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Le Soleil, notre source d’énergie

Le Soleil émet un rayonnement électromagnétique, issu de la fusion thermonucléaire de l’hydrogène, dont le spectre est proche de celui d’un corps noir : la loi de Wien relie la température de surface à la longueur d’onde du maximum d’émission. À l’échelle de la Terre, le bilan radiatif (puissance reçue, réfléchie selon l’albédo, réémise dans l’infrarouge) fixe la température moyenne de surface, que l’effet de serre relève ; l’incidence des rayons selon la latitude explique les climats, et la photosynthèse capte cette énergie pour le vivant. Approfondissement — thème de PREMIÈRE (BO 2019, Thème 2) HORS épreuve écrite de terminale : ces notions ne sont pas des « capacités attendues » de terminale, mais elles sont explicitement mobilisées comme prérequis indispensables du thème « Science, climat et société » de terminale, ce qui justifie cette fiche.

5 sections~26 min de lecture4 compétencesNiveau Standard 4 · Approfondissement 1Vérifié · 06/2026

T·0222 / 8

Profil d’examen

Prérequis de première mobilisé en terminale (hors épreuve écrite) — Utiliser la loi de Wien pour relier la température de surface d’un corps au noir à la longueur d’onde de son maximum d’émission, et situer Soleil et Terre dans le spectre électromagnétique.Prérequis de première mobilisé en terminale (hors épreuve écrite) — Établir un bilan radiatif simple de la Terre (puissance reçue, réfléchie via l’albédo, réémise dans l’infrarouge) et relier l’équilibre à une température moyenne de surface ; expliquer qualitativement l’effet de serre.Prérequis de première mobilisé en terminale (hors épreuve écrite) — Relier la puissance solaire reçue par unité de surface à la latitude et à l’inclinaison des rayons, et en déduire l’inégale répartition de l’énergie (climats, saisons).Prérequis de première mobilisé en terminale (hors épreuve écrite) — Exploiter la conversion d’énergie de la photosynthèse (à l’échelle de la planète, les organismes chlorophylliens utilisent pour la photosynthèse environ 0,1 % de la puissance solaire totale reçue) et calculer un rendement local ; établir un bilan d’énergie pour le corps humain.

Opérateurs :relierétablircalculerinterpréterjustifierschématiserestimer un ordre de grandeur

niveau de base

Honnêteté d’abord : ce thème relève de la PREMIÈRE (BO 2019) et N’EST PAS évalué à l’écrit de terminale ; visez la maîtrise sûre de la loi de Wien (λ_max × T = constante), du bilan radiatif moyen (S/4, albédo, réémission IR) et de l’idée d’effet de serre — c’est exactement ce que le thème climat de terminale réutilise.

niveau approfondi

Pour aller plus loin (Grand oral, lien avec « Science, climat et société » de terminale) : reliez quantitativement le déséquilibre du bilan radiatif au forçage des gaz à effet de serre, comparez température d’équilibre sans atmosphère (≈ −18 °C) et température réelle (≈ +15 °C), et discutez albédo, rétroactions et rendement de la photosynthèse comme contrainte énergétique du vivant.

Profondeur

Texte

Sommaire · 5 sections

Le Soleil, notre source d’énergie

Le rayonnement solaire : origine, spectre et loi de Wien#

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Spectres de corps noir : décalage du maximum avec la température (loi de Wien)

Fig. 1Plus un corps est chaud, plus le maximum de son spectre se décale vers les courtes longueurs d’onde : c’est la loi de Wien. Le profil de corps noir est tracé pour deux températures, l’abscisse étant la longueur d’onde en centaines de nm : le corps chaud (analogue solaire) culmine vers 500 nm (visible), le corps plus froid vers 1200 nm (proche infrarouge).

Origine de l’énergie solaire : au cœur du Soleil (≈ 15 millions de kelvins), des réactions de FUSION THERMONUCLÉAIRE transforment l’hydrogène en hélium. Une faible perte de masse Δm est convertie en énergie selon E = Δm·c², libérée d’abord sous forme de rayonnement de très haute énergie qui, après un long transfert vers la surface, est émis dans l’espace : c’est la source de la quasi-totalité de l’énergie reçue par la Terre. Le Soleil rayonne une puissance totale ≈ 3,8 × 10²⁶ W, ce qui correspond à environ 4 × 10⁹ kg de masse convertie en énergie chaque seconde (capacité attendue : déterminer cette masse à partir de la puissance rayonnée).

Nature du rayonnement : le Soleil émet un RAYONNEMENT ÉLECTROMAGNÉTIQUE dont le spectre est CONTINU et très proche de celui d’un CORPS NOIR (objet idéal qui absorbe tout le rayonnement reçu et réémet un spectre ne dépendant que de sa température). Ce spectre s’étend de l’ultraviolet à l’infrarouge, avec un maximum dans le domaine VISIBLE.

