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L'effet de serre
L’effet de serre, terme inventé par le météorologue Suedois, Nils Gustaf Ekholm en 1901 (1), est quelque chose de commun, vous pouvez en faire l'expérience facilement, en plaçant une voiture (vitre fermée) face au Soleil en plein été. Vous constaterez très rapidement que la température à l’interieur est plus importante qu'a l'extérieur du véhicule. La couverture atmosphérique de la Terre fonctionne de la même façon. C’est en 1824 que Joseph Fourier tenta d’y répondre en se posant la question ; pourquoi la Terre garde t’elle une partie de la chaleure, plutôt que l’envoyer directement vers l’espace ? Il en conclut que quelque chose la capte. Il prit l'exemple d'une boite en verre dont l'air présent à l'intérieur s'échauffe lorsqu'il est exposée au Soleil.
Le problème, souvent soulevé par les contradicteurs de cette théorie, est que, le verre des serres emprisonne l'air chauffé par le Soleil, à l'intérieur des serres, alors que sur Terre l'air chauffé est libre de monter par convection ou d’être transporter par conduction vers le haut de l’atmosphère et que d’autres acteurs majeurs y jouent un rôle prépondérant. Mais, afin de pouvoir facilement apprécier les concepts physiques qui vont suivre, nous allons passer en revues quelques concepts théoriques de base.
La spectroscopie
La spectroscopie, consiste à décomposer la lumière blanche en ses multiples composantes et à mesurer la luminosité de chaque couleur dotée chacune de ses propres longueur d'ondes. C'est ce que font naturellement les gouttelettes d'eau en décomposant la lumière du soleil lorsque l'on observe un arc en ciel, chaque couleur est composée de lumière ayant une gamme particulière de longueurs d'onde. Par exemple, la lumière rouge a une longueur d'onde centrée sur 700 nm (millionièmes de millimètre), tandis que la lumière violette, à l'autre extrémité de l'arc-en-ciel, a une longueur d'onde beaucoup plus courte, d'environ 400 nm d'où cette faculté à pouvoir les séparer. La lumière est divisée en un spectre par réfraction - un processus par lequel la trajectoire d'un faisceau lumineux passant d'un milieux à un autre (l'air et l'eau des gouttes de pluie, dans le cas d'un arc-en-ciel) la lumière change de direction, ont dit qu'elle est réfractée. Or ce changement de direction est plus prononcé lorsque les longueurs d'ondes sont plus courtes. Le bleu va dévier plus que le rouge et toutes ondes qui étaient parallèle vont de plus en plus s'écartées et nous donné l'éventail de couleurs observées.
crédit image : Principes chimiques appliqués à la sécurité incendie, de France Payment et Chantal Secours.
C'est Isaac Newton qui avait démontré dans les années 1670 qu'un faisceau de lumière blanche pouvait être décomposé en son spectre par réfraction à travers un prisme de verre. Le chimiste anglais William Hyde Wollaston a amélioré le dispositif expérimental de Newton en utilisant une lentille pour focaliser le spectre sur un grand écran. Lorsqu'en 1802, Wollaston a réalisé cette expérience avec la lumière du soleil, il a constaté que les couleurs obtenues étaient striées de fines bandes noires, il manquait des "tranches" de lumière qui correspondaient à des longueurs d'ondes précises. Ces bandes ont été étudiées plus en détail par le physicien bavarois Joseph von Fraunhofer, qui en a identifié et catalogué près de 600 - que l'on appelle encore aujourd'hui les lignes de Fraunhofer.
Mais ce n'est que dans les années 1860 que leur véritable nature a été révélée par les chimistes allemands Robert Bunsen et Gustav Kirchhoff. En étudiant en laboratoire la lumière produite par des flammes lors de la combustion de divers éléments et composés chimiques, ils ont remarqué que chaque substance générait sa propre lumière marquée par un jeu de raies sombres mais aussi de raies claires. Ils en ont déduit que certaines substances absorbent et réémettent la lumière à certaines longueurs d'onde précises. Ainsi, si vous observez le spectre d'une flamme et que vous brûlez ensuite une substance connue pour absorber à la longueur d'onde x et émettre à la longueur d'onde y, vous constaterez que le spectre observé acquiert une bande sombre à la longueur d'onde x et une bande claire à la longueur d'onde y. La véritable nature des raies de Fraunhofer observée dans la lumière solaire prenaient alors tout leur sens, il s'agissait ni plus ni moins que la signature chimique des gaz présent dans l'atmosphère du Soleil. C'est de cette façon qu'a été découvert en 1868 l'élément chimique nommé "hélium", sous la forme d'une raie jaune vif jusqu'alors inconnue par les scientifiques.
