Le rayonnement solaire

Le Soleil transfère de l’énergie à la Terre par rayonnement électromagnétique. Ce transfert peut traverser le vide : il ne demande pas un contact matériel entre les deux astres. L’énergie solaire trouve son origine dans des réactions de fusion au cœur de l’étoile, où des noyaux d’hydrogène contribuent à former de l’hélium. Il ne s’agit pas d’une combustion chimique avec du dioxygène. Les conditions du cœur sont différentes de celles de la surface qui émet le rayonnement observé. Confondre ces régions conduit à attribuer à l’ensemble du Soleil une température unique.

La relation d’Einstein E = Δm c² associe une énergie libérée à une diminution de masse du système, avec c la célérité de la lumière dans le vide. Dans ce contexte, Δm désigne une perte de masse positive correspondant à l’énergie libérée. La puissance P est une énergie transférée par unité de temps : P = E ÷ Δt. Si une puissance est donnée, la masse équivalente perdue pendant une durée Δt vaut P Δt ÷ c². Les unités sont essentielles : joules pour l’énergie, secondes pour la durée et kilogrammes pour la masse dans le système international.

Un spectre répartit le rayonnement selon sa longueur d’onde. Le visible n’est qu’une partie du rayonnement électromagnétique : ultraviolet et infrarouge appartiennent aussi au spectre. Une étoile peut être approchée par un modèle de corps noir, dont le spectre dépend de la température. Le modèle décrit une distribution continue, alors qu’un spectre réel peut présenter des raies et subir des transformations lors de sa traversée d’un milieu. Une courbe théorique n’est donc pas une photographie exacte de tous les détails du spectre solaire. Elle sert à relier une propriété globale à la température de la surface émettrice.

La loi de Wien relie la longueur d’onde du maximum spectral à la température absolue : λmax T = b, avec b ≈ 2,90 × 10⁻³ m·K. La température T s’exprime en kelvins et λmax en mètres. Une longueur d’onde de 500 nm vaut 500 × 10⁻⁹ m. Lorsque T augmente, λmax diminue : le maximum se déplace vers les plus courtes longueurs d’onde. Le maximum n’est pas la seule longueur d’onde émise. Une courbe large autour d’un pic indique qu’un ensemble de longueurs d’onde contribue au rayonnement.

La loi de Stefan relie la puissance totale émise par unité de surface d’un corps noir à sa température : cette puissance surfacique est proportionnelle à T⁴. Pour comparer deux températures, on utilise le rapport des puissances égal au rapport des températures élevé à la puissance quatre. Les températures doivent être en kelvins. Une variation de la position du maximum et une variation de la puissance totale sont deux informations différentes. Un graphique normalisé par son propre maximum permet de lire une forme ; il ne suffit pas à comparer directement les puissances totales de deux sources.

La puissance reçue par une surface dépend de son aire et de son orientation. On définit la normale comme la direction perpendiculaire à cette surface. Pour un faisceau direct parallèle, si I est la puissance par unité de surface perpendiculaire aux rayons, une surface plane d’aire S reçoit P = I S cos α lorsque l’angle α entre sa normale et les rayons est compris entre zéro et quatre-vingt-dix degrés. La réception est maximale lorsque les rayons arrivent perpendiculairement à la surface. Lorsque les rayons deviennent rasants, la même énergie se répartit sur une surface plus grande.

Ce modèle géométrique isole l’effet de l’orientation. Une mesure réelle au sol dépend aussi de l’atmosphère, des nuages, des ombres et d’une composante diffuse. Il faut donc annoncer les conditions avant de comparer des relevés. Une surface plus chaude ne reçoit pas nécessairement davantage de puissance à cet instant : sa température dépend aussi de son histoire thermique et des échanges avec l’environnement. La distinction entre puissance reçue, énergie accumulée et température permet de ne pas transformer une corrélation visuelle en explication suffisante.

La rotation terrestre fait varier la hauteur du Soleil au cours de la journée et produit l’alternance du jour et de la nuit. L’inclinaison de l’axe terrestre et la révolution autour du Soleil expliquent les variations saisonnières de l’éclairement et de la durée du jour. Les deux hémisphères connaissent des saisons opposées. Ce fait réfute une explication des saisons fondée seulement sur la distance entre la Terre et le Soleil : une même distance ne pourrait pas produire simultanément un été au nord et un hiver au sud. L’orientation et la durée d’éclairement doivent être prises en compte ensemble.

La latitude intervient aussi dans l’angle d’arrivée du rayonnement et dans ses variations calendaires. Pour comparer des températures, il faut préciser lieu, période, méthode et unité. La moyenne de mesures également espacées se calcule en additionnant leurs valeurs puis en divisant par leur nombre. Une moyenne annuelle peut masquer les variations journalières ou saisonnières. Par exemple, quatre températures de 10, 12, 14 et 16 °C ont une moyenne de 13 °C ; cette valeur ne signifie pas que la température est restée constante. Les données doivent être représentées avec des axes et une chronologie explicites.

Pour représenter ces relevés, on place l’heure en abscisse et la température en ordonnée. Chaque point correspond à un couple heure-température, avec des échelles constantes sur chaque axe. La ligne entre les points aide à lire la tendance ; elle ne prouve pas que la température a varié exactement de façon linéaire entre deux relevés. La moyenne des quatre valeurs est (10 + 12 + 14 + 16) ÷ 4 = 13 °C. Elle résume ces quatre observations, pas une journée entière : les températures de nuit ne sont pas fournies. Déduire une moyenne quotidienne de ce seul échantillon effacerait cette limite.

Le rayonnement solaire a des effets sur les êtres humains et les écosystèmes. L’énergie reçue ne se réduit pas à la lumière visible, et le ressenti de chaleur ne mesure pas à lui seul l’exposition aux ultraviolets. Les campagnes de santé publique distinguent ces phénomènes et recommandent des protections adaptées. L’étude scientifique consiste à identifier la grandeur mesurée et les conditions d’exposition, sans déduire d’un ciel agréable une absence de risque. De même, l’énergie solaire captée par un dispositif dépend de son orientation, de sa surface et des conditions du milieu, pas seulement de la couleur du ciel.

Les ultraviolets peuvent provoquer des coups de soleil et endommager l’ADN des cellules de la peau ; l’accumulation de lésions augmente le risque de cancers cutanés. Ils peuvent aussi atteindre les yeux. Ces effets ne se confondent pas avec l’échauffement ressenti. L’ombre, les vêtements couvrants et les protections adaptées réduisent l’exposition, sans rendre une exposition prolongée sans risque. Pour analyser une campagne de prévention, relie donc chaque effet à la composante du rayonnement concernée et distingue sensation de chaleur, durée d’exposition et dose reçue.