Constante solaire
La constante solaire, aussi appelée irradiance solaire totale, exprime la quantité d’énergie solaire que recevrait pendant une seconde (soit la puissance) une surface de Modèle:Nb située à une distance d'une unité astronomique (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 watts par mètre carré (Modèle:Nb ou Modèle:Nb).
Pour la Terre<ref name=":0" /> (hors atmosphère), elle vaut : <math>F = (1~360,8 \plusmn 0,5) \; \textrm{W}\cdot\textrm{m}^{-2}</math>.
Cette énergie est dissipée sur l'ensemble de la surface terrestre, qui, si elle est modélisée par une sphère, a une aire qui vaut quatre fois l'aire de la surface d'incidence, laquelle est un disque de même rayon<ref>Un calcul plus précis, en prenant comme modèle un ellipsoïde aplati, donne une correction de l'ordre de un millième à ce rapport. À titre d'exemple, lors des équinoxes, la surface d'incidence est une ellipse d'excentricité Modèle:Unité avec une surface de Modèle:Nobr de kilomètres carrés, alors que la surface terrestre est de Modèle:Nobr de kilomètres carrés. Le rapport est alors de 4,0045. Il est un peu plus faible aux solstices.</ref>.
Le rayonnement solaire incident moyen sur la surface totale est donc<ref>Modèle:Lien web.</ref> :
- <math>\bar{F} = \frac{F}{4} \simeq 340 \; \textrm{W}\cdot\textrm{m}^{-2}</math>.
Cette valeur moyenne est prise en compte dans le bilan radiatif terrestre.
Formule
Le rayonnement du Soleil émis par la chromosphère peut être modélisé par celui d'un corps noir. Pour ce faire, on considère que la température de surface est <math>T_\odot</math> de Modèle:Unité environ. Il produit une émittance <math>F_\odot</math> quantitativement estimable par la loi de Stefan-Boltzmann :
- <math>F_{\odot} = \sigma T_{\odot}^4 = 63,2 \; \textrm{MW}\cdot\textrm{m}^{-2}</math>.
À une distance R, en posant la conservation de l'énergie rayonnée à travers l'espace, il vient que :
- <math>4 \pi R_{\odot}^2 F_{\odot} = 4 \pi R^2 F</math>
- <math>F = F_{\odot} \left( \frac{R_{\odot}}{R} \right)^2</math>.
où <math>R_\odot</math> est le rayon solaire, égal à Modèle:Unité.
L'application numérique donne :
- <math>\ F = \left(\dfrac{5\ 535.8}{R}\right)^2 </math>
où R s'exprime en millions de kilomètres et F en watts par mètre carré.
Pour la Terre, où R = Modèle:Unité = Modèle:Nobr de kilomètres, on obtient
- <math>F = 1\ 362 \; \textrm{W}\cdot\textrm{m}^{-2}</math>.
Cas des autres planètes
| Planète | Irradiance reçue (Modèle:Nb) |
|---|---|
| Mercure | 9083<ref>Modèle:Lien web</ref> |
| Vénus | 2 601<ref>Modèle:Lien web</ref> |
| Terre | 1 361<ref>Modèle:Lien web</ref> |
| Mars | 586<ref>Modèle:Lien web</ref> |
| Jupiter | 50<ref>Modèle:Lien web</ref> |
| Saturne | 15<ref>Modèle:Lien web</ref> |
| Uranus | 3,7<ref>Modèle:Lien web</ref> |
| Neptune | 1,5<ref>Modèle:Lien web</ref> |
Variations du rayonnement solaire
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, elle était environ 2,5 % moins élevée qu’aujourd’hui.
La constante solaire, exprimée comme pourcentage de sa valeur actuelle, Modèle:Refnec (le temps t étant exprimé en milliards d’années depuis l’apparition du système solaire) :
- <math>\left[ 1 + 0,4 \left(1 - \frac{t}{4,7} \right) \right]^{-1}</math>.
Ainsi, dans 4,7 milliards d’années, le Soleil serait environ 67 % plus puissant que maintenant, par son 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 sont produites il y a 300 et 700 millions d’années. Mais d'autres effets terrestres seraient prépondérants, comme la disposition des continents (autour des pôles) ou la concentration des gaz à effet de serreModèle:Référence nécessaire.
La constante solaire varie, de l’ordre de Modèle:Nb, sur des échelles de temps plus courtes, de quelques joursModèle:Refnec à quelques années, par exemple en raison de la présence ou de l’absence de taches solaires ou de l’activité solaire.
Un facteur des changements climatiques
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 Modèle:Unité) ;
- l’obliquité de l'axe des pôles (cycle actuel d’environ Modèle:Unité) ;
- la précession des équinoxes ;
- l’activité solaire, qui fluctue selon un cycle de Modèle:Unité, caractérisé par le nombre de taches solaires.
Parmi ces quatre facteurs, seuls le premier et le quatrième modifient la valeur de l'irradiance solaire reçue par la Terre. Les deux autres facteurs modifient la distribution de l'énergie solaire sur la surface terrestre, mais pas l'irradiance.
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
La première détermination sérieuse de la constante solaire date de 1838 et revient à Claude Pouillet qui l'estime à Modèle:Unité. Cette valeur, pourtant proche de la réalité, est remise en question en 1881 par Samuel Pierpont Langley qui trouve une constante égale à Modèle:Unité à la suite d'une expédition au sommet du mont Whitney (Modèle:Unité). Cette valeur fera référence pendant plus de Modèle:Nb<ref>Jean-Louis Dufresne La détermination de la constante solaire par Claude Pouillet Modèle:Pdf, La Météorologie, Modèle:N°, Modèle:P., février 2008.</ref>.
Il aura fallu attendre la mise en orbite de radiomètres modernes pour affiner cette mesure. En 1978, le radiomètre HF sur le satellite Modèle:Nobr annonce une valeur de Modèle:Unité. Cette valeur est rapidement corrigée à Modèle:Unité par ACRIM I sur SMM. Plus récemment, VIRGO sur SoHO ramène cette valeur à Modèle:Unité en 1998<ref>Construction of a Composite Total Solar Irradiance (TSI) Time Series from 1978 to present.</ref>.
La valeur admise depuis 2008 est égale à Modèle:Unité<ref name=":0">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</ref>.
Notes et références
Voir aussi
Articles connexes
- Bilan radiatif de la Terre
- Corps noir
- Énergie solaire
- Irradiation solaire
- Rayonnement solaire
- Soleil
Liens externes
- {{#invoke:Langue|indicationDeLangue}} Le « groupe constante solaire » mesurant quotidiennement la constante solaire de référence
