Glossaire du rayonnement solaire et du rayonnement électromagnétique en aviation et sciences atmosphériques

Rayonnement solaire

Le rayonnement solaire est le terme collectif désignant l’énergie électromagnétique émise par le Soleil, couvrant un large spectre de longueurs d’onde et d’énergies. Source d’énergie externe principale de la Terre, le rayonnement solaire est fondamental pour la circulation atmosphérique, la température de surface et le maintien de la vie. Il voyage à travers le vide spatial et interagit avec l’atmosphère et la surface terrestres, alimentant des processus tels que la photosynthèse, les systèmes météorologiques et le cycle hydrologique.

En aviation, le rayonnement solaire affecte les opérations de vol, particulièrement en altitude élevée où l’exposition aux rayonnements ultraviolets et cosmiques augmente, influençant à la fois l’avionique et la santé humaine. La distribution spectrale du rayonnement solaire est déterminée par la température de surface du Soleil et son émission de corps noir, culminant dans le visible vers 500 nm. L’énergie totale reçue du Soleil au sommet de l’atmosphère, appelée constante solaire (~1 368 W/m²), varie légèrement selon l’activité solaire et la distance Terre-Soleil.

Des gaz atmosphériques clés comme l’ozone, la vapeur d’eau et le dioxyde de carbone absorbent et diffusent sélectivement des portions du rayonnement solaire incident, modifiant le spectre atteignant la surface. Comprendre le rayonnement solaire est essentiel pour des domaines allant de la climatologie et la météorologie à l’ingénierie solaire et à la sécurité aéronautique, car il impacte directement les charges thermiques, la visibilité et l’exposition aux radiations en altitude.

Rayonnement électromagnétique

Le rayonnement électromagnétique est la propagation d’énergie dans l’espace par des champs électriques et magnétiques oscillants, configurés en ondes transversales. Cette forme de transmission d’énergie ne nécessite pas de milieu matériel, permettant aux ondes électromagnétiques de traverser le vide à une vitesse constante, définie comme la vitesse de la lumière (c ≈ 299 792 km/s ou 3,00 × 10⁸ m/s).

Les propriétés fondamentales du rayonnement électromagnétique incluent la longueur d’onde (λ), la fréquence (ν) et l’énergie du photon (E = hν, où h est la constante de Planck). L’énergie transportée augmente proportionnellement avec la fréquence et inversement avec la longueur d’onde. Les ondes électromagnétiques présentent des phénomènes comme la réflexion, la réfraction, la diffraction, la polarisation et l’interférence, tous pertinents pour leur comportement en atmosphère et en aéronautique.

En aviation, la compréhension du rayonnement électromagnétique est cruciale pour la conception et l’exploitation des radars, des communications radio et des instruments de télédétection, ainsi que pour évaluer les risques d’exposition du personnel et des équipements en altitude de croisière où la protection atmosphérique est réduite.

Spectre électromagnétique

Le spectre électromagnétique est le continuum de toutes les fréquences et longueurs d’onde possibles du rayonnement électromagnétique, allant des ondes radio à très grande longueur d’onde et faible énergie jusqu’aux rayons gamma très énergétiques et à courte longueur d’onde. Les principales régions du spectre incluent les ondes radio, les micro-ondes, l’infrarouge, la lumière visible, l’ultraviolet, les rayons X et les rayons gamma. Chaque région se distingue par ses interactions spécifiques avec la matière et les constituants atmosphériques.

Par exemple, les ondes radio sont largement utilisées pour les communications et la navigation aéronautiques, tandis que les longueurs d’onde visibles et proches infrarouges sont essentielles aux capteurs optiques et infrarouges. La région visible, s’étendant d’environ 400 à 700 nm, correspond au pic d’émission solaire dû à sa température de surface (~5 800 K), et constitue aussi la plage à laquelle la vision humaine est adaptée.

La structure du spectre sous-tend la sélection des longueurs d’onde pour la télédétection, l’observation météorologique et la communication satellitaire, car l’absorption et la diffusion atmosphériques varient fortement selon les régions spectrales. Les fenêtres atmosphériques — plages où l’atmosphère est relativement transparente — permettent la transmission efficace de certaines fréquences, essentielles pour les systèmes d’observation terrestres et aéroportés.

