2. le soleil, notre source d’énergie

35

LE PROGRAMME

2. Le Soleil, notre source d’énergie

2.1 – Le rayonnement solaire

Le Soleil transmet à la Terre de l’énergie par rayonnement.

Savoirs Savoir-faire

L’énergie dégagée par les réactions de fusion de l’hydrogène qui se produisent dans les étoiles les maintient à une température très élevée.

Du fait de l’équivalence masse-énergie (relation d’Einstein), ces réactions s’accompagnent d’une diminution de la masse solaire au cours du temps.

Comme tous les corps matériels, les étoiles et le Soleil émettent des ondes électromagnétiques et donc perdent de l’énergie par rayonnement.

Le spectre du rayonnement émis par la surface (modélisé par un spectre de corps noir) dépend seulement de la température de surface de l’étoile.

La longueur d’onde d’émission maximale est inversement proportionnelle à la température absolue de la surface de l’étoile (loi de Wien).

Déterminer la masse solaire transformée chaque seconde en énergie à partir de la donnée de la puissance rayonnée par le Soleil.

À partir d’une représentation graphique du spectre d’émission du corps noir à une température donnée, déterminer la longueur d’onde d’émission maximale.

Appliquer la loi de Wien pour déterminer la température de surface d’une étoile à partir de la longueur d’onde d’émission maximale.

La puissance radiative reçue du Soleil par une surface plane est proportionnelle à l’aire de la surface et dépend de l’angle entre la normale à la surface et la direction du Soleil.

De ce fait, la puissance solaire reçue par unité de surface terrestre dépend :– de l’heure (variation diurne) ;– du moment de l’année (variation saisonnière) ;– de la latitude (zonation climatique).

Sur un schéma, identifier les configurations pour lesquelles la puissance reçue par une surface est maximale ou minimale.

Analyser, interpréter et représenter des données de températures. Calculer et comparer des moyennes temporelles de températures.

Prérequis et limites

Les notions de base concernant l’énergie et la puissance, déjà connues, sont remobilisées.

La loi de Planck n’est pas explicitée : toutes les analyses spectrales sont réalisées à partir de représentations graphiques.

La relation entre la température absolue, exprimée en kelvin, et la température en degrés Celsius est fournie, ainsi que la loi de Wien.

Manuel p. 72

Chapitre

PARTIE 2

Le rayonnement solaire

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36 PARTIE 2 • LE SOLEIL, NOTRE SOURCE D’ÉNERGIE

JE RETROUVE CE QUE JE SAIS DÉJÀ

SITUATION 1Il s’agit ici de vérifier que les élèves ont bien acquis au cycle 4 la notion de puissance électrique, ainsi que le lien avec l’énergie correspondante. La dis-tinction des unités énergétiques du joule (J) ou du watt-heure (Wh) est également remobilisée.

››Exemple de réponse attendueLa relation entre la puissance et l’énergie s’écrit :P = ΔE/Δt.

On calcule par exemple la valeur de la puis-sance P à partir des deux valeurs affichées sur le compteur :ΔE = 0,33 kWh, soit ΔE = 330 Wh.

Et Δt = 47 min 20 s

Δt = 47,33 min, soit Δt = 0,7888 h.

On en déduit :P = 330/0,7888, soit P = 418 W.

Cette valeur est proche de celle indiquée sur le compteur.

››En classe de 1re enseignement scientifiqueDans l’étude du rayonnement solaire en classe de Première, les grandeurs puissance et éner-gie sont mobilisées pour quantifier l’influence du Soleil sur la Terre. Dans la totalité des activités du chapitre, ces grandeurs sont utilisées par les élèves pour évaluer les effets énergétiques du Soleil sur notre planète.

SITUATION 2Dans cette situation, l’objectif est de remobiliser les attendus de la classe de Seconde sur l’étude des spectres d’émission, et, plus précisément, les spectres d’origine thermique.

