Climatologie slides Chapitre 3 PDF

Preview

Summary

LBIR1328: Climatologie et hydrologie appliquée à l'agronomie et l'environnementChap. 3 Le rayonnementHugues GoosseCentre de recherches sur la terre et le climat Georges Lemaître Earth and Life Institute Université catholique de Louvain Place Pasteur, 3 1348 Louvain-la-Neuve Tel : +32 10 47 32 98/+32...

Description

LBIR1328: Climatologie et hydrologie appliquée à l'agronomie et l'environnement

Chap. 3 Le rayonnement

Hugues Goosse Centre de recherches sur la terre et le climat Georges Lemaître Earth and Life Institute Université catholique de Louvain Place Pasteur, 3 1348 Louvain-la-Neuve Tel : +32 10 47 32 98/+32 10 47 32 96/ +32 10 47 32 97 (secretary) e-mail: [email protected]

Image: NASA

3.1 Rappels de thermodynamique Premier principe de la thermodynamique : dU= dQ + dW avec : Q le flux de chaleur ; U , l’énergie interne ; W, le travail. Gaz parfait : dU = mcvdT avec : m : masse ; cv : chaleur spécifique à volume constant ; T, la température. dW = -PdV avec : P, la pression ; V , le volume.

dQ = mcvdT + PdV Source Huffy (2001)

2

3.1 Rappels de thermodynamique Premier principe de la thermodynamique : dU= dQ + dW avec : Q le flux de chaleur ; U , l’énergie interne ; W, le travail. Solide ou liquide incompressible: dU = mchdT avec : m, la masse ; ch , la chaleur massique; T, la température. dW = 0 dQ = mchdT

3

3.1 Rappels de thermodynamique Flux de chaleur Le flux thermique ou flux de chaleur est la quantité d’énergie thermique qui traverse une surface dA par unité de temps. Il s’exprime en W m-2. h 

d h dA

où dh est la quantité d’énergie thermique qui traverse la surface dA par unité de temps.

4

3.2 Définitions et lois du rayonnement Emission de rayonnement Tous les corps rayonnent de l’énergie aux dépens de leur énergie interne (température) sous forme d’ondes électromagnétiques. A ces ondes sont associés des photons.

 = C avec :

, la longueur d’onde  , la fréquence C , la vitesse de la lumière (= 2,9979  108 m s-1 dans le vide).

5

3.2 Définitions et lois du rayonnement Spectre du rayonnement électromagnétique

Source commons.wikimedia.org, (2013)

Dans le cadre de ce cours, on se limitera à l’étude du rayonnement d’origine solaire (0,15–3 µm) et du rayonnement infrarouge thermique émis ou reçu par le sol ou la végétation (longueur d’onde comprise entre 3 et 100 µm).

6

3.2 Définitions et lois du rayonnement Grandeurs énergétiques Energie radiative (Q ; en J) : énergie émise, transportée ou reçue sous forme de rayonnement. Flux énergétique ( ; en W) : quantité d’énergie radiative émise, transportée ou reçue par unité de temps. t2

Q    dt t1

Exitance énergétique (M ; en W m-2) : flux d’énergie rayonnée par une source étendue par unité de surface (Radiant exitance).

M  d  / dA Eclairement énergétique (E ; en W m-2) : flux d’énergie radiative reçu par unité de surface d’un récepteur (irradiance).

E  d  / dA

7

3.2 Définitions et lois du rayonnement Grandeurs spectrales Flux énergétique spectral (  ; en W m-1 ou W m-1) : quotient du flux d, pris dans un intervalle infiniment petit d  encadrant une longueur d’onde donnée  ,par cet intervalle.

  = d / d 2

(de 1 à 2 )    d  1

On définit de la même manière l’énergie radiative spectrale (Q), l’exitance énergétique spectrale (M) et l’éclairement énergétique spectral (E).

8

3.2 Définitions et lois du rayonnement Autres grandeurs Réflectance spectrale ( ) : quotient de l’éclairement spectral réfléchi E  par une surface plane par son éclairement spectral E.

  E / E Transmittance spectrale () : quotient de l’éclairement spectral transmis E par une surface plane sur la face opposée au rayonnement incident par son éclairement spectral E .

   E / E Absorptance spectrale () :

   1  (    ) Albédo (a) : fraction du rayonnement d’origine solaire qui est réfléchie par une surface

9

3.2 Définitions et lois du rayonnement Albédos de quelques surfaces (en %)

Source: Hartmann (1994)

10

3.2 Définitions et lois du rayonnement Les lois du corps noir Corps noir : Le corps noir transforme l’énergie interne en énergie radiative avec le taux maximum que permettent les lois de la thermodynamique. Inversement, il absorbe et convertit en énergie interne toute l’énergie radiative qu’il reçoit, indépendamment de la bande spectrale considérée (absorbeur et émetteur parfait).

Source: de Parcevaux et Huber (2007)

11

3.2 Définitions et lois du rayonnement Les lois du corps noir L’émission de rayonnement par un corps noir ne dépend que de sa température Loi du déplacement de Wien :

 max  Cw / T avec : max , la longueur d’onde correspondant à la valeur maximale de l’exitance spectrale (M) ; Cw = 2,897  10-3 m K.

