Constante solaire

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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 1 m² 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 (W/m² ou W m⁻²).

Pour la Terre^[1] (hors atmosphère), elle vaut : $F=(1~360,8\pm 0,5)\;{\textrm {W}}\cdot {\textrm {m}}^{-2}$ .

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^[2].

Le rayonnement solaire incident moyen sur la surface totale est donc^[3] :

{\bar {F}}={\frac {F}{4}}\simeq 340\;{\textrm {W}}\cdot {\textrm {m}}^{-2}

.

Cette valeur moyenne est prise en compte dans le bilan radiatif terrestre.

Formule[modifier | modifier le code]

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 $T_{\odot }$ de 5 780 K environ. Il produit une émittance $F_{\odot }$ quantitativement estimable par la loi de Stefan-Boltzmann :

F_{\odot }=\sigma T_{\odot }^{4}=63,2\;{\textrm {MW}}\cdot {\textrm {m}}^{-2}

.

À une distance R, en posant la conservation de l'énergie rayonnée à travers l'espace, il vient que :

4\pi R_{\odot }^{2}F_{\odot }=4\pi R^{2}F

F=F_{\odot }\left({\frac {R_{\odot }}{R}}\right)^{2}

.

où $R_{\odot }$ est le rayon solaire, égal à 696 342 km.

L'application numérique donne :

\ F=\left({\dfrac {5\ 535.8}{R}}\right)^{2}

où R s'exprime en millions de kilomètres et F en watts par mètre carré.

Pour la Terre, où R = 1 au = 150 millions de kilomètres, on obtient

F=1\ 362\;{\textrm {W}}\cdot {\textrm {m}}^{-2}

.

Cas des autres planètes[modifier | modifier le code]

Irradiance reçue par les planètes du système solaire
Planète	Irradiance reçue (W/m²)
Mercure	9083^[4]
Vénus	2 601^[5]
Terre	1 361^[6]
Mars	586^[7]
Jupiter	50^[8]
Saturne	15^[9]
Uranus	3,7^[10]
Neptune	1,5^[11]

Variations du rayonnement solaire[modifier | modifier le code]

Variation de la constante solaire entre 1978 et 2003.

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, peut se décrire par l’équation suivante^{[réf. nécessaire]} (le temps t étant exprimé en milliards d’années depuis l’apparition du système solaire) :

\left[1+0,4\left(1-{\frac {t}{4,7}}\right)\right]^{-1}

.

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 serre^{[réf. nécessaire]}.

La constante solaire varie, de l’ordre de 1 à 5 W/m², sur des échelles de temps plus courtes, de quelques jours^{[réf. nécessaire]} 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[modifier | modifier le code]

Article détaillé : Paramètres de Milanković.

Évolution de la température terrestre moyenne, de la concentration de CO₂ et du nombre taches solaires depuis 1850.

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 100 000 ans) ;
l’obliquité de l'axe des pôles (cycle actuel d’environ 41 500 ans) ;
la précession des équinoxes ;
l’activité solaire, qui fluctue selon un cycle de 11 ans, 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[modifier | modifier le code]

La première détermination sérieuse de la constante solaire date de 1838 et revient à Claude Pouillet qui l'estime à 1 228 W m⁻². Cette valeur, pourtant proche de la réalité, est remise en question en 1881 par Samuel Pierpont Langley qui trouve une constante égale à 2 140 W m⁻² à la suite d'une expédition au sommet du mont Whitney (4 420 m). Cette valeur fera référence pendant plus de 20 ans^[12].

Il aura fallu attendre la mise en orbite de radiomètres modernes pour affiner cette mesure. En 1978, le radiomètre HF sur le satellite Nimbus 7 annonce une valeur de 1 372 W/m². Cette valeur est rapidement corrigée à 1 367 W/m² par ACRIM I sur SMM. Plus récemment, VIRGO sur SoHO ramène cette valeur à 1 365,4 ± 1,3 W m⁻² en 1998^[13].

La valeur admise depuis 2008 est égale à 1 360,8 ± 0,5 W m⁻²^[1].