››Exemple de réponse attendueL’illustration représente des spectres d’émission continus. Leur allure dépend de la température la source de rayonnement.

Plus une source est froide et moins son spectre est riche. À l’inverse, plus une source est chaude et plus le spectre s’étend vers le violet. On en déduit que T3 est la température la plus élevée car le spectre associé est le plus étendu.

››En classe de 1re enseignement scientifiqueEn classe de Première, les spectres d’origine ther-mique sont étudiés dans le cadre du modèle du

corps noir développé par le physicien allemand Max Planck au début du xxe siècle. L’exploitation mathématique dans le cadre de la loi de Wien est ici mise en œuvre pour évaluer la température des étoiles (activité 2).

SITUATION 3Il s’agit ici de vérifier que les élèves ont bien acquis au cycle 4 la notion de rayonnement électromagnétique.

››Exemple de réponse attendueCes clichés ont été pris grâce à des ondes électro-magnétiques : la première dans le domaine de la lumière visible et la seconde dans le domaine des rayons X qui sont capables de traverser la peau et les tissus mous.

››En classe de 1re enseignement scientifiqueEn classe de Première, la longueur d’onde est une grandeur centrale pour caractériser le rayonne-ment solaire et exploiter la loi de Wien (activité 2).

ACTIVITÉS

p. 74 ❚

Le Soleil perd chaque jour de la masseCette activité a pour objectif de traiter les parties suivantes du programme :Savoirs : « L’énergie dégagée par les réactions de fusion de l’hydrogène qui se produisent dans les étoiles les maintient à une température très élevée.Du fait de l’équivalence masse-énergie (rela-tion d’Einstein), ces réactions s’accompagnent d’une diminution de la masse solaire au cours du temps. »Savoir-faire : « Déterminer la masse solaire trans-formée chaque seconde en énergie à partir de la donnée de la puissance rayonnée par le Soleil. »

Le document 1 apporte la définition de la constante solaire en termes de puissance surfa-cique rayonnée.Le document 2 fournit aux élèves des données diverses sur le Soleil et, en particulier, sa masse qui sera utile pour les calculs attendus.Le document 3 présente la notion d’équivalence masse-énergie et rappelle la valeur de la célérité.Le document 4 rappelle les expressions permet-tant de calculer les surfaces et les volumes de quelques formes géométriques.

❚›p. 72

ACTIVITÉ 1

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37CHAPITRE 1 • lE RAyonnEMEnT solAIRE

››Exemple de correction des pistes de travail1. On cherche à évaluer la puissance rayonnée par le Soleil dans toutes les directions de l’espace en utilisant la constante solaire F. Cette dernière cor-respond à la puissance moyenne du rayonnement solaire pour une unité de surface. On calcule donc la surface S de la sphère représentée au doc. 1b :S = 4πR2

S = 4 × π × (1,5 × 1011)2

soit S = 2,8 × 1023 m2.

On en déduit la puissance rayonnée par une rela-tion de proportionnalité :P = F · SP = 1 368 × 2,8 × 1023

soit P = 3,9 × 1026 W.

La puissance rayonnée par le Soleil dans toutes les directions de l’espace vaut 3,9 × 1026 W.

2. L’énergie et la puissance vérifient la relation :ΔE = P · ΔtΔE = 3,9 × 1026 × 1,0ΔE = 3,9 × 1026 J.

L’énergie rayonnée en une seconde par le Soleil vaut 3,9 × 1026 J.

3. On utilise la formule d’Einstein :ΔE = Δm · c2

donc Δm = ΔE/c2

Δm = 3,9 × 1026/(3,0 × 108)2

Δm = 4,3 × 109 kg.

En une seconde, la masse du Soleil est donc réduite de 4,3 × 109 kg, soit 4,3 millions de tonnes.

