 Estimation du rayonnement solaire
7

Introduction
L’énergie et nous
8
 L’énergie est un concept absolument centrale dans les sciences ,
 Notre société industrielle repose sur une énorme
consommation d’énergie pour son fonctionnement.

Introduction: L’énergie et nous
9
 L’énergie c’est ce qui rend toutes les transformations possibles,
 A chaque fois que quelque chose a été modifié, il y eu de l’énergie en jeu:
 Pour chauffer de l’eau, il vous faut de l’énergie,
 Pour déplacer un objet, il vous faut de l’énergie,
 Pour allumer une lampe, il vous faut de l’énergie,
L’énergie c’est ce qui permet des transformations
C’est une grandeur physique qui caractérise un changement d’état d’un système
 A chaque fois qu’il y a des modifications autour de nous, de l’énergie est impliquée.
1. Définition

10
2. Classifications des énergies
Par type Par forme
Par origine primaire
Par distribution
finale

11
a. Types d’énergie
Les 6 types d’énergie sont :
 chimique, combustible ou source d’ions mobiles,
 électrique, différence de potentiel induisant circulation de courant,
 mécanique, forme potentielle ou cinétique,
 nucléaire, par fission (et par fusion contrôlée quand elle le sera),
 rayonnante, rayonnement électromagnétique visible ou invisible,
 thermique, sous forme de couple de sources à températures différentes.

12
b. Formes d’énergie
Énergie cinétique : c’est l'énergie associée au mouvement :
 d'une masse,
 de particules chargées,
 de photons (quasi-particules sans masse au repos).
Énergie potentielle : traduit la capacité d’un système instable à évoluer vers un état plus stable en libérant de l’énergie,
avec dégagement de la différence d'énergie entre les deux états du système (le plus stable ayant une énergie moindre) :
 énergie potentielle mécanique (de gravité, de gravitation ou élastique),
 énergie potentielle chimique,
 énergie potentielle thermique dont :
- l'énergie thermique qui est due à l’agitation thermique d'un corps au repos,
- l’énergie de chaleur latente permettant les changements de phase.
 énergie potentielle électromagnétique dont :
- l’énergie potentielle électrostatique : position de particules chargées dans un champ électrique, par exemple
l'énergie dans un condensateur,
- l’énergie potentielle magnétostatique : position de boucles de courant dans un champ magnétique, comme l'énergie
dans une bobine électrique.

13
c. Sources d’énergie primaire
Une source d’énergie primaire est une énergie disponible dans la nature avant toute transformation.
L’énergie primaire correspond à l’état de l’énergie « au plus près » de la nature.

14
Sources primaires d’énergie
 Le charbon : c'est un mélange d'éléments minéraux, de soufre, et une majorité de carbone presque pur,
 Le pétrole : c'est un composé de diverses molécules comportant essentiellement du carbone et de
l'hydrogène,
 Le gaz naturel : c'est aussi un hydrocarbure, comme le pétrole, mais c'est celui qui est le moins "carboné"
de tous,
 Le vent (énergie éolienne),
 Le rayonnement solaire (énergie solaire),
 L'eau en mouvement (énergie hydroélectrique ou mécanique, comme dans les anciens moulins),
 La géothermie, c'est à dire la chaleur provenant des entrailles de la terre.
 La biomasse (les plantes), qui nous fournissent des composés comportant essentiellement du carbone, de
l'hydrogène et de l'oxygène.

15
Renouvelabilité des sources d’énergie primaire
 Certaines formes d'énergie primaire
sont renouvelables, c'est à dire qu'elles
se renouvellent en permanence,
d'autres non (sujettes à épuisement,
comme le pétrole par exemple). Mise à
part la géothermie, presque toutes les
sources renouvelables sont plus ou
moins des dérivés de l'énergie solaire.
 Le consommateur se soucie assez peu de l’énergie primaire, il est
essentiellement intéressé par l’énergie qu’il pourra réellement utiliser,
sous une forme ou sous une autre pour sa consommation finale..