Rayonnement du corps noir

Un corps noir est un objet physique idéalisé qui absorbe parfaitement toute radiation électromagnétique incidente, quelle que soit la fréquence ou l’angle d’incidence, et réémet de l’énergie selon un spectre caractéristique déterminé uniquement par sa température. La photosphère du Soleil s’approche d’un corps noir à une température d’environ 5 800 K, émettant un spectre continu qui culmine dans le domaine visible (autour de 500 nm).

La luminance spectrale d’un corps noir est décrite par la loi de Planck, et la longueur d’onde de pic est donnée par la loi de déplacement de Wien (λ_max = b/T, où b est la constante de Wien). La puissance totale émise par unité de surface suit la loi de Stefan-Boltzmann (P = σT⁴, avec σ la constante de Stefan-Boltzmann). En pratique, des écarts au comportement du corps noir dans le spectre solaire sont observés sous forme de raies d’absorption, appelées raies de Fraunhofer, qui renseignent sur la composition du Soleil et l’atmosphère solaire traversée.

En science atmosphérique et en aviation, les modèles de corps noir sont fondamentaux pour les calculs de rayonnement thermique, l’imagerie infrarouge et l’évaluation des charges thermiques sur les surfaces d’aéronefs.

Spectre solaire

Le spectre solaire est la distribution du rayonnement électromagnétique du Soleil selon les différentes longueurs d’onde. Il se divise en plusieurs composantes : ultraviolet (UV, 10–400 nm), visible (400–700 nm) et infrarouge (IR, 700 nm–1 mm). La majorité de l’énergie solaire atteint la Terre sous forme de lumière visible (~43 %) et d’infrarouge (~49 %), avec une faible part en ultraviolet (~7 %).

Le spectre observé à la surface terrestre est influencé non seulement par l’émission intrinsèque du Soleil, mais aussi par l’absorption et la diffusion sélectives dans l’atmosphère. Le spectre présente notamment de nombreuses raies d’absorption sombres (raies de Fraunhofer), chacune correspondant à des transitions atomiques spécifiques dans l’atmosphère solaire ou terrestre.

Le spectre solaire est crucial pour l’étalonnage des instruments de télédétection, la conception de panneaux solaires et la modélisation du transfert radiatif en météorologie aéronautique. La connaissance précise de la distribution spectrale permet d’optimiser les matériaux photovoltaïques et d’évaluer les risques d’exposition aux UV lors des vols en altitude.

Raies de Fraunhofer

Les raies de Fraunhofer sont des raies sombres d’absorption observées dans le spectre solaire, nommées d’après le physicien allemand Joseph von Fraunhofer qui les a systématiquement cataloguées au début du XIXᵉ siècle. Ces raies résultent de l’absorption sélective de certaines longueurs d’onde par des éléments présents dans les couches externes du Soleil (chromosphère et photosphère) et, dans une moindre mesure, dans l’atmosphère terrestre.

Chaque raie est associée à une transition atomique ou moléculaire particulière, permettant aux astronomes de déduire la composition chimique, la température, la pression et le mouvement des gaz absorbants. Concrètement, les raies de Fraunhofer sont essentielles pour l’étalonnage des spectromètres et pour la télédétection, y compris en aviation et en surveillance atmosphérique.

Les raies les plus marquantes incluent les raies H et K du calcium, les raies D du sodium et la bande G du CH moléculaire. L’identification et la mesure précises des raies de Fraunhofer sont à la base de la spectroscopie solaire et du développement de systèmes de navigation et de guidage de haute précision basés sur les données spectrales.

Constante solaire

La constante solaire est la quantité moyenne d’énergie électromagnétique solaire reçue par unité de surface au sommet de l’atmosphère terrestre sur un plan perpendiculaire aux rayons solaires. Sa valeur est d’environ 1 368 W/m², bien qu’elle puisse varier légèrement (de 0,1 à 0,2 %) en fonction de l’activité solaire et de la distance Terre-Soleil.

La constante solaire sert de référence pour quantifier l’apport énergétique total au système terrestre et est fondamentale pour la modélisation climatique, les calculs de bilan énergétique atmosphérique et le dimensionnement des systèmes d’énergie solaire. En météorologie aéronautique, elle constitue une base pour déterminer les charges thermiques solaires sur les aéronefs et les infrastructures en altitude.