4. Ce résultat est très faible par rapport à la valeur de la masse du Soleil qui est indiquée dans le doc. 2.

p. 76 ❚

La température du SoleilCette activité a pour objectif de traiter les parties suivantes du programme :Savoirs : « Comme tous les corps matériels, les étoiles et le Soleil émettent des ondes électro-magnétiques et donc perdent de l’énergie par rayonnement.Le spectre du rayonnement émis par la surface (modélisé par un spectre de corps noir) dépend seulement de la température de surface de l’étoile.La longueur d’onde d’émission maximale est inversement proportionnelle à la température absolue de la surface de l’étoile (loi de Wien). »Savoir-faire : « À partir d’une représentation gra-phique du spectre d’émission du corps noir à une

température donnée, déterminer la longueur d’onde d’émission maximale.Appliquer la loi de Wien pour déterminer la tem-pérature de surface d’une étoile à partir de la lon-gueur d’onde d’émission maximale. »

Le document 1 présente le modèle du corps noir à partir de l’observation de la couleur des étoiles. Le lien avec la température de surface est ainsi explicité.Le document 2 permet de réaliser expérimen-talement l’acquisition du spectre de la lumière blanche et permet de mieux comprendre la notion de profil spectral.Le document 3 présente le profil spectral du Soleil. Le rappel des différents domaines de rayonnements électromagnétiques facilite la lec-ture du graphique.Le document 4 introduit la loi de Wien qui n’est pas connue par les élèves.

››Exemple de correction des pistes de travail1. Par lecture graphique sur le doc. 3, on déter-mine la valeur de l’abscisse du sommet de la courbe. On trouve λmax = 450 nm.

2. D’après le doc. 3b, cette radiation appartient au domaine visible.

3. On exploite la loi de Wien donnée dans le doc. 4 :

T =×

λ

−2,8978 10 3

max

T =×

×

−

−

2,8978 10450 10

3

9

T = 6,44 × 103 K.

La température à la surface du Soleil est de 6,44 × 103 K.

4. La valeur indiquée dans le doc. 1 est de 6 000 K et celle calculée de 6 440 K. Les deux valeurs sont donc voisines.

Remarque : la lecture graphique sur le doc. 3 peut être remplacée ou complétée par une mesure expérimentale sur le modèle décrit dans le doc. 2.

p. 78 ❚

Les climats sur TerreCette activité a pour objectif de traiter les parties suivantes du programme :Savoirs : « La puissance radiative reçue du Soleil par une surface plane est proportionnelle à l’aire de la surface et dépend de l’angle entre la nor-male à la surface et la direction du Soleil.

ACTIVITÉ 2

ACTIVITÉ 3

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De ce fait, la puissance solaire reçue par unité de surface terrestre dépend de la latitude (zonation climatique). »Savoir-faire : « Sur un schéma, identifier les configurations pour lesquelles la puissance reçue par une surface est maximale ou minimale.Analyser, interpréter et représenter des don-nées de températures. Calculer et comparer des moyennes temporelles de températures. »

Le document 1 présente les grandes zones clima-tiques du globe.Le document 2 établit une distinction entre les termes climatologie et météorologie qui sont sou-vent confondus par les élèves.Le document 3 présente une expérience quali-tative qui permet d’illustrer l’influence de l’axe de rotation de la Terre sur la répartition de l’énergie solaire à la surface de la Terre.Le document 4 propose l’utilisation du logiciel Geo-gebra pour aborder quantitativement les considé-rations évoquées dans le document 3. Les élèves ont généralement l’habitude d’utiliser cet outil en mathématiques en classe de Seconde et au collège.

D O C

Pour mener une investigation

›◗ Exemple de correction• Dans ce modèle, le cylindre représente un fais-ceau lumineux émis par le Soleil, le plan modélise la surface de la Terre et l’angle α évalue l’inclinaison entre la direction d’incidence du faisceau et le plan.

• Choisir l’outil « mesure » en cliquant sur l’icône puis sur . Cliquer sur la surface d’intersection.

• En modifiant la valeur de l’angle α, on obtient : A0° = 28,3 cm2 ; A23,5° = 30,8 cm2 et A66,5° = 70,9 cm2.