Notes et références[modifier | modifier le code]

↑ ^{a et b} 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
↑ 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 0,081 819 avec une surface de 127,373 millions de kilomètres carrés, alors que la surface terrestre est de 510,065 millions de kilomètres carrés. Le rapport est alors de 4,0045. Il est un peu plus faible aux solstices.
↑ (en) « Climate and Earth’s Energy Budget », sur earthobservatory.nasa.gov, NASA, 14 janvier 2009 (consulté le 28 mars 2021).
↑ « Mercury Fact Sheet », sur nssdc.gsfc.nasa.gov (consulté le 31 janvier 2021)
↑ « Venus Fact Sheet », sur nssdc.gsfc.nasa.gov (consulté le 31 janvier 2021)
↑ « Earth Fact Sheet », sur nssdc.gsfc.nasa.gov (consulté le 31 janvier 2021)
↑ « Mars Fact Sheet », sur nssdc.gsfc.nasa.gov (consulté le 31 janvier 2021)
↑ « Jupiter Fact Sheet », sur nssdc.gsfc.nasa.gov (consulté le 31 janvier 2021)
↑ « Saturn Fact Sheet », sur nssdc.gsfc.nasa.gov (consulté le 31 janvier 2021)
↑ « Uranus Fact Sheet », sur nssdc.gsfc.nasa.gov (consulté le 31 janvier 2021)
↑ « Neptune Fact Sheet », sur nssdc.gsfc.nasa.gov (consulté le 31 janvier 2021)
↑ Jean-Louis Dufresne La détermination de la constante solaire par Claude Pouillet [PDF], La Météorologie, n^o 60, p. 3643, février 2008.
↑ Construction of a Composite Total Solar Irradiance (TSI) Time Series from 1978 to present.

Voir aussi[modifier | modifier le code]

Articles connexes[modifier | modifier le code]

Liens externes[modifier | modifier le code]

(en) Le « groupe constante solaire » mesurant quotidiennement la constante solaire de référence

[:0-1] {a et b} 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

[2] 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 0,081 819 avec une surface de 127,373 millions de kilomètres carrés, alors que la surface terrestre est de 510,065 millions de kilomètres carrés. Le rapport est alors de 4,0045. Il est un peu plus faible aux solstices.

[3] (en) « Climate and Earth’s Energy Budget », sur earthobservatory.nasa.gov, NASA, 14 janvier 2009 (consulté le 28 mars 2021).

[4] « Mercury Fact Sheet », sur nssdc.gsfc.nasa.gov (consulté le 31 janvier 2021)

[5] « Venus Fact Sheet », sur nssdc.gsfc.nasa.gov (consulté le 31 janvier 2021)

[6] « Earth Fact Sheet », sur nssdc.gsfc.nasa.gov (consulté le 31 janvier 2021)

[7] « Mars Fact Sheet », sur nssdc.gsfc.nasa.gov (consulté le 31 janvier 2021)

[8] « Jupiter Fact Sheet », sur nssdc.gsfc.nasa.gov (consulté le 31 janvier 2021)

[9] « Saturn Fact Sheet », sur nssdc.gsfc.nasa.gov (consulté le 31 janvier 2021)

[10] « Uranus Fact Sheet », sur nssdc.gsfc.nasa.gov (consulté le 31 janvier 2021)

[11] « Neptune Fact Sheet », sur nssdc.gsfc.nasa.gov (consulté le 31 janvier 2021)

[12] Jean-Louis Dufresne La détermination de la constante solaire par Claude Pouillet [PDF], La Météorologie, n^o 60, p. 3643, février 2008.

[13] Construction of a Composite Total Solar Irradiance (TSI) Time Series from 1978 to present.