Loi de Stefan‒Boltzmann

M   T4 avec :  : constante de Stefan‒Boltzmann (= 5,67  10-8 W m-2 K-4). 12

3.2 Définitions et lois du rayonnement Spectre du rayonnement solaire au sommet de l’atmosphère Spectre du rayonnement solaire reçu en moyenne au sommet de l’atmosphère comparé à celui d’un corps noir de 5800 K

Source: www.newport.com (2013)

13

3.2 Définitions et lois du rayonnement Emittance et émissivité Emittance spectrale (c ) : quotient de l’exitance spectrale d’un corps par l’exitance spectrale d’un corps noir porté à la même température (0 < c < 1). Loi de Kirchhoff : en condition d’équilibre thermique, on a :

 c   c  1  (  c   c ) Emissivité spectrale () : valeur limite de l’émittance spectrale lorsque le corps présente une surface optiquement polie et a une épaisseur suffisante pour être complètement opaque.

      1   14

3.2 Définitions et lois du rayonnement Corps gris corps dont l’émissivité (ou l’émittance) est indépendante de la longueur d’onde (cas de la plupart des corps à la température ambiante).

M   T 4 Emissivités de quelques surfaces (en %)

Source: Hartmann (1994)

15

3.3 Le rayonnement solaire Mouvement de la Terre autour du Soleil

D0 = 149,5  106 km Source: Guyot (1999) 16

3.3 Le rayonnement solaire Mouvement apparent du Soleil Pour un observateur qui serait "situé au centre de la Terre" :

Source: www.astro.com (2013)

Pour un observateur situé à un endroit donné à la surface de la Terre :

Source: www.imcce.fr (2013) 17

3.3 Le rayonnement solaire Le rayonnement solaire au sommet de l’atmosphère

Irradiance solaire totale (ES,0) : éclairement énergétique d’une surface plane normale aux rayons solaires et située hors de l’atmosphère terrestre à la distance moyenne D0 de la Terre au Soleil. ES,0 = 1360,8 ± 0,5 W m-2

18

3.3 Le rayonnement solaire Eclairement énergétique d’une surface horizontale ES,S

DS

A1 D0

E A2

ES,0 4  D02 = ES,S 4  DS2

E A2 = ES,S A1

ES , S  E S,0 ( D0 / DS )2

E A2 = ES,S A2 cos

E  ES ,0 (D0 / DS )2 cos avec :  : distance zénithale du Soleil. 19

3.3 Le rayonnement solaire Distance zénithale du Soleil cos  sin  sin d  cos cosd cos AH Latitude du lieu ( ) : (> 0 dans HN ; < 0 dans HS) Déclinaison du Soleil (d) : angle que fait la direction du Soleil avec l’équateur céleste (plan contenant l’équateur) : ‒23°27’  d  +23°27’.

d  23, 45 sin  360 ( j  80) / 365 avec : j : numéro du jour dans l’année : 1  j  365 ou 366. Angle horaire du Soleil (AH) : angle que forme le plan du méridien de la direction du Soleil avec celui du lieu (varie de 360° ou 2 rad ou 24 h en une journée ; = 0 au midi solaire). 20

3.3 Le rayonnement solaire Insolation journalière sur une surface horizontale Exposition énergétique solaire ou insolation sur [t1, t2] (H, en J m-2) :

H  ES ,0



t2 t1

( D0 / DS )2 (sin  sin d  cos cos d cos AH ) dt

Lorsque [t1, t2] n’est pas trop long (de l’ordre de la journée), on a :

H  ES ,0 ( D0 / DS )2



t2 t1

(sin  sin d  cos cos d cos AH )dt

Si l’intégration est effectuée entre le lever et le coucher du Soleil, on obtient l’insolation journalière (ne dépend que de la latitude du lieu et de la date dans l’année). 21

3.3 Le rayonnement solaire Insolation journalière moyenne sur une surface horizontale (W m-2)

Nuit polaire

Source: Goosse (2015) 22

3.3 Le rayonnement solaire Spectre du rayonnement solaire au sommet de l’atmosphère Spectre du rayonnement solaire reçu en moyenne au sommet de l’atmosphère comparé à celui d’un corps noir de 5800 K

Source: www.newport.com (2013)

23

3.3 Le rayonnement solaire Spectre du rayonnement solaire à la surface L’absorption du rayonnement solaire au sein de l’atmosphère terrestre est due principalement à quatre gaz : H2O, O3, CO2 et O2.

Spectres du rayonnement solaire direct au sommet de l’atmosphère et au niveau de la mer pour des conditions atmosphériques moyennes et un Soleil au zénith. Source: Peixoto et Oort (1992)

24

3.3 Le rayonnement solaire Loi de Lambert‒Beer‒Bouguer  d    K A  dx Milieu absorbant

dx

avec : KA : coefficient d’absorption.   d

A une profondeur x au sein d’un milieu absorbant, on a donc :

0

x

  0 exp(  K A x)



avec 0 : flux énergétique à l’entrée du milieu. 25

3.3 Le rayonnement solaire Diffusion par les molécules d’air (scaterring) Dimension des molécules...