La spectroscopie fonctionne grâce à une branche complexe de la science, appelée mécanique quantique, que nous aborderons plus en détail plus loin. Mais l'essentiel est le suivant. Tous les éléments chimiques sont constitués de blocs de construction de base appelés atomes. L'atome est composé d'un noyau central, constitué de particules subatomiques chargées positivement, appelées protons, et de particules non chargées, appelées neutrons, ayant à peu près la même masse (il faudrait environ 1,5 million de milliards de protons ou de neutrons pour peser un seul gramme). Sans les neutrons pour faire office d'espaceur, la répulsion électrostatique entre les protons des atomes les plus gros provoquerait l'éclatement du noyau. Autour du noyau tourne un nuage de particules chargées négativement, les électrons. Il y a généralement le même nombre d'électrons que de protons dans le noyau, et chaque électron est 1 750 fois plus léger qu'un proton.
L'électron
Les électrons sont des petites particules chargées négativement, qui gravitent naturellement autour de l'atome, il engendre un champ électrique qui exerce une force attractive sur une particule chargée positivement, ce qui les caractérises par leurs énergies. Par exemple, quand une balle de tennis envoyée d'un bout à l'autre d'un court par les joueurs, elle possède de l'énergie en vertu de son mouvement, et plus elle se déplace rapidement, plus elle a d'énergie. Les états d'énergie autorisés d'une balle de tennis sont dits "continus" car ils peuvent prendre n'importe quelle valeur - je peux frapper la balle un tout petit peu plus fort que la dernière fois et elle aura un tout petit peu plus d'énergie. Et il n'y a pas de limite à la quantité d'énergie supplémentaire. Dans l'image de l'atome qui prévalait avant la découverte de la mécanique quantique (parfois appelée "physique classique"), un électron est également autorisé à avoir l'énergie qu'il veut - comme la balle de tennis, ses états énergétiques sont continus. Cependant, dans le monde quantique, les électrons ne jouissent pas des mêmes libertés. L'un des principes fondamentaux de la théorie quantique est que l'énergie ne se présente que sous forme de morceaux discrets, appelés quanta, ce qui signifie que seuls certains états d'énergie, ou niveaux, de l'électron sont autorisés. En fait, l'électron est une onde, certains diront de probabilité, soit... mais une onde quand même, tant qu'elle n'est pas mesurée. C'est le physicien Louis De Broglie qui envisagea que la quantité de mouvement de n'importe quelle particule de masse m et évoluant avec la vitesse v serait liée à la longueur d'onde de cette particule. Cette découverte valu au mathématicien le prix Nobel de physique en 1929. Il proposa que comme le l'affirma Einstein, une entité ondulatoire peut être aussi considérée comme granulaire, alors pourquoi pas l'inverse ? Pourquoi les particules de matières ne sauraient pas des ondes ? De Broglie affirma que chaque atome, chaque électron, et même pour tout corps matériel - vous, moi, la chaise sur laquelle vous êtes assis - sommes tous des ondes ! Mais De Broglie, en calculant les propriétés de ces ondes se rendit compte qu'il fallait que le corps soit infiniment petit et extrêmement léger, du milliardième de mètre soit, 10-9 m, ou 1 nanomètre (1 nm), pour ressemble à une onde.
Et c'est là, la clé de la spectroscopie, car lorsque la lumière est absorbée par une substance, c'est en fait son énergie qui est absorbée par les électrons des atomes de cette substance. L'énergie perdue par la lumière augmente l'énergie des électrons dans les atomes. Mais, en raison de la mécanique quantique, les électrons ne peuvent absorber que la lumière dont l'énergie correspond à l'écart entre deux de leurs niveaux d'énergie autorisés. L'énergie de la lumière étant uniquement déterminée par sa longueur d'onde, l'effet net d'une substance absorbant la lumière à une énergie particulière est de créer une bande sombre à la longueur d'onde correspondante dans le spectre de la lumière. De même, les électrons peuvent passer d'un niveau d'énergie supérieur à un niveau inférieur et émettre de la lumière d'une longueur d'onde spécifique, correspondant à nouveau à l'écart d'énergie entre les deux niveaux concernés. C'est ainsi que des bandes lumineuses peuvent apparaître dans le spectre de la lumière.
