Le transfert de rayonnement décrit l'interaction du rayonnement électromagnétique et de la matière. Cette discipline permet notamment d'analyser la propagation de la lumière à travers un milieu gazeux et joue donc un rôle fondamental dans l'analyse des spectres stellaires et des atmosphères planétaires.
L'équation de transfert fait le bilan énergétique relatif au transport de photons dans un milieu. Comme toujours, on écrit que la quantité à laquelle on s'intéresse varie proportionnellement à sa valeur sur un intervalle suffisamment petit pour que le coefficient soit constant :
où est l'intensité lumineuse à la fréquence , est la profondeur optique du milieu, est la fonction source, égale au rapport du coefficient d'émission au coefficient d'absorption du milieu traversé.
En intégrant cette équation le long du trajet du faisceau lumineux, on a :
où est l'épaisseur optique entre les points s' et s, et est le coefficient d'absorption du milieu en z.
On veut résoudre cette équation pour connaître l'intensité en fonction des propriétés du milieu. Les exercices suivants étudient des situations particulières qu'on rencontre fréquemment.
Difficulté : ☆ Temps : 15 min
On se place dans l'approximation "plan-parallèle" où on néglige localement la courbure de la planète. Déterminer l'expression de l'intensité lumineuse reçue à la surface de la Terre ou de Mars, dans le cas où le Soleil est au zénith.
Cas où le Soleil est vu sous un certain angle (la profondeur optique est toujours mesurée à la verticale).
Difficulté : ☆☆ Temps : 30 min
Vénus a une température de surface très élevée, de l'ordre de 740 K, qui ne varie quasiment pas au cours de la journée. La température diminue avec l'altitude, pour s'établir à environ 230 K au sommet des nuages côté nuit.
Quelle est l'allure du spectre infrarouge de la face nuit de Vénus ?
A quoi est due la température de surface ?
Il existe néanmoins d'étroites régions spectrales entre 1 et 2,5 où l'atmosphère n'est pas entièrement opaque. Ecrire le flux émergent dans ces régions spectrales où l'atmosphère est semi-transparente.
La figure 4 donne un spectre observé de la face nuit de Vénus. Interpréter le flux spectral mesuré à la lumière des questions précédentes.
Auteur: Marc fouchard
On reprend les résultats obtenus dans l'exercice sur la résolution du problème de 2 corps. Le but est d'obtenir à partir de ces résultats l'équation de Kepler. Cette équation est fondamentale en mécanique céleste puisque c'est elle qui fait le lien entre le temps et la position de l'objet sur son orbite (voir la figure).
Difficulté : ☆☆☆ Temps : 1h
On considère le mouvement d'un corps ponctuel de masse négligeable soumise à l'attraction universelle d'un corps de masse situé au centre du repère de référence. La force s'appliquant à est donnée par : , où la notation en gras dénote des vecteurs, est la constante universelle de la gravitation, et . Les coordonnées de dans le repère tournant étant , on a vu dans l'exercice du problème de 2 corps que la solution des équations du mouvement est :
,
où , est l'excentricité de la trajectoire, est le demi-grand axe et est l'argument du péricentre
On a vu aussi que la norme du moment angulaire est une constante du mouvement, ainsi que l'intégrale de l'énergie donnée par , où est la norme de la vitesse de .
Dans le repère tournant on a vu que .
Entre un instant et l'instant , le point s'est déplacé au point . En déduire, l'aire élémentaire balayée par le rayon vecteur pendant l'intervalle de temps . On ne retiendra que les quantités d'ordre 1.
En déduire que le mouvement moyen , où est la période du mouvement est tel que .
Cette relation correspond à la troisième loi de Kepler.
Après avoir vérifier que , montrer que:
et que:
où . s'appelle l'anomalie vraie et correspond à l'angle entre le péricentre et vu depuis le foyer .
Après avoir montrer que , en déduire que l'intégrale de l'énergie .
Soit le cercle de centre le centre de l'ellipse correspondant à la trajectoire de et de diamètre le grand axe de l'ellipse, c'est à dire . La projection de sur le cercle parallèlement au petit axe de l'ellipse est noté . On appelle anomalie excentrique l'angle entre et vu depuis . Sachant que l'équation de l'ellipse correspondant à la trajectoire de dans le repère centré sur et d'axe des abscisses le grand axe dirigé vers le foyer , et d'axe des ordonnées la direction orthogonale dans le sens direct, est:
,
en déduire l'expression de et en fonction de , puis l'expression de en fonction de .
Montrer, en utilisant l'expression de que vérifie l'équation différentielle suivante:
En déduire que l'anomalie excentrique vérifie l'équation différentielle:
.
En déduire l'équation de Kepler , où l'anomalie moyenne est définie par où correspond à l'instant de passage au péricentre, c'est à dire quand .
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Ces deux planètes ont une atmosphère fine et sont suffisamment froides pour ne pas émettre en visible. Le terme de source est donc nul, et l'atmosphère ne fait qu'absorber (ou diffuser) la lumière incidente.
