Le Rayonnement Solaire : De la Fusion à la Terre
La fusion nucléaire au cœur du Soleil transforme l'hydrogène en hélium dans des conditions extrêmes (15 millions de degrés !). Cette réaction suit l'équation d'Einstein E = mc² : une partie de la masse se transforme en énergie colossale.
Le Soleil émet cette énergie sous forme d'ondes électromagnétiques avec différentes longueurs d'onde. Comme un corps noir idéal, il produit un rayonnement thermique dont le spectre dépend directement de sa température de surface.
La loi de Wien te permet de calculer la température d'une étoile : λmax = 2,90×10⁻³/T. Plus l'étoile est chaude, plus le maximum d'intensité se décale vers les courtes longueurs d'onde.
Sur Terre, la puissance radiative reçue varie selon trois facteurs clés : l'heure (maximum à midi), la saison (grâce à l'inclinaison de 23° de notre planète), et la latitude (les pôles reçoivent moins d'énergie que l'équateur).
💡 Astuce exam : N'oublie pas de convertir les °C en Kelvin K=°C+273 avant d'utiliser la loi de Wien !