Loi de Wien : la longueur d’onde du maximum d’émission λ_max d’un corps noir est INVERSEMENT proportionnelle à sa température absolue T (en kelvins) : λ_max × T = constante ≈ 2,90 × 10⁻³ m·K. Plus un corps est chaud, plus son maximum d’émission se décale vers les courtes longueurs d’onde (« le bleu »).

Application Soleil / Terre : pour le Soleil (température de surface ≈ 5800 K), λ_max ≈ 500 nm → émission surtout VISIBLE. Pour la Terre (température moyenne ≈ 288 K), λ_max ≈ 10 µm → émission dans l’INFRAROUGE, invisible à l’œil. Cette différence de domaine spectral est la clé de l’effet de serre.

Rappel de première — unités et conversions : températures TOUJOURS en kelvins dans la loi de Wien (T(K) = θ(°C) + 273) ; 1 nm = 10⁻⁹ m, 1 µm = 10⁻⁶ m. Le spectre visible s’étend d’environ 400 nm (violet) à 800 nm (rouge).

\lambda_{\max}\times T = 2{,}90\times 10^{-3}\ \text{m}\cdot\text{K}

Loi de Wien

Le produit de la longueur d’onde du maximum d’émission (en mètres) par la température absolue (en kelvins) est une constante. T doit impérativement être exprimée en kelvins.

\lambda_{\max} = \dfrac{2{,}90\times 10^{-3}}{T}

λ_max connaissant T

Forme directe pour calculer la longueur d’onde du maximum d’émission. Plus T est grande, plus λ_max est petite (décalage vers le bleu).

E = \Delta m\,c^{2}

Énergie de fusion (équivalence masse-énergie)

La très faible perte de masse Δm lors de la fusion de l’hydrogène en hélium est convertie en énergie ; c ≈ 3,00 × 10⁸ m·s⁻¹ est la célérité de la lumière. Justifie l’immense puissance rayonnée par le Soleil.

Maxima d’émission du Soleil et de la Terre sur l’échelle des longueurs d’onde

Fig. 2Position des maxima d’émission sur l’axe des longueurs d’onde (en µm). Le maximum du Soleil (≈ 0,5 µm) tombe dans le domaine visible (≈ 0,4–0,8 µm) ; celui de la Terre (≈ 10 µm) est très au-delà, dans l’infrarouge. Ce décalage d’un facteur ≈ 20 entre rayonnement reçu (visible) et rayonnement réémis (IR) est la clé de l’effet de serre.

Exemple corrigé

Température de surface du Soleil par la loi de Wien

Le spectre du Soleil présente un maximum d’émission à λ_max ≈ 500 nm. (a) Calculer la température de surface du Soleil à l’aide de la loi de Wien (constante 2,90 × 10⁻³ m·K). (b) Vérifier que ce maximum se situe bien dans le domaine visible. (c) Pour la Terre (T ≈ 288 K), calculer λ_max et préciser le domaine spectral.

Convertir la longueur d’onde
On exprime λ_max en mètres avant tout calcul : 500 nm = 500 × 10⁻⁹ m = 5,00 × 10⁻⁷ m.
Isoler puis calculer T (Soleil)
À partir de λ_max × T = 2,90 × 10⁻³, on isole T en divisant la constante par λ_max.
Situer dans le spectre
λ_max = 500 nm appartient bien à l’intervalle visible (≈ 400–800 nm), du côté du vert : le Soleil rayonne majoritairement dans le visible.
Cas de la Terre
On applique la même loi en sens direct avec T = 288 K : λ_max = 2,90 × 10⁻³ / 288 ≈ 1,0 × 10⁻⁵ m = 10 µm, dans l’infrarouge (très au-delà de 800 nm).

Résultat : (a) T_Soleil ≈ 5,80 × 10³ K = 5800 K. (b) 500 nm est dans le visible : cohérent. (c) La Terre émet vers 10 µm, dans l’infrarouge. Le Soleil (chaud) rayonne dans le visible, la Terre (froide) dans l’IR : c’est ce décalage qui rend possible l’effet de serre.

Exemple corrigé

Masse solaire transformée en énergie chaque seconde

Le Soleil rayonne une puissance totale P ≈ 3,8 × 10²⁶ W. À l’aide de l’équivalence masse-énergie (E = Δm·c², avec c = 3,00 × 10⁸ m·s⁻¹), déterminer la masse Δm convertie en énergie chaque seconde.

