Bilan d’énergie à l’équilibre
Le principe du modèle de bilan d’énergie est qu’on suppose qu’il y a un équilibre entre la chaleur qui parvient à la Terre (INPUT) et celle qui la quitte (OUTPUT).
C’est le même principe qu’un tube rempli de billes : si on rajoute une bille par une extrémité, il y en aura une qui va effectivement sortir par l’autre bout.
Ainsi, si on ajoute deux billes du côté gauche, pour qu’il y ait un équilibre, il y en aura logiquement deux qui vont sortir du côte opposé. À l’équilibre, les gains sont donc égaux aux pertes.
INPUT = OUTPUT
C’est exactement la même chose pour la chaleur sur la Terre. Pour que la température sur la planète demeure constante, la chaleur reçue par la Terre doit être égale à celle qu’elle émet. Si ces échanges ne sont pas équilibrés, la température de la planète va changer. Comme pour un ballon gonflable, s’il y a plus de INPUT d’air que de OUTPUT, un déséquilibre se crée. Ce déséquilibre ne pet cependant pas demeurer en permanence, sinon le ballon explose!
Flux solaire
Le INPUT de la Terre est le Soleil. Il émet des rayons lumineux qui parviennent à la Terre et qui la réchauffent. Cette chaleur émise par le Soleil est appelée le flux solaire. Il s’agit d’une certaine quantité d’énergie qui arrive sur une surface. Elle s’exprime en Watts par mètre carré (W/m2).
La valeur du flux solaire S est presque constante. Elle vaut 1371 Watt / m2 , c’est-à-dire que le soleil envoie 1371 Joules d’énergie à chaque seconde ( 1 Watt = 1 J / s ), sur chaque mètre carré de la partie de la Terre exposée au Soleil.
Étant donné que l’on veut concevoir un modèle à zéro dimension pour simuler l’effet de serre, nous allons considérer la Terre comme un objet ponctuel. Ainsi, nous n’allons pas tenir compte des variations de température de surface en fonction de la latitude. Conséquemment, nous allons considérer la surface d’interception des rayons solaires non comme une sphère, mais bien comme un disque. À cause de l’éloignement du Soleil de notre planète, ses rayons vont frapper la Terre perpendiculairement au disque d’interception en question.
Le flux solaire est calculé en tenant compte de plusieurs paramètres et variables. Il dépend non seulement de la température et du rayon du Soleil (valeurs considérées constantes), mais aussi de la distance séparant ce dernier de la planète qu’il réchauffe. L’équation suivante décrit la variation du flux solaire en fonction de ces éléments.
où r est le rayon du Soleil = 695 000 000 m
dt-s est la distance entre le Soleil et la planète
s est la constante de Stephan-Boltzmann = 5,67 X 10-8 W m-2 k-4
ts est la température du Soleil = 5 787 K
En changeant la valeur de la température de l’étoile dans le simulateur, nous constatons que plus cette température augmente, plus le flux solaire augmente ce qui se traduit par un accroissement de la température terrestre moyenne.
N .B. Dans le modèle du bilan d'énergie, nous avons considéré que le flux solaire qui parvient à la limite supérieure de l’atmosphère la traverse intégralement et sans perte. Cependant, en réalité, environ 20% de ce flux est absorbé par les différents éléments qui composent notre écran : la vapeur d’eau, les poussières, l’ozone ou encore les nuages.
Albédo
Cependant, la Terre ne va pas absorber toute l’énergie qui lui parvient. En fait, une certaine partie de la lumière qui arrive sur la Terre est réfléchie : c’est ce que l’on appelle l’effet de réflectivité, ou encore l’albédo.
Comme vous l’avez sûrement déjà remarqué, la couleur noire absorbe beaucoup plus de lumière que la couleur blanche; il fait toujours plus chaud l'été lorsqu'on porte un chandail noir que lorsqu'on a un chandail de couleur pâle. Cela est dû au fait que la couleur noire absorbe presque toute la lumière qui lui parvient, tandis que la couleur blanche va presque toute la réfléchir. Ainsi, la réflectivité (l’albédo) de la couleur noire est près de 0; elle ne réfléchit aucune lumière. Cependant, l’albédo de la couleur blanche, qui réfléchit 100% de la lumière qui lui parvient, est près de 1.
