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Bases de l'astrophysique pratique (et II): mesurer l'énergie solaire

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Combien d'énergie émet une étoile ? En quoi consiste le processus de production d'énergie ? Jusqu'à quand le soleil durera-t-il comme nous le savons aujourd'hui, jusqu'à ce qu'il s'éteigne ? Nous pourrions dire que les premiers pas de l'astronomie ont été donnés autour de ces questions. Tous sont des phénomènes qui ont préoccupé les astronomes et pour leur calcul, de nombreuses recherches ont été menées. Nous allons de même que les anciens nous ont marqués.

Pour ce faire, nous utiliserons le TERMOHELIOMETRO. Sa fonction est de mesurer l'échange de chaleur qui se produit quand un foyer chaud, comme le soleil, chauffe un objet, une boîte de boisson métallique.

Il ne vous sera pas difficile d'obtenir le matériel nécessaire pour la réalisation du thermoheliomètre: la partie inférieure d'une boîte de boisson, un thermomètre, une boîte fermée dans laquelle nous conserverons tout cela, le support et un système d'essieux avec des vis pour tout diriger vers le Soleil. Nous appliquerons à ce système un quadrant et un petit tube correcteur qui nous donnera la hauteur du Soleil.

Une fois tout cela accompli, les étapes ci-dessous seront données. Tout d'abord, nous dirigerons le métal vers le soleil et mesurerons le changement de température dans une certaine période de temps (cela peut être suffisant en 10 minutes) et à différentes hauteurs du soleil. Nous répéterons le processus lui-même cinq fois par heure et refléterons sur un graphique les données obtenues, c'est-à-dire la variation de température du thermoheliomètre et la hauteur du soleil. Sur la base d'eux et par extrapolation, nous calculerons sans aucun type de menuiserie le changement maximum de température que nous mesurons en dehors de l'atmosphère.

Comme la chaleur qui perd le soleil fait partie du métal, nous pouvons calculer la chaleur totale du soleil. La prochaine étape logique est de calculer la puissance à un moment donné. La valeur que nous obtenons est appelée SOLEIL CONSTANT. Avec les mesures nous pouvons prévoir une valeur approximative de 4 x 10 26 watts.

Jusqu'à quand brille ?

Mais nous n'avons répondu qu'une des questions que nous avons posées au début. Comment le processus de production est-il effectué? Jusqu'à quand le soleil durera-t-il dans ces conditions de luminosité ? Pour répondre à ces questions, nous devons considérer la masse active du Soleil (brûlé, combustible) et les différents systèmes de combustion (chimique, refroidissement, gravitationnel, contraction ou nucléaire).

La masse du soleil est de 2 x 10 30 kg (cette donnée ne doit pas être apprise en mémoire). La distance de la Terre au Soleil est de 150 millions de kilomètres et nous savons que la période de rotation de la Terre par rapport au Soleil est d'un an, avec ces données et en utilisant la Loi de Gravitation Universelle nous pouvons calculer la masse). Malgré cette masse solaire, le système de combustion nucléaire ne nécessite que 10%, car la température capable de produire des réactions nucléaires ne se produit que dans le noyau. Dans le reste des cas, vous pouvez prendre la masse totale.

Quand la source d'énergie est nucléaire,

E (nucléaire) = m c 2

Appliquer la formule

Si l'on considère que la source d'énergie est chimique, il y a deux possibilités : l'une, que le combustible soit charbon et l'autre, que l'hydrogène. Dans les deux cas, la chaleur de combustion a la même valeur:

Q(C) = 13 x 10 7 J.kg –1

In this case, the total energy is multipliced par la masse. Dans le cas où la source d'énergie est le refroidissement, on prendra le changement de température (de 6.000 à 0 K), la capacité calorifique (C(H 2) = 14 x 10 3 J/kg K) et la masse, en obtenant l'énergie totale en multipliant les trois facteurs.

L'énergie totale émise par gravitationnel ou contraction sera calculée en appliquant la formule suivante:

E (émis) = 3/5. G. M 2 /R.

Dans le cas du processus nucléaire, 10% de la masse d'hydrogène produit de l'hélium avec un rendement de 0,7%. La masse perdue est transformée en énergie par l'équation d'Einstein.

Le tableau ci-dessus détaille l'énergie obtenue dans chaque processus. Avec cela et avec la vitesse d'émission d'énergie que nous avons calculée dans notre expérience, c'est-à-dire avec la puissance, on peut prévoir les années où le soleil brillerait.

Les mesures géologiques sont également des instruments appropriés pour parvenir à ces conclusions. Par exemple, en mesurant la richesse en minéraux de l'isotope radioactif uranium-238, nous pouvons affirmer que la Terre a 4.800 millions d'années et que, par conséquent, son étoile Soleil a un âge de 5.000 millions d'années. Comme on prévoit que le Soleil reste en même temps que son âge, on peut donner pour bonne la source de la réaction nucléaire.

Comment est la chaleur du soleil?

Comme mentionné précédemment, la température du noyau solaire doit être de 10 millions de degrés pour être fusionnée avec un noyau à quatre noyaux d'hélium d'hydrogène. Et maintenant vous me demandez, d'où avez-vous tiré ces 6000 K de la photosphère ? Nous l'avons déjà dit avant, mais rappelons encore, dans son spectre les couleurs les plus intenses nous donnent la température superficielle d'un objet compact et chaud qui rayonnement énergie.

Vous avez raison au lecteur, tout cela peut être difficile à mesurer avec notre humble spectroscope (mais je vous promets que je l'ai confirmé moi-même! ). Cependant, nous pouvons utiliser la loi de Stefan Boltzman, dans laquelle la température superficielle du foyer, sa taille et la puissance totale émise sont liées expérimentalement, par l'équation suivante:

Nous avons mesuré la puissance émise par le Soleil (P) à travers le termoheliomètre, et en utilisant les méthodes géométriques que nous offre l'astronomie de Position, nous avons déterminé la taille du Soleil et d'où S, nous avons calculé la surface; si vous utilisez correctement ces données, la température de surface de la photosphère sera de 5.800 K.

Première étape sur la route

Jusqu'à présent, nous n'avons qu'à faire de l'héliophysique et vous devrez donner raison ! Cependant, nous avons déjà fait le premier pas et nous sommes maintenant en mesure de mesurer et de classer la couleur, la luminosité et la distance des autres étoiles. Une fois cela fait, nous pourrions commencer à chercher une autre “clé” pour trouver la naissance, la vie et la mort des étoiles: R.U. diagramme. Et d'où nous pouvons aller connaître notre Voie lactée ou tout l'Univers... C'est une exigence trop grande pour être effectuée sur les dernières lignes de cet article. Donc, pour les suivants, nous devons compter.