Énergies

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Le soleil – chaleur et rayonnement – source de vie

>>>  lien vers ionosphère – magnétosphère – atmosphère – filtres de vie

 

A l’ère de l’arrivée des photons

Pour vivre sur terre, nous avons tout d’abord besoin du soleil !

 

Astre indispensable à la vie sur terre

Lumineux, réchauffant, protecteur, rayonnant, sont ces principales caractéristiques

Le soleil est une étoile naine jaune de classe spectrale G dans le diagramme de Russel et de magnitude absolue +4,85.
Son diamètre moyen est de 1 391 000 km (109 fois le diamètre de la Terre) et sa masse masse de 2,10 x 10E30 kg (332 000 fois plus que la Terre). Sa masse volumique avoisine les 1400 kg/m3. Diamètre angulaire moyen : 32o
On estime que sa masse dimine à raison de 4,2 x 10E9 kilos/s
Dégagement d’énergie : 3,8 x 10E26 watts
Energie reçue par la Terre : 1,9 x 10E17 W/s
Température superficielle : 6000°K environ
Durée d’une rotation du soleil à son équateur : 24,9 j
Distance Terre-Soleil : 149 600 000 km

Structure

En allant du centre vers l’extérieur on rencontre :

• – le noyau : 14 millions de °K, pression de 150x10E9 atmosphères au centre. C’est là que se développent les réactions thermonucléaires.

• – la zone radiative : 7 à 2 millions de °K- puis la tachocline, couche intermédiaire et la zone convective : 2 millions de °K à 6000°K

• – La photosphère, surface visible du Soleil où apparaissent les granules et taches solaires.

• La chromosphère, couche de gaz fortement ionisée (plasma) d’une épaisseur de 15000 km environ

• – La couronne : s’étend de 15000 à 1 ou 2 millions de km. Sa température atteint 1 million de °K.

La photosphère.

La photosphère est la couche de gaz qui constitue la surface visible du soleil. Elle a une épaisseur de quelques centaines de kilomètres et une température de l’ordre de 6000 °C en surface. Elle présente un aspect irrégulier et se retrouve parsemée de taches solaires d’autant plus nombreuses que l’on est proche d’un maximum du cycle solaire de 11 ans. Les  »facules » sont des petites zones brillantes entourant les taches solaires lorsque celles-ci se trouvent très près du bord du disque solaire. Entre la photosphère et le coeur du Soleil, la température et la pression augmente au fur et à mesure que la distance au centre du Soleil diminue.

La chromosphère.

Couche de gaz d’un rose transparent (pour la lumière visible) entourant la photosphère. Son épaisseur est de l’ordre de 15000 km. Elle n’est visible que lors d’une éclipse totale ou à l’aide d’instruments adaptés. Contrairement à la photosphère, la température augmente au fur et à mesure que l’on s’éloigne du Soleil, en même temps que la pression diminue. C’est dans la chromosphère que jaillissent les spicules, (qui sont des filets de gaz s’échappant à très haute vitesse), les protubérances et que se développent les éruptions solaires, jets de gaz et de matière de plusieurs centaines de milliers de km de hauteur. Les protubérances peuvent être éruptives lorsqu’elles éjectent de la matière dans l’espace. Elles ressemblent souvent à des ponts aux arches de plusieurs centaines de milliers de kilomètres de portée. Le plasma qui constitue la chromosphère est très peu dense puisque la densité électronique ne dépasse pas 10E18 électrons par m3.

La couronne solaire.

Elle est située au delà de la chromosphère et s’étend à des millions de km en se diluant dans l’espace, provoquant le vent solaire. La température de la couronne est extrêmement élevée : de 20000°K à la frontière de la chromosphère, elle atteint le million de degrés dans sa partie la plus éloignée du soleil. La couronne est constituée de gaz fortement ionisés (plasma) d’une densité extrêmement faible.

Les vents solaires.

On donne le nom de vent solaire au flux de particules chargées, (ions, électrons…) éjectées par le Soleil dans toutes les directions à des vitesses pouvant aller jusqu’à 800’000 m/sec. L’intensité du flux peut varier dans de grandes proportions, par exemple pendant les éruptions solaires et protubérances actives, et provoquer sur Terre des aurores polaires et des orages magnétiques. A l’approche de la Terre, la densité électronique du flux solaire est de l’ordre de 35000/m3 tandis que sa vitesse atteint les 400km/sec. Le parcours Soleil-Terre est effectué en quelques dizaines d’heures.