• On calcule les rapports correspondants :A23,5°/A0° = 1,1 et A66,5°/A0° = 2,5

• Les rapports précédents permettent d’évaluer l’influence de l’incidence sur la puissance sur-facique reçue. Plus le rapport est grand, plus la surface éclairée sera grande et la puissance sur-facique sera faible.

››Exemple de correction des pistes de travail1. Le doc. 2 indique que la climatologie et la météo-rologie se distinguent par les échelles de temps considérées. La climatologie s’intéresse à l’étude des variations climatiques sur des durées très lon-gues, alors que la météorologie ne considère que les variations à court terme, soit quelques jours ou quelques semaines.

2. Plus l’angle est faible, plus la surface éclairée est réduite et donc plus la puissance surfacique reçue est importante.3. La puissance surfacique est donc maximale quand l’angle d’incidence par rapport à la nor-male est nul. Inversement, la puissance est mini-male lorsque l’angle d’incidence tend vers 90°.4. Sur le doc. 3, on observe que l’incidence proche de la normale correspond à la zone proche de l’équateur. Cette partie du globe, qui reçoit une forte puissance surfacique, correspond à un climat globalement chaud. À l’opposé, pour les régions où l’angle d’incidence est plus important, la puissance surfacique reçue diminue, et le climat est polaire.

p. 80 ❚

Le Soleil et les saisonsCette activité a pour objectif de traiter les parties suivantes du programme :Savoirs : « La puissance radiative reçue du Soleil par une surface plane est proportionnelle à l’aire de la surface et dépend de l’angle entre la nor-male à la surface et la direction du Soleil.De ce fait, la puissance solaire reçue par unité de surface terrestre dépend du moment de l’année (variation saisonnière). »Savoir-faire : « Sur un schéma, identifier les configurations pour lesquelles la puissance reçue par une surface est maximale ou minimale. »

Le document 1 présente les caractéristiques du mouvement de la Terre autour du Soleil et autour de son axe.Le document 2 associe, pour l’hémisphère Nord, la position de la Terre sur son orbite aux saisons. Il s’agit également de s’opposer à l’idée souvent admise par les élèves que l’été correspond au moment où la Terre est la plus proche du Soleil.Le document 3 donne une estimation de la puis-sance surfacique reçue en chaque point du globe.Le document 4 est une animation qui permet aux élèves de mieux appréhender l’influence de la rotation de la Terre autour de son axe sur la surface éclairée sur Terre.

D O C

Pour mener une investigation

›◗ Exemple de correction• L’animation « Ensoleillement » ne nécessite aucun paramétrage spécifique.

• L’axe de rotation de la Terre est représenté par une droite blanche et le plan de l’écliptique reste horizontal sur l’écran.

ACTIVITÉ 4

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• Les valeurs 1 et 1,7 sont des coefficients qui traduisent la surface interceptée par la lumière solaire en fonction de l’inclinaison de l’axe de rotation de la Terre. Ainsi la surface notée 1,7 est 1,7 fois plus grande que la surface notée 1.

• L’apparence de mouvement de l’axe de rotation de la Terre traduit le mouvement de révolution de la Terre autour du Soleil. Selon l’éloignement de la Terre et de son étoile, l’incidence de la lumière du Soleil varie.

• De janvier à juillet, le tropique du Capricorne s’éloigne de la zone 1, la puissance surfacique reçue diminue, on passe de l’été à l’hiver (hémis-phère Sud), puis inversement de juillet à décembre.

››Exemple de correction des pistes de travail1. D’après le doc. 2, la Terre est en position la plus éloignée du Soleil (aphélie) au mois de juillet, qui correspond à l’été de l’hémisphère Nord. Inverse-ment, la Terre est la plus proche du Soleil (périhé-lie) au mois de janvier, soit en hiver. Les variations saisonnières ne peuvent donc pas s’expliquer par un plus ou moins grand éloignement entre la Terre et le Soleil.