Chaque substance chimique unique possède une structure électronique unique, ce qui signifie que chaque substance possède également son propre modèle unique de lignes d'émission brillantes et de lignes d'absorption sombres qui peuvent être détectées lorsqu'elles brûlent dans la flamme d'une bougie - ou dans les feux chauds d'une étoile comme le soleil. Prenez l'hydrogène, par exemple. Il s'agit de l'élément chimique le plus simple, dont le noyau est constitué d'un proton sans neutrons, en orbite autour d'un seul électron. L'hydrogène est caractérisé par trois ensembles de lignes d'émission brillantes, connues sous le nom de séries de Lyman, Balmer et Paschen, correspondant à la chute de l'électron entre différentes paires de niveaux d'énergie.
La physique Quantique - N’ayez pas peur
C’est la meilleure théorie dont on dispose pour appréhender le monde microscopique. Pour faire simple, c'est la partie de la science qui traite du comportement du très petit (aussi dit de l'infiniment petit). Pas des grains de sable ou même de poussière. Mais de super petites particules subatomiques de matière, plus petites qu'un millième de milliardième (0,000000000001) de millimètre. Ce sont les blocs de construction à partir desquels tout le reste est fabriqué. Ce sont elles qui ont contribué à façonner notre univers dés les premiers instants du Big Bang, et qui continue le faire évoluer jusqu'à maintenant.
La loi de Wien, également connue sous le nom de loi de déplacement de Wien, a été découverte par le physicien allemand Wilhelm Wien en 1898. Elle décrit la relation entre la température d'un corps noir (une substance idéale qui émet et absorbe toutes les fréquences de la lumière) et la longueur d'onde à laquelle il émet le plus de lumière. Voici les principes clés de la loi de Wien :
Tous les corps émettent un rayonnement thermique couvrant une large gamme de longueurs d'onde.
La quantité et la longueur d'onde maximale du rayonnement dépendent de la température du corps, mais pas de sa composition.
Plus la température est élevée, plus le rayonnement émis est important et plus la longueur d'onde de la majeure partie du rayonnement est courte (ou bleue).
La loi de Wien est étayée par des preuves expérimentales. Par exemple, Wien a constaté que tous les corps émettent constamment un rayonnement thermique, qui est toujours concentré à certaines longueurs d'onde. Il a également découvert que le spectre du rayonnement thermique ne dépend pas de la composition du corps. Il a fait des expériences avec des corps de différentes températures et en a déduit ces principes, qui sont aujourd'hui collectivement connus sous le nom de loi de Wien.
La forme mathématique de la loi de Wien identifie la longueur d'onde dominante, ou couleur, de la lumière provenant d'un corps à une température donnée, et elle est étonnamment simple:
Supposons que nous désignions la température du corps par T, exprimée en Kelvins. La longueur d'onde à laquelle la quantité maximale de rayonnement est émise peut être appelée λ, donnée en mètres. En utilisant les variables T et λ, la loi de Wien peut être exprimée comme suit : λ = 0,0029 / T. Il s'agit d'une relation inverse entre la longueur d'onde et la température. Ainsi, plus la température est élevée, plus la longueur d'onde du rayonnement thermique est courte ou petite. Plus la température est basse, plus la longueur d'onde du rayonnement thermique est grande ou longue.
La loi de Wien a été appliquée dans divers domaines, notamment en astronomie, où elle est utilisée pour déterminer les températures de surface des étoiles en fonction de la couleur de la lumière qu'elles émettent. Par exemple, les étoiles plus chaudes émettent plus de lumière bleue, tandis que les étoiles plus froides émettent plus de lumière rouge (voir figure ci-dessous).
