BILAN RADIATIF DE LA TERRE

Bilan radiatif et température d’équilibre radiatif

L’équilibre radiatif d’une planète peut être évalué en première approximation par un calcul simple et pédagogique, sous l’hypothèse de l’absence d’atmosphère. Il consiste à écrire que la puissance d’énergie radiative gagnée P_G est égale à celle perdue P_P. L’énergie absorbée réchauffe la surface de la planète qui émet un rayonnement infrarouge. Ce dernier, par simplification, est supposé être celui du corps noir, défini par la loi de Stefan-Boltzmann. Ce calcul permet de déterminer la température théorique T à la surface de la planète résultant de l’équilibre radiatif (encore appelée température équivalente du corps noir). La puissance gagnée P_G est celle du rayonnement solaire incident. La puissance perdue P_P se compose de celles perdues par réflexion du rayonnement solaire sur la surface et par émission de rayonnement infrarouge de la surface de la planète. Le bilan se décompose donc ainsi :

– Puissance gagnée (P_G), ou puissance totale entrante, exprimée à partir de l’irradiance solaire. Elle est égale, comme vu plus haut, à C_S·S ;

– Puissance perdue par réflexion sur la surface, exprimée à partir de l’albédo A. Elle est égale à A·C_S·S ;

– La puissance perdue par émission infrarouge par la surface à une température T(en kelvins). La densité de puissance émise par unité de surface à une température T s’exprime, via la loi de Stefan-Boltzmann, comme étant égale à σ·T⁴ (en W·m^–2), avec la constante de Stefan-Boltzmann σ = 5,67 × 10^-8 W·m^–2·K^–4. Pour l’ensemble de la planète, considérée comme une sphère de surface S_T, la puissance perdue par émission est donc : σ·T⁴·S_T.

Au final, l’équilibre P_G = P_P entraîne : C_S·S =A·C_S·S + σ·T⁴·S_T, et donc : C_S·S(1 – A) = σ·T⁴·S_T avec (1 – A) le facteur d’absorption. Cette équation montre que l’équilibre radiatif se traduit aussi comme l’égalité entre la puissance solaire absorbée (terme de gauche) et celle perdue par émission du rayonnement infrarouge (terme de droite), soit après simplification : C_S(1 – A) = 4σ·T⁴. On en déduit alors la température d’équilibre radiatif à la surface de la planète : T = [C_S(1 – A)/4σ]^1/4. Un calcul de bilan radiatif prenant en compte l’atmosphère serait plus précis, mais aussi bien plus complexe.

Il est ainsi possible de calculer la température d’équilibre radiatif T à la surface des planètes telluriques et de la comparer avec la température réelle mesurée. Pour la Terre, l’albédo A est proche de 0,30 (30 %) et la constante solaire C_S vaut 1 360,8 W·m^–2. Le calcul donne alors pour T une valeur de 254,57 K (soit –18,58 ⁰C). Il y a donc une grande différence avec la température moyenne mesurée qui est de 288 K (soit +14,85 ⁰C). Cet écart s’explique par le fait que ce calcul théorique du bilan radiatif ne prend pas en compte l’atmosphère de la planète et son effet de serre. Sans la présence de gaz à effet de serre, la température moyenne à la surface de la Terre serait donc de l’ordre de –18,6 ⁰C.

Si l’importance de l’effet de serre pour le système climatique terrestre – sans lequel la vie telle qu’elle existe actuellement ne serait pas possible – est ici mise en évidence, son augmentation par la concentration de plus en plus importante des gaz à effet de serre est aujourd’hui inquiétante. L’effet de l’atmosphère est également important pour Vénus. En effet, la température d’équilibre radiatif théorique calculée est beaucoup plus basse que celle mesurée, ce qui s’explique par l’albédo élevé de Vénus. En réalité, la température à la surface de Vénus est très élevée du fait d’un effet de serre important dû à l’atmosphère très dense de la planète, essentiellement composée de dioxyde de carbone (CO₂). L’albédo[...]