16
d. Energies finales
o L'énergie finale est l'énergie utilisée par l'utilisateur final.
o L’énergie primaire n’est pas toujours utilisable directement et doit, le plus souvent, être transformée en
une source d’énergie secondaire pour être mise en œuvre, c’est-à-dire stockée, transportée et utilisée
( vecteur énergétique). L’énergie secondaire est elle-même transformée en énergie finale.
o L’énergie finale est celle qui est distribuée à l’utilisateur final au dernier stade de la chaîne énergétique:

17
3. La conservation de l’énergie
C’est le grand principe de l’énergie,
o Principe de conservation: Si on met dans un volume quelque chose et que l'on ferme bien la boîte,
l'on s'attend à y retrouver, lorsqu’on l’ouvrera ultérieurement, ce qu'on y a mis.
o L'énergie totale d'un système isolé se conserve,
o Par principe, l'énergie est donc d'office conservée dans un volume donné, et si elle diminue, c'est
qu’une partie en est sortie, ou qu'elle s'est transformée en quelque chose qu'il faut identifier :
chaleur, masse, rayonnement etc.
o Chaque fois qu'il a semblé que l'énergie n'était pas conservée, il s'agissait en fait de sa
transformation en une nouvelle forme.

Partie I
La source principale: le soleil 1
18

D’où vient l’énergie qui réchauffe notre planète?
Le soleil est responsable de la quasi-totalité de
l’énergie entrant dans notre système
19
Partie I: La source principale: le soleil

Source énergétique dépend
directement du soleil
Inépuisable
L’énergie solaire
Une source d’énergie
renouvelable incontournable
20

 La source de la plupart des autres énergies renouvelables,
 Le rayonnement solaire est à l’origine de la plupart des formes d’énergie que nous
exploitons.
21

22
L’énergie solaire est l’énergie transmise par le soleil sous forme de lumière et de chaleur.
 Elle permet de chauffer de l’eau (grâce à des panneaux thermiques) ou un logement (avec de grandes baies vitrées
sur le plan sud de son logement par exemple) et de produire de l’électricité (grâce à des panneaux photovoltaïques).
Le soleil intervient indirectement dans la production d’une grande partie des énergies sur Terre:
 L’énergies hydraulique utilise le mouvement de l’eau (chutes ou cours d’eau, courants marins…) qui dépend du cycle
du soleil,
 L’énergie éolienne utilise les différences de pression dans l’atmosphère, elles- mêmes influencées par le soleil,
 C’est aussi, le soleil qui fournit aux végétaux l’énergie nécessaire à leur développement par photosynthèse,
 Les combustibles utilisées par les énergies fossiles (le charbon que l’on brule dans les centrales thermiques par
exemple) proviennent de matière organiques crées par photosynthèse.
Le soleil fournit de façon indirecte, l’énergie de tous les êtres vivants.

Qu’est ce que le Soleil?
Notre soleil
Voie Lactée
Le soleil fait partie d’un système stellaire d’environ 140 milliards d’étoiles
23

Le soleil est l’étoile centrale de notre système planétaire
24

Distance de la terre=150
Millions de kilomètres=8min
lumière
Soleil=98% de la Masse du
système solaire
25
Sa gravité, sa chaleur et sa
lumière influencent tous les
corps dans son voisinage.
Le soleil est une énorme sphère de gaz incandescent

Une étoile moyenne parmi des milliards dans notre galaxie
~ 100 milliards d’étoiles + poussières et gaz
~ 10 milliards Années Lumières
26

27
Une boule énorme de gaz chaud: Hydrogène (92%)+ Hélium (7%)+ traces d’éléments lourds (1%)
Question:
Le Soleil tourne t’il sur lui-même ?
Notre étoile est bien en rotation sur
elle-même, comme tous les corps
célectes,
Période de rotation: 25 jours à
l’équateur,
Tourne autour de la Voie lactée en
200 millions d’années.
Oui!