Au contact des lignes de champ magnétique terrestre, les particules électrisées sont déviées. Certaines de ces particules participent à la formation des ceintures de radiations de Van Allen tandis que d’autres atteignent les plus hautes couches de l’atmosphère et en ionisent le gaz, contribuant ainsi à la constitution de l’ionosphère. La magnétosphère s’oppose au vent solaire comme le fait une culée de pont vis à vis du courant de la rivière.Constante solaireElle exprime l’énergie solaire que recevrait un m² de la surface terrestre exposée directement aux rayons du Soleil calme et en l’absence d’atmosphère.
Elle est égale à 1,35 kW/m²

Le Rayonnement solaire

En plus des rayons cosmiques (particules animées d’une vitesse et d’une énergie extrêmement élevées), le Soleil rayonne des ondes électromagnétiques dont le spectre s’étend des ondes décamétriques aux rayons gamma en passant par la lumière visible. L’intensité de ce rayonnement n’est pas constante et augmente énormément lors des éruptions solaires pendant les maxima du cycle solaire. On distingue trois catégories de rayonnement solaire :
– L’émission du Soleil calme (voir constante solaire ci-dessus)
– La composante lentement variable
– Les sursauts solaires

Les ondes radio émises par le soleil proviennent principalement des plasmas constituant la chromosphère et la couronne. Les ondes centimétriques correspondent aux couches basses de la chromosphère tandis que la couronne émet des ondes décamétriques. Le plasma agit en fait comme un filtre passe-haut dont la fréquence de coupure dépend de la densité électronique du milieu.

Cette fréquence (en Hz) se calcule avec la formule suivante :   avec Ne est la densité électronique du plasma (en électrons/m3)

Ex : à 18000°K la densité électronique est égale à 10E18 et la fréquence de 9 GHz (longueur d’onde 3cm)
Une faible partie du rayonnement solaire parvient jusqu’à la surface de la Terre, des ondes radio décamétriques aux rayons ultra-violets les plus mous, le reste étant réfléchi ou filtré par l’atmosphère et l’ionosphère.

 

Le rayonnement solaire et terrestre

Liens thermiques, électrique et champs magnétiques

Dans un article, James Hansen livre ses conclusions sur le réchauffement global de la Terre, le déséquilibre actuel du bilan thermique de la planète et les limites du réchauffement actuel qui se révèlent dangereuses.

Depuis 1976 Hansen et ses collègues estiment les conséquences des gaz à effet de serre. Parmis ces gaz, le dioxyde de carbone(CO2) et les chlorofluorocarbones (CFC) perturbent l’équilibre énergétique de la Terre par leur accumulation dans l’atmosphère. Ils ont calculé que ces gaz réchauffent la surface de la Terre à raison de 2 Watt par mètre carré. Pour illustrer ce que cela représente, Hansen compare ce réchauffement à la chaleur émise par une ampoule électrique des guirlandes pour les sapins de Noël qui émettent 1 Watt/m2.
Ce sont donc les océans qui détermineront la réponse du climat. Sydney Levitus, de l’Administration américaine des océans et de l’atmosphère, a calculé que depuis 50 ans la chaleur stockée par les océans à augmenté de 10Watts-an/m2. Hansen et son équipe ont calculé que pour faire fondre suffisamment de glace pour que le niveau des mers s’élève de un mètre, il faudrait 12 Watts-an/m2, soit l’équivalent d’une énergie accumulée pendant 12 ans par la Terre soumise à un déséquilibre de un Watt/m2.

La point crucial est la réaction des calottes glaciaires au réchauffement. Les avis sont partagés entre les estimations des experts du GIEC (Groupement intergouvernemental sur l’Etude du changement climatique mis en place par l’ONU, IPCC en anglais) qui pensent que la calotte glaciaire se modifiera peu et les estimations de l’équipe de Hansen qui estime que le seuil d’interférence humaine dangereuse sera atteint si la température globale moyenne s’élève encore d’un degré, autrement dit si le forçage du climat dépasse 1 Watt par mètre carré.

Or les divers scénarii élaborés par le GIEC pour les 50 prochaines années montrent des forçages du climat variant de un à trois Watt/m2 pour le CO2 et de deux à quatre Watt/m2 pour les autres gaz et aérosols.

