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L’air et l’eau,les deux fluides de la planète

> > L’air et l’eau,les deux fluides de la planète ; écrit le: 14 mai 2012 par imen modifié le 14 novembre 2014


L’atmosphère

L’atmosphère constitue autour de la Terre une enveloppe gazeuse très mince dont la majeure par­tie, les trois quarts de sa masse, est contenue dans une couche de moins de 10 km d’épaisseur. Pour illustrer la grande différence d’échelle qui existe entre les dimensions de la Terre et celles de son atmosphère, ramenons la Terre à la taille d’une pomme; la fine pellicule de peau qui entoure le fruit correspondrait à l’atmosphère.

Certes, l’atmosphère de la Terre s’étend bien au delà des dix premiers kilomètres mais sa densité diminue progressivement au fur et à mesure que l’on s’éloigne de la surface terrestre. Seuls les cin­quante premiers kilomètres, qui contiennent en fait 99,9% de la masse de l’atmosphère, jouent un rôle déterminant dans le climat de notre planète.

Deux couches, dont les caractéristiques chimiques, physiques et dynamiques sont bien distinctes, sub­divisent verticalement ces 50 premiers kilomètres: la troposphère, comprise entre la surface et envi­ron 10 km d’altitude, et la stratosphère, située au- dessus.

Dans la stratosphère, le rayonnement ultraviolet émis par le Soleil provoque la photodissociation des molécules d’oxygène qui se recombinent pour former des molécules composées de trois atomes d’oxygène, l’ozone (03). Ce processus, qui absorbe les rayons ultraviolets nocifs pour les cellules vivantes et protège la surface de la Terre, réchauffe le sommet de la stratosphère et induit une augmen­tation de la température entre la tropopause et la stratopause qui délimitent la base et le sommet de la stratosphère. Cette propriété caractéristique de la stratosphère lui confère une stratification verticale marquée et fort stable: en effet, une situation où l’air chaud, plus léger, se retrouve situé au-des­sus d’une couche d’air froid, plus dense, tend à inhiber tout mouvement vertical.


Dans la troposphère, à l’inverse, le rayonnement solaire vient réchauffer la surface de la Terre et la température décroît depuis la surface jusqu’à la rropopause. Rendu instable par la source de cha­leur localisée à la surface, l’air est sans cesse animé de mouvements de brassage vertical à l’origine des nuages et des précipitations qui déterminent le temps qu’il fait. Composition gazeuse et propriétés radiatives régissent ainsi le comportement des dif­férentes couches d’air.

La composition de l’air

L’air sec est essentiellement constitué d’azote . , d’oxygène (21%) et d’argon (0,95%). Les rayons lumineux du Soleil traversent cette couche de molécules sans être modifiés, à l’exception cependant d’une fraction d’entre eux qui, heurtant nne molécule d’air, sont diffusés dans une autre direction. Ce processus est suffisamment peu intense pour que la part du rayonnement incident renvoyée par les molécules d’air vers l’espace soit minime. Par contre, il modifie profondément notre vision du ciel: sans lui, le Soleil brillerait de mille feux au milieu d’un ciel noir. Grâce à la diffusion par les molécules de l’atmosphère, le ciel lui-même rayonne. Ce phénomène est plus intense pour les plus petites longueurs d’onde qui composent le spectre visible du rayonnement solaire, c’est-à-dire dans la couleur bleue, ce qui donne au ciel sa cou­leur azurée. En présence des micro-gouttelettes d’eau qui forment les nuages, cette différenciation disparaît: toutes les longueurs d’onde visibles sont diffusées de façon identique et les nuages nous apparaissent de ce fait de couleur blanche.

L’air contient également d’autres constituants, en faible quantité, tels que la vapeur d’eau, le gaz car­bonique ou dioxyde de carbone (C02), le méthane, différents oxydes d’azote et diverses molécules hydrocarbonées. En quantités négligeables, ils jouent cependant un rôle important dans le bilan des rayonnements reçus et réémis par la Terre. Ils sont à l’origine de l’effet de serre qui rend notre planète habitable.

Le bilan radiatif de la Terre

La planète et son atmosphère interceptent une infime fraction du rayonnement solaire, moins d’un milliardième de l’énergie émise par le Soleil dans tout l’espace. Pourtant, la Terre reçoit ainsi une puissance totale de 175 000 millions de méga­watts, soit 10 000 fois plus que toute l’énergie consommée par l’homme. Elle est également plus intense (7 000 fois environ) que le flux géother­mique provenant de l’intérieur de la Terre.


En moyenne, sur toute la Terre et au cours d’une année, le flux d’énergie solaire intercepté par une surface unité correspond à une puissance de 342 watts par mètre carré (W/m2), connue avec une précision de plus ou moins 1 W/m2. Mais toute cette énergie n’est pas disponible pour l’ensemble Terre-atmosphère. Une partie, environ 30%, repart à nouveau vers l’espace après avoir été diffusée par les nuages, les particules en suspension dans l’air et la surface, ainsi que par les molécules d’air elles-mêmes. L’énergie vraiment absorbée s’élève donc à 240 W/m2, compensée par un flux infrarouge émis par la Terre et son atmosphère vers l’espace. Sans cet équilibre entre le flux solaire reçu  et le flux infrarouge émis, notre planète ne conserverait pas une température relativement constante au cours du temps.

La Terre se comporte en effet comme un «corps noir»: elle émet un flux d’énergie dont l’intensité dépend de sa température absolue — celle-ci, défi­nie en degrés Kelvin, se déduit des valeurs en degrés Celsius par un simple décalage d’échelle, la température d’un corps à 0 °C valant 273 degrés Kelvin. Le flux émis, qui suit la loi de Stefan, est proportionnel à la puissance quatrième de la tem­pérature absolue de la Terre. Il est presque unique­ment concentré dans le domaine du rayonnement infrarouge, entre 4 et 100 micromètres (|im), avec un maximum d’intensité centré autour de 12 |0.m. Le rayonnement solaire, par contre, émis par un «corps noir», le Soleil, à une température avoisi- nant 6 000 degrés Kelvin, présente un maximum d’intensité dans les longueurs d’onde du visible, autour de 0,6 |im, et s’étend dans une gamme de longueurs d’onde couvrant l’ultraviolet jusqu’au proche infrarouge, de 0,2 à 4 um.

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