Le Soleil en chiffres
Age: 5 milliards d’années , durée de vie ≈ 9,5.109 ans,
Diamètre: 1. 39 million de km (109 x DTerre),
Distance moyenne à la terre: La Terre gravite à 149, 6 106 km du
soleil sur une trajectoire elliptique d’excentricité 0,0167 dont le
Soleil est à l’un des foyers,
Masse: 2 milliards de milliards de milliards de tonnes (1,99.1030
kg) équivalent à 330 000 x Mterre.
28

La durée de vie du soleil
29
La durée de vie du soleil dépend de la quantité d’hydrogène qui reste à
consommer, on estime qu’il existe depuis environ 4.5 milliards d’années, et
subsistera, tel qu’il est, pendant au moins encore 5 milliards d’années .
Le Soleil a du carburant pour encore
environ 5 milliards d’années, ensuite il
deviendra une géante rouge et détruira
l’ensemble des planètes, y compris la
terre!
Dans son état actuel, le cœur du soleil
transforme chaque seconde plus de 4 millions
de tonnes de matière (de masse) en énergie
qui est transmise aux couches supérieures de
l’astre et émise dans l’espace sous forme de
rayonnement électromagnétique.

La structure du Soleil
30
INTERIEUR ATMOSPHERE
Cœur nucléaire (Noyau)
0 ≤ r/rS ≤ 0.23
T ≈ 1.5 ∙ 107 K
ρ ≈ 100 g/cm3
Fusion nucléaire
Zone Radiative
0.23 ≤ r/rS ≤ 0.7
T ≈ 7 ∙ 106 K
ρ ≈ 4 g/cm3
Absorption et émission
Zone convective
0.7 ≤ r/rS ≤ 1
T ≈ 2 ∙ 106 K
ρ ≈ 0.15 g/cm3
Transport d'énergie par
convection
Chromosphère
1.001 ≤ r/rS ≤ 1.01
T ≈ 4500 K
ρ ≈ 5 ∙ 10-9 g/cm3
Photosphère
1 ≤ r/rS ≤ 1.001
T ≈ 5800 K
ρ ≈ 2 ∙ 10-7 g/cm3
Emission du spectre
solaire continue
Couronne
1.01 ≤ r/rS ≤ 20
T ≈ 107 K
ρ ≈ 10-15 g/cm3

 Le cœur nucléaire
31
 Température: ~15 millions de degrés
rS = 0.25, ρ ≈ 150 000 kg/m3
 FUSION NUCLEAIRE:
Le Soleil transforme 700 millions de tonnes d’hydrogène en 695 millions
de tonnes d’hélium chaque seconde.
 Il perd 5 millions de tonnes toutes les secondes
=> E=mc2 => Il produit de l’énergie

 La zone radiative
32
 La zone de radiation se situe approximativement entre 0,2 et 0,7 rayon solaire.
 Comme son nom l'indique, l'énergie émise par le cœur est transférée vers la
surface sous forme de radiations électromagnétiques, c'est-à-dire sous forme de
photons. Ces photons rentrent en collision avec les particules (atomes ionisés) du
milieu.
 gaz de même densité que l’eau, sa température est de 2,5 millions °C.
 Le temps de diffusion des photons est très long, de l’ordre du million d’années,
alors que la lumière émise depuis la surface ne met que 8 min pour atteindre la
terre.

 La zone de convection
33
 La zone de convection s'étend de 0,7 rayon solaire du centre à la surface visible
du Soleil.
 La zone de convection est la dernière couche de l’intérieur du Soleil. La
température décroît suffisamment (de 2x106 à 6x103 Kelvin) pour que des
atomes se forment. La densité aussi décroît considérablement.
 L'énergie n’est plus transportée par rayonnement mais par convection vers la
surface selon un mouvement vertical: le rayonnement chauffe la matière qui
monte, se refroidit à proximité de la surface et se renfonce alors.
 La température y passe de 2 millions à 6 000 kelvins.