En revanche, en se basant sur les études des émissions anthropiques de ces 50 dernières années, Hansen obtient un forçage du climat égale à deux Watt/m2 pour ces 50 prochaines années, qui correspond au scénario le plus optimiste du GIEC. On est de toute façon au-dessus de la limite de un Watt/m2 qui constitue, d’après Hansen, le seuil d’une influence humaine dangereuse.

En conclusion, Hansen se montre d’un optimisme modéré, compte tenu des réductions d’émissions polluante de ces 10-15 dernières années et des progrès techniques encore réalisables pour réduire ces émissions. Il espère que  » quand les signes du réchauffement climatique deviendront plus flagrants, ils entraîneront une réaction du public, des industriels et des gouvernements. »

Mais ne sera-t-il pas trop tard pour réagir? Espérons que non..

Visible ou infrarouge ? chacun son rayonnement

Le Soleil émet essentiellement des ondes électromagnétiques de longueurs d’onde courtes (<4µm), dont la lumière visible. Une partie de cette énergie est ré-émise par la Terre sous forme d’ondes électromagnétiques de grandes longueurs d’onde (>4µm) : c’est-à-dire dans l’infrarouge dit thermique La Terre, comme tout corps « chaud », se comporte comme un radiateur et rayonne vers l’espace

Actuellement, l’énergie reçue du soleil, mesurée au sommet de l’atmosphère à quelques dizaines de kilomètres d’altitude, est en moyenne 340 watts par m2 (en fait, 1368 W/m2 sur une surface qui serait partout perpendiculaire au flux lumineux : mais la Terre est une sphère…).

Sol et atmosphère réfléchissent en moyenne 30% du flux solaire. Le reste, environ 240 watts par m2 absorbés et transformés en chaleur, est utilisé pour maintenir la température, mettre en mouvement l’atmosphère et l’océan, évaporer l’eau, etc., alimentant ainsi la « machine thermique » que constitue la planète et réglant les climats. 
Une énergie à peu près équivalente aux 240 watts par m2 apporté par le Soleil est ré-émise vers l’espace

Hiver et été polaires

Aux hautes latitudes, en hiver, il n’y a pas de rayonnement solaire : la nuit dure 6 mois au pôle, 4 mois à 80° de latitude et 2 mois à 70°. Il fait donc très froid, car il y a non seulement très peu d’apport calorifique, mais en plus, l’émission de rayonnement infrarouge « thermique » persiste (bien que neige et banquise forment un manteau isolant, qui limite cette perte).

En été au contraire, l’ensoleillement 24 h sur 24 est très favorable au réchauffement : pendant 2 mois environ, aux alentours du solstice, le nombre de calories par m2 reçu par jour est plus important aux pôles qu’à la latitude de 40° ! L’effet est renforcé par d’autres facteurs (orientation, etc.), de sorte que, parfois, les températures sont relativement hautes pendant une petite partie de l’année. Cependant, le soleil demeure bas (moins de 150 watts/m2 au sol), et neige et glace renvoient jusqu’à 80% de la radiation solaire (albédo) : l’énergie réfléchie par la Terre vers l’espace est donc toujours très importante aux pôles, même en été. De ce fait, les calottes glaciaires restent en place et la fonte de la banquise est tardive. 

 

L’énergie réfléchie par la Terre (albédo)

neige fraîche froide	jusqu’à 90 à 98 %
neige fondante	50 à 60 %
neige fondue, sale	40 %
Glacier	50 %
Océan	5 à 15 %
glaces de mer	50 à 85 %
désert de sable	jusqu’à 35 %
roches nues	20 à 25 %

Effet de serre et bilan radiatif

Si l’atmosphère était totalement transparente au rayonnement infrarouge émis par la Terre, il ferait beaucoup plus froid (en moyenne -18 °C) ; mais l’atmosphère (gaz, vapeur d’eau) absorbe une partie de ce rayonnement et renvoie à son tour un rayonnement infrarouge vers la Terre, qui conserve ainsi une température moyenne de +15 °C : c’est l’effet de serre. 
La température à la surface due à ce phénomène correspond à un flux thermique IR ascendant de quelque 390 W/m2 ; 240 seront perdus vers l’espace, l’atmosphère en retenant 150 (effet de serre) ; à cela, se rajoutent dans l’atmosphère 100 W/m2 d’énergie non radiative « remontant » du sol (convection…) et 80, absorbés directement sur les 240 d’énergie solaire incidente. C’est donc en fin de compte 330 W/m2 qui se trouvent « pris » dans l’atmosphère et rayonnent vers le sol (flux thermique IR descendant).
Toute augmentation de l’effet de serre tend à augmenter ce bilan, en diminuant l’énergie émise. 