Le rayonnement thermique
l'énergie du Soleil traverse l'espace, puis l'atmosphère et fini par réchauffer la surface de la Terre. Cette énergie est appelée - énergie radiante , ou énergie de rayonnement.
Le rayonnement thermique, est un rayonnement dont les longueurs d'ondes varient de 0,1 à 100 μm, ou 1 μm est 1 micromètre qui est un sous-multiple du mètre, il vaut un millionième de mètre, soit un millième de millimètre. 1 µm = 10-6 m
Ce qui permet de le distinguer des longueurs d'ondes courtes, comme les rayons gamma et les rayons X, et les longues, comme les micro-ondes et les ondes radio.
Cette figure montre la distribution de l'énergie volumique spectrale émise par un corps noir à différentes températures. Nous pouvons voir que lorsque la température augmente, le maximum d'énergie volumique spectrale se déplace vers les courtes longueurs d'onde et gagne en intensité.
Tout corps qui ne se trouve pas au zéro absolu (0 K) émet un rayonnement. Tout solide, liquide et gaz émet, absorbe et transmet plus ou moins du rayonnement.
L'énergie envoyée par le Soleil
Le flux d'énergie qui maintient à la surface de la Terre des températures permettant l'existence d'eau à l'état liquide et l'épanouissement de la vie vient entièrement, à 99,97 %, du Soleil, principalement sous forme de lumière visible et de rayonnement proche infrarouge. Les mesures faites depuis 1973 par les satellites de la NASA, donnent un flux solaire moyen de 1 361 watts par mètre carré (la « constante solaire »), le flux réel variant régulièrement de ±3,2 % autour de cette valeur en fonction de la distance de la Terre au Soleil. La constante solaire (le flux solaire intercepté par la terre) est de 1,37 kW/m2. La section transversale de la terre interceptant ce flux à tout moment est de πr² (où r = 6 378 km est le rayon de la terre), mais la surface de la terre sur laquelle ce flux est moyenné dans le temps est de 4πr². Par conséquent, le flux solaire moyen dans le temps et dans l'espace qui frappe l'atmosphère externe de la terre est de (1,37 kW/m2)/ 4
= 342,5 W/m²
A l'équilibre, la Terre rayonne vers l'espace autant d'énergie que le rayonnement du Soleil lui envoie. C'est ce mécanisme qui permet de garder une température moyenne de 15°C. C'est une des lois fondamentales de la physique, qui est que ; Les corps, à une certaine température T, rayonne de l'énergie à une vitesse correspondant à la température élevée à la puissance 4, multipliée par la constante de Stefan-Boltzmann k. La Terre rayonne sur toute sa surface - 4πr² - dont la puissance totale rayonnée par la Terre à la température T vaut Pterre = (4πr²) x (kT^4). Pour déterminer la température d'équilibre de la Terre, il suffit simplement de remplacer cette quantité par son équivalent de 1 017 watts et de trouver T. C'est à dire T ≈ - 18°C. Autrement dit la Terre devrait être gelée. C'est Fourier qui donna la réponse. Il s'appuyait sur le fait qu'un corps à cette température rayonne la majeure partie de son énergie sous forme de rayonnement infrarouge. En moyenne, 30 % du flux incident solaire est réfléchis et diffusés vers l'espace, cette fraction, appelée l'albédo, dépend à la fois de l'atmosphère, des nuages et de la surface terrestre. Les nuages couvrent plus de 60 % de la surface du globe ; selon l'épaisseur du nuage, le nombre et la taille des gouttelettes d'eau ou des cristaux de glace, les impuretés éventuelles, l'albédo peut représenter de 15 à 85 % du flux incident. L'atmosphère claire intervient dans l'albédo par la diffusion Rayleigh des molécules, essentiellement d'azote et d'oxygène, et par la diffusion des aérosols (particules, gouttelettes en suspension). La diffusion Rayleigh, plus forte pour les courtes longueurs d'onde, donne le bleu du ciel et le rouge du Soleil couchant. La diffusion par les aérosols dépend moins de la longueur d'onde, d'où le ciel blanc des brumes sèches d'Afrique. L'atmosphère et les nuages diffusent aussi une partie du flux solaire vers le bas, apportant de l'énergie à la surface terrestre, même quand le Soleil lui-même n'est plus visible. La basse atmosphère n'absorbe que 20 % des 342,5 W/m² qui éclairent en moyenne le globe, cette absorption étant due surtout à la vapeur d'eau dans le proche infrarouge (longueurs d'onde de 0,8 à 3 um), qui est le plus puissant gaz à effet de serre, et l'ozone dans le visible et le proche ultraviolet.
