Cette énergie (99, 97%) provient du soleil comme rayonnement solaire

1. GÉO 6145SÉMINAIRE DE CLIMATOLOGIELe bilan radiatifLe rayonnement solaire : réception au sommet de l’atmosphère

2. Tous les processus naturels à l’intérieur du système terre-sol-atmosphère (variations des températures, vents, précipitations, croissance des arbres, courants océaniques, vies aquatiques…) requièrent de l’énergie • Cette énergie (99, 97%) provient du soleil comme rayonnement solaire • Les différences régionales dans la réception de l’énergie solaire servent à activer les mécanismes dynamiques du climat

3. Longueur d’onde Département degéographie

4. Nature du rayonnement solaire • On peut démontrer que la fréquence d’oscillation (v) pourrait être reliée à la longueur d’onde () par l’équation standard des ondes : ou C = v ou = C/v C = la vitesse de la lumière (3 x 108 m sec-1) = la longueur d’onde (m ou m) v = la fréquence d’oscillation (cycles par seconde: Cps)

5. C = vC = la vitesse de propagation de la lumière (3 x 1010 cm s-1) = longueur d’onde (cm)v = fréquence des oscillations (s-1)Étant donné que C est constante, si v est grande,  est petite, et si v est petite,  est grande

6. Si v est grande ( vibrations rapides)  est petite : courtes longueurs d’onde Si v est petite ( vibrations moins rapides)  est grande : longues longueurs d’onde C = v = C/v = cm s –1 / s –1 = cm

7. Longueur d’onde GEO2122 Nature du rayonnement solaire 1 sec 1 sec 5 cycles sec -1 1 cycle sec -1 courtes longueurs d’onde longues longueurs d’onde Fig 1. Longueurs d’ondes électromagnétique Département de géographie

8. Le soleil - comme un énorme réacteur nucléaire • À l’intérieur du soleil, conversion de H à He - pressions et températures (15x 106oC) très élevées • Fusion thermonucléaire • Conversion de masse en énergie (E=mc2) • Condition qui a déjà durée  5 milliards d’années • Réserve pour une autre 5 milliards d’années • Température près de la surface  6000o K

9. Caractéristiques du soleil

10. Chaque surface dont la température excède 0oK (-273oC) est capable de radier de l’énergie comme rayonnement électromagnétique • Rayonnement se propage comme les ondes électromagnétiques • Longueurs d’ondes (rayons X –1x10-6 um, ondes de radio –1x1014 um) • Spectre électromagnétique

11. Le spectre électromagnétique solaire • Les rayons solaire se propage à une vitesse de 3 x 105 km s-1 • La distance moyenne entre la terre et le soleil 150x106 km • Donc les rayons solaires prend 8.33 minutes pour arriver à la terre (150x106/3x105) • La terre n’intercepte que deux milliardième (2x10-9) de toute l’énergie émise par le soleil

12. La partie du spectre électromagnétique solaire comprise entre 2x10-3 um et 3x103 um couvre les principales longueurs d’onde qui influencent le climat de la terre • Courtes longueurs d’onde (<0,7um) • Longues longueurs d’onde (>0,7 um)

13. Spectre – solaire

14. Spectre – solaire

15. Longueurs d’onde-couleurs Département degéographie

16. Le spectre électromagnétique-longueurs d’ondes Département degéographie

17. Flux de rayonnement – quantifier l’intensité de rayonnement • La quantité d’énergie qui atteint une surface par unité de temps • Énergie (J, cal), surface (cm2, m2); temps (s-1, min-1, jr-1)

18. 1 calorie= la quantité d’énergie nécessaire pour faire augmenter la température de 1 gramme d’eau pure de 1o C (de 14,5o C à 15,5o C)1 cal cm-2 = 1 ly (Langley)1 cal cm-2 min-1 = 1 ly min-1