Des satellites au chevet de la Terre

Le climat est la conséquence du bilan radiatif planétaire. Connaître ce bilan avec le maximum de précision est un enjeu essentiel pour surveiller l’évolution des climats. Les satellites mesurent le bilan radiatif au sommet de l’atmosphère, en watts par mètre carré. Lorsque le bilan global est nul, la Terre reste en équilibre thermique. Si ce bilan devient positif, la Terre se réchauffe ; s’il est négatif, elle se refroidit. 
Toutes les dernières mesures semblent indiquer un bilan positif.  

 

LE COIN DES PHYSICIENS

Tout corps émet une énergie thermique W (en watts) équivalente à celle d’un « corps noir », uniquement fonction de sa température absolue T (en degrés Kelvin) selon la loi W=sT4, où s est un coefficient constant (loi de Stephan). Ainsi en est-il du Soleil, mais aussi de la Terre, de l’océan, de la glace, etc.

 

REFLEXION

– Notre planète n’intercepte qu’une toute petite partie (un milliardième) de l’énergie émise par le Soleil. Ce qui correspond tout de même à 10 000 fois plus d’énergie (175 millions de mégawatts) que celle consommée par l’Homme ! Le flux géothermique issu de la chaleur interne de notre globe est, quant à lui, 4 000 fois inférieur (0,09 W/m2). 

 

– La glace de mer est capable de stopper presque totalement les échanges entre l’océan et l’atmosphère. On parle de couvercle thermique. L’étanchéité de ce couvercle dépend de sa distribution et de son épaisseur. Elle présente cependant une certaine transparence vis-à-vis du rayonnement solaire qui rend possible la pénétration partielle de la lumière visible dans l’océan et le développement d’organismes marins sous la glace.

 

Bilan d’énergie terrestre à l’équilibre

Le principe du modèle de bilan d’énergie est qu’on suppose qu’il y a un équilibre entre la chaleur qui parvient à la Terre (INPUT) et celle qui la quitte (OUTPUT).

C’est le même principe qu’un tube rempli de billes : si on rajoute une bille par une extrémité, il y en aura une qui va effectivement sortir par l’autre bout. C’est le même principe pour l’électricité et le déplacmement des électrons.

Ainsi, si on ajoute deux billes du côté gauche, pour qu’il y ait un équilibre, il y en aura logiquement deux qui vont sortir du côte opposé. À l’équilibre, les gains sont donc égaux aux pertes.

INPUT = OUTPUT

C’est la même chose pour la chaleur sur la Terre. Pour que la température sur la planète demeure constante, la chaleur reçue par la Terre doit être égale à celle qu’elle émet. Si ces échanges ne sont pas équilibrés, la température de la planète va changer. Comme pour un ballon gonflable, s’il y a plus de INPUT d’air que de OUTPUT, un déséquilibre se crée. Ce déséquilibre ne pet cependant pas demeurer en permanence, sinon le ballon explose!

 

Flux solaire

Le INPUT de la Terre est le Soleil. Il émet des rayons lumineux qui parviennent à la Terre et qui la réchauffent. Cette chaleur émise par le Soleil est appelée le flux solaire. Il s’agit d’une certaine quantité d’énergie qui arrive sur une surface. Elle s’exprime en Watts par mètre carré (W/m2).

La valeur du flux solaire S est presque constante. Elle vaut 1371 Watt/m2 , c’est-à-dire que le soleil envoie 1371 Joules d’énergie à chaque seconde ( 1 Watt = 1 J/s ), sur chaque mètre carré de la partie de la Terre exposée au Soleil.

 

Étant donné que l’on veut concevoir un modèle à zéro dimension pour simuler l’effet de serre, nous allons considérer la Terre comme un objet ponctuel. Ainsi, nous n’allons pas tenir compte des variations de température de surface en fonction de la latitude. Conséquemment, nous allons considérer la surface d’interception des rayons solaires non comme une sphère, mais bien comme un disque. À cause de l’éloignement du Soleil de notre planète, ses rayons vont frapper la Terre perpendiculairement au disque d’interception en question.

