Le bilan radiatif terrestre : cours de 1re

Imagine un compte en banque. Tu regardes ce qui entre, ce qui sort, et tu en déduis si le solde monte, baisse ou reste stable. Pour la planète, on fait exactement le même raisonnement, mais avec de l'énergie au lieu d'euros. Ce chapitre prolonge celui sur le rayonnement solaire : tu sais déjà que le Soleil envoie de l'énergie vers la Terre. Reste à savoir ce que la Terre en fait, et pourquoi sa température moyenne ne s'emballe pas d'un jour à l'autre.

Le mot « radiatif » rappelle que l'énergie circule surtout sous forme de rayonnement : la lumière du Soleil arrive jusqu'à nous à travers le vide de l'espace, et la Terre renvoie elle aussi de l'énergie vers l'espace sous forme de rayonnement. Le programme d'enseignement scientifique de première place ce thème dans le chapitre sur le bilan énergétique terrestre, avec deux notions centrales : l'albédo et l'effet de serre ².

Le document de référence du programme rappelle que ce bilan se construit en considérant les rayonnements reçus et émis par la Terre, puis qu'on le résume par un schéma portant des valeurs numériques ¹. C'est la démarche que nous suivons ici : d'abord les entrées, ensuite les pertes, puis l'équilibre et ses perturbations.

Le Soleil fournit presque toute l'énergie du système Terre. La chaleur venue de l'intérieur du globe est minime : à peine 0,01 % de ce que reçoit la surface ³. Dans un bilan de première, on la laisse donc de côté et on ne retient que le rayonnement du Soleil.

Le Soleil est une étoile de type G2. Son spectre d'émission couvre un large domaine : de l'ultraviolet à l'infrarouge, lumière visible comprise, soit des longueurs d'onde comprises entre 0,2 et 4 micromètres ³.

À la distance de la Terre au Soleil, soit une unité astronomique, le rayonnement solaire moyen apporte une puissance surfacique de 1 361 W/m² sur une surface placée face au Soleil ³. La puissance que la Terre intercepte dépend de son rayon et de sa distance au Soleil ¹.

Pourquoi la surface du disque et non celle de la sphère ? Parce que, vue du Soleil, la Terre ressemble à un disque : c'est la section qui arrête les rayons. Une partie de la Terre est toujours dans la nuit, et la lumière arrive de façon oblique près des pôles. Pour obtenir une valeur moyenne, on étale donc la puissance reçue sur toute la surface du globe, qui vaut environ $5{,}101 \times 10^{14}\ \text{m}^2$ ³.

Tout le rayonnement qui atteint la Terre n'est pas conservé. Une fraction est diffusée : elle repart vers l'espace sans avoir chauffé quoi que ce soit. Cette fraction est quantifiée par l'albédo terrestre moyen ¹. Le reste est absorbé par l'atmosphère, les océans et les continents.

Sur l'exemple chiffré du bilan, on part de 340 W/m² reçus en moyenne. La part qui n'est pas réfléchie vaut 240 W/m² ³. Il y a donc une puissance de $340 - 240 = 100\ \text{W/m}^2$ qui est renvoyée directement. L'albédo moyen correspondant est le rapport :

$a = \frac{100}{340} \approx 0{,}29$

C'est un calcul fait à partir des deux valeurs ci-dessus : environ 29 % du rayonnement incident repart sans être absorbé.

Que devient l'énergie absorbée, ces 240 W/m² de l'exemple ? Elle est transformée en une autre forme d'énergie. Selon les cas, elle devient de l'énergie thermique (la chaleur), de l'énergie mécanique (vent, houle), elle sert à un changement d'état qui demande de l'énergie (vaporisation, fusion, sublimation), ou elle est stockée sous forme d'énergie chimique, comme dans la photosynthèse ³. Tu retrouveras ce dernier cas dans le chapitre suivant.

Une fois le rayonnement absorbé, il faut suivre le trajet de l'énergie. Environ les deux tiers de ce qui échappe à la réflexion atteignent la surface et échauffent directement le sol ³. Dans l'exemple chiffré, océans et continents absorbent 160 W/m² ³. Il reste donc $240 - 160 = 80\ \text{W/m}^2$ de rayonnement non réfléchi, absorbé plus haut par l'atmosphère : c'est une simple différence.

Comme le sol se réchauffe, il finit par chauffer à son tour la basse atmosphère ³. C'est le début d'une chaîne : le Soleil chauffe la surface, la surface chauffe l'air, l'air et la surface renvoient de l'énergie vers l'espace sous forme de rayonnement.

Cette idée d'équilibre est le cœur du chapitre. Pour comprendre, prends l'exemple d'une baignoire dont le robinet coule et dont la bonde est ouverte. Si le débit d'arrivée égale le débit de fuite, le niveau reste stable, même si l'eau circule en permanence. Pour la Terre, le « niveau » est la température moyenne, le « robinet » est l'énergie absorbée et la « fuite » est l'énergie réémise.

Comment relier une puissance émise à une température ? Les physiciens utilisent un modèle simplifié : on assimile la Terre à un corps noir, un objet idéal qui absorbe tout le rayonnement qu'il reçoit et qui émet un rayonnement lié à sa température. Le document du programme cite justement le corps noir, la loi de Planck, la diffusion, l'absorption, l'albédo et l'effet de serre parmi les notions du bilan radiatif ¹.

Pourquoi ce modèle est-il précieux ? Parce qu'il fournit un point de départ : la température que posséderait la Terre si elle ne faisait que recevoir et réémettre de l'énergie, sans atmosphère qui modifie la circulation du rayonnement. En la comparant à la situation réelle, on met en évidence le rôle de l'atmosphère. C'est l'objet de la partie suivante.

Si l'atmosphère n'existait pas, tout ce que la surface émet partirait directement vers l'espace. En réalité, une partie du rayonnement émis par la surface est retenue par l'atmosphère. Il en résulte que la surface doit émettre une puissance plus élevée que celle qu'elle reçoit du Soleil pour que l'ensemble reste à l'équilibre ¹.

Cet écart de 160 W/m² est attribué aux gaz à effet de serre ³. Il n'est pas un défaut de la Terre : sans lui, le bilan serait très différent. Le problème ne vient pas de l'effet de serre en lui-même, mais de la façon dont il évolue quand la composition de l'atmosphère change.

Le bilan est quasi équilibré, mais pas parfaitement. Ce qui perturbe surtout l'énergie du système, c'est le changement de composition de l'atmosphère provoqué par les activités humaines ³. Le bilan présente ainsi un excédent d'environ 460 TW, soit en moyenne $0{,}90 \pm 0{,}15\ \text{W/m}^2$ ³.

Ces chiffres peuvent sembler minuscules à côté des 340 W/m² reçus. Pourtant, ils s'accumulent année après année : un petit excédent permanent finit par modifier la température moyenne. Pour vérifier la cohérence des deux valeurs, on peut multiplier 0,90 W/m² par la surface du globe ($5{,}101 \times 10^{14}\ \text{m}^2$) :

$0{,}90 \times 5{,}101 \times 10^{14} \approx 4{,}6 \times 10^{14}\ \text{W} = 460\ \text{TW}$

On retrouve bien l'ordre de grandeur annoncé, un térawatt valant $10^{12}$ W.

Aux contrôles, on te demande souvent de compléter un schéma ou de calculer une puissance. Voici une démarche qui fonctionne à chaque fois.