QCM : Le rayonnement solaire — 16 questions

Questions et réponses du QCM

1. Que représente un profil spectral ?

L’intensité de chaque radiation en fonction de sa longueur d’onde
La quantité totale d’énergie émise pendant une durée donnée
La température absolue d’une source selon sa composition
L’ensemble des radiations émises par une source lumineuse

L’intensité de chaque radiation en fonction de sa longueur d’onde

Explication

Un profil spectral décrit la répartition de l’intensité selon la longueur d’onde. L’ensemble des radiations émises correspond plutôt à la définition du spectre.

2. Quelle caractéristique présente le spectre solaire dans le domaine visible de 400 nm à 750 nm ?

Un fond continu du violet au rouge traversé par des raies sombres
Un ensemble de radiations infrarouges prolongé par quelques raies violettes
Une succession de raies colorées séparées par des zones totalement noires
Un fond uniforme blanc dépourvu de variations selon la longueur d’onde

Un fond continu du violet au rouge traversé par des raies sombres

Explication

Dans le visible, le spectre solaire possède un fond coloré continu du violet au rouge, parcouru de raies sombres. Les raies ne remplacent donc pas le fond continu : elles le traversent.

3. Quelle combinaison décrit correctement les principales caractéristiques physiques du Soleil ?

Un rayon de 700000 km, une masse de 2,0×10³⁰ kg, un âge de 4,5×10⁹ ans et une puissance de 3,8×10²⁶ W
Un rayon de 70000 km, une masse de 2,0×10²⁹ kg, un âge de 4,5×10⁸ ans et une puissance de 3,8×10²⁵ W
Un rayon de 700000 km, une masse de 2,0×10³⁰ kg, un âge de 4,5×10⁶ ans et une puissance de 3,8×10²⁴ W
Un rayon de 7×10⁶ km, une masse de 2,0×10³⁰ kg, un âge de 4,5×10⁹ ans et une puissance de 3,8×10²⁶ W

Un rayon de 700000 km, une masse de 2,0×10³⁰ kg, un âge de 4,5×10⁹ ans et une puissance de 3,8×10²⁶ W

Explication

Le Soleil possède bien un rayon d’environ 700000 km, une masse de 2,0×10³⁰ kg, un âge de 4,5×10⁹ ans et une puissance rayonnée de 3,8×10²⁶ W. La troisième proposition conserve plusieurs valeurs correctes, mais son âge est trop faible.

4. Un rayon arrive sur une surface avec un angle de 60° par rapport à la normale. Comment évolue la puissance reçue par unité de surface par rapport à une incidence normale ?

Elle vaut environ 87 % de la valeur reçue à incidence normale
Elle vaut 50 % de la valeur reçue à incidence normale
Elle reste égale à la valeur reçue à incidence normale
Elle vaut environ 29 % de la valeur reçue à incidence normale

Elle vaut 50 % de la valeur reçue à incidence normale

Explication

La relation PR,α=PR,α=0×cos⁡(α)P_{R,\alpha}=P_{R,\alpha=0}\times\cos(\alpha) donne cos⁡(60°)=0,5\cos(60°)=0,5, soit 50 % de la valeur à incidence normale. Une valeur proche de 87 % correspondrait à un angle de 30°, pas à 60°.

5. Quelle valeur désigne la constante solaire hors atmosphère pour une réception perpendiculaire aux rayons ?

Environ 5800 W/m², avec des variations entre 5000 et 6600 W/m²
Environ 1366 W/m², avec des variations entre 1320 et 1410 W/m²
Environ 273 W/m², avec des variations entre 250 et 300 W/m²
Environ 400 W/m², avec des variations entre 350 et 450 W/m²

Environ 1366 W/m², avec des variations entre 1320 et 1410 W/m²

Explication

La constante solaire vaut plus précisément environ 1366 W/m² et varie entre 1320 et 1410 W/m². La valeur moyenne arrondie de 1350 W/m² est également utilisée, mais 5800 K concerne une température et non une puissance surfacique.

6. Quelle relation relie la perte de masse à l’énergie libérée dans une réaction nucléaire ?

E=Δm×cE=\Delta m\times c, avec c=3,00×108 m⋅s−1c=3,00\times10^8\ \mathrm{m\cdot s^{-1}}
E=Δm2×cE=\Delta m^2\times c, avec c=3,00×108 m⋅s−1c=3,00\times10^8\ \mathrm{m\cdot s^{-1}}
E=Δm×c2E=\Delta m\times c^2, avec c=3,00×108 m⋅s−1c=3,00\times10^8\ \mathrm{m\cdot s^{-1}}
E=Δmc2E=\frac{\Delta m}{c^2}, avec c=3,00×108 m⋅s−1c=3,00\times10^8\ \mathrm{m\cdot s^{-1}}

$$E=\Delta m\times c^2$$, avec $$c=3,00\times10^8\ \mathrm{m\cdot s^{-1}}$$

Explication

La relation d’Einstein établit que l’énergie équivalente à une perte de masse vaut E=Δm×c2E=\Delta m\times c^2, où cc est la vitesse de la lumière. La simple multiplication par cc ne tient pas compte du facteur quadratique requis.