Énergie rayonnée en 1 s
La puissance est l’énergie rayonnée par seconde : pour Δt = 1 s, l’énergie vaut E = P·Δt.
Isoler la masse via E = Δm·c²
On exprime la perte de masse en divisant l’énergie par le carré de la célérité de la lumière.
Application numérique
On calcule c² = 9,00 × 10¹⁶ m²·s⁻², puis le quotient.

Résultat : Le Soleil convertit environ 4,2 × 10⁹ kg (soit ≈ 4 millions de tonnes) de masse en énergie chaque seconde. Cette perte est pourtant négligeable devant la masse totale du Soleil (≈ 2 × 10³⁰ kg), ce qui explique sa très longue durée de vie.

Erreurs fréquentes

Utiliser la température en degrés Celsius au lieu de kelvins dans la loi de Wien : c’est l’erreur la plus fréquente et elle fausse tout le calcul (oubli du +273).
Confondre proportionnalité et proportionnalité inverse : λ_max DIMINUE quand T augmente. Un corps plus chaud n’émet pas « à plus grande longueur d’onde » mais à plus courte longueur d’onde.

Révision active

L’étoile Bételgeuse présente un maximum d’émission vers λ_max ≈ 830 nm. Estimer sa température de surface à l’aide de la loi de Wien, puis comparer à celle du Soleil et préciser dans quel domaine spectral elle émet majoritairement.

Rappel actif

Rappelle-toi les points clés — puis révèle.

Le bilan radiatif de la Terre : albédo, absorption et réémission infrarouge#

Approfondissementeduscol-programme-enseignement-scientifique

Bilan radiatif de la Terre : partage du flux solaire et équilibre

Fig. 3Le flux solaire moyen reçu (≈ 340 W·m⁻²) se partage : l’albédo en renvoie ≈ 30 % (≈ 102 W·m⁻²) sans chauffer la surface, et ≈ 70 % (≈ 238 W·m⁻²) sont absorbés. À l’équilibre, ce flux absorbé est exactement compensé par la réémission infrarouge vers l’espace (≈ 238 W·m⁻²), ce qui fixe la température moyenne de surface.

Puissance reçue : la Terre intercepte le rayonnement solaire sur un DISQUE de rayon R (section apparente) : puissance interceptée = constante solaire × π·R². La constante solaire vaut C_s ≈ 1360 W·m⁻² au sommet de l’atmosphère. Rapportée à la surface réelle de la sphère (4π·R²), la puissance moyenne reçue par unité de surface vaut C_s/4 ≈ 340 W·m⁻² : un facteur 4 entre le disque intercepté et la sphère éclairée en moyenne (jour/nuit, sphéricité).

Albédo : une fraction du rayonnement incident est RÉFLÉCHIE vers l’espace sans être absorbée (nuages, neige, glace, surfaces claires). L’albédo A est cette fraction réfléchie ; pour la Terre, A ≈ 0,3 (30 %). La puissance effectivement absorbée par unité de surface est donc (1 − A)·C_s/4 ≈ 0,7 × 340 ≈ 238 W·m⁻².

Réémission infrarouge : à l’équilibre thermique, la Terre RÉÉMET vers l’espace autant d’énergie qu’elle en absorbe, mais sous forme de rayonnement INFRAROUGE (car sa température, ≈ 288 K, la place dans l’IR d’après la loi de Wien). L’équilibre « puissance absorbée = puissance réémise » fixe la température moyenne de surface.

Température d’équilibre du « corps Terre » (approfondissement — hors capacité, loi de Stefan-Boltzmann NON exigible au programme) : en modélisant la Terre comme un corps noir réémetteur, l’équilibre (1 − A)·C_s/4 = σ·T⁴ donne T ≈ 255 K ≈ −18 °C en l’ABSENCE d’atmosphère. Or la température réelle est ≈ 288 K ≈ +15 °C : l’écart de ≈ +33 °C est dû à l’EFFET DE SERRE (section suivante). Au niveau attendu, on retient seulement l’IDÉE que l’équilibre des flux fixe une température bien plus froide sans atmosphère ; le calcul par σ·T⁴ n’est donné qu’en complément.

Rappel de première — un bilan est un équilibre de flux (en W ou W·m⁻²), pas d’énergie : à l’équilibre les flux entrant et sortant s’égalisent. Si le flux entrant augmente (ou le sortant diminue), la planète se réchauffe jusqu’à rétablir l’égalité à une température plus élevée.

\dfrac{C_s}{4} \approx \dfrac{1360}{4} \approx 340\ \text{W}\cdot\text{m}^{-2}

Puissance solaire moyenne reçue par m²

La constante solaire C_s ≈ 1360 W·m⁻² est divisée par 4 car la section interceptée (disque π R²) vaut le quart de la surface de la sphère (4π R²).