Compte tenu de tous ces processus, plus de la moitié des 342 watts par mètre carré solaires atteignent la surface terrestre, dont l'albédo peut être aussi faible que 5 % (mer calme avec Soleil au zénith), aussi fort que 85 % (neige fraîche). En moyenne globale, cela fait 164 watts par mètre carré de rayonnement solaire (direct et diffus) absorbé et transformé en chaleur à la surface de la Terre, plus que le double de ce qui est absorbé dans l'atmosphère.
structure de l'atmosphère, bilan radiatif et effet de serre L'échauffement de l'atmosphère vient donc du bas ; la température décroît depuis la surface jusqu'à la tropopause, dont l'altitude va de 9 kilomètres près des pôles à plus de 15 kilomètres en zone équatoriale. Ces couches, qui forment la troposphère, contiennent plus de 75% de la masse totale de l'atmosphère : elles sont plus ou moins instables et responsables des mouvements qui font la météo. Au-dessus de la tropopause, l'échauffement dû à l'absorption du rayonnement solaire ultraviolet proche par l'ozone fait remonter la température, d'où une stratification stable dans ce que l'on appelle la stratosphère, jusqu'à la stratopause à 50 kilomètres d'altitude. Dans la mésosphère, la température diminue jusqu'à 80 kilomètres d'altitude, puis l'échauffement par absorption de rayonnement ultraviolet en deçà de 242 nanomètres reprend au-dessus dans la thermosphère. La température y atteint des valeurs élevées (plus de 1 500 K) du côté jour, surtout lors du maximum d'activité solaire quand le flux solaire ultraviolet augmente.
Crédit : John Emmert/Laboratoire de recherche navale NASA
Forçage climatique et rétroactions
Pour commencer nous allons prendre les mesures précises du spectre d'absorption infrarouge par H2O et CO2. Ce sont en fait un ensemble de pointes étroites séparées par des vallées. Dans le graphique des spectres d'absorption, ci-dessous, vous pouvez voir qu'a des longueurs d'ondes (λ) supérieur à 10 micromètres (µm), l'absorption du CO2 chevauche l'absorption de la vapeur d'eau, et l'absorption du CO2 ne fait principalement que remplir les espaces laissés vide entre les pics de l'H2O.
Source : NASA Robert Rohde
Cet effet devient encore plus prononcé à haute altitude, ou le rayonnement de l'énergie thermique de l'atmosphère vers l'espace se produit. En haute altitude l'air est peu dense et il se produit moins de collision entre les molécules. Les collisions élargissent les raies d'absorption des composés, de sorte que les pics deviennent plus étroits et les vallées entre ses pics plus profondes. Cela veut dire que même si dans de l'air plus humide, l'absorption infrarouge dans diverse gammes de fréquence la vapeur d'eau (H2O) peut être saturée, celles du CO2 augmentent l'absorption. A ces hauteurs, il y a moins d'H2O, voir zéro, ce qui laisse au CO2, qui est bien plus mélangé dans l'ensemble de l'atmosphère une place plus importante et donc une absorption encore plus forte.
Forçage Radiatif Instantané
Le forçage radiatif instantané (IRF) est une mesure du changement de l'équilibre entre l'énergie que la Terre reçoit du Soleil et l'énergie que la Terre renvoie dans l'espace. Cet équilibre est influencé par des facteurs tels que la concentration de gaz à effet de serre dans l'atmosphère. Lorsque les gaz à effet de serre sont plus nombreux, ils absorbent une plus grande partie de la chaleur rayonnée par la Terre, l'empêchant ainsi de s'échapper dans l'espace. Cela entraîne une augmentation de l'IRF.
Le spectre des ondes longues fait référence au type de rayonnement qui est affecté. Le spectre électromagnétique est divisé en plusieurs types de rayonnement, notamment les ondes courtes (comme la lumière visible et les ultraviolets) et les ondes longues (comme les infrarouges). La Terre absorbe les ondes courtes du Soleil et les réémet sous forme d'ondes longues. Les gaz à effet de serre présents dans l'atmosphère absorbent ces ondes longues.