2. Dans le doc. 4, on remarque que, pour un point de l’hémisphère Nord, la puissance surfacique reçue est plus élevée en juin qu’en janvier, ce qui correspond à l’été et à l’hiver. Il y a donc un lien entre l’existence des variations saisonnières et la variation de la puissance solaire reçue.

3. L’inclinaison de l’axe de rotation de la Terre par rapport au plan de l’écliptique implique une varia-tion de l’angle d’incidence des rayons du Soleil au cours de son mouvement de révolution.

La puissance surfacique reçue en chaque point du globe varie donc tout au long de l’année. La conséquence en est l’alternance des saisons.

4. Les saisons sont inversées dans les deux hémis-phères. C’est une conséquence directe de l’incli-naison de l’axe de rotation.

CORRECTION DES EXERCICES

Vérifier ses connaissances

1 Connaître les mots-clés

Consultez la liste des mots-clés du chapitre, p. 83.

2 Questions à choix unique

A-3 ; B-1 ; C-2 ; D-1 ; E-3 ; F-3.

3 Avoir un regard critique

a. La masse du Soleil varie car, en perdant de l’énergie, il perd de la masse.b. Le Soleil émet des radiations sur toutes les lon-gueurs d’onde du spectre électromagnétique.c. Le spectre d’un corps chaud dépend de sa température.d. La loi de Wien apporte une information sur la température de surface d’une étoile.

4 Restituer le cours

1. Les variations saisonnières sont liées à l’incli-naison de l’axe de rotation de la Terre par rapport au plan de l’écliptique, qui induit une variation de la puissance solaire surfacique reçue en fonction de l’angle d’incidence du rayonnement. Voir le document 3 p. 79.

2. L’existence de grandes zones climatiques est liée à l’influence de l’angle d’incidence du rayonne-ment solaire. Ainsi, les zones climatiques chaudes se trouvent autour de l’équateur qui est la région où le rayonnement solaire à une incidence nulle par rapport à la normale.

3.

A

rayonnementsperpendiculaires

à la surface A

4. Le Soleil, comme toutes les étoiles, libère de l’énergie sous forme de rayonnement. Elle a pour origine la fusion nucléaire de ses constituants. Il y a donc perte de matière et diminution de la masse.

5 Exploiter les relations du cours

1. a. La relation d’Einstein s’écrit ΔE = Δm · c2 avec E, l’énergie (en J), m, la masse (en kg), et c, la célé-rité de la lumière (en m · s–1).b. En connaissant la valeur de l’énergie rayonnée par le Soleil, on calcule la valeur de la diminution de masse correspondante grâce à la relation d’Einstein :

m E∆ =

∆c2

m∆ =××

3,8 10(3,0 10 )

26

8 2

soit m = 4,2 × 109 kg.

Le Soleil perd 4,2 × 109 kg par seconde.

p. 85 ❚

04733691_.indb 39 04/10/2019 10:27


2. a. La loi de Wien est :λmax · T = 2,90 × 10–3 m · Kavec λmax, la longueur d’onde correspondant à l’intensité maximale (en m), et T, la température (en K).

b. D’après l’énoncé, on suppose que λmax = 480 nm, soit λmax = 4,8 × 10–7 m.

Grâce à la loi de Wien, on détermine la tempéra-ture de surface du Soleil :

T =×

λ

−2,90 10 3

max

T =×

×

−

−

2,90 104,8 10

3

7

soit T = 6,04 × 103 K.

La température de surface du Soleil est d’environ 6 000 K.

Exercice similaire

7 Température de surface d’Aldébaran

1. Sur le graphique, on mesure l’abscisse du maxi-mum de la courbe. On trouve 580 nm.

En utilisant le spectre de l’exercice précédent, on observe que cette valeur de longueur d’onde correspond à une couleur orange. Ce résultat est cohérent avec l’information donnée dans le texte.

