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La constante solaire exprime la quantité d’énergie solaire que recevrait une surface de 1 m² située à une distance de 1 ua (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.
Sur Terre :

F = 1 360,8 ± 0,5 W/m².

Cette énergie est dissipée sur l'ensemble de la surface terrestre. Le rayonnement solaire incident est  :

.

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

  Première formule

Le Soleil est un corps noir à 5 780 K environ. Il émet dans un demi-espace libre un flux d'énergie de surface quantitativement estimable par la loi de Stefan-Boltzmann :

.

À une distance de 1 ua = R = 150 millions de kilomètres, en posant la conservation de l'énergie rayonnée à travers l'espace, il vient que :

.

Avec un rayon stellaire de 695 600 kilomètres, F est estimé à :

.

  Deuxième formule

Soit W et D deux variables. W représente la puissance reçue par une planète à l'équateur. D représente la distance séparant l'astre du Soleil.

Grâce aux mathématiques, on peut calculer à partir d'une formule simple la puissance reçu en fonction de la distance et vice versa :

.

Pour le cas de la Terre :

D s'exprime en million de kilomètres :

En connaissant la distance :

.

En connaissant la puissance reçue :

.

  Variations du rayonnement solaire

  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, quand les premiers dinosaures sont apparus et que la végétation tropicale s’est abondamment développée, la constante solaire 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 (le temps t étant exprimé en milliards d’années depuis l’apparition du système solaire) :

.

Ainsi, dans 4,7 milliards d’années, le Soleil serait environ 67 % plus puissant que maintenant, en termes de 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 produisirent il y a 300 et 700 millions d’années.
Mais d'autres effets terrestres seraient prépondérants, comme la disposition des continents (autour des pôles) ; concentration des gaz à effet de serre.

La variation de la constante solaire pourrait s’expliquer par le mouvement du système solaire autour de la Voie lactée. Le système solaire tourne dans le plan de la Galaxie en environ 220 millions d’années en oscillant. Tous les 33 millions d’années^{[réf. nécessaire]}, nous traversons le plan de la Galaxie ; il s'agit d'une des hypothèses évoquées (par qui ?) pour expliquer les changements climatiques importants (par quoi ?), potentiellement à l’origine de la disparition massive d’espèces vivantes^{[réf. nécessaire]}.

La constante solaire varie également, de l’ordre de 1 à 5 W/m², sur des échelles de temps plus courtes, de quelques jours à quelques années, par exemple en raison de la présence ou l’absence de taches solaires ou de l’activité solaire.

  Une des causes du réchauffement climatique

  Évolution de la température, du CO₂ et de la constante solaire

Parmi les causes du réchauffement planétaire des XX^e siècle et XXI^e siècle, le Soleil est estimé être responsable à hauteur de 10 à 12 %. ^{[réf. nécessaire]} Il est vraisemblable que depuis 1750, le Soleil ait fait augmenter la température moyenne du globe de 0,45 °C ^{[réf. nécessaire]} ; le cycle des taches solaires était quasi-absent durant le petit âge glaciaire.
Néanmoins, 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.

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

La première détermination sérieuse de la constante solaire date de 1838 et revient à Claude Pouillet qui l'estime à 1 228 W/m². 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/m² suite à une expédition au sommet du mont Whitney (4 420 m). Cette valeur fera référence pendant plus 20 ans^[1].

Il aura fallut 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/m² en 1998^[2]

La valeur admise depuis 2008 est égale à 1 360,8 ± 0,5 W/m²^[3].

  Notes et références

  Voir aussi

  Articles connexes

• Soleil
• Rayonnement solaire
• Corps noir
• Énergie solaire

  Liens externes

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

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