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Seconde partie
Contra Georges Geuskens
Rayonnement thermique et température
L'article de G. Geuskens affirme que le rayonnement thermique n'est pas lié à la température, ce qui contredit précisément la loi de Planck sur le rayonnement du corps noir. Pour rappel, selon la loi de Planck, le rayonnement spectral d'un corps, qui est la puissance émise par unité de surface par unité d'angle solide par unité de fréquence, dépend de la température du corps et de la fréquence du rayonnement. C’est une loi fondamentale de la Mécanique Quantique qui a été validée empiriquement. Le spectre du rayonnement thermique se déplace vers des fréquences plus élevées à mesure que la température du corps augmente, ce qui est connu sous le nom de loi de déplacement de Wien. Cette loi est utilisée dans diverses applications, notamment les caméras infrarouges et la thermométrie sans contact (Quantum Materials Cloak Thermal Radiation).
Dans l'article de Geuskens il est aussi clairement indiqué que :
"Le CO2, quelle que soit son abondance, ne pourrait donc absorber plus que cette fraction."
C'est incorrect :
"L'absorption" n'est pas un processus du tout ou rien. À n'importe quelle fréquence, la fraction de lumière transmise diminue de façon exponentielle avec le nombre de molécule de CO2 rencontrés sur la trajectoire à travers l'atmosphère, ce que l'on peut vérifier avec la loi de Beer- Lambert. De fait, une "saturation" ne se produit que lorsqu'une grande partie de la lumière entrante, disons 90 %, est absorbée. Cette valeur peut être atteinte soit en utilisant un coefficient d'absorption important de CO2 à la fréquence considérée, soit en augmentant le nombre de molécules de CO2 rencontrées sur la trajectoire de la lumière. Ensuite, la dépendance à la fréquence d'absorption du CO2 influe sur la saturation. Nous pouvons donner une approximation d'un large pic du spectre d'absorption du CO2 dans une bande de fréquence de cette manière : Admettons que nous considérons l'absorption pour toutes les fréquences pour lesquelles le coefficient d'absorption est supérieur à 2, comme étant saturée, afin que tout le rayonnement soit absorbé, cela donne :
Maintenant, si on augmente la concentration de CO2, d'un facteur, disons ~4, alors toutes les fréquences pour lesquelles le coefficient d'absorption est maintenant supérieur à une valeur de 4 fois plus petite, i.e. un demi, la saturation serait alors :
L'augmentation de la concentration de CO2 augmente la gamme de fréquences qui peuvent avoir une absorption saturée, et qui donc augmente le taux total d'absorption infrarouge par le CO2 dans l'atmosphère.
Rayonnement du corps noir
L'article semble mal comprendre le concept de rayonnement du corps noir. Un corps noir est un corps physique idéalisé qui absorbe tous les rayonnements électromagnétiques incidents, indépendamment de la fréquence ou de l'angle d'incidence. Le rayonnement émis par un corps noir est appelé rayonnement du corps noir, qui est uniquement fonction de la température. Ce concept est fondamental dans la théorie du rayonnement thermique.
Spectre d'émission
"le spectre d’émission est continu, son intensité dépend fortement de la température mais est indépendant de la nature de l’émetteur."
Il est vrai que le spectre d'émission du rayonnement thermique est continu et que son intensité dépend fortement de la température. C'est une conséquence de la loi de Planck sur le rayonnement du corps noir. Cependant, l'affirmation selon laquelle le spectre est indépendant de la nature de l'émetteur doit être clarifiée. Bien que ce soit vrai pour les corps noirs idéaux, les objets du monde réel ne sont pas des corps noirs parfaits et leurs spectres d'émission peuvent dépendre de leurs propriétés matérielles. Par exemple, les gaz à effet de serre présents dans l'atmosphère terrestre, tels que le dioxyde de carbone et la vapeur d'eau, absorbent et émettent des rayonnements infrarouges à des longueurs d'onde spécifiques, ce qui est une propriété de ces molécules particulières. C'est cette absorption et cette émission sélectives de radiations qui rendent possible l'effet de serre.