2. La loi de Wien s’écrit :

T =×

λ

−2,90 10 3

max

T =×

×

−

−

2,90 10580 10

3

9

soit T = 5,00 × 103 K.

La température de la surface de l’étoile Aldébaran est d’environ 5 000 K.

3. Cette valeur est inférieure à celle du Soleil.

S’entraîner

8 Retour sur les problématiques

• Comment l’énergie solaire qui nous parvient est-elle produite ?Le Soleil – comme presque toutes les étoiles – est le siège de réactions nucléaires qui produisent de grandes quantités d’énergie qui sont émises sous forme de rayonnement dans l’Univers.

• L’énergie solaire reçue sur Terre est-elle iden-tique partout et à tout moment ?L’énergie reçue du Soleil sur Terre n’est pas identique en tout lieux et à chaque instant. Elle dépend de plusieurs paramètres : moment de la journée, saison, latitude.

9 Perte de masse du Soleil

1. Einstein a démontré l’équivalence entre masse et énergie en posant la relation ΔE = Δm · c2.

Une perte d’énergie s’accompagne donc d’une perte de masse.

2. a. On calcule la surface S de la sphère à travers laquelle le rayonnement solaire est réparti :S = 4πR2

S = 4 × π × (1,5 × 1011)2

S = 2,8 × 1023 m2.

On utilise la donnée de l’énoncé pour un mètre carré en réalisant une proportionnalité :P = 1,4 × 103 × 2,8 × 1023

P = 3,9 × 1026 W.

On en déduit l’énergie correspondante :ΔE = P · ΔtΔE = 3,9 × 1026 × 1soit ΔE = 3,9 × 1026 J.

En une seconde, le Soleil libère donc 3,9 × 1026 J.

b. La relation d’Einstein s’écrit :

m E∆ =

∆c2

m∆ =××

3,9 10(3,0 10 )

26

8 2

Δm = 4,3 × 109 kg.

Chaque seconde, le Soleil perd donc 4,3 × 109 kg.

3. On calcule le rapport de la masse perdue sur la masse totale du Soleil : m

m=

××

4,3 102 10

perdue

totale

9

30 = 2,2 × 10–21

2,2 × 10–19 % < 1

Cette valeur est très faible. En première approxi-mation, la masse perdue est négligeable devant la masse du Soleil.

10 Mort d’une étoile

La relation d’Einstein s’écrit :

m E∆ =

∆c2

p. 86 ❚

p. 87 ❚

04733691_.indb 40 04/10/2019 10:27


On détermine un ordre de grandeur de cette perte de masse par seconde :

m∆ =×10

(3,0 10 )

26

8 2

Δm ≃ 109 kg.

Chaque seconde, le Soleil perd donc une masse d’environ 109 kg.

La masse du Soleil vaut MS = 1027 tonnes, soit 1030 kg.

Une relation de proportionnalité τ permet d’éva-luer l’ordre de grandeur de la durée de vie du Soleil en seconde :τ = 1030/109

τ = 1021 s soit plusieurs milliard d’années.

11 Vénus, Mars et Terre

1. La température de la surface de Vénus varie très peu au fil des mois.

2. a. Sur un graphique, on représente les varia-tions annuelles des températures de surface de Mars et de la Terre :

mois

T (°C)

– 20

– 40

0,0

20

– 60J M M S NJ

Mars Terre

b. On calcule la moyenne des températures sur une année à la surface de la Terre :TTerre = (5 + 8 + 11 + 14 +16 + 22 + 25 + 24 + 20 + 16

+ 11 + 6)/12TTerre = 178/12soit TTerre = 15 °C.

On calcule la moyenne des températures sur une année à la surface de la Terre :

TMars = (– 49 – 41 – 40 – 38 – 36 – 35 – 36 – 36 – 42– 49 – 54 – 57)/12

TMars = – 513/12

soit TMars = – 43 °C.

Les températures de surface sont en moyenne de 15 °C sur la Terre et de – 43 °C sur Mars.

