Le Soleil, grâce à la fusion nucléaire de l’hydrogène au sein de son cœur, délivre une
puissance phénoménale.
L’énergie $E$ mesure la capacité
à chauffer et à bouger un objet.
La puissance $P$, c’est le taux de conversion
de l’énergie $E$, sa vitesse de variation.
On passe de l’une à l’autre grâce à la formule :
où $E$ est en joules (J)
si $P$ est en watts (W)
et $t$ en secondes (s).
En une microseconde,
le Soleil libère donc
une énergie de …
Grâce à la fameuse formule d’Einstein
$E=mc^2$ qui lie la masse à l’énergie,
on déduit que l’énergie libérée par le Soleil pendant une microseconde correspond
à une perte de masse de $E/c^2 = \ldots$
Dans l’espace, deux corps peuvent
échanger de l’énergie à distance
via un transfert thermique radiatif.
Le corps émet alors un rayonnement électromagnétique lié à sa température (rayonnement de corps noir).
En effet, tout corps ayant une température
supérieure au zéro absolu rayonne.
zéro absolu : 0 K = -273,15°C
D’après l’animation suivante, comment évolue
la longueur d’onde du maximum du spectre d’émission d’un corps noir en fonction
de la température.
La loi de Wien dit même que ces deux grandeurs sont inversement proportionnelles :
Trouver la température de ces deux étoiles, sachant que :
Avec sa température de surface de $\pu{5778 K}$,
le spectre du Soleil est centré
sur le rayonnement visible.
Et la Terre rayonne dans l'infrarouge, à une longueur d'onde maximale d'environ 10 μm.
Au fait, de quelle couleur est le Soleil ?
Le Soleil nous apparaît donc blanc (résultat du mélange des longueurs d’onde visibles).
Est-ce un heureux hasard ?
La Terre, elle, rayonne dans l’infrarouge,
à une longueur d’onde maximale d’environ 10 μm.
On apprend plein de choses en analysant la lumière des étoiles :
L’énergie avec laquelle le Soleil arrose la Terre
La puissance solaire totale arrivant
sur le sol terrestre vaut alors :
$\displaystyle 70\% \times K \times\pi R_T^2 \approx \pu{1,2E17 W}$
En un an, on peut donc récupérer une énergie de :
$\pu{3,8E24 J} = \pu{3,8 YJ}$
Comparons aux autres sources d’énergie.
L’irradiance du soleil (la puissance du rayonnement reçue sur un panneau d’un mètre carré orienté face à lui) varie en raison inverse
du carré de la distance au Soleil.
La trajectoire de la Terre autour du Soleil n’est pas tout à fait circulaire ; elle est elliptique.
L’eccentricité de cette ellipse
est néanmoins très faible.
Dans l’image suivante, on exagère très fortement l’eccentricité. Que peut-on déduire des informations données ?
On ne peut pas expliquer les saisons par la variation de la distance Terre-Soleil !
Comment les expliquer alors ?
Les saisons sont dues à l’inclinaison de la Terre !
Le rayonnement solaire ne touche pas aussi efficacement toute la surface terrestre car l’inclinaison des rayons par rapport à la surface modifie la puissance par m2 reçue.
Sans surprise, il y a un maximum d’énergie reçue au niveau de l’équateur et un minimum
au niveau des pôles.
Les températures moyennes au sol suivent logiquement (mais pas parfaitement)
ce gradient de l'équateur aux pôles.
Regardons maintenant comment évolue l’irradiation au cours de l’année.
Comment expliquer ces variations saisonnières ?
C'est là que l'inclinaison de l'axe de rotation
de la Terre entre en jeu.
L’élévation (ou hauteur)
du Soleil est l’angle
(compris entre 0° et 90°)
entre les rayons du Soleil et le sol.
Au cours d’une journée, l’élévation du Soleil
est bien sûr maximale à midi.
On parle ici du midi solaire (moment où le Soleil
est à son zénith) qui peut être décalé
par rapport au midi administratif.
Au cours de l’année, l’élévation du Soleil
est maximale dans l’hémisphère Nord le jour
du solstice d’été (autour du 21 juin).
Et minimale le jour du solstice d'hiver
(autour du 21 décembre).
La durée du jour au cours de l’année est en lien direct avec l’élévation du Soleil.
Ce qui repart dans l’espace
La vidéo précédente montre l’irradiation
solaire au niveau du sol.
Comme expliquer la différence par rapport à l’irradiation au niveau des hautes couches atmosphériques (beaucoup plus symétrique) ?
L’albédo est la proportion de rayonnement renvoyée par une surface.
Grâce à sa couverture nuageuse, l’albédo de la Terre est relativement élevé (de 30 à 35%)
quand celui de la Lune vaut 7%…
La Terre étant chauffée par le Soleil, elle émet, comme on l’a vu, un rayonnement de corps noir déterminé par sa température
de surface moyenne.
Ce rayonnement est situé
dans l'infrarouge
(autour de 10 μm).
Il se trouve que certains gaz atmosphériques,
les gaz à effet de serre (comme le dioxyde de carbone, le méthane ou la vapeur d’eau),
sont opaques à ces longueurs d’onde.
Les gaz à effet de serre renvoient vers la surface une partie du rayonnement infrarouge
émis par la Terre.
Si la quantité de gaz à effet de serre augmente,
une partie du budget radiatif est déséquilibré
(il y a plus d’énergie entrante que sortante).
On parle de forçage radiatif.
La température de surface augmente alors (entraînant un plus fort flux sortant)
jusqu'à ce que l'équilibre soit rétabli.