Effet de serre, une illustration remise dans son contexte

Le spectre du rayonnement solaire est centré sur le domaine de la lumière visible, avec une répartition proche d’un rayonnement de corps noir de température 5 800 K. La puissance de l’émission subit une très faible variation (0,1 %) selon une période de 11 ans, liée aux effets de magnéto-hydro-dynamique dans les couches extérieures, produisant en surface des éruptions et des taches.

On définit la luminosité du Soleil comme la puissance totale du rayonnement qu’il émet dans tout l’espace. Elle est évaluée à L_s = 3,85.10²⁶ W.

Le Soleil émet dans toutes les directions de l'espace (figure 1). La Terre se situe à une distance D d'environ 1,5.10¹¹ m (150 millions de kilomètres). En considérant le principe de conservation de l'énergie, on peut calculer la puissance par mètre carré reçue à cette distance D. On a E_s = L_s/(4 π D²) = 1362 W/m². Cette valeur E_S est appelée constante solaire.

Figure 1. Répartition de la puissance émise par le Soleil sur une sphère de rayon D

Cette sphère, de rayon D, a une surface égale à 4πD² sur laquelle est uniformément répartie la luminosité du Soleil.

Cette valeur de 1362 W/m², est la puissance par mètre carré que reçoit toute surface exposée perpendiculairement au rayonnement solaire et située à la distance D (distance Terre-Soleil).

L'énergie reçue par le système Terre-atmosphère est celle qu'intercepte un disque de surface πr² (avec r rayon du système Terre-atmosphère) à la distance D. Pour un bilan global, cette énergie est répartie uniformément sur la surface de la sphère terrestre d'aire 4πr², égale à 4 fois la surface du disque. Ainsi, en moyenne, la puissance incidente arrivant au sommet de l'atmosphère est de 1362 / 4, soit environ 340 W/m².

On notera que 340 W/m² est bien une valeur moyenne globale. Localement, ce flux varie avec les alternances jour/nuit, les saisons et en fonction de la latitude.

Sur la figure 2, nous présentons le bilan radiatif avec une atmosphère avec et sans effet de serre.

Les gaz à effet de serre absorbent une partie du rayonnement infrarouge (représenté en rouge) émis ou renvoyé par la surface de la Terre. Plus l'effet de serre est important, plus la part d'infrarouge ré-émise vers la Terre est grande et ainsi plus la surface de la Terre se réchauffe.

Pour une même énergie incidente, la température d'équilibre à la surface de la Terre dépend donc de l'intensité de l'effet de serre.

Figure 2.  Bilan radiatif terrestre, action des gaz à effet de serre

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Pour retrouver la description des différents flux, on se reportera aux extraits d'articles suivants : Modélisation de l’effet de serre dans Rayonnement, opacité et effet de serre, ou encore Le modèle d'effet de serre à 1 couche dans Principes de base de l'effet de serre.

Nous proposons ici des liens vers d'autres ressources, textes ou vidéo, sur l'effet de serre.