19. 1 ly min-1 = 1 cal cm-2 min-1 = 4,1855 J cm-2 min-11 ly min-1 = 697,5 J s-1 m-2 = 697,5 W m-2Donc 1 cal = 4,1855 J (Joule)Et 1 W = 14,3352 cal min-1 1 W = 1 J s-1 (W=Watt)

20. Tableau des unités Département degéographie

21. Lois de transferts radiatifs • Loi de Planck La loi de Planck constate qu’il existe une relation entre l’intensité d’énergie rayonnante monochromatique émise par un corps (E ) et sa température (T) et la fréquence (). Ceci s’exprime comme suit : E (T) = C1 (e C2/ T-1) ou C1 et C2 sont des constantes

22. Courbes de Planck Département degéographie

23. Lois de transferts radiatifs 2. Loi de Stephan Boltzmann Cette loi est une extension de celle de Planck –intégration - et elle constate que l’intensité de l’énergie rayonnante émise (E) par un corps est une fonction de sa température absolue (TK) et son émissivité (). Elle s’exprime comme suit : ou E = T4  = l’émissivité du corps rayonnant  = la constante de Stephan Boltzmann (5.67 X 10-8 W m-2 K-4) T = la température du corps rayonnant (K4)

24. SOLEILES = Eδ TS4 W m-2= 1.0 x 5.67 x 10-8 x (6000)4 = 1.0 x 5.67 x 10-8 x (60 x 102)4 = 1.0 x 5.67 x 10-8 x (60)4 x 108 = 1.0 x 5.67 x 1.29 x 107 = 7.3 x 107 W m-2 LOIS DE STEPHAN-BOLTZMANNExemples de calculs

25. TERREET = Eδ Tt4 W m-2 = 1.0 x 5.67 x 10-8 x (300)4 = 1.0 x 5.67 x 10-8 x (3 x 102)4 = 1.0 x 5.67 x 10-8 x (3)4 x 108 = 459.3 W m-2 LOIS DE STEPHAN-BOLTZMANNExemples de calculs

26. Lois de transferts radiatifs 3. Loi de Wien Cette loi est une extension de celle de Planck – différentielle- et elle constate que la longueur d’onde principale de l’énergie rayonnante émise par un corps est inversement proportionnelle à sa température absolue (TK). Elle s’exprime comme suit :  max = WC/ TK = 2897 TK  max = um WC = 2897 (um . TK)

27. SOLEILλmaxs = WC / Ts (um)= 2897 / 6000 = 0.5 um TERREλmaxt = WC / Tt (um) = 2897 / 300 = 9.66 um LOIS DE WIENExemples de calculs

28. Spectres – solaire et terre

29. Émissions-soleil et terre Département degéographie

30. Lois de transferts radiatifs 3. Loi de Kirchhoff Cette loi constate que pour un corps en condition d’équilibre thermodynamique son émissivité () doit équivaloir son absorptivité (a  ), pour une longueur d’onde donnée (). Ceci s’exprime comme suit :   = a  Pour un corps noir parfait a  =  = 1.0 et pour corps gris a =  < 1.0

31. Loi de Kirchhoff (suite) • Pour une surface en équilibre thermique le taux d’absorption de l’énergie rayonnante est égal au taux d’émission à une longueur d’onde donnée • Ex. la neige : rayons visibles a   0.10 la neige : rayons infra-rouges a   0.90

32. La géométrie d’insolation • La limite de l’atmosphère : introduction de l’atmosphère – pertes • Insolation – réception du rayonnement solaire

33. Constante solaire (Io) • Valeur 1382 W m-2 (1,98 ly min-1) (1354 à 1396 W m-2) • Io : intensité d’énergie solaire qui tombe sur une surface qui est perpendiculaire aux rayons solaires, cette surface se trouvant à la limite de l’atmosphère et à une distance moyenne de 150 x 106 km (distance moyenne terre – soleil)

