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Le Soleil

Le Soleil. Structure, données astronomiques, insolation. Le Soleil, une formidable centrale à Fusion Nucléaire. Le Soleil a pris naissance au sein d’un nuage d’hydrogène de composition relative en moles : H=1; He=0,06; C, N et autres éléments <10 -4

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Le Soleil

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Presentation Transcript

  1. Le Soleil Structure, données astronomiques, insolation.

  2. Le Soleil, une formidable centrale à Fusion Nucléaire • Le Soleil a pris naissance au sein d’un nuage d’hydrogène de composition relative en moles : H=1; He=0,06; C, N et autres éléments <10-4 • La phase d’accrétion gravitationnelle a duré 107 années au bout desquelles le cœur avait atteint 107 K, et une masse volumique de ~150 g/cm3 (~11 fois celle du mercure dans les conditions normales). • Ces conditions de température et de concentration permettent la fusion 4HHe qui se poursuit actuellement en régime quasi permanent à 1,5.107 K. Consommation 700 Mt d’hydrogénepar seconde (F. Casoli, Th. Encrenaz-1980 ) • La composition en masse H 73%, He 23%, autres 2% (F. Casoli, Th. Encrenaz-1980 ). Un gramme de matière du Soleil est composé de 0,70 g d’hydrogène, de 0,28 g d’hélium et de 0,02 g de tous les autres éléments chimiques de la table périodique de Mendeleïev (données CEA -2000) • D’après le Journal du CNRS (n°220 mai 2008) le Soleil aurait consommé près de 40% de l’hydrogène disponible pour la fusion (environ 10% de sa masse), il lui resterait donc environ 6 milliards d’année de vie.

  3. Le Soleil, une étoile naine • Masse 1,99.1030 kg, R = 696 000 km • Age 4,6.109 années, durée de vie prévue 9,5.109 ans. • 28 000 a.l. du centre de la galaxie (dans le bras local) • La Terre gravite actuellement à ~150 millions de km du soleil sur une trajectoire elliptiqued’excentricité 0,0167 dont le Soleil est à l’un des foyers.

  4. Structure et rayonnement • Une structure hétérogène en couches. • Loi de Planck • Le Soleil, plus exactement sa photosphère, rayonne approximativement comme un corps noir à 5800 K

  5. Le rayonnement solaire / Rayonnement de corps noir. • Spectre(détails) et constante solaire : définition, valeur la plus probable 1367 W/m². Varie très peu : fluctuations 0,1 W/m² (d’après R. Kandel 2006). • Loi du déplacement (2ème ) loi de Wien • Loi de Stefan - Boltzmann

  6. Variations saisonnières • Inclinaison de l’équateur /orbite 23°27’ (actuellement) • Solstices de décembre, de juin • Equinoxes de mars et de septembre • Variation annuelle de la distance Terre-Soleil et de la densité de flux extraterrestre • Influence de la distance Terre – Soleil

  7. Variations saisonnières • Déclinaison : définition, calcul et valeur moyenne • Influence des variations annuelles de la déclinaison : durée du jour • inclinaison des rayons : l’épaisseur de la couche d’atmosphère traversée est en première approximation proportionnelle à 1/sin(h) pour des incidences pas trop rasantes (h est la hauteur solaire soit l’angle des rayons solaires par rapport à l’horizontale). L’absorption et la diffusion sont sensiblement proportionnelles en moyenne à cette épaisseur.

  8. L’équation du temps • Les lois de Kepler, résultant de la gravitation, impliquent que la vitesse de la Terre sur son orbite n’est pas uniforme. • La période de rotation sidérale de la Terre vaut 23h56mn04s, mais pour que le Soleil revienne dans le plan méridien local il faut en moyenne 24h. • le temps qui s’écoule entre deux positions successives de la Terre pour laquelle le Soleil est dans le plan méridien local en un lieu donné, n’est pas constant. On décrit l’avance du temps solaire moyen sur le temps solaire vrai par l’équation du temps • l’hiver dure moins longtemps dans l’hémisphère Nord (88 j) que dans l’hémisphère Sud (94 j) et les journées hivernales (~15 nov.  28 janvier) sont légèrement allongées (+29 s au 24/12) relativement à la valeur qu’elles auraient si la rotation orbitale était uniforme.