Soit l'intensité reçue au sommet de l'atmosphère (flux solaire).
Avec les hypothèses ci-dessus, l'équation de transfert s'écrit comme une équation différentielle de premier ordre sans second membre :
soit :
On trouve
Si le Soleil n'est pas au zénith, le problème est identique mais le chemin parcouru dans l'atmosphère est plus long d'un facteur , où est le cosinus de l'angle d'incidence.
La solution est alors :
On voit que l'absorption totale augmente quand le Soleil est plus bas sur l'horizon.
Cette loi d'absorption/diffusion très élémentaire est appelée loi de Beer-Lambert.
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La surface comme les nuages émettent en première approximation un spectre de corps noir, dont le maximum est donné par la loi de déplacement de Wien, , soit environ 4 pour la surface, et 12 pour les nuages. On pourrait s'attendre à ce que l'émission de surface, beaucoup plus élevée, domine le spectre (voir les propriétés du corps noir).
Cependant l'atmosphère de Vénus est extrêmement absorbante dans la plus grande partie du spectre, on a donc (cas optiquement épais). L'équation de transfert s'écrit dans ce cas :
soit au sommet de l'atmosphère, où S est le spectre de corps noir émis par les nuages. La température de brillance (correspondant à l'émission thermique) de la face nuit de Vénus est donc de 230 K, dans la plus grande partie du spectre.
La température très élevée de la surface résulte de la très grande épaisseur optique de l'atmosphère en infrarouge. Celle-ci bloque le rayonnement sortant, et empêche le refroidissement de la surface et des basses couches atmosphériques. Cette opacité est due essentiellement à la diffusion par les goutelettes d'acide sulfurique contenues dans les nuages de haute altitude, et dans une moindre mesure au gaz carbonique et à la vapeur d'eau contenus dans l'atmosphère très dense. Vénus présente un exemple extrême d'effet de serre.
Dans ce cas, il faut résoudre l'équation différentielle avec second membre. En faisant l'hypothèse que le seul terme de source non-négligeable est le corps noir de la surface, on trouve :
Cette dernière hypothèse est un peu forte, il faudrait en fait tenir compte de l'émisson thermique à toutes les altitudes : la température et l'opacité varient avec l'altitude, et chaque couche de l'atmosphère contribue avec une température différente, qui est atténuée par toute la colonne d'atmosphère au-dessus de cette altitude.
La courbe de corps noir à 233 K ajuste bien la montée de l'intensité à grandes longueurs d'onde, et correspond à l'émission thermique des nuages. Les minima à 4.3 et 4.8 sont des bandes d'absorption du situé au-dessus des nuages. Les maxima à courtes longueurs d'onde sont des fenêtres moins opaques où le rayonnement du bas de l'atmosphère remonte jusqu'au sommet ; on voit dans ces fenêtres un corps noir beaucoup plus chaud.
Le flux mesuré est donc beaucoup plus élevé dans les régions optiquement minces. Dans les trois bandes situées autour de 1 , les photons émis par la surface peuvent remonter jusqu'au sommet de l'atmosphère. Les bandes à 1.75 et 2.3 sont trop opaques pour laisser voir la surface, mais des photons émis dans la basse atmosphère peuvent néanmoins s'échapper au-dessus des nuages. Ils sont responsables des pics d'intensité observés à ces longueurs d'onde.
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.
On rappelle que l'aire totale d'une ellipse est donnée par , où est le demi-grand axe de l'ellipse et le demi-petit axe donné par où est l'excentricité de l'ellipse.
En passant à la limite dans l'expression précédente on a:. Or l'aire balayée pendant une période n'est rien d'autre que l'aire totale de l'ellipse. Ainsi, on a: où est le demi-petit axe de l'ellipse. Avec , on obtient , ce qui correspond bien à la relation demandée.
Comme est constant, on a . Ainsi . La solution des équations du mouvement peut aussi s'écrire:
,
Ainsi:
.
De même en différentiant l'équation précédente obtenue pour on obtient:
.
Ce qui correspond bien à l'équation demandée.
On calcule d'abord :
,
qui correspond bien à la relation demandée.
On obtient facilement en subsituant par l'expression ci-dessus dans .
On a facilement et d'après l'équation de l'ellipse on en déduit . Comme , on en déduit que .
Ainsi, dans un repère centré sur avec les mêmes axes on a: .
On en déduit : .
On a:
,
ce qui correspond bien à l'équation demandée.
On part de , et on utilise la relation .
On a vu que , ainsi .
D'autre part:
,
Ainsi, on a bien l'équation demandée pour .
L'équation différentielle obtenue pour s'écirt: . En intégrant entre l'instant où et ,on obtient qui correspond bien à l'équation de Kepler.
L'équation de Kepler permet facilement de connaitre connaissant . Malheureusement on a en générale besoin de connaître (qui est un angle géométrique relié à la position de l'objet sur son orbite) connaissant (qui est proportionelle au temps). Pour cela on doit inverser l'équation de Kepler. Cette inversion est l'objet de cet exercice.