Le flux solaire est calculé en tenant compte de plusieurs paramètres et variables. Il dépend non seulement de la température et du rayon du Soleil (valeurs considérées constantes), mais aussi de la distance séparant ce dernier de la planète qu’il réchauffe. L’équation suivante décrit la variation du flux solaire en fonction de ces éléments.

où r est le rayon du Soleil = 695 000 000 m
dt-s est la distance entre le Soleil et la planète
s est la constante de Stephan-Boltzmann = 5,67 X 10-8 W m-2 k-4
ts est la température du Soleil = 5 787 K

 

http://www.mrcc.uqam.ca nous apprend qu’en changeant la valeur de la température de l’étoile dans le simulateur, nous constatons que plus cette température augmente, plus le flux solaire augmente ce qui se traduit par un accroissement de la température terrestre moyenne.

N .B. Dans le modèle du bilan d’énergie, nous avons considéré que le flux solaire qui parvient à la limite supérieure de l’atmosphère la traverse intégralement et sans perte. Cependant, en réalité, environ 20% de ce flux est absorbé par les différents éléments qui composent notre écran : la vapeur d’eau, les poussières, l’ozone ou encore les nuages.

 

Albédo

Cependant, la Terre ne va pas absorber toute l’énergie qui lui parvient. En fait, une certaine partie de la lumière qui arrive sur la Terre est réfléchie : c’est ce que l’on appelle l’effet de réflectivité, ou encore l’albédo.
Comme vous l’avez sûrement déjà remarqué, la couleur noire absorbe beaucoup plus de lumière que la couleur blanche; il fait toujours plus chaud l’été lorsqu’on porte un chandail noir que lorsqu’on a un chandail de couleur pâle. Cela est dû au fait que la couleur noire absorbe presque toute la lumière qui lui parvient, tandis que la couleur blanche va presque toute la réfléchir. Ainsi, la réflectivité (l’albédo) de la couleur noire est près de 0; elle ne réfléchit aucune lumière. Cependant, l’albédo de la couleur blanche, qui réfléchit 100% de la lumière qui lui parvient, est près de 1.

 

Par conséquent, l’albédo d’un objet est sa capacité à réfléchir la lumière qui lui parvient. C’est le pourcentage de la lumière émise qui est réfléchie par l’objet. Ce chiffre se situe entre 0% et 100%, donc entre 0 et 1. Il est représenté par la lettre grecque Alpha (α) et ne comporte pas d’unités.

À l’aide de satellites munis de caméras qui photographient dans le canal du visible, c’est-à-dire, qui prennent des photos en noir et blanc de la Terre exactement comme un humain la verrait s’il était assis sur le satellite, on peut visualiser l’albédo de la Terre.

Voici une photo de la région de l’Amérique du Nord (les contours blancs autour des pays ont été rajoutés).

Sur les images satellites dans le canal du visible, la radiance d’une région varie de la même manière que son albédo; plus une région est de couleur pâle, plus son albédo est élevé.

 

Les régions blanches sur l’image représentent des nuages et de la neige; par leur couleur pâle, ceux-ci réfléchissent une grande partie de la lumière du Soleil. Sur l’image, plus un nuage est pâle, plus il réfléchit la lumière sans l’absorber; ainsi, sa température est moins élevée qu’un nuage de couleur grise. Cependant, l’océan, qui absorbe la majorité du flux solaire qui lui parvient avec un albédo très bas apparaît de couleur noire.

 

Les scientifiques ont réussi à mesurer l’albédo global net de la Terre : il est d’environ 30%. Cette valeur intègre l’albédo du sol, des océans, des nuages. Conséquemment, la Terre réfléchit 30% de la lumière qui lui parvient; elle en absorbe donc 70%. Ainsi, 70% de la lumière qui parvient à la Terre y reste et permet de réchauffer la planète.

         

Rayonnement du corps noir

Tout objet qui a une température supérieure à 0°K (-273°C) va émettre de l’énergie sous forme de radiations. La relation entre la température de l’objet et sa radiation est exprimée par l’équation de Stefan-Boltzman.