  9. Autres conséquences de la mécanique céleste • Actuellement l’équinoxe de printemps est vers le 20 mars et la Terre est au périhélie vers le 3 janvier. • Précession des équinoxes (mouvement rétrograde du point vernal 50,39’’/an =>T ~ 26 000 ans) : l’année tropique est inférieure d’environ 20 mn à l’année sidérale. Les interactions entre planètes provoquent des perturbations de l’orbite et aussi la rotation très lente (0,47’’/an => +0,10’’ pour le point vernal) du grand axe de l’ellipse la « précession planétaire » sans effet à court terme (T~2,8 Man). • Nutation inclinaison de l’axe des pôles sur le plan de l’écliptique varie entre 21°5’ et 24°9’ depuis 1 million d’année (T ~ 41 000 ans) • Variation de l’excentricité de 0% à 6% (T ~100 000 ans et 413 000 ans) • Ces mécanismes sont les déclencheurs des glaciations.

  10. Données météorologiques • La donnée du flux extraterrestre n’est pas suffisantes pour les applications au sol. Il faut faire appel aux statistiques de mesures du rayonnement global, diffus ou direct. • Insolation au sol et sur les bâtiments au cours de l’année • Insolation fonction du lieu en France • Et dans le Monde en janvier et juillet.

  11. Insolation moyenne annuelle sur le sol horizontal :

  12. Influence de l’atmosphère • Absorption atmosphérique • Spectre au sol • Bilan radiatif terrestre

  13. Transparence de l’atmosphère • Le facteur de trouble de Linke • La clarté atmosphérique est le rapport entre l’éclairement global d’une surface horizontale au sol et l’éclairement d’une surface horizontale hors atmosphère à la verticale du lieu.

  14. Facteur de Trouble de Linke

  15. Diffusion Rayleigh :tal=(10-0,00389/l^4)p*m/760(ta=91%)

  16. Diffusion par les aérosols:tdl=(10-0,0353/l^0,75)m*d/800 (td=90%)

  17. Diffusion par l’eau :twl=(10-0,0075/l²)m*w/20 (tw=96%)

  18. Atténuation du rayonnement direct par diffusion (m=1; t = 79%)

  19. Influence de l’angle zénithal sur la diffusion

  20. Spectres solaires de référence : atmosphère standard (p=760 mmHg ; w = 20mm ; d = 300 /cm3) • 1 AM0 • 2 AM1 • 3 AM1.5 • 4 AM2

  21. Bibliographie • E.G. Gibson, The Quiet Sun, NASA SP – 303 publication • C. De Bergh et B.P. Fort, SolarPhysics, Energie solaire – conversion et applications, pp. 115-133, ISBN 2-222-02257-6 (1978) • R. M. Goody and J. C. G. Walker, Atmospheres, Foundations of Earth Science Series. • J. A. Duffie and W. A. Beckman, Solarenergy thermal process, eds. John Wiley and Sons. • Ph. de La Cotardière, Dictionnaire de l’Astronomie, Larousse (1987). • Chr. Perrin de Brichambaut, Evaluations de l’énergie solaire incidente sur divers capteurs, Energie solaire – conversion et applications, pp. 135-170, ISBN 2-222-02257-6 (1978) • J. C. Brandt and P. Hodge, Solar System Astrophysics, eds. Mc Graw-Hill Book Company (1964). • http://www.bureau-des-longitudes.fr/ • EncyclopaediaUniversalis • « L’astronomie » F. Casoli, Th. Encrenaz – édition Minerva • « Catastrophes climatiques – Désastres sociaux » - P. Acot – PUF (2009)

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