P_{\text{abs}} = (1-A)\,\dfrac{C_s}{4} \approx 0{,}7\times 340 \approx 238\ \text{W}\cdot\text{m}^{-2}

Puissance absorbée par m²

La fraction (1 − A) du flux moyen est absorbée ; le reste (A·C_s/4) est réfléchi vers l’espace par l’albédo.

(1-A)\,\dfrac{C_s}{4} = \sigma\,T^{4} \;\Rightarrow\; T \approx 255\ \text{K} \approx -18\,^{\circ}\text{C}

Température d’équilibre sans atmosphère

À l’équilibre, le flux absorbé égale le flux réémis (loi de Stefan-Boltzmann, σ ≈ 5,67 × 10⁻⁸ W·m⁻²·K⁻⁴). On obtient ≈ −18 °C, bien plus froid que la réalité : l’effet de serre comble l’écart.

Température d’équilibre en fonction de l’albédo

Fig. 4Modèle de corps noir : T = (((1−A)·C_s/4)/σ)^{1/4}. Plus l’albédo est grand (surfaces réfléchissantes), plus la planète absorbe peu et plus elle est froide. Le point A = 0,3 donne ≈ 255 K.

Exemple corrigé

Bilan radiatif et effet d’une variation d’albédo

On modélise la Terre comme un corps recevant en moyenne C_s/4 ≈ 340 W·m⁻², d’albédo A = 0,3. (a) Calculer la puissance absorbée et la puissance réfléchie par mètre carré. (b) La banquise s’étend et l’albédo passe à A = 0,4 : calculer la nouvelle puissance absorbée. (c) Préciser, sans nouveau calcul de température, le sens d’évolution de la température moyenne et nommer la rétroaction en jeu.

Puissance absorbée (A = 0,3)
La fraction absorbée est (1 − A) du flux moyen reçu.
Puissance réfléchie (A = 0,3)
Le complément, fraction A du flux, repart vers l’espace.
Nouvelle puissance absorbée (A = 0,4)
On refait le calcul avec un albédo plus grand : moins d’énergie est absorbée.
Conséquence et rétroaction
L’énergie absorbée chute de 238 à 204 W·m⁻² : à l’équilibre, le flux réémis (donc la température) DIMINUE. Une banquise plus étendue augmente l’albédo, refroidit, ce qui étend encore la banquise : rétroaction positive amplificatrice (rétroaction de l’albédo).

Résultat : (a) Absorbée 238 W·m⁻², réfléchie 102 W·m⁻² (total 340). (b) À A = 0,4, absorbée 204 W·m⁻². (c) La température moyenne baisse ; c’est la rétroaction positive de l’albédo, qui amplifie le refroidissement.

Erreurs fréquentes

Oublier le facteur 4 (utiliser C_s au lieu de C_s/4) : la Terre n’intercepte le flux que sur un disque mais le redistribue sur toute la sphère ; la moyenne reçue est donc le quart de la constante solaire.
Ajouter le rayonnement réfléchi à l’énergie absorbée : le rayonnement réfléchi (albédo) repart vers l’espace SANS chauffer la Terre ; seul (1 − A)·C_s/4 participe au chauffage.

Révision active

On modélise la Terre par un corps recevant en moyenne C_s/4 ≈ 340 W·m⁻². Pour un albédo A = 0,3, calculer la puissance absorbée par mètre carré, puis la puissance réfléchie. Estimer comment varierait la puissance absorbée si l’albédo passait à 0,4 (effet d’une extension de la banquise) et conclure sur le sens d’évolution de la température.

Rappel actif

Rappelle-toi les points clés — puis révèle.

Sources : Programme d’enseignement scientifique — voie générale (BO spécial n° 8 du 25 juillet 2019), Thème 2 « Le Soleil, notre source d’énergie » (Ministère de l’Éducation nationale — Éduscol) · Programme d’enseignement scientifique de terminale (BO n° 25 du 22 juin 2023), Thème « Science, climat et société » (réutilisation du bilan radiatif) (Ministère de l’Éducation nationale et de la Jeunesse)

Latitude, incidence des rayons et inégale répartition de l’énergie#

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Étalement d’un faisceau solaire selon l’angle d’incidence

Fig. 5À puissance égale, un faisceau oblique s’étale sur une plus grande surface : l’éclairement (W·m⁻²) y est plus faible. À gauche, des rayons perpendiculaires (i = 0) éclairent une petite surface S ; à droite, des rayons obliques éclairent une surface S′ = S/cos i plus étendue. C’est pourquoi les hautes latitudes, atteintes par des rayons obliques, reçoivent moins d’énergie par m².

