Comment comprendre le climat : 
L’énergie voyageuse

• D’où vient la chaleur de la matière ?
• La lumière au milieu du silence
• Comment adapter cette puissance brute à la réalité de notre planète ?

À toutes les échelles, l’Univers est structuré par le rayonnement. Le télescope spatial James Webb révèle, sur ce cliché, un amas de galaxies dont la lumière (déviée par la gravité) témoigne de la circulation permanente de l’énergie à travers le cosmos. Crédit : ESA/Webb, NASA & CSA, C. Willott (National Research Council Canada), R. Tripodi (INAF - Astronomical Observatory of Rome)

Les différents types d’énergie

L’énergie est absolument partout. C’est elle qui fait évidemment fonctionner nos objets, nos  corps et nos sociétés. En physique, les chercheurs la définissent comme « la capacité à  produire un effet, un mouvement ou une transformation. » 

Mais elle ne se présente jamais sous une seule forme…

Les grandes formes d’énergie

• L’énergie thermique, liée à la chaleur 
• L’énergie mécanique, liée au mouvement (vent, eau, objets) 
• L’énergie chimique, stockée dans les molécules (carburants, batteries) • L’énergie électrique, liée à la circulation des électrons 
• L’énergie rayonnante, comme la lumière du Soleil 
• L’énergie nucléaire, contenue dans le noyau des atomes 

Ces formes ne sont pas isolées, au contraire, elle se transforment en permanence. L’énergie  circule d’une forme à une autre selon les usages.

Énergie primaire et énergie secondaire

On peut aussi observer deux grandes catégories :

• L’énergie secondaire, c’est celle qu’on transforme pour être utilisée (électricité,  essence, hydrogène).

• L’énergie primaire représente l’énergie disponible directement dans la nature (Soleil,  vent, eau, pétrole, uranium). 

La cause invisible de cette chaleur persistante ne s’observe pas à l’œil nu, mais dans le monde  infiniment petit des atomes et des molécules. Toute matière étant composée de ces particules,  celles-ci vibrent, tournoient et s’entrechoquent sans fin. Et plus elles s’agitent, plus l’objet  augmente sa température. C’est cette activité cinétique qui génère ce fameux rayonnement  électromagnétique, dont le messager est la particule de lumière nommée « photon ». 

De là découle une seconde intuition : si ces fameux « photons » sont omniprésents et circulent en continu, alors leur échange doit se faire partout dans l’Univers et entre tous les corps. À  commencer par notre étoile, le Soleil.

« Électromagnétique ? »

Intuitivement, le mot se suffirait presque à lui-même. 

• “Électro” renvoie à l’électricité, donc au mouvement des charges, en particulier les  électrons. 
• “Magnétique” désigne les forces invisibles générées par ces charges en mouvement. 

D’un point de vue de la physique, les deux sont indissociables. Un courant électrique génère un champ magnétique. Et ce champ peut, en retour, influencer le mouvement d’autres charges. Cette interaction permanente forme ce que l’on appelle l’électromagnétisme. 

Dès lors, un phénomène central apparaît. Lorsqu’une charge est accélérée, elle génère une  onde qui se propage dans l’espace. Une onde qui transporte de l’énergie. C’est précisément ce  que l’on nomme le rayonnement électromagnétique. 

Cette énergie voyage, schématiquement, de deux manières à la fois : comme une onde qui se  diffuse dans l’espace, et comme une particule, le photon, qui en est le messager. Lumière  visible, infrarouge, ultraviolet, ondes radio… toutes ces formes ont une origine commune. Elles  ne sont que différentes expressions d’un seul et même phénomène.

La lumière au milieu du silence 

D’où vient l’incroyable puissance du Soleil ? 

Si à sa surface (la photosphère), la chaleur atteint près de 5 500 °C, en son cœur, les  températures s'élèvent à plus d'une dizaine de millions de degrés. Sa couronne, région pourtant  la plus externe de son atmosphère, les fait étrangement remonter à des niveaux se comptant en  millions. 