 Photosphère
34
Photosphère
 Partie externe de l’étoile, constitué de gaz qui constituent la lumière
du soleil visible,
 Au-delà de la photosphère, la lumière visible est libre de se propager
dans l’espace, et son énergie de s’échapper entièrement du soleil,
 C’est dans cette couche qui sont formées la plupart des raies
spectrales, elle permet entre autres de déterminer la composition
chimique de l’étoile, sa température, son champ magnétique et sa
gravité,
 Cette surface est une frontière virtuelle entre l’intérieur du soleil et
son atmosphère.
Température varie entre 5800
et 4200 degrés kelvin,

 La chromosphère
35
Chromosphère solaire
Image prise en France lors
de l'éclipse totale de 1999
 Première couche de l’atmosphère du soleil,
 La chromosphère est une fine couche de matière qui
s’étend de 500 à 2 000 kilomètres,
 La zone de température minimum qui sépare la
photosphère de la chromosphère offre une température
suffisamment basse,
 Sa température augmente graduellement avec l’altitude,
pour atteindre un maximum de 100000 kelvin à son
sommet,
 Devient visible lors des éclipses totales.
T ≈ 4500 K

 Couronne
36
Couronne solaire Image prise en France lors
de l'éclipse totale de 1999
Très chaude:
des millions de degrés
 11 aout 1999, les éclipse totales de soleil
sont la seule occasion de visualiser
directement la couronne (en blanc) et la
chromosphère (en rose),
 La couronne est la partie externe de
l’atmosphère solaire composée de plasma,
 Sa température est supérieure à celle de la
chromosphère et peut atteindre des
millions de °K,
 La zone de transition entre la
chromosphère et la couronne est le siège
d'une élévation rapide de température, qui
peut approcher un million de kelvins,
 Cette élévation de température est liée à
une transition de phase au cours de
laquelle l’hélium devient totalement ionisé
sous l’effet des très hautes températures.

• Le Soleil, une formidable centrale à fusion
thermonucléaire.
Réactions nucléaires au cœur du soleil
Qu'est-ce que la fusion ?
37

38
La fusion nucléaire est un processus où deux noyaux atomiques légers
s’assemblent pour former un noyau plus lourd. Cette réaction s’effectue
naturellement dans le Soleil et au cœur des étoiles.

39
𝟏
𝟐
𝐇 + 𝟏
𝟑
𝐇 → 𝟐
𝟒
𝐇𝐞 + 𝟎
𝟏
𝐧

40
la masse (réactifs) > la masse (produits)
Aspect énergétique
Un peu de la masse a disparu et une grande quantité d'énergie est apparue.
(Ostralo.net)

Equivalence masse-énergie
41
E= m.C2
 E: Energie libérée par fusion dans l’étoile en joules (J),
 m: perte de masse au cours de la fusion,
m(perdue) = m(réactifs) – m(produits) en kg,
 C: célérité de la lumière dans le vide = 2,99792458. 108 m. s-1

Energie-puissance
E = P . t
 E: énergie libérée pendant t (J)
 P: puissance (W)
 t: temps (s)
42

Application 1
1. L’équation de la réaction de fusion entre le deutérium et le tritium s’écrit
𝟏
𝟐
𝐇 + 𝟏
𝟑
𝐇 → 𝐙
𝐀
𝐗 + 𝟎
𝟏
𝐧
En utilisant les lois de conservation, identifier la particule X.
2. Calculer la perte de masse ∆m lors de cette réaction.
3. Déterminer l’énergie libérée E lors de cette réaction, en MeV.
Avec:
m(𝟏
𝟐
𝐇) = 𝟐, 𝟎𝟏𝟑𝟓𝟓𝐮 m(𝟏
𝟑
𝐇) = 𝟑, 𝟎𝟏𝟓𝟓𝟎𝐮 m(𝐙
𝐀
𝐗) = 𝟒, 𝟎𝟎𝟏𝟓𝟎𝐮 m(n)=1,00866u
1u = 931 MeV/𝐶2
43