Absorption du rayonnement
"le rayonnement thermique d’un corps chaud peut être absorbé par un corps froid mais PAS l’inverse"
L'affirmation selon laquelle le rayonnement thermique d'un corps chaud peut être absorbé par un corps froid, mais pas l'inverse, est une simplification excessive. En réalité, le rayonnement peut être absorbé et émis à la fois par des corps chauds et froids. Le flux net d'énergie, cependant, va du corps chaud vers le corps froid, ce qui est une conséquence de la deuxième loi de la thermodynamique. Cette loi stipule que la chaleur s'écoule spontanément des régions à température élevée vers les régions à température plus basse, jusqu'à ce que l'équilibre thermique soit atteint. Mais cela ne signifie pas qu'un corps froid ne peut pas émettre de rayonnement vers un corps chaud, c'est juste que le transfert net d'énergie se fait du corps chaud vers le corps froid.
Rayonnement de fluorescence
La fluorescence est un processus au cours duquel une substance absorbe la lumière à une certaine longueur d'onde, puis réémet de la lumière à une longueur d'onde plus grande. Le spectre d'émission est en effet discontinu et constitué de raies ou de bandes, et son intensité ne dépend pas de la température. Cependant, ce processus n'est pas le principal mécanisme impliqué dans l'effet de serre ou le changement climatique. L'effet de serre est principalement dû à l'absorption et à la réémission du rayonnement infrarouge par les gaz à effet de serre, ce qui est un processus différent de la fluorescence.
Comme je l’ai déjà mentionné plusieurs fois, les gaz à effet de serre présents dans l'atmosphère terrestre, tels que le dioxyde de carbone et la vapeur d'eau, absorbent et émettent des rayonnements infrarouges, et non des rayonnements fluorescents. C’est un processus continu qui dépend de la concentration des gaz à effet de serre dans l'atmosphère, et non des états quantiques spécifiques des molécules individuelles.
Existence de l'effet de serre radiatif
Selon Mr G.Geuskens, l'effet de serre radiatif serait une "hypothèse fragile"... C'est une nouvelle pour moi, et probablement pour tous les scientifiques de l'atmosphère qui ont passé des années à étudier ce genre de choses.
L'effet de serre n'est pas une idée fragile que quelqu'un a inventée sur un coup de tête. C'est un concept fondamental, étayé par une montagne de données. C'est la principale raison pour laquelle notre planète est suffisamment chaude pour accueillir la vie. Mais bon.., appelons cela une "hypothèse fragile" et attendons de voir si la Terre se transforme soudainement en un glaçon géant.
Observations directes du forçage radiatif
Voici un fait amusant : nous avons réellement mesuré l'augmentation du forçage radiatif due aux activités humaines. C'est un fait, nous avons des satellites dans l'espace qui surveillent ce phénomène.
Les observations directes confirment que les activités humaines modifient le bilan énergétique de la Terre, en piégeant beaucoup plus d'énergie du Soleil qu'il n'en repart dans l'espace. Ce déséquilibre énergétique est principalement dû à l'augmentation des gaz à effet de serre dans l'atmosphère en raison des activités humaines. L'augmentation du forçage radiatif due aux activités humaines a été directement observée et mesurée à l'aide de données satellitaires comme ici dans l’étude "Observational Evidence of Increasing Global Radiative Forcin" (Kramer 2021)
Cette étude montre l'augmentation du forçage radiatif instantané (IRF) mondial de 2003 à 2018, qui est presque entièrement expliquée par la tendance positive des anomalies du flux radiatif TOA de CERES. L'augmentation de l’IRF se situe principalement dans le spectre des ondes longues (0,43 ± 0,1 W/m2), sous l'effet de l'augmentation des concentrations de gaz à effet de serre. Il s'agit d'une preuve d'observation directe que l'activité humaine a un impact sur le bilan énergétique de la Terre. L'IRF des ondes courtes (SW) a également augmenté (0,1 ± 0,05 W/m2), en partie à cause des réductions des émissions d'aérosols imposées par les gouvernements dans les principales régions sources.