D’une masse égale à 99,86 % de la totalité du système solaire, cette immense boule de gaz  rayonne quelque 382 800 000 000 000 000 000 000 000 Watts (382 septillions de Watts). Pour  rayonner depuis 4,6 milliards d’années, le Soleil puise dans ses propres réserves d'hydrogène.  Au plus profond de son cœur, la pression est telle qu’elle déclenche une réaction de fusion  nucléaire. C'est ici que quatre noyaux d'hydrogène s'unissent pour former un seul noyau  d'hélium. 

Une partie de la matière se transforme alors durant l'opération. Le noyau d'hélium final est en  effet un soupçon plus léger que les quatre protons de départ. Cette différence de masse infime  est ainsi convertie en une énergie colossale selon la célèbre formule d’Albert Einstein : E = mc². 

L’énergie initiale, produite sous forme de photons gamma, ne s’échappe pas immédiatement. Elle est absorbée par la matière extrêmement dense du cœur solaire, puis réémise dans une  direction aléatoire avec une énergie légèrement inférieure. Ce processus se répète des milliards  de fois. Ainsi à chaque interaction, le rayonnement perd une partie de son énergie initiale,  jusqu’à produire une lumière finalement émise depuis la surface.

On estime aujourd'hui que l'étoile a consommé environ la moitié de son carburant disponible  avant l’effondrement de son coeur (dans environ 5 milliards d'années). En gonflant, la naine  jaune deviendra alors progressivement une géante rouge, engloutissant au  passage Mercure, Vénus et potentiellement la Terre*. Mais nous en sommes encore loin. Ce qui  nous intéresse nous, c’est son rapport énergétique actuel avec notre globe terrestre. 

* Une autre hypothèse suggère que la Terre pourrait échapper à l'engloutissement. En  perdant une partie de sa masse, le Soleil affaiblirait son attraction gravitationnelle, et  permettrait ainsi à l'orbite terrestre de s'élargir par compensation. L'issue dépendrait alors  d'un équilibre entre les effets de marée, qui tendent à attirer la planète vers l'astre, et cet  éloignement orbital vers le système extérieur. 

Source : Sackmann, I.-J., Boothroyd, A. I., & Kraemer, K. E., "Our Sun. III. Present and Future", The Astrophysical Journal, Volume 418, 1993 / Korycansky, D. G., Laughlin, G., & Adams, F. C., "Astronomical engineering: a strategy for modifying planetary orbits", Astrophysics and Space Science, Volume 275, 2001 / Schröder, K.-P., & Smith, R. C., "Distant future of the Sun and Earth
revisited", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, Volume 386, 2008

Watts ?

C’est l’unité qui mesure la puissance, c’est-à-dire le débit d’énergie dans le temps. Il permet  donc de distinguer deux notions fondamentales : la quantité totale d’énergie, et la vitesse à  laquelle cette énergie est transférée. 

La quantité d’énergie se mesure en joules alors que la puissance, elle, décrit la rapidité avec  laquelle cette énergie est émise, transformée ou consommée. 

Un watt correspond exactement à un joule par seconde. 

Lorsqu’on dit que le Soleil rayonne 382 septillions de watts, cela signifie qu’à chaque  seconde, il libère dans l’espace une quantité d’énergie colossale équivalente, mesurée en  joules. Le watt permet ainsi de quantifier ce flux énergétique continu, par lequel notre étoile  alimente en permanence l’espace qui l’entoure.

Quelles sont les différentes formes de rayonnement ? 

À l’inverse des planètes, l’immense puissance thermique du Soleil lui permet de rayonner sur un  large spectre, au-delà même de l’invisible, jusqu’à produire une lumière perceptible à nos yeux.  Pour mieux toutes les distinguer, la science les organise dans ce qu’on nomme le spectre  électromagnétique. 

Mais il ne s’agit pas d’un découpage rigide : c’est un continuum (une suite continue d'éléments,  sans intervalles distincts), sans rupture réelle. 

Les ondes passent progressivement des ondes radio aux hyperfréquences, puis aux infrarouges,  à la lumière visible, aux ultraviolets, et enfin aux rayons X et gamma. 

Les catégories qui suivent ne sont donc que des repères, et non des frontières physiques.