Le problème : un même faisceau solaire transporte la même puissance, mais selon l’angle sous lequel il frappe le sol, cette puissance est répartie sur une surface plus ou moins grande. C’est la PUISSANCE REÇUE PAR UNITÉ DE SURFACE (l’éclairement, en W·m⁻²) qui détermine l’échauffement, pas la puissance totale du faisceau.

Effet de l’incidence : si les rayons arrivent perpendiculairement au sol (Soleil au zénith), le faisceau est concentré → éclairement maximal. S’ils arrivent obliquement, le faisceau s’étale sur une surface plus grande → éclairement plus faible. Quantitativement, l’éclairement reçu est proportionnel à cos i, où i est l’angle entre les rayons et la VERTICALE du lieu.

Rôle de la latitude : à l’équateur, les rayons de midi sont quasi verticaux (i petit, cos i ≈ 1) → fort éclairement. Aux pôles, ils arrivent très obliquement (i grand, cos i petit) → faible éclairement, étalé sur une grande surface. La puissance solaire reçue par m² DÉCROÎT donc des basses vers les hautes latitudes.

Conséquences climatiques et saisons : cette inégale répartition explique les ZONES CLIMATIQUES (chaud à l’équateur, froid aux pôles) ; au cours de l’année, l’inclinaison de l’axe de rotation de la Terre fait varier l’angle d’incidence en un lieu donné, ce qui engendre les SAISONS (été = rayons plus directs, hiver = rayons plus obliques).

Rappel de première — il ne faut pas confondre distance Terre-Soleil et incidence : à l’échelle d’une année, ce sont l’inclinaison de l’axe et l’angle d’incidence qui pilotent les saisons, pas les très faibles variations de distance au Soleil.

E_{\text{sol}} = E_0\,\cos i

Éclairement d’un sol horizontal

E₀ est l’éclairement mesuré perpendiculairement au faisceau et i l’angle entre les rayons et la verticale du lieu. Plus i est grand (rayons obliques, hautes latitudes ou hiver), plus cos i — donc l’éclairement reçu — est faible.

Éclairement reçu en fonction de l’angle d’incidence

Fig. 6E_sol = E₀·cos i pour E₀ = 1000 W·m⁻². À 0° l’éclairement vaut 1000 W·m⁻², à 60° il n’en reste que la moitié (500), à 90° (rayons rasants) il s’annule.

Exemple corrigé

Éclairement d’un sol horizontal selon l’angle d’incidence

Un faisceau solaire transporte un éclairement E₀ = 1000 W·m⁻² mesuré perpendiculairement à sa direction. (a) Calculer l’éclairement reçu par un sol horizontal quand les rayons font un angle i = 30° avec la verticale. (b) Même question pour i = 60°. (c) Conclure sur la variation avec la latitude.

Loi à utiliser
L’éclairement reçu par le sol horizontal est E_sol = E₀·cos i, où i est l’angle des rayons avec la verticale du lieu.
Cas i = 30°
On calcule cos 30° ≈ 0,87 puis on multiplie par E₀.
Cas i = 60°
On calcule cos 60° = 0,50 puis on multiplie par E₀.
Interprétation latitude
Plus on s’éloigne de l’équateur, plus l’angle d’incidence de midi est grand, plus cos i est petit, plus l’éclairement reçu par m² est faible : les pôles reçoivent beaucoup moins d’énergie que l’équateur.

Résultat : (a) ≈ 870 W·m⁻² à 30°. (b) 500 W·m⁻² à 60° (la moitié). L’éclairement décroît avec l’angle d’incidence, donc des basses vers les hautes latitudes : c’est l’origine des zones climatiques.

Erreurs fréquentes

Croire qu’il fait plus froid aux pôles parce qu’ils seraient « plus loin du Soleil » : la cause est l’obliquité des rayons (étalement du faisceau), pas la distance.
Oublier que c’est l’éclairement (W·m⁻²) qui compte, et raisonner sur la puissance totale du faisceau, qui elle ne change pas avec l’angle.

Révision active

Un faisceau solaire transporte un éclairement de 1000 W·m⁻² mesuré perpendiculairement à sa direction. Calculer l’éclairement reçu par un sol horizontal lorsque les rayons font un angle de 30° avec la verticale, puis lorsqu’ils font un angle de 60°. Commenter le rôle de la latitude.

Rappel actif

Rappelle-toi les points clés — puis révèle.

L’effet de serre atmosphérique#

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Mécanisme de l’effet de serre

Fig. 7Le rayonnement solaire visible traverse l’atmosphère et chauffe le sol ; celui-ci réémet dans l’infrarouge. Les gaz à effet de serre (CO₂, H₂O, CH₄) absorbent une partie de cet IR et le réémettent dans toutes les directions, dont vers le bas (flèche en évidence). Ce piège sélectif élève la température moyenne de surface d’environ 33 °C (≈ −18 °C sans atmosphère, ≈ +15 °C avec).