3. a. Les saisons sont principalement dues à l’incli-naison de l’axe de la Terre.

b. L’axe de Mars a une inclinaison très proche de celle de la Terre. Il est donc probable que Mars connaisse une variation saisonnière. À l’inverse, Vénus à une inclinaison très faible, elle ne subit donc probablement pas de variations saison-nières. Ces prévisions sont cohérentes avec l’as-pect des courbes du graphique.

12 Soleil de minuit

1. a. À Pékin, Madrid et Denver, qui sont toutes trois à la même latitude, la durée de la journée augmente de la fin du mois de décembre jusqu’à la fin du mois de juin, puis diminue à nouveau.b. La journée la plus longue a lieu au solstice d’été et la plus courte au solstice d’hiver.

2. a. Au niveau de l’équateur, soit à une latitude de 0°, les journées et les nuits ont une durée égale de 12 h.b. Cette latitude atteint l’ordonnée 24. À partir de cette latitude, il est possible d’observer des jour-nées sans nuit, et inversement.

13 Prépa BAC Puissance radiative,

surface éclairée et température

1. Les surfaces éclairées sont différentes, car l’angle d’incidence du rayonnement solaire n’est pas le même pour ces deux régions du globe terrestre.

2. a. La puissance radiative par mètre carré est d’autant plus grande que la surface éclairée est réduite. La puissance reçue par mètre carré est donc plus forte au Cameroun qu’en Suède.b. Le Cameroun est proche de l’équateur et son climat est globalement chaud, alors que la Suède se trouve au nord de l’Europe et que son climat est globalement froid. Les caractéristiques cli-matiques de ces zones sont donc bien cohé-rentes avec les considérations vues à la question précédente.

3. a. Le Cameroun est proche de l’équateur, soit à une latitude de 0°. On estime donc que la valeur de sa puissance radiative par mètre carré moyenne est celle de la courbe bleue, soit 420 W · m–2.b. On cherche à déterminer la valeur approchée de la puissance radiative par mètre carré reçue dans la zone géographique de la Suède. Pour cela, on exploite la relation de proportionnalité suivante :

puissance surfacique E=

(totale)surface

puissance surfacique = ×420 4,112,4

04733691_.indb 41 04/10/2019 10:27


soit puissance surfacique = 1,4 × 102 W · m2.

La valeur approchée de la puissance par mètre carré en Suède est donc de 1,4 × 102 W · m2.

c. Proposition de réécriture de la réponse :On a déterminé qu’au moment de la prise de la photographie, où la zone éclairée du globe fait 4,1 cm2, la puissance radiative par mètre carré était de 1,4 × 102 W · m2. Par ailleurs, on sait grâce au tableau que la Suède se trouve à une latitude de 60 °, et donc que la courbe rouge du graphique présente sa puissance radiative par mètre carré en fonction des mois.On cherche donc la ou les intersections entre la courbe rouge et l’ordonnée 140 W · m2 pour déter-miner à quel(s) mois a été prise la photo. Les deux intersections renvoient aux abscisses ayant pour valeur les mois de février et d’octobre. La photo a donc été prise en automne ou en hiver.

PROJET EXPÉRIMENTAL ET NUMÉRIQUEp. 89 ❚

Ce projet vise à proposer une exploitation de l’énergie solaire reçue sur Terre. La réalisation d’un dispositif de recharge de téléphone portable permet de mobiliser les élèves sur une problé-matique réaliste et quotidienne. Il se fait de plus l’écho des préoccupations environnementales auxquelles les élèves sont sensibilisés.

La conduite de ce projet va également amener les élèves à réinvestir les notions du programme de Seconde et de Cycle 4 sur les circuits électriques et les signaux.

L’utilisation d’un microcontrôleur peut également être envisagée pour communiquer à l’utilisateur des informations sur le fonctionnement du dispo-sitif : puissance produite par le panneau, temps de charge écoulé, etc.

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2. le soleil, notre source d’énergie

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