3. Climat et changement climatique

Rayonnement solaire     (1/4)

La taille et la masse du soleil

Certaines propriétés du soleil deviennent évidentes lorsqu'on le compare à la terre :

• la masse du soleil a une valeur de 2-1030 kg et dépasse donc la masse de la terre d'un facteur de 333 mille fois.
• Son rayon est d'environ 700 000 km, soit 110 fois plus grand que celui de la Terre. than the radius of the earth.
• la densité moyenne de la matière solaire est de 1400 kg/m³, mais celle de la terre est de 5500 kg/m³, la terre étant beaucoup plus dense en raison de son noyau de fer.

Cependant, en raison de sa masse totale beaucoup plus importante et des pressions plus élevées à l'intérieur, la densité et la température au centre du soleil peuvent devenir si élevées que les noyaux atomiques fusionnent les uns avec les autres : c'est la fusion nucléaire. L'énergie libérée par cette fusion est un rayonnement électromagnétique qui atteint la surface du soleil via les turbulences et la convection, dont la température est d'environ 5900 K (ou environ 5600°C).

Le spectre de rayonnement

À la surface du soleil, un rayonnement visible est émis, appelé à juste titre la photosphère. Le spectre est très proche de celui d'un corps noir chaud de 5900 K. Les écarts par rapport à la loi de Planck sur le rayonnement s'expliquent par la structure parcellaire ou tachetée des couches rayonnantes, dont la température et la transparence spectrale varient en fonction de l'intensité à différents endroits.

Les structures turbulentes de la photosphère.
Source: ESA

La figure suivante montre trois spectres :

• le spectre d'un corps noir d'une température de 5900 K, qui est similaire au spectre solaire,
• le spectre réel du soleil à la limite extérieure de l'atmosphère terrestre (rayonnement solaire extraterrestre), c'est-à-dire sans l'influence de l'absorption ou de la diffusion par l'air, et
• le spectre au niveau de la mer (rayonnement solaire terrestre) après sa traversée de l'atmosphère et son affaiblissement.

Irradiances spectrales d'un corps noir d'une température de 5900 K (jaune), du rayonnement solaire à la limite extérieure de l'atmosphère terrestre (lumière solaire extraterrestre, orange) et au niveau de la mer (lumière solaire terrestre, couleur de l'arc-en-ciel). L'éclairement énergétique spectral est la puissance en watts du rayonnement incident sur un mètre carré de surface. La surface est définie comme étant fixe et perpendiculaire au soleil. Le spectre de la lumière solaire terrestre correspond à un jour sans nuages, le soleil est à un angle de 48,19° vers le zénith et le rayonnement du ciel bleu est ignoré. Des références à des spectres de référence beaucoup plus précis sont disponibles sur la page Liens.
Source: Wikipédia, édité.

Solution : (mais essayez d'abord vous-même !) ↓ ↑

Estimation de la zone située sous le spectre du rayonnement extraterrestre à l'aide d'un rectangle. D'autres rectangles ayant à peu près la même surface peuvent être utilisés.

Le produit des longueurs des côtés du rectangle est le suivant :

$1000\frac{\text{W}}{{\text{m}}^{\text{2}}\text{<mo>µ</mo>m}}\cdot 1500\text{nm}=1000\frac{\text{W}}{{\text{m}}^{\text{2}}\text{<mo>µ</mo>m}}\cdot \mathrm{1<mo>,</mo>5}\text{<mo>µ</mo>m}=1500\frac{\text{W}}{{\text{m}}^{\text{2}}}$

La puissance du rayonnement solaire est estimée à 1,5 kW par mètre carré et caractérise l'apport d'énergie par la lumière du soleil. Cette puissance est très proche de la puissance électrique d'une cuisinière ou d'un four à micro-ondes !

De la même manière, on peut déduire du spectre de la lumière solaire terrestre que la puissance du rayonnement solaire par temps clair, lorsque le soleil est haut dans le ciel, est d'environ 1 kW par mètre carré.

L'orbite de la terre autour du soleil n'est pas circulaire, mais elliptique. Par conséquent, le rayonnement entrant varie au cours de l'année d'environ 6,5%. La valeur moyenne sur l'année est suffisante pour notre étude. Une détermination exacte de la puissance moyenne du rayonnement à partir de données satellitaires au bord extérieur de l'atmosphère terrestre pour toutes les longueurs d'onde donne 1361 W/m². Cette valeur est appelée constante solaire (bien qu'il ne s'agisse pas d'une constante physique). Elle marque l'entrée de l'énergie solaire dans notre atmosphère et joue un rôle majeur dans notre temps et notre climat.