Sa mesure est passée d’instruments terrestres comme le pyrhéliomètre à des radiomètres embarqués sur satellite, capables d’assurer un suivi continu et de haute précision.

Irradiance solaire

L’irradiance solaire désigne la puissance instantanée par unité de surface reçue du Soleil en un lieu et une orientation donnés, généralement exprimée en W/m². Contrairement à la constante solaire, qui est une moyenne globale au sommet de l’atmosphère, l’irradiance solaire à la surface terrestre varie selon la latitude, l’heure, la saison, les conditions atmosphériques et l’angle d’élévation solaire.

Des instruments tels que les pyranomètres et pyrhéliomètres mesurent respectivement l’irradiance globale et directe. Les variations d’irradiance solaire, dues à la couverture nuageuse, aux aérosols atmosphériques ou à l’angle solaire, impactent directement les opérations aériennes, notamment pour les drones solaires, la visibilité sur aéroport et la gestion thermique.

En climatologie, les jeux de données d’irradiance solaire sont essentiels pour l’analyse des tendances du réchauffement climatique, la modélisation des bilans énergétiques de surface et la validation des modèles de transfert radiatif.

Absorption atmosphérique

L’absorption atmosphérique est le processus par lequel certaines longueurs d’onde du rayonnement solaire incident sont sélectivement absorbées par les gaz et particules de l’atmosphère terrestre. Les principaux absorbants sont l’ozone (O₃), qui absorbe la majeure partie des UV (surtout UV-B et UV-C), la vapeur d’eau (H₂O) et le dioxyde de carbone (CO₂), qui absorbent dans l’infrarouge.

Cette absorption protège la vie en filtrant les UV nocifs, mais elle modifie aussi significativement le spectre et l’intensité du rayonnement atteignant la surface. En aviation, l’absorption atmosphérique influence la conception des capteurs optiques, affecte la visibilité et modifie les charges thermiques radiatives sur les aéronefs en altitude.

Les caractéristiques spectrales des bandes d’absorption sont exploitées en télédétection pour détecter la composition atmosphérique et les concentrations de polluants, améliorant la prévision météo et la surveillance de la qualité de l’air.

Diffusion atmosphérique

La diffusion atmosphérique décrit la redirection du rayonnement solaire lors de son passage dans l’atmosphère terrestre, principalement via les interactions avec les molécules (diffusion Rayleigh) et les particules plus grosses (diffusion Mie, diffusion des aérosols). La diffusion Rayleigh est la plus efficace aux courtes longueurs d’onde (bleu et violet), ce qui explique la couleur bleue du ciel et le rougissement du Soleil au lever et au coucher.

La diffusion Mie, causée par les aérosols et les gouttelettes nuageuses, dépend moins de la longueur d’onde et affecte la visibilité et l’optique des nuages. En aviation, les phénomènes de diffusion sont centraux pour les problèmes de réverbération, de brume et de visibilité réduite, qui influencent la sécurité, la navigation et les procédures d’approche.

Comprendre la physique de la diffusion est essentiel pour interpréter les images satellites, calibrer les instruments photométriques et modéliser le transfert radiatif de l’énergie solaire dans l’atmosphère.

Fenêtre atmosphérique

Une fenêtre atmosphérique est une région du spectre électromagnétique où l’atmosphère terrestre est relativement transparente, permettant à certaines longueurs d’onde du rayonnement solaire de passer avec une atténuation minimale. Les fenêtres les plus significatives se situent dans le visible (400–700 nm) et dans certaines portions de l’infrarouge (8–14 μm), correspondant à des plages où les gaz atmosphériques n’absorbent pas fortement.

Ces fenêtres sont exploitées pour la télédétection optique et infrarouge, les observations astronomiques et les communications satellitaires. En aviation, elles déterminent les longueurs d’onde opérationnelles des capteurs, caméras et équipements de communication, notamment pour les systèmes dépendant de la transmission en ligne de vue à travers l’atmosphère.

Le concept de fenêtres atmosphériques guide aussi la conception de systèmes d’imagerie thermique et de vision nocturne adaptés aux bandes spectrales où la transmission atmosphérique est maximale.

Angle zénithal solaire

L’angle zénithal solaire est l’angle entre la verticale locale (zénith) et la direction du Soleil. Il contrôle la longueur effective du trajet du rayonnement solaire dans l’atmosphère et donc le degré d’atténuation (absorption et diffusion).