Le mécanisme : l’atmosphère est largement TRANSPARENTE au rayonnement solaire visible, qui atteint le sol et le chauffe. Le sol, à ≈ 288 K, réémet vers le haut un rayonnement INFRAROUGE. Certains gaz atmosphériques (gaz à effet de serre) ABSORBENT ce rayonnement infrarouge, puis en réémettent une partie vers le sol : cet apport supplémentaire élève la température de surface.

Le rôle clé de la loi de Wien : c’est parce que le Soleil rayonne dans le VISIBLE (peu absorbé par les GES) et la Terre dans l’INFRAROUGE (fortement absorbé par les GES) que l’atmosphère agit comme un piège thermique sélectif. Sans ce décalage spectral, l’effet de serre n’existerait pas.

Les principaux gaz à effet de serre : la vapeur d’eau (H₂O), le dioxyde de carbone (CO₂) et le méthane (CH₄) sont de bons absorbeurs de l’infrarouge ; le diazote (N₂) et le dioxygène (O₂), pourtant majoritaires, n’absorbent quasiment pas l’IR et ne contribuent pas à l’effet de serre.

Bilan chiffré : sans atmosphère, le bilan radiatif imposerait une température moyenne ≈ −18 °C. La température réelle est ≈ +15 °C : l’effet de serre NATUREL apporte ≈ +33 °C et rend la Terre habitable. L’augmentation des GES d’origine humaine renforce cet effet (effet de serre additionnel) et déséquilibre le bilan radiatif → réchauffement (lien direct avec le thème climat de terminale).

Rappel de première — l’effet de serre naturel est INDISPENSABLE à la vie ; ce qui pose problème, c’est son RENFORCEMENT par les émissions humaines de CO₂ et de CH₄, pas son existence. Ne pas présenter l’effet de serre comme « néfaste » en soi.

\Delta T_{\text{serre}} = T_{\text{réelle}} - T_{\text{équilibre}} \approx 15 - (-18) \approx 33\,^{\circ}\text{C}

Contribution de l’effet de serre naturel

Écart entre la température moyenne réelle de surface (≈ +15 °C) et la température d’équilibre d’un corps noir sans atmosphère (≈ −18 °C). Cet apport de ≈ +33 °C rend la Terre habitable.

Exemple corrigé

Estimer la contribution de l’effet de serre naturel

Le bilan radiatif d’une Terre sans atmosphère conduit à une température moyenne d’équilibre T_eq ≈ 255 K. La température moyenne réelle de surface est T_réelle ≈ 288 K. (a) Convertir ces températures en degrés Celsius. (b) Calculer l’élévation de température due à l’effet de serre naturel. (c) Expliquer en une phrase, à l’aide de la loi de Wien, pourquoi cet effet existe.

Conversions en °C
On utilise θ(°C) = T(K) − 273.
Élévation due à l’effet de serre
C’est la différence entre température réelle et température d’équilibre sans atmosphère.
Pourquoi cet effet existe
D’après la loi de Wien, le Soleil (chaud) émet dans le visible — peu absorbé par les GES, qui le laissent passer — tandis que la Terre (froide) émet dans l’infrarouge, fortement absorbé puis réémis vers le sol par les GES. Ce piège sélectif réchauffe la surface.

Résultat : (a) −18 °C et +15 °C. (b) L’effet de serre naturel apporte ≈ +33 °C. (c) Le décalage spectral (loi de Wien) rend l’atmosphère transparente au visible solaire mais absorbante pour l’IR terrestre, d’où le piégeage thermique.

Erreurs fréquentes

Affirmer que l’atmosphère « renvoie la chaleur comme un miroir » : en réalité les GES ABSORBENT l’IR puis le RÉÉMETTENT dans toutes les directions, dont une partie vers le sol. Ce n’est pas une réflexion.
Croire que les gaz majoritaires (N₂, O₂) sont responsables de l’effet de serre : ce sont les gaz minoritaires absorbeurs d’IR (H₂O, CO₂, CH₄) qui le produisent.

Révision active

À l’aide d’un schéma, expliquer pourquoi le rayonnement solaire traverse l’atmosphère mais le rayonnement émis par le sol est en partie piégé. Justifier, par la loi de Wien, le caractère sélectif de ce piège, et estimer l’élévation de température due à l’effet de serre naturel à partir des températures −18 °C et +15 °C.

Rappel actif

Rappelle-toi les points clés — puis révèle.

