Les chiffres du soleil : un peu de physique

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Formé il y a environ 5 milliards d’années, notre soleil a commencé son histoire comme toutes les étoiles, par la condensation gravitationnelle d’un nuage de poussières et de gaz.

L’hydrogène étant le principal constituant de cette étoile en formation, il s’est échauffé progressivement sous la gigantesque pression régnant au centre, pour atteindre des températures où les réactions de fusion nucléaire sont possibles.

En fusionnant, quatre atomes d’hydrogène se transforment en un nouvel élément : l’hélium.

Les atomes d’hélium étant une fraction de fois plus léger que l’hydrogène dont il proviennent, la masse manquante a été transformée en énergie suivant la célèbre formule d’Einstein E = mc2… Et le soleil s’est allumé !

La physique des flux d’énergie

Les fusions thermonucléaires qui se produisent dans la masse du soleil libèrent de l’énergie sous forme d’ondes ou radiations électromagnétiques de fréquences élevées.

La théorie admise représente ces vibrations ondulatoires comme un flux de particules d’énergie qu’on appelle photons.

Cette définition abstraite du rayonnement solaire est difficile à comprendre et à visualiser : l’énergie radiante prend naissance au cœur du soleil à des températures, qu’on évalue entre 10 et 14 millions de °C.

A la surface, la température moyenne n’est plus que de 5 500°C.

Avec cette température d’émission de 5 500°C, le soleil rayonne la plus grande partie de son énergie dans les hautes fréquences (longueurs d’ondes courtes).

Ainsi la lumière visible représente 46 % de l’énergie totale émise par le soleil avec un spectre visible du violet (longueur d’onde très courte) au rouge (longueur d’onde longue), en passant par le bleu, le vert, le jaune et le orange.

49 % du rayonnement énergétique du soleil se situe au-delà du rouge visible par l’œil humain, dans l’infrarouge.

C’est ce rayonnement infrarouge que nous ressentons comme une onde de chaleur.

Le reste du rayonnement, 5 %, représente l’ensemble des radiations dans les longueurs d’onde inférieures à celles de l’extrémité violette du spectre visible, ce qu’on appelle l’ultraviolet.

Toutes ces radiations électromagnétiques s’échappent du soleil et voyagent à travers l’espace à la vitesse constante de 300 000 kilomètres à la seconde, dénommée vitesse de la lumière.

La rotation de la terre autour du soleil est responsable des différences d’ensoleillementLa rotation de la terre autour du soleil est responsable des différences d’ensoleillement

Le rayonnement solaire et l’atmosphère terrestre

La terre est dans l’univers, une petite boule comparée au soleil.

Elle intercepte une faible partie de l’énergie solaire et au moins 35 % de ce rayonnement est réfléchis vers l’espace :

  • Une partie du rayonnement est diffusé dans toutes les directions par la rencontre des molécules d’air, des aérosols et des particules de poussières de l’atmosphère.
  • Un tiers de l’énergie est réfléchi par les nuages.

A l’inverse, la vapeur d’eau, le gaz carbonique et l’ozone de l’atmosphère absorbent 10 à 15 % du rayonnement.

Du fait du basculement annuel apparent de la terre par sa course autour du soleil (inclinaison responsable des variations saisonnières), de sa rotation journalière sur elle-même et de l’épaisseur de l’atmosphère, l’angle du rayonnement du soleil sur la surface de la terre n’est pas le même.

Ainsi, dans les régions proches de l’équateur, le soleil éclaire la surface terrestre presque perpendiculairement alors que l’épaisseur de l’atmosphère est la plus faible : le sol (et dnoc les panneaux solaires) intercepte la totalité du flux solaire.

A l’inverse, dans les régions polaires, la lumière solaire arrive selon un angle rasant traversant une plus grande épaisseur d’atmosphère : le sol intercepte une faible partie du flux solaire.

La constante solaire qui définit l’intensité du rayonnement radiant atteignant les couches supérieures de l’atmosphère est de 1353 Watts par mètre carré.

Autrement dit, on peut espérer avoir cette valeur à l’équateur, beaucoup moins aux pôles.

Il en résulte que l’énergie solaire exploitable peut varier d’un facteur 10 suivant l’endroit de la planète considéré.

On peut espérer en moyenne 1 350 W/m2 dans le désert du Ténéré, et à peine 50 W/m2 dans la péninsule antarctique.

En conclusion

Ce déséquilibre fondamental de la répartition de l’énergie à la surface de la terre est le moteur qui anime la gigantesque machinerie climatique de la planète.


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