De quoi se compose la lumière du Soleil ? 

L’énergie projetée vers la Terre (mesurée au sommet de l’atmosphère, avant toute absorption) se  compose d’ondes ultraviolettes proches (environ 8 %), de lumière visible (environ 42 %, là où se  situe son pic d’intensité) et d’infrarouges proches (près de la moitié de son énergie). 

Cette répartition n’est pas un hasard. 

La loi de Wien montre que plus un corps est chaud, plus le pic de son rayonnement se déplace  vers les courtes longueurs d’onde. À 5 500 °C, le Soleil rayonne donc principalement dans le  visible et le proche infrarouge. La Terre, avec ses 15 °C de moyenne, réémet quant à elle dans  l’infrarouge lointain (des ondes plus longues, et donc moins énergétiques). 

Ce mélange de courtes longueurs d'onde lui permet de traverser facilement notre atmosphère  pour apporter sa chaleur jusqu'à la surface de la Terre.

Pourquoi parle-t-on d’infrarouge « proche » ou « lointain » ?

Lorsqu’on parle d’onde « courte » ou « longue », on décrit en réalité sa longueur d’onde, c’est à-dire la distance entre deux crêtes successives.

Pourquoi certains rayons restent-ils piégés ? 

Ce sont ces longueurs d'onde qui vont décider si le rayonnement traverse l'atmosphère ou s'il  finit par y rester coincé. Pour s'en faire une idée concrète, il faut s’imaginer l'énergie se mouvant  telle une succession de vagues à la surface de l'eau. La largeur de la vague (sa longueur d'onde)  décide si elle peut franchir le filet de l'atmosphère. 

Sa hauteur (son intensité), elle, représente sa puissance : plus la vague est haute, plus elle  transporte d'énergie. Le Soleil nous envoie ainsi des vagues "hautes" et "étroites" qui se faufilent  librement à travers les mailles de l'atmosphère, contrairement à la Terre qui réémet des ondes  beaucoup plus larges, vouées à être piégées. Mais nous reviendrons sur son cas plus en détails à l’avenir.

Comment mesurer l’intensité du chauffage solaire ? 

Voilà un exercice ardu. Comment déterminer avec précision la quantité de chaleur que notre  astre nous envoie ? Autrement dit, comment passer du « ressenti » à une mesure exacte ? Pour  s’y mesurer, les chercheurs ont eu besoin d’un outil de mesure précis, le pyrhéliomètre absolu, et d’une méthode de calcul fiable : la constante solaire.  

Le capteur de ce bijou d’ingéniosité permet d’absorber plus de 99,9 % du rayonnement reçu, et  ce en utilisant une cavité peinte en noir profond. Cette lumière se transforme intégralement en  chaleur. On chauffe ensuite cette même cavité artificiellement avec un courant électrique  connu. Quand la chaleur électrique égale la chaleur solaire, on obtient une mesure "absolue".  C'est l'étalonnage le plus précis au monde pour la lumière car l'instrument est placé sur un  satellite pour s'affranchir de l'absorption par l'atmosphère qui pourrait fausser le calcul.

Pourquoi le noir absorbe-t-il plus de chaleur ? 

C’est un constat simple : au soleil, un objet noir devient plus chaud qu’un objet blanc. La  raison tient à la façon dont la lumière interagit avec les couleurs. 

Quand la lumière du Soleil frappe une surface, l’énergie qu’elle transporte est soit réfléchie,  soit absorbée. Le blanc réfléchit une grande partie des rayons lumineux, et donc limite  l’échauffement. Le noir, quant à lui, en absorbe beaucoup plus. Mais pourquoi ?  

Le corps noir 

Pour comprendre, la physique utilise un modèle appelé « corps noir ». C’est un objet idéal,  théorique, qui absorberait 100 % du rayonnement reçu, quelle que soit sa longueur d’onde.  Rien n’est réfléchi ni transmis. Toute l’énergie est captée, puis transformée en chaleur. 