Le rayonnement solaire, source d’énergie pour le vivant : photosynthèse et bilan thermique du corps humain#

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Diagramme énergétique de la photosynthèse

Fig. 8La photosynthèse convertit l’énergie lumineuse en énergie chimique avec un rendement faible (de l’ordre de 1 % à l’échelle d’un couvert) ; l’essentiel de l’énergie reçue n’est pas stocké mais perdu (réflexion, transmission, chaleur). La fraction réellement stockée est mise en évidence.

La photosynthèse, conversion d’énergie : dans les chloroplastes des cellules végétales, la chlorophylle capte l’énergie LUMINEUSE du Soleil et la convertit en énergie CHIMIQUE stockée dans la matière organique (glucose). Bilan global : 6 CO₂ + 6 H₂O → C₆H₁₂O₆ + 6 O₂. C’est l’entrée d’énergie solaire à la base de presque toutes les chaînes alimentaires.

Spectres d’absorption et d’action : la chlorophylle absorbe surtout dans le bleu et le rouge et peu dans le vert (d’où la couleur verte des feuilles). La superposition du SPECTRE D’ABSORPTION des pigments et du SPECTRE D’ACTION (efficacité photosynthétique selon la longueur d’onde) montre que la photosynthèse est la plus efficace là où la lumière est le plus absorbée — capacité attendue : comparer ces deux spectres pour un végétal.

Rendement de la photosynthèse : seule une faible part de l’énergie solaire incidente est convertie en énergie chimique utilisable. Le programme officiel retient deux ordres de grandeur à ne pas confondre : à l’ÉCHELLE DE LA PLANÈTE, les organismes chlorophylliens n’utilisent qu’environ 0,1 % de la puissance solaire totale reçue ; à l’échelle d’un couvert végétal bien éclairé, le rendement de conversion atteint au plus l’ordre de 1 %. Dans tous les cas, le rendement énergétique (rapport de l’énergie chimique stockée à l’énergie lumineuse reçue) est TRÈS FAIBLE, ce qui contraint la productivité du vivant.

Du vivant aux combustibles fossiles : la photosynthèse fait entrer dans la biosphère de la matière organique qui stocke de l’énergie d’origine solaire. Une partie de cette matière organique s’accumule dans les sédiments et, sur des temps géologiques, se transforme en COMBUSTIBLES FOSSILES (charbon, pétrole, gaz). Brûler ces combustibles revient donc à libérer de l’énergie solaire captée il y a des millions d’années — lien direct avec le thème « Le futur des énergies » de terminale.

Le corps humain, un système qui échange de l’énergie : l’organisme PRODUIT de l’énergie par le métabolisme (oxydation des nutriments, ≈ 100 W au repos en moyenne) et en PERD vers le milieu par rayonnement, convection, conduction et évaporation (transpiration). Le maintien d’une température corporelle stable (≈ 37 °C) traduit l’ÉQUILIBRE entre apports/production et pertes.

Bilan d’énergie du corps : à température constante, énergie produite par le métabolisme = énergie perdue vers l’environnement. Si la production excède les pertes, la température monte (effort, fièvre) ; si les pertes excèdent la production, elle baisse (hypothermie). Les besoins quotidiens moyens d’un adulte sont de l’ordre de 8000 à 10000 kJ par jour.

Rappel de première — chaîne énergétique : l’énergie traverse une suite de conversions (lumineuse → chimique par la photosynthèse → mécanique/thermique chez les êtres vivants). À chaque conversion, une partie est dégradée en énergie thermique : aucun rendement n’est de 100 %.

6\,\text{CO}_2 + 6\,\text{H}_2\text{O} \xrightarrow{\;\text{lumière}\;} \text{C}_6\text{H}_{12}\text{O}_6 + 6\,\text{O}_2

Bilan global de la photosynthèse

L’énergie lumineuse captée par la chlorophylle permet de convertir dioxyde de carbone et eau en glucose (matière organique) et dioxygène : conversion d’énergie lumineuse en énergie chimique.

\eta = \dfrac{E_{\text{chimique stockée}}}{E_{\text{lumineuse reçue}}}

Rendement de conversion

Rapport (sans unité, souvent exprimé en %) de l’énergie chimique stockée dans la matière organique à l’énergie lumineuse reçue. Pour la photosynthèse à l’échelle d’un couvert, η est de l’ordre de 1 %.

P_{\text{métabolisme}} = P_{\text{pertes}} \quad (\text{température corporelle constante})

Bilan thermique du corps humain à l’équilibre

À température corporelle stable, la puissance produite par le métabolisme (≈ 100 W au repos) égale la puissance perdue vers l’environnement (rayonnement, convection, conduction, évaporation).

Bilan thermique du corps humain

Fig. 9À température corporelle constante (≈ 37 °C), la production métabolique (≈ 100 W au repos) compense exactement les pertes vers le milieu par rayonnement, convection, conduction et évaporation. C’est un bilan d’énergie à l’équilibre, analogue au bilan radiatif de la Terre.