1) Identification de la particule X:
Conservation du nombre de nucléons: 2+3=A+1 A=4
Conservation du nombre de charges: 1+1=Z+0 Z=2
𝟏
𝟐
𝐇 + 𝟏
𝟑
𝐇 → 𝟐
𝟒
𝐇𝐞 + 𝟎
𝟏
𝐧
2) la perte de masse ∆m:
∆m = m (𝟏
𝟐
𝐇) + m(𝟏
𝟑
𝐇) – m (𝟐
𝟒
𝐇𝐞) – m (𝟎
𝟏
𝐧) = 0,01889 u
3) l’énergie libérée E en Mev:
𝐄 = 𝐦𝐂𝟐 = 0,01889 u ×
𝟗𝟑𝟏 𝐌𝐞𝐯
𝐂𝟐 × 𝑪𝟐 = 𝟏𝟕, 𝟓𝟗 𝐌𝐞𝐯
Correction
44
Application 1

Application 2: Calculer la masse solaire transformée chaque seconde en énergie
45
-Le soleil a une masse m d’environ 𝟐, 𝟎 × 𝟏𝟎𝟑𝟎𝒌𝒈
- On estime que seul le cœur du soleil, dont la masse représente 10% de la masse totale du soleil, est assez chaud pour que
s’y déroule le fusion nucléaire.
- La puissance rayonnée par le soleil est égale à 𝟑, 𝟗𝟔 × 𝟏𝟎𝟐𝟔𝑾𝒂𝒕𝒕
- Vitesse de la lumière dans le vide c = 𝟐𝟗𝟗 𝟕𝟗𝟐 𝟒𝟓𝟖 𝒎. 𝒔−𝟏
Noyau ou particule Masse (× 𝟏𝟎−𝟐𝟕𝒌𝒈 )
1
2
𝐻 3,34 366
1
3
𝐻 5,00 736
2
4
𝐻𝑒 6,64 466
0
1
𝑛 1,67 499
1) Calculer l’énergie produite par le soleil pendant 1
seconde. D’où provient cette énergie?
2) Calculer l’énergie produite par une réaction de fusion
nucléaire
3) Déduire des questions précédentes le nombre de réactions de fusion qui se produit chaque seconde au cœur
du soleil.
4) En déduire la masse d’hydrogène perdue par le soleil en une seconde
5) Combien de temps le soleil pourra-t-il encore son énergie provenant de la fusion? Exprimer le résultat en
années.

1) l’énergie produite par le soleil pendant 1 seconde:
E=Pxt= 3,96 × 1026Watt × 1s = 3,96. 1026 j
Cette énergie provient de la fusion des noyaux d’hydrogène au cœur du soleil.
1
2
H + 1
3
H → 2
4
He + 0
1
n
∆m = m(1
2
H)+m(1
3
H)-m(2
4
He)-m(0
1
n)= 0,03137 . 10−27kg= 3,137. 10−29 kg
E = ∆m × C2= 3,137. 10−29 x (299 792 458)2 = 2,82. 10−12 j
1 → 2,82. 10−12 j
𝑁 → 3,96. 1026 j
𝑁 =
3,96.1026 j×1
2,82. 10−12 𝑗
= 1,40. 1038 réaction par seconde
2) l’énergie produite par une réaction de fusion nucléaire:
3) le nombre de réactions de fusion qui se produit chaque seconde au cœur du soleil:
46
Correction
Application 2

m(1
2
H)+m(1
3
H)= 8,35102. 10−27kg
1,40. 1038x 8,35102. 10−27= 1,17. 1012 kg
2,0 × 1030kg → 100%
m → 10%
m =
2,0×1030×10
100
= 2. 1029 kg
n =
2. 1029
1,17. 1012=1,71. 1017s
365x24x3600s= 3,15. 107s
1,71. 1017s
3,15. 107s
=5,43. 109 années
4) la masse d’hydrogène perdue par le soleil en une seconde:
5) Combien de temps le soleil pourra-t-il encore son énergie provenant de la fusion?
47
Correction
Application 2

Partie I- La source principale le soleil(1).pdf

Recommandé

Recommandé

Contenu connexe

Similaire à Partie I- La source principale le soleil(1).pdf

Similaire à Partie I- La source principale le soleil(1).pdf (20)

Partie I- La source principale le soleil(1).pdf