À faible angle zénithal (Soleil haut dans le ciel), le rayonnement traverse moins d’atmosphère, ce qui donne une irradiance de surface plus élevée et une modification spectrale réduite. À fort angle zénithal (Soleil proche de l’horizon), le trajet s’allonge, provoquant une plus grande atténuation, un rougissement de la lumière et une irradiance plus faible.

En aviation, l’angle zénithal solaire est déterminant pour la planification des vols, car il influe sur les conditions d’éclairage optimales pour le vol à vue, le risque d’éblouissement et l’efficacité des systèmes solaires. Les calculs d’angle zénithal sont aussi fondamentaux pour la récolte d’énergie solaire, la télédétection et la surveillance environnementale.

Cycle solaire

Le cycle solaire est une fluctuation périodique d’environ 11 ans de l’activité solaire, se manifestant par des variations du nombre de taches solaires, des éruptions solaires et du flux d’irradiance. Lors du maximum solaire, l’activité accrue provoque une plus grande émission d’UV et de rayons X, ainsi que des tempêtes solaires et des perturbations géomagnétiques plus fréquentes.

Ces changements, bien que relativement faibles en termes d’énergie totale (~0,1–0,2 %), peuvent avoir des impacts significatifs sur l’atmosphère supérieure, les opérations satellitaires, les communications radio et même l’aviation commerciale, en particulier sur les routes polaires où la protection géomagnétique est moindre.

Le suivi du cycle solaire s’effectue via divers indicateurs, comme le comptage des taches solaires et la mesure des champs magnétiques solaires. La connaissance du cycle solaire est essentielle pour anticiper les périodes de risques spatiaux accrus, planifier les lancements de satellites et limiter les risques radiatifs pour les vols en haute altitude et sur les régions polaires.

Gestion du rayonnement solaire (SRM)

La Gestion du Rayonnement Solaire (SRM) englobe un ensemble de techniques de géo-ingénierie visant à réfléchir ou réduire le rayonnement solaire incident afin de contrer le réchauffement climatique. Les principales stratégies SRM comprennent l’injection d’aérosols stratosphériques (pour augmenter l’albédo planétaire), l’éclaircissement des nuages marins (pour renforcer la réflectivité des nuages au-dessus des océans) et l’amélioration de l’albédo de surface (modifier les sols pour réfléchir davantage de lumière).

Si la SRM pourrait abaisser théoriquement la température globale, elle pose d’importants défis scientifiques, éthiques et de gouvernance, incluant la perturbation potentielle des régimes météorologiques, des impacts sur les routes aériennes et des conséquences écologiques inconnues. En aviation, la recherche sur la SRM croise l’étude de la formation des traînées de condensation, la modification des nuages et les effets de l’augmentation des particules atmosphériques sur les opérations aériennes, la visibilité et la maintenance. Des cadres réglementaires internationaux et une solide évaluation scientifique sont essentiels avant toute mise en œuvre à grande échelle des technologies SRM.

Pyranomètre

Un pyranomètre est un instrument utilisé pour mesurer l’irradiance solaire globale sur une surface plane ou inclinée, intégrant à la fois la lumière directe du Soleil et le rayonnement diffus du ciel sur un champ de vision hémisphérique. Les pyranomètres utilisent des capteurs thermopiles à surface noircie pour absorber le rayonnement entrant, générant une tension proportionnelle à l’irradiance. Ils sont étalonnés selon la norme de Référence Radiométrique Mondiale (WRR) et largement utilisés dans les stations météorologiques, la recherche sur l’énergie solaire et les services météo aéronautiques.

Les données recueillies par les pyranomètres alimentent les prévisions de température de piste, l’analyse de la performance des systèmes solaires et la surveillance environnementale. Des mesures précises de pyranomètres sont essentielles pour élaborer des modèles fiables du bilan énergétique de surface, critiques pour la conception des infrastructures aéroportuaires et la sécurité opérationnelle, notamment dans les régions à forte variabilité saisonnière de l’ensoleillement.

Pyrhéliomètre

Un pyrhéliomètre est un instrument spécialisé conçu pour mesurer l’irradiance solaire directe reçue du Soleil selon une incidence normale. Contrairement aux pyranomètres, les pyrhéliomètres sont équipés d’un tube collimaté