Exemple corrigé

Rendement énergétique de la photosynthèse d’une parcelle

Une parcelle reçoit en moyenne une énergie solaire E_reçue = 4,0 × 10⁶ kJ·m⁻²·an⁻¹ et y produit une biomasse stockant E_stockée = 4,0 × 10⁴ kJ·m⁻²·an⁻¹. (a) Calculer le rendement énergétique de la photosynthèse. (b) L’exprimer en pourcentage. (c) Commenter sa valeur.

Définition du rendement
Le rendement est le rapport de l’énergie chimique stockée à l’énergie lumineuse reçue ; les unités (kJ·m⁻²·an⁻¹) se simplifient, η est sans unité.
Application numérique
On divise les deux énergies (mêmes unités).
Conversion en pourcentage
On multiplie par 100 pour exprimer le rendement en pourcentage.
Commentaire
Un rendement de ≈ 1 % est FAIBLE : l’essentiel de l’énergie solaire reçue n’est pas stocké par les plantes (réflexion, transmission, pertes thermiques, longueurs d’onde non utilisées). Cela contraint fortement la productivité primaire des écosystèmes et, en aval, toutes les chaînes alimentaires.

Résultat : η = 1,0 × 10⁻² = 1,0 %. Le rendement énergétique de la photosynthèse est très faible, de l’ordre de 1 %, ce qui limite l’énergie disponible pour le vivant.

Schritt-für-Schritt Erklärung5 Schritte

1
Tout commence par la lumière du Soleil : un rayonnement issu de la fusion de l’hydrogène, dont le maximum d’émission, d’après la loi de Wien, tombe dans le visible.
2
Cette lumière atteint une feuille. La chlorophylle en capte une faible part et la convertit en énergie chimique : c’est la photosynthèse.
3
Le rendement est très faible : à l’échelle de la planète, les organismes chlorophylliens n’utilisent qu’environ 0,1 % de la puissance solaire reçue. La quasi-totalité de l’énergie reçue n’est pas stockée, ce qui limite l’énergie disponible pour tout le vivant.
4
Chez l’être humain, cette énergie chimique des aliments alimente le métabolisme, qui produit en moyenne une centaine de watts au repos.
5
À température corporelle constante, cette production équilibre exactement les pertes vers le milieu : c’est le bilan thermique du corps, dernier maillon de la chaîne énergétique partie du Soleil.

Erreurs fréquentes

Confondre photosynthèse et respiration : la photosynthèse CONSOMME du CO₂ et PRODUIT du O₂ en stockant de l’énergie ; la respiration fait l’inverse en libérant de l’énergie.
Donner un rendement de photosynthèse « élevé » ou confondre les deux échelles : à l’échelle de la PLANÈTE le programme retient environ 0,1 % de la puissance solaire totale, à l’échelle d’un couvert végétal au plus l’ordre de 1 % — dans tous les cas une valeur très faible ; oublier d’exprimer le rendement comme un rapport sans unité (ou en %).

Révision active

Une parcelle reçoit en moyenne une énergie solaire de 4,0 × 10⁶ kJ par mètre carré et par an, et y produit une biomasse stockant 4,0 × 10⁴ kJ par mètre carré et par an. Calculer le rendement énergétique de la photosynthèse pour cette parcelle et commenter sa valeur.

Rappel actif

Rappelle-toi les points clés — puis révèle.

Références et sources

Sources

Ministère de l’Éducation nationale — Éduscol

Programme d’enseignement scientifique — voie générale (BO spécial n° 8 du 25 juillet 2019), Thème 2 « Le Soleil, notre source d’énergie »

Le Soleil, notre source d’énergie

5 sections~26 min de lecture4 compétencesNiveau Standard 4 · Approfondissement 1Vérifié · 06/2026

Le Soleil, notre source d’énergie

Points clés

Température de surface du Soleil par la loi de Wien

Masse solaire transformée en énergie chaque seconde

Points clés

Bilan radiatif et effet d’une variation d’albédo

Points clés

Éclairement d’un sol horizontal selon l’angle d’incidence

Points clés

Estimer la contribution de l’effet de serre naturel

Points clés

Rendement énergétique de la photosynthèse d’une parcelle

Sources

Le Soleil, notre source d’énergie

Points clés

Température de surface du Soleil par la loi de Wien

Masse solaire transformée en énergie chaque seconde

Points clés

Bilan radiatif et effet d’une variation d’albédo

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Éclairement d’un sol horizontal selon l’angle d’incidence

Points clés

Estimer la contribution de l’effet de serre naturel

Points clés

Rendement énergétique de la photosynthèse d’une parcelle

Sources