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v · m Étoiles
Classes de luminosité et types spectraux	Classes de types spectraux : Type précoce Type intermédiaire Type tardif Hypergéante (0) : Variable lumineuse bleue bleue (O0-A0) jaune (fin A0 - début K0) rouge (K0-M0) Supergéante (I) : bleue (OI-BI) blanche (AI) jaune (FI-GI) rouge (KI-MI) Géante lumineuse (II) Géante (III) : bleue (OIII-BIII-certaines AIII) rouge (KIII-MIII) Sous-géante (IV) Naine (séquence principale = V) : bleue (OV) bleu-blanc (BV) blanche (AV) jaune-blanc (FV) jaune (GV) orange (KV) rouge (MV) Sous-naine (VI) : Type O (OVI) Type B (BVI) Naine (stade évolué) : bleue blanche rouge noire Classes particulières : Étoile de type solaire Naine brune (pas vraiment une étoile)
Types	Étoile double Étoile en fuite Étoile intergalactique Traînarde bleue Étoile Be Étoile à enveloppe Étoile [Be] Étoile binaire Étoile variable Étoile multiple Étoiles hypothétiques
Binaires	À contact À éclipses À enveloppe commune Astrométrique Détachée Semi-détachée Spectroscopique TTL Visuelle X X à faible masse X à forte masse gamma Sursauteur X Étoile symbiotique Pulsar binaire Microquasar
Variables	Désignation des étoiles variables Céphéide Cataclysmique Polaire Éruptive (type UV Ceti) Herbig Ae/Be Lumineuse bleue Semi-régulière Type Alpha² Canum Venaticorum Type Beta Lyrae Type BY Draconis Type Delta Scuti Type FU Orionis Type Mira Type RR Lyrae Type T Tauri Type W Virginis Wolf-Rayet Sursauteur gamma mou Blanche à pulsations À battements de cœur
Multiples	Système stellaire Amas stellaire Superamas stellaire Association stellaire Association OB Amas ouvert Amas globulaire Blue blobs
Compositions	Métallicité Am Ap et Bp roAp Baryum Carbone CH CN Hélium Hélium extrême He-weak Lambda Bootis Mercure et manganèse PG 1159 Plomb Type S Technétium
Objets compacts	Proto-étoile à neutrons Étoile à neutrons Magnétar Pulsar Désignation Double Milliseconde X X anormal Trou noir Microquasar Quasar
Hypothétiques	Coatlicue Étoile congelée Étoile de fer Étoile noire (gravité semi-classique) Étoile noire (matière noire) Étoile à préons Étoile à quarks Gravastar Naine bleue Étoile Q Objet de Thorne-Żytkow Quasi-étoile
Classifications	Désignations stellaires Bayer Flamsteed Chronologie Diagramme de Hertzsprung-Russell Type spectral Classe de luminosité Séquence principale Bande d’instabilité Branche asymptotique des géantes Red clump Population stellaire I II III
Catalogues	Barnard Henry Draper Gliese Hipparcos Messier NGC Washington (étoiles doubles) Aitken (étoiles doubles)
Listes	Brillantes Brillantes en apparence Brillantes et proches Extrêmes Géantes Hypothétiques Plus massives Moins massives Noms traditionnels Noms officiellement reconnus par l'UAI Proches
Formation (pré-séquence principale)	Nuage moléculaire Géant Disque d'accrétion Instabilité gravitationnelle Nébuleuse obscure Région HI Région HII Globule de Bok Protoétoile Globule obscur Fonction de masse initiale Objet Herbig-Haro Pré-séquence principale Trajet de Hayashi
Nébuleuses (post-séquence principale)	Rémanent de supernova Nébuleuse de vent de pulsar Protonébuleuse planétaire Nébuleuse planétaire
Physique stellaire	Astérosismologie Bulle de Wolf-Rayet Champ magnétique stellaire Cinématique stellaire Compacité Effondrement gravitationnel Évolution stellaire Freinage magnétique Instabilité de Rayleigh-Taylor Jet Limite d'Eddington Limite d'Oppenheimer-Volkoff Lobe de Roche Masse de Chandrasekhar Mécanisme de Kelvin-Helmholtz Nucléosynthèse stellaire Micronova Nova Naine Rouge lumineuse Kilonova Supernova À effondrement de cœur Par production de paires Thermonucléaire Hypernova Unnova Rayon de Schwarzschild Réaction alpha Rotation stellaire Sursaut gamma Transfert de rayonnement Excès de couleur Flash de l'hélium Tremblement d'étoile Zone de convection
Soleil	Activité Apex Boucle coronale Chromosphère Constante Couronne Cycle Éclipse Éjection de masse coronale Éruption 1859 1989 2012 Filament Héliopause Héliosismologie Onde de Moreton Photosphère Protubérance Rayonnement Région de transition Spicule Sursaut Vent