7. Quelle équation représente la synthèse globale des réactions de fusion qui se produisent dans le Soleil ?

4 11H→24He+2 −10e+2ν4\,{}^{1}_{1}\mathrm{H}\rightarrow{}^{4}_{2}\mathrm{He}+2\,{}^{0}_{-1}\mathrm{e}+2\nu
4 11H→24He+2 +10e+2ν4\,{}^{1}_{1}\mathrm{H}\rightarrow{}^{4}_{2}\mathrm{He}+2\,{}^{0}_{+1}\mathrm{e}+2\nu
2 11H→12H+−10e+ν2\,{}^{1}_{1}\mathrm{H}\rightarrow{}^{2}_{1}\mathrm{H}+{}^{0}_{-1}\mathrm{e}+\nu
2 24He→4 11H+2 +10e+2ν2\,{}^{4}_{2}\mathrm{He}\rightarrow4\,{}^{1}_{1}\mathrm{H}+2\,{}^{0}_{+1}\mathrm{e}+2\nu

$$4\,{}^{1}_{1}\mathrm{H}\rightarrow{}^{4}_{2}\mathrm{He}+2\,{}^{0}_{+1}\mathrm{e}+2\nu$$

Explication

Le bilan global transforme quatre noyaux d’hydrogène en un noyau d’hélium 4, avec émission de deux positrons et de deux neutrinos. La troisième équation contient des électrons au lieu de positrons, tandis que les autres ne décrivent pas le bilan global.

8. Quelle est la température absolue correspondant à une température de 27 °C ?

246 K
300 K
273 K
327 K

300 K

Explication

La conversion s’effectue avec T(K)=θ(°C)+273T(\mathrm{K})=\theta(°\mathrm{C})+273, donc 27+273=300 K27+273=300\ \mathrm{K}. La valeur 273 K correspond à 0 °C, et non à 27 °C.

9. Quelle est la composition chimique approximative du Soleil ?

50 % d’hydrogène, 25 % d’hélium et 25 % d’autres éléments
73,5 % d’hélium, 25 % d’hydrogène et 1,5 % d’autres éléments
25 % d’hydrogène, 73,5 % d’hélium et 1 % d’autres éléments
73,5 % d’hydrogène, 25 % d’hélium et 1 % d’autres éléments

73,5 % d’hydrogène, 25 % d’hélium et 1 % d’autres éléments

Explication

La composition solaire est dominée par l’hydrogène, qui représente environ 73,5 %, puis par l’hélium avec 25 %, tandis que les autres éléments forment environ 1 %. Inverser les proportions d’hydrogène et d’hélium conduit à une description incorrecte.

10. Quelle relation exprime la loi de Wien entre la longueur d’onde maximale et la température absolue ?

λmaxT=2,9×10−3 K⋅m\lambda_{max}T=2,9\times10^{-3}\ \mathrm{K\cdot m}
λmax−T=2,9×10−3 K⋅m\lambda_{max}-T=2,9\times10^{-3}\ \mathrm{K\cdot m}
λmaxT=2,9×10−3 K⋅m\frac{\lambda_{max}}{T}=2,9\times10^{-3}\ \mathrm{K\cdot m}
λmax+T=2,9×10−3 K⋅m\lambda_{max}+T=2,9\times10^{-3}\ \mathrm{K\cdot m}

$$\lambda_{max}T=2,9\times10^{-3}\ \mathrm{K\cdot m}$$

Explication

La loi de Wien relie λmax\lambda_{max} et TT par un produit constant égal à 2,9×10−3 K⋅m2,9\times10^{-3}\ \mathrm{K\cdot m}. Le profil spectral décrit une intensité selon la longueur d’onde, mais ne remplace pas cette relation mathématique.

11. Quelle description correspond à la fusion nucléaire ?

Des noyaux légers s’assemblent pour former un noyau plus lourd
Des électrons s’assemblent pour former un noyau plus lourd
Un noyau lourd se divise en plusieurs noyaux plus légers
Des molécules se combinent sans modifier leurs noyaux

Des noyaux légers s’assemblent pour former un noyau plus lourd

Explication

La fusion nucléaire assemble des noyaux atomiques légers afin de produire un noyau plus lourd. La division d’un noyau lourd décrit la fission, qui constitue la confusion classique entre ces deux réactions.