 

Équation de Stefan-Boltzman

D’après la loi de Planck, un corps émet un rayonnement dont la longueur d’onde se situe dans un intervalle spécifique, qui varie en fonction de sa température.

Ainsi, le Soleil, ayant une température de 5785 °K, possède un rayonnement électromagnétique composé essentiellement de rayons ultraviolets, de lumière visible et de rayons infrarouges de 0,76 à 4 μm.

La Terre, quant à elle, étant à une température de 298 °K, possède un domaine spectral plus restreint, situé uniquement dans l’infrarouge, plus précisément entre 4 et 40 μm. En fait, la Terre émet majoritairement dans une longueur d’onde de 15 μm.

En bref, les radiations solaires sont de courte longueur d’onde, tandis que les radiations terrestres ont une longueur d’onde plus longue.

Émissivité

L’émissivité est la capacité d’une matière à émettre et à absorber du rayonnement. C’est, en quelque sorte, une notion parallèle à l’albédo; l’albédo concerne le rayonnement solaire, tandis que l’émissivité concerne les radiations émises par la Terre.

 

Un objet solide va réémettre tout le rayonnement qui lui parvient, tandis que le vide va en grande partie l’absorber. Par conséquent, plus un objet est opaque, plus son émissivité est élevée.

Représentée par la lettre grecque Epsilon (ε), l’émissivité prend des valeurs entre 0 et 1 sans unité.

Un objet solide a une émissivité très proche de 1, tandis que le vide a une émissivité de presque 0.

L’émissivité de la Terre, objet solide, est par conséquent très proche de 1. L’émissivité de l’atmosphère, qui est en partie composée de gaz et de vapeur d’eau, est inférieure à 1, mais supérieure à 0. Conséquemment, l’atmosphère ne va pas absorber toute la chaleur qui lui parvient, et elle ne va pas réémettre intégralement toute la chaleur qu’elle aura absorbée.

En fait, l’émissivité de l’atmosphère est extrêmement variable; elle change en fonction de la quantité de nuages dans le ciel, du moment de la journée, la région, etc. On ne peut donc pas définir une valeur fixe et précise de l’émissivité moyenne d’une planète.

 

RAYONNEMENT SOLAIRE

1) Mesure du rayonnement solaire incident, reçu à la surface de l’atmosphère  

On observe que l’énergie incidente est inégalement répartie à la surface du globe, en fonction de la latitude. Par exemple, le flux d’énergie solaire est supérieur à  400 W/m2 dans la zone intertropicale, alors que ce flux est inférieur à 100 W/m2 dans les régions polaires. Au-dessus de laSuisse, cette valeur est environ d’environ 300 W/m2. 
Explication : La parfaite distribution des flux en fonction de la latitude montre que le flux solaire incident ne dépend que d’un facteur, l’inclinaison des rayons par rapport à la surface. 
Au mois de mars,  les rayons solaires sont perpendiculaires à la surface à l’équateur (équinoxe le 21 mars). En revanche, au niveau des pôles, le rayonnement incident est oblique par rapport à la surface. Un même rayon solaire se répartit donc sur une surface plus grande ; la quantité d’énergie reçue par unité de surface est alors moins grande. 

2) Mesure du rayonnement réfléchi ou albédo 

On observe que l’albédo ou rayonnement réfléchi, est maximal au niveau des pôles (ceci est dû à la présence des glaces, au fort pouvoir réflecteur). 
L’albédo peut également être fort dans les régions où la couverture nuageuse est importante. En revanche, les océans tropicaux (où la couverture nuageuse est faible) ont le plus faible albédo. Au-dessus de la France, l’albédo est d’environ 40 %. 
L’énergie solaire qui n’est pas réfléchie vers l’espace est absorbée par l’atmosphère et la surface de la Terre (continent et océan). On peut donc faire l’hypothèse suivante : 
Les régions du globe qui absorbent la plus grande quantité d’énergie solaire sont les régions qui reçoivent l’énergie incidente la plus forte et qui ont l’albédo le plus faible. Ce sont les océans tropicaux. 
Inversement, les régions du globe qui absorbent la plus petite quantité d’énergie solaire sont les régions qui reçoivent l’énergie incidente la plus faible et qui ont l’albédo le plus fort. Ce sont les régions polaires. 