Modèles climatiques et rétroactions
Et puis il y a les modèles climatiques, ces choses ennuyeuses qui continuent à prédire le réchauffement de la planète en fonction de nos émissions de gaz à effet de serre. Ils prennent même en compte les processus de rétroaction, comme l'augmentation de la vapeur d'eau à mesure que la Terre se réchauffe. Mais je suppose que nous devrions ignorer tout cela parce que...?
Conclusion
Ah, les délicieuses réflexions et interprétations scientifiques de Mr G.Geuskens. Son point de vue sur l'effet de serre radiatif qui serait une "hypothèse fragile", une si petite chose fragilement délicate qui pourrait s'effondrer à tout moment (ou pas...). Peu importe qu'il s'agisse d'une pierre angulaire de la science de l'atmosphère, étayée par une montagne de preuves empiriques... qui a encore besoin de preuves scuentifiques quand on a une intuition si forte ?
Il y a aussi son interprétation fascinante du rayonnement de fluorescence. C'est comme s'il avait découvert un tout nouveau monde où les gaz à effet de serre ne sont que des spectateurs du changement climatique. Ce monde, où l'absorption et la réémission du rayonnement infrarouge par ces gaz ne serait qu’une attraction, et non la cause principale. C'est un récit amusant, voirecaptivantpour certains, mais qui ne correspond pas tout à fait à la réalité dans laquelle nous vivons.
Mr G.Geuskens semble également avoir un problème avec les modèles climatiques et les rétroactions. Selon lui, ce ne sont que des artifices utilisés par les scientifiques pour justifier n'importe quelle variation du climat. C'est une affirmation audacieuse, étant donné que ces modèles sont basés sur des principes physiques bien établis et qu'ils ont réussi à simuler les changements climatiques passés. Mais je suppose qu'il est plus facile de les rejeter comme de la poudre aux yeux que de comprendre la physique complexe qui les sous-tend.
Et n'oublions pas son punching-ball préféré, le fameux -18°C. Selon Mr G.Geuskens, ce chiffre ne présente aucun intérêt particulier et résulte simplement de l'existence d'un gradient thermique dans l'atmosphère. C'est un argument commode, mais il ignore commodément le fait que sans l'effet de serre, la température moyenne de la Terre serait effectivement beaucoup plus froide, ce qui la rendrait inhospitalière pour la plupart des formes de vie.
En fin de compte, il semble que Mr G.Geuskens nous ait emmenés à la recherche de l'haricot magique dans le monde de la science du climat, s'écartant des sentiers battus pour entrer dans un pays d'idées fausses et de malentendus. Ce fut un voyage divertissant, mais je pense qu'il est temps de revenir au domaine de la science établie, où les preuves règnent en maître et où l'effet de serre est bien vivant. Alors, Mr G.Geuskens, merci pour l'aventure, mais je pense que je vais m'en tenir au consensus de la communauté scientifique sur ce point.
sources :
Bibliographie :
Atkins, De Paula, Keeler
Chimie Physique 5ème édition - DeBoeck 2021
Born & Wolf
Principles of Optics 7th edition - Cambridge University Press 1999
Louis De Broglie
Matière et lumière - Albin Michel 1937
Richard Goody
Principles of Atmospheric, Physics and Chemistry - Oxford 1996
Kirill Kondratyev
Radiation in the Atmosphere 1st edition - Academic Press 1969
Mélières, Maréchal
Climats passé, présent, futur 2ème édition - Belin 2020
Perez, Carles, Pujol
Quantique, fondements et applications 1ère édition - DeBoeck 2013
Max Planck
The theory of heat radiation - Dover Publication 1991
Stamnes, Thomas, Stamnes
Radiative Transfer in the Atmosphere and Ocean 2nd edition - Cambridge 2017
Wallace & Hobbs
Atmospheric Science an introduction survey 2nd edition - Academic Press 2006
Sitographie
Basic Energy Sciences
Quantum Materials Cloak Thermal Radiation
AUGUST 9, 2021
NASA - Earth Observatory
Climate Forcings and Global Warming
Published Jan 14, 2009
Kramer, R. J., He, H., Soden, B. J., Oreopoulos, L., Myhre, G., Forster, P. M., & Smith, C. J. (2021). Observational evidence of increasing global radiative forcing. Geophysical Research Letters, 48, e2020GL091585. https://doi.org/10.1029/2020GL091585
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