Ce modèle sert de référence en physique du rayonnement. Il permet de comparer les  matériaux réels à un idéal. Dans les faits, aucune surface n’est parfaite, mais les surfaces  sombres s’en rapprochent fortement, contrairement aux surfaces blanches qui renvoient une  grande partie de la lumière. Nous reviendrons plus en détail là-dessus lorsque nous  aborderons la notion d’albédo terrestre. 

Pourquoi noir et blanc réagissent différemment ? 

La différence vient de la structure même des matériaux. Les surfaces blanches diffusent et  renvoient la lumière dans toutes les directions, et par cet effet, limite l’énergie absorbée. 

Les surfaces noires, elles, piègent davantage les photons lumineux, réduisent la réflexion et  augmentent l’absorption.

Une fois que l’instrument a mesuré l’intensité sur son capteur, on obtient une puissance  moyenne d’environ 1 361 W/m².

C’est l’intensité énergétique que le Soleil livre à l’état brut, au sommet de l’atmosphère. C’est la  constante solaire. 

Problème : ce chiffre est une mesure « à plat », comme si la Terre était un disque immobile face  au Soleil. Pour obtenir un résultat qui colle à notre réalité physique, les chercheurs appliquent  deux correctifs non négligeables. 

Comment adapter cette puissance brute à la réalité de notre planète ?

Première réflexion : la planète bleue ne tourne pas autour du Soleil en un cercle parfait, elle suit  une ellipse. Sa distance varie donc de plusieurs millions de kilomètres au fil des mois, ce qui fait  osciller l'intensité reçue. Pour obtenir une base de travail stable, il faut normaliser la mesure en  la ramenant à la distance moyenne Terre-Soleil (environ 150 millions de kilomètres). Sans ce  calcul, cette constante changerait tous les jours.

La « constante » solaire est-elle vraiment constante ? 

Le terme peut prêter à confusion. On parle de « constante solaire » par convention historique,  mais il s’agit plutôt d’une valeur moyenne. 

Rien dans l’univers n’est parfaitement stable, le Soleil n’y fait pas exception. Son activité varie  légèrement selon un cycle d’environ 11 ans, par rapport à son champ magnétique et à  l’apparition de zones actives à sa surface. Ces fluctuations restent faibles (de l’ordre de 0,1 %  de l’énergie reçue, soit environ 1 à 1,5 W/m² autour d’une valeur moyenne proche de 1361  W/m²). 

La « constante solaire » n’est donc pas une valeur figée, mais une moyenne représentative  d’un flux qui oscille légèrement dans le temps.

Second correctif : notre astre est une boule qui tourne. Pour comprendre, imaginons une orange (la Terre) éclairée par un projecteur (le Soleil). Le fruit intercepte la lumière sur une face circulaire plane, et projette une ombre de la même taille sur le mur derrière lui.

Dans la réalité, cette énergie ne reste pas figée sur ce petit disque. Parce que notre astre bleu est de forme sphérique et qu'il pivote sur lui-même, la chaleur des photons finit par se répartir sur toute sa rondeur. C'est d'ailleurs une chance car sans cette distribution, la vie serait impossible sous une telle fournaise.

Or, la géométrie est sans équivoque : la surface totale d'une sphère est exactement quatre fois plus grande que celle de son ombre portée. Comme la même quantité d'énergie doit désormais couvrir une surface quatre fois plus vaste, l'intensité moyenne par mètre carré est divisée par quatre.

C’est comme ça que l’on passe des 1 361 W/m² éprouvés de plein fouet à une moyenne globale d’environ 340 W/m².

Ce que les chercheurs nomment l’irradiance moyenne est le point de départ du calcul climatique : c’est le « revenu brut » livré à la porte de notre atmosphère, mais pas encore la part que la Terre gardera pour se chauffer.

Intervient alors un principe des plus fondamentaux : l’équilibre radiatif.

Pour que la température de la Terre reste stable dans le temps, elle doit réémettre vers l’espace autant d’énergie qu’elle en reçoit. Si elle en réémet moins, elle se réchauffe. Si elle en réémet plus, elle se refroidit. Tout le système climatique repose sur la stabilité de cet équilibre.

C’est ce que nous observerons dans la suite de notre série, en plongeant cette fois dans les rouages complexes du système environnemental de notre planète.

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