3) Le rayonnement solaire absorbé 

Les régions qui absorbent la plus forte quantité d’énergie solaire sont les océans tropicaux (plus de 350 W/m2), alors que les régions qui en absorbent le moins sont les pôles (moins de 50 W/m2). 
Ceci confirme l’hypothèse précédente. 
Au niveau de la Suisse, le flux d’énergie solaire absorbé est d’environ 180 W/m2. 

4) Le rayonnement émis par la Terre 

La région qui émet le plus d’énergie est l’Afrique du Nord, c’est-à-dire la région désertique du Sahara (plus de 300 W/m2). Les régions qui émettent le moins d’énergie sont les régions froides (pôles et montagnes) (avec moins de 100 W/m2) et les régions humides, où la masse nuageuse est importante (régions équatoriales, sur les continents, au-dessus des forêts denses) (avec moins de 180 W/m2). L’énergie radiative émise au-dessus de la Suisse est d’environ 200 W/m2). 

5) Conclusion : Le bilan radiatif de la Terre

Le bilan radiatif = différence entre le flux radiatif absorbé et le flux radiatif émis par  la Terre en moyenne annuelle.
Pour la Suisse, le bilan radiatif est négatif, il est environ de -20 W/m2. 
De façon générale, le bilan radiatif est négatif au niveau des latitudes supérieures à  40° et il est positif pour les latitudes inférieures à 40°. Ce phénomène est essentiellement lié à la répartition inégale du rayonnement incident. Cependant, les régions désertiques (Sahara, Moyen-Orient, Australie) constituent une exception puisqu’elles sont situées à une latitude inférieure à 40° et ont pourtant un bilan radiatif négatif. Cela s’explique car ces régions présentent un fort albédo et émettent un flux important de radiations infrarouges. 

La température devrait augmenter dans les régions où le bilan radiatif est positif ; la température devrait diminuer dans les régions où le bilan radiatif est négatif. Pourtant, un équilibre thermique est maintenu au cours du temps. Ceci est dû aux mouvements de l’atmosphère et des océans, qui assurent un transfert de chaleur de l’équateur vers les pôles.

 

Notes :

+ 4W/m2 crée une variation de température d’environ 0.4 degré et que quelques degrés vont avoir déjà un fort impact sur les glaciers et les océans…

Le Soleil interagit avec la Terre et les particules émises lors de fortes éruptions peuvent perturber les installations électriques ou les véhicules en orbite. S’il est bien établi que la température moyenne de la Terre, environ 16-17°C, est directement liée à l’énergie émise par le Soleil qui est de 1365 W/m2 (en fait le ¼ en moyenne),le rôle du Soleil dans le climat actuel est encore mal connu.

Considérant qu’environ 100W/m2 est réfléchi, l’apport du Soleil est finalement de 242 W/m2 au sol. L’étude du climat est l’étude des variations observées sur terre.

 

 

figure : Tentative de reproduction de la constante solaire sur 4 siècles, en tenant compte de l’évolution des cycles solaires. D’après Lean, Encyclopédie Astronomy and Astrophysics de Murdin.

 

Les fluxs d’air sont produits par la variation des températures 

Le soleil réchauffe les régions situées autour de l’équateur, à latitude 0, bien plus qu’il ne réchauffe les autres parties du globe. Sur la photo infrarouge des températures de la surface de la mer (prise en juillet 1984 par un des satellites de NASA, NOAA-7), les régions chaudes sont marquées en rouge, orange et jaune. 
Ayant une densité plus faible que l’air froid, l’air chaud s’élève jusqu’à une altitude d’environ 10 km. Ensuite il s’étend vers le nord et le sud. Si la terre ne tournait pas, les courants d’air iraient jusqu’aux pôles Nord et Sud avant de redescendre (suite au refroidissement) et de retourner à l’équateur.

1) La puissance émise par le soleil est de 1,37 kW/m 2 sur la surface de la sphère qui a pour centre le soleil et pour rayon le rayon moyen du trajectoire de la terre. Cette puissance se repartit sur un disque circulaire d’une surface de 1,27 E14 m 2 . La puissance émise à la terre est donc de 1,74 E17 W.

2) En moyenne, la production primaire nette des plantes se situe autour de 4,95 x E6 calories par mètre carré par an. C’est ce que l’on appelle la production primaire nette (PPN) , c.-à.d. la quantité d’énergie accessible à tous les maillons suivants de la chaîne alimentaire/énergétique. La surface de la terre est de 5,09 E14