12. Une surface reçoit une puissance totale P=600 WP=600\ \mathrm{W} sur une aire S=2 m2S=2\ \mathrm{m^2}. Quelle est sa puissance radiative par unité de surface ?

598 W/m2598\ \mathrm{W/m^2}
300 W/m2300\ \mathrm{W/m^2}
1200 W/m21200\ \mathrm{W/m^2}
0,003 W/m20,003\ \mathrm{W/m^2}

$$300\ \mathrm{W/m^2}$$

Explication

On applique PR=PSP_R=\frac{P}{S}, donc PR=6002=300 W/m2P_R=\frac{600}{2}=300\ \mathrm{W/m^2}. Multiplier la puissance par la surface donnerait une grandeur qui ne correspond pas à une puissance rapportée à l’unité de surface.

13. Comment calcule-t-on la perte de masse d’une réaction nucléaire avant de la convertir en énergie ?

Δm=mreˊactifsmproduits\Delta m=\frac{m_{\mathrm{réactifs}}}{m_{\mathrm{produits}}}
Δm=mreˊactifs−mproduits\Delta m=m_{\mathrm{réactifs}}-m_{\mathrm{produits}}
Δm=mreˊactifs+mproduits\Delta m=m_{\mathrm{réactifs}}+m_{\mathrm{produits}}
Δm=mproduits−mreˊactifs\Delta m=m_{\mathrm{produits}}-m_{\mathrm{réactifs}}

$$\Delta m=m_{\mathrm{réactifs}}-m_{\mathrm{produits}}$$

Explication

La perte de masse est la différence entre la masse des réactifs et celle des produits, soit mreˊactifs−mproduitsm_{\mathrm{réactifs}}-m_{\mathrm{produits}}, puis cette quantité est convertie en énergie. L’énergie EE n’est donc pas la différence de masse elle-même, mais le résultat de sa conversion par la relation d’Einstein.

14. Dans la chaîne de réactions solaires, que se passe-t-il lors de la dernière étape ?

Un noyau de deutérium absorbe deux électrons pour devenir un noyau d’hélium 4
Un noyau d’hélium 4 se divise en deux noyaux d’hélium 3 et deux protons
Deux noyaux d’hélium 3 forment de l’hélium 4 en libérant deux protons
Deux protons forment directement un noyau d’hélium 4 avec émission d’un photon

Deux noyaux d’hélium 3 forment de l’hélium 4 en libérant deux protons

Explication

La dernière étape associe deux noyaux d’hélium 3 pour produire un noyau d’hélium 4 et libérer deux protons. La formation du deutérium à partir de deux protons appartient à la première étape, et non à la dernière.

15. Comment se définit la puissance solaire reçue par une surface ?

Comme l’énergie du rayonnement solaire reçue par seconde, exprimée en watts
Comme la surface éclairée par le rayonnement solaire, exprimée en mètres carrés
Comme l’énergie totale accumulée par une surface, exprimée en joules
Comme la durée d’exposition au rayonnement solaire, exprimée en secondes

Comme l’énergie du rayonnement solaire reçue par seconde, exprimée en watts

Explication

La puissance solaire est une énergie reçue par seconde et s’exprime en watts. Une énergie totale reçue s’exprime plutôt en joules et ne constitue pas, à elle seule, une puissance.

16. Quelle propriété caractérise un corps noir idéal ?

Son profil spectral dépend de sa composition chimique et il réfléchit une partie de l’énergie reçue
Son profil spectral dépend de sa température absolue et il absorbe toute l’énergie reçue
Son profil spectral dépend de sa distance et il absorbe les radiations visibles reçues
Son profil spectral dépend de sa taille et il transmet une partie du rayonnement reçu

Son profil spectral dépend de sa température absolue et il absorbe toute l’énergie reçue

Explication

Le profil spectral d’un corps noir idéal dépend de sa température absolue, tandis qu’il absorbe toute l’énergie électromagnétique reçue. La composition chimique, la taille ou la distance ne déterminent pas ce profil idéal.

Révisez avec les flashcards

Mémorisez les réponses avec 41 flashcards sur Le rayonnement solaire.

Quel est le rayon du Soleil en kilomètres ?

700000 km

Quelle est la masse du Soleil en kilogrammes ?

2,0×10³⁰ kg

Quel est l'âge du Soleil en années ?

4,5×10⁹ années

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Approfondir avec la fiche

Consultez la fiche de révision complète sur Le rayonnement solaire.

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