Par conséquent, l’albédo d’un objet est sa capacité à réfléchir la lumière qui lui parvient. C’est le pourcentage de la lumière émise qui est réfléchie par l’objet. Ce chiffre se situe entre 0% et 100%, donc entre 0 et 1. Il est représenté par la lettre grecque Alpha (α) et ne comporte pas d’unités.
À l’aide de satellites munis de caméras qui photographient dans le canal du visible, c'est-à-dire, qui prennent des photos en noir et blanc de la Terre exactement comme un humain la verrait s’il était assis sur le satellite, on peut visualiser l’albédo de la Terre. Voici une photo de la région de l’Amérique du Nord (les contours blancs autour des pays ont été rajoutés).
Sur les images satellites dans le canal du visible, la radiance d’une région varie de la même manière que son albédo; plus une région est de couleur pâle, plus son albédo est élevé.
Les régions blanches sur l’image représentent des nuages et de la neige; par leur couleur pâle, ceux-ci réfléchissent une grande partie de la lumière du Soleil. Sur l’image, plus un nuage est pâle, plus il réfléchit la lumière sans l’absorber; ainsi, sa température est moins élevée qu’un nuage de couleur grise. Cependant, l’océan, qui absorbe la majorité du flux solaire qui lui parvient avec un albédo très bas apparaît de couleur noire.
Pour voir d’autres images satellite prises aujourd’hui même à travers le monde, explorez le site du centre météo de l’UQAM : http://meteocentre.com/
Rayonnement du corps noir
Tout objet qui a une température supérieure à 0°K (-273°C) va émettre de l’énergie sous forme de radiations. La relation entre la température de l’objet et sa radiation est exprimée par l’équation de Stefan-Boltzman.
D’après la loi de Planck, un corps émet un rayonnement dont la longueur d’onde se situe dans un intervalle spécifique, qui varie en fonction de sa température.
Ainsi, le Soleil, ayant une température de 5785 °K, possède un rayonnement électromagnétique composé essentiellement de rayons ultraviolets, de lumière visible et de rayons infrarouges de 0,76 à 4 μm.
La Terre, quant à elle, étant à une température de 298 °K, possède un domaine spectral plus restreint, situé uniquement dans l’infrarouge, plus précisément entre 4 et 40 μm. En fait, la Terre émet majoritairement dans une longueur d’onde de 15 μm.
En bref, les radiations solaires sont de courte longueur d’onde, tandis que les radiations terrestres ont une longueur d’onde plus longue.
Émissivité
L’émissivité est la capacité d’une matière à émettre et à absorber du rayonnement. C’est, en quelque sorte, une notion parallèle à l’albédo; l’albédo concerne le rayonnement solaire, tandis que l’émissivité concerne les radiations émises par la Terre.
Un objet solide va réémettre tout le rayonnement qui lui parvient, tandis que le vide va en grande partie l’absorber. Par conséquent, plus un objet est opaque, plus son émissivité est élevée.
Représentée par la lettre grecque Epsilon (ε), l’émissivité prend des valeurs entre 0 et 1 sans unité.
Un objet solide a une émissivité très proche de 1, tandis que le vide a une émissivité de presque 0.
L’émissivité de la Terre, objet solide, est par conséquent très proche de 1. L’émissivité de l’atmosphère, qui est en partie composée de gaz et de vapeur d’eau, est inférieure à 1, mais supérieure à 0. Conséquemment, l’atmosphère ne va pas absorber toute la chaleur qui lui parvient, et elle ne va pas réémettre intégralement toute la chaleur qu’elle aura absorbée.
En fait, l’émissivité de l’atmosphère est extrêmement variable; elle change en fonction de la quantité de nuages dans le ciel, du moment de la journée, la région, etc. On ne peut donc pas définir une valeur fixe et précise de l’émissivité moyenne d’une planète.