34. Constante solaire GEO2122 notion de la Constante Solaire Département de géographie

35. Dérivation de la constante solaire (Io1382 W m-2)- 2 approches Approche-1Io =   Ts4 x 4 (rs)2 = F = W 4  (rts)2 A m2= émissivité de la surface du soleil ( 1,0)= constante de Stephan-Boltzmann (5,68 x 10-8 W m-2 K-4)Ts= température de la surface du soleil (5 800 oK)rs= rayon du soleil (696 x 106 m)rts= distance moyenne entre la terre et le soleil (1.5 x 1011 m)

36. Approche-1_suiteIo=1.0 x (5,67 x 10-8) (5800)4 x 4 x 3,1416 (696 x 106)2= W m-2 x m2= W 4 x 3,1416 (1,5 x 1011)2 m2 m2 = 3,9068 x 1026W 4 x 3,1416 x (1,5)2 x 1022 m2 = 3,9068 x 104W 28,26 m2 = 1382,4 W m-2

37. Approche-2Io =  Ts4 x 4 (rs)24  (rts)2=   Ts4 ( (rs)2) ((rts)2)= 1x(5.67x10-8) (5800)4 x (696 x 106)2 (1.5 x 1011)2= 1380.64 W m-2

38. Chaque planète possède sa propre constante solaire • Pour la terre – un point (latitude) qui reçoit un tel intensité d’énergie • Le point subsolaire : latitude à laquelle les rayons sont directes • Dépend du moment de l’année (ex.: 21 mars et 23 septembre à l’équateur, 21 juin à la tropique de Cancer, 21 décembre à la tropique de Capricorne

39. L’intensité du rayonnement solaire à la limite de l’atmosphère variera en fonction de : • La latitude : angle d’incidence • Distance terre/soleil : excentricité

40. Notion de rayon vecteur Dans la dérivation de la constante solaire : - l’intensité du rayonnement solaire reçu au sommet de l’atmosphère varie selon la distance entre la terre et le soleil. - en raison de la forme de l’orbite de la terre soit celle d’ellipse, la distance entre la terre et le soleil varie continuellement pendant l’année alors que la terre tourne autour du soleil - alors à la périhélie cette distance est de ± 147 x 106 km et à aphélie elle est de ± 152 x 106 km

41. Excentricité

42. Périhélie • Distance terre/soleil la plus rapprochée (147.25 x 106 km) • Présentement le 3 janvier • Io > 1382 W m-2 (~ 1,5%) • Température globale plus élevée

43. Aphélie • Distance terre/soleil la plus éloignée (152.1 x 106 km) • Présentement le 4 juillet • Io < 1382 W m-2 (~ 5%) • Température globale moins élevée (~ 4 oC)

44. Excentricité

45. Rayon vecteur

46. Notion de rayon vecteur Autrement dit si la distance (d) augmente de x fois, c’est de x2 x la surface réceptrice (i) augmente. Ce qu’on peut exprimer ainsi : Io  1/d2 Io = l’intensité d’énergie rayonnante (W m-2) d = la distance entre la source d’énergie et la surface captant l’énergie rayonnante (m)

47. Notion de rayon vecteur Si on applique cette loi aux relations géométriques entre la terre et le soleil, il est possible de calculer l’intensité du rayonnement solaire reçue au sommet de l’atmosphère pour chaque instant pendant l’année (Ir). Ceci se fait au moyen de l’artifice nommé le RAYON VECTEUR (r) r = distance moyenne entre la terre et le soleil (m) distance actuelle entre la terre et le soleil (m) donc Ir = Io (r2) ou Io= constante solaire W m-2) r = rayon vecteur (sans dimension) Ir = quantité d’énergie reçue au sommet de l’atmosphère à un moment donné correspondant au rayon vecteur (angle d’incidence = 90)

48. Géométrie d’insolation

49. Angle d’incidence

50. Angle d’incidence GEO2122 Influence de l’angle d’incidence surface 1 m2 2 m2 1 – La surface captant le rayonnement est plus petite, l’énergie est plus intense par unité de surface (100 Wm-2). 2 – La surface captant le rayonnement est plus grande, l’énergie est moins intense par unité de surface (50 Wm-2). Département de géographie