Constante solaire

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La constante solaire exprime la quantité d’énergie solaire que recevrait une surface de 1 m2 située à une distance de 1 ua (distance moyenne Terre-Soleil), exposée perpendiculairement aux rayons du Soleil, en l'absence d’atmosphère. Pour la Terre, c'est donc la densité de flux énergétique au sommet de l'atmosphère.

Elle s’exprime en watt par mètre carré (W/m² ou  W⋅m-2).

Sur Terre :

F = 1 360,8 ± 0,5 W/m².

Cette énergie est dissipée sur l'ensemble de la surface terrestre,soit sur quatre fois la surface du grand disque équatorial. Le rayonnement solaire incident moyen sur la surface totale est  :

\bar{F} = \frac{F}{4} \simeq 340 \; W.m^{-2}.

Cette valeur moyenne est prise en compte dans le bilan radiatif terrestre.

Formule[modifier | modifier le code]

Le Soleil est un corps noir à une température T_\odot de 5 780 K environ. Il émet dans un demi-espace libre un flux d'énergie de surface F_\odot quantitativement estimable par la loi de Stefan-Boltzmann :

F_{\odot} = \sigma T_{\odot}^4 = 6,45.10^7 \; W.m^{-2}.

À une distance R, en posant la conservation de l'énergie rayonnée à travers l'espace, il vient que :

4 \pi R_{\odot}^2 F_{\odot} = 4 \pi R^2 F
F = F_{\odot} \left( \frac{R_{\odot}}{R} \right)^2.

R_\odot est le rayon solaire, égal à 695 600 kilomètres.

L'application numérique donne :

\ F = \left(\dfrac{5\ 535}{R}\right)^2

où R s'exprime en millions de kilomètres et F en watt par mètre carré.

Pour la Terre, ou R = 1 ua = 150 millions de kilomètres, on obtient :

F = 1\ 362 \; W.m^{-2}.

Cas des autres planètes[modifier | modifier le code]

Puissance reçue par les planètes du système solaire
Planète Puissance reçue (W/m2)
Mercure 12 300
Vénus 3 140
Terre 1 361
Mars 600
Jupiter 50
Saturne 10
Uranus 3,5
Neptune 1,5

Variations du rayonnement solaire[modifier | modifier le code]

Variation de la constante solaire entre 1978 et 2003

Depuis la formation du système solaire, il y a environ 4,7 milliards d’années, l’intensité du rayonnement solaire a augmenté. À cette époque, elle ne valait que 70 % de sa valeur actuelle et pendant le Carbonifère, il y a environ 300 millions d’années, quand les premiers dinosaures sont apparus et que la végétation tropicale s’est abondamment développée, la constante solaire était environ 2,5 % moins élevée qu’aujourd’hui.

La constante solaire, exprimée comme pourcentage de sa valeur actuelle, peut se décrire par l’équation suivante (le temps t étant exprimé en milliards d’années depuis l’apparition du système solaire) :

\left[ 1 + 0,4 \left(1 - \frac{t}{4,7} \right) \right]^{-1}.

Ainsi, dans 4,7 milliards d’années, le Soleil serait environ 67 % plus puissant que maintenant, en termes de rayonnement émis. De possibles variations temporaires d’une durée de 10 millions d’années (tous les 300 millions d’années environ) pourraient expliquer les périodes glaciaires sur Terre : le Pléistocène est une période glaciaire, les précédentes se produisirent il y a 300 et 700 millions d’années.
Mais d'autres effets terrestres seraient prépondérants, comme la disposition des continents (autour des pôles) ; concentration des gaz à effet de serre.

La constante solaire varie, de l’ordre de 1 à 5 W/m², sur des échelles de temps plus courtes, de quelques jours[réf. nécessaire] à quelques années, par exemple en raison de la présence ou l’absence de taches solaires ou de l’activité solaire.

Un facteur des changements climatiques[modifier | modifier le code]

Article détaillé : Paramètres de Milanković.
Évolution de la température terrestre moyenne, de la concentration de CO2 et du nombre tâches solaires depuis 1850.

Sur le long terme, la position astronomique de la Terre par rapport au Soleil est le principal facteur de variabilité naturelle de la température globale, au travers de la « constante » solaire.

Les cycles principaux concernent :

  • les variations de l’excentricité de l’orbite terrestre (cycle actuel de 100 000 ans) ;
  • l’obliquité de l'axe des pôles (cycle actuel d’environ 41 500 ans) ;
  • la précession des équinoxes ;
  • l’activité solaire, qui fluctue selon un cycle de 11 ans, caractérisé par le nombre de taches solaires.

L'intégration de tous ces facteurs et d'autres dans le cadre la théorie astronomique des paléoclimats a donné lieu à des travaux divers en climatologie et cyclostratigraphie.

Évolution de la mesure de la constante solaire[modifier | modifier le code]

La première détermination sérieuse de la constante solaire date de 1838 et revient à Claude Pouillet qui l'estime à 1 228 W/m². Cette valeur, pourtant proche de la réalité, est remise en question en 1881 par Samuel Pierpont Langley qui trouve une constante égale à 2 140 W/m² suite à une expédition au sommet du mont Whitney (4 420 m). Cette valeur fera référence pendant plus 20 ans[1].

Il aura fallu attendre la mise en orbite de radiomètres modernes pour affiner cette mesure : en 1978, le radiomètre HF sur le satellite Nimbus 7 annonce une valeur de 1 372 W/m². Cette valeur est rapidement corrigée à 1 367 W/m² par ACRIM I sur SMM. Plus récemment, VIRGO sur SoHO ramène cette valeur à 1 365,4 ± 1,3 W/m² en 1998[2]

La valeur admise depuis 2008 est égale à 1 360,8 ± 0,5 W/m²[3].

Notes et références[modifier | modifier le code]

  1. [PDF] http://hal.archives-ouvertes.fr/docs/00/42/34/80/PDF/Pouillet_lameteo.pdf LA DÉTERMINATION DE LA CONSTANTE SOLAIRE PAR CLAUDE POUILLET
  2. http://www.pmodwrc.ch/pmod.php?topic=tsi/composite/SolarConstant Construction of a Composite Total Solar Irradiance (TSI) Time Series from 1978 to present
  3. GEOPHYSICAL RESEARCH LETTERS, VOL. 38, L01706, 7 PP., 2011 doi:10.1029/2010GL045777 A new, lower value of total solar irradiance: Evidence and climate significance

Voir aussi[modifier | modifier le code]

Articles connexes[modifier | modifier le code]

Liens externes[modifier | modifier le code]