Réactions nucléaires et applications de la loi de Wien
Le Soleil est le siège de réactions nucléaires de fusion où des noyaux d'hydrogène fusionnent pour former de l'hélium. Cette fusion libère une immense énergie calculable par la relation d'Einstein E=m×c2, ce qui explique la puissance du Soleil (3,87×10^26 W).
Pour calculer la masse solaire transformée chaque seconde, on utilise d'abord E=P×Δt pour trouver l'énergie émise en une seconde, puis m=c2E pour déterminer la masse correspondante. C'est impressionnant de voir combien de tonnes d'hydrogène sont converties chaque seconde!
La loi de Wien nous permet de déterminer la température de surface d'une étoile à partir de son spectre d'émission. En identifiant la longueur d'onde d'émission maximale (λmax) sur un graphique, on applique ensuite la formule T=λmax2,90×10−3 pour calculer sa température en kelvin.
💡 Méthode pratique: Pour appliquer la loi de Wien, n'oublie pas que λmax doit être en mètres et que 1 nm = 10^-9 m. La température obtenue sera en kelvin, à convertir en celsius si nécessaire.