Des infrarouges aux gaz à effet de serre - Expériences et explications pour comprendre les phénomènes en jeu (1/3)

Les objectifs pédagogiques de cette série d'articles sont doubles :

Les expériences proposées s'accompagnent de la construction progressive d'un bilan radiatif simplifié de la Terre et de son atmosphère, figure 1. Elles permettent également d'illustrer plusieurs expériences clés dans l'histoire de la compréhension de l'effet de serre : la découverte des infrarouges par William Herschel en 1800, les expériences d'absorption des gaz dans l'infrarouge moyen commencées par John Tyndall en 1859 et les premières mesures spectrales du rayonnement de la Terre par Samuel Langley en 1886.

Figure 1.  Bilan radiatif simplifié de la Terre et de son atmosphère Les valeurs sont données en W/m2 et représentent les puissances moyennes sur 24h, réparties sur toute la surface de la Terre. Source : d'après Effet de serre une illustration remise dans son contexte, Delphine Chareyron et Olivier Dequincey [1].

L'objectif de cette première série d'expériences est d'expliquer ce que sont les infrarouges et de comprendre la signification de la flèche jaune provenant du Soleil, sur la figure 1.

Pour cela, on propose tout d'abord de mettre en évidence, « avec la main », l'existence (et l'importance) d'infrarouges dans la lumière du Soleil et/ou dans celle d'une ampoule halogène. Puis on décrit et reproduit l'expérience historique d'Herschel pour expliquer leur découverte et l'origine du terme « infrarouge ». Pour des raisons pratiques, l'utilisation d'une ampoule halogène comme source de lumière, plutôt que le Soleil, est privilégiée.

Pour cette expérience d'introduction, on projette l'image agrandie du filament d'une ampoule halogène sur un mur ou un écran blanc, à l'aide d'une lentille convergente, figure 2, et on augmente progressivement l'intensité du courant électrique circulant dans le filament jusqu'à la valeur de fonctionnement indiquée par le fabricant.

Figure 2.  Photo du montage réalisant l'image du filament de l'ampoule sur un écran Source : Julien Delahaye et al.

On ne voit d'abord rien, puis l'image du filament apparaît sur l'écran (à l'envers), de plus en plus lumineuse à mesure que le courant, et donc la température du filament, augmente. On note également un changement de couleur, le filament passant progressivement d'un jaune-orangé à un jaune presque blanc, figure 3.

Figure 3.  Photos de l'écran de contrôle de la source d'alimentation et de l'image du filament pour différentes valeurs du courant Pour notre ampoule, la température du filament atteint plus de 3000 °C (température de couleur donnée par le fabricant : 3450 K) quand le courant atteint sa valeur de fonctionnement de 6,4 A. Source : Julien Delahaye et al.

Nous reviendrons sur ces observations quand la notion de loi du corps noir sera abordée [article 2/3]. Ce filament chauffé sera notre Soleil artificiel pour la suite des expériences.

On place devant l'ampoule halogène réglée à sa température maximale (courant maximum) un condenseur, de façon à obtenir une tache de focalisation qu'on repère avec un écran blanc.

On demande ensuite à quelqu'un (un « testeur ») de venir mettre sa main contre l'écran, avec la tache de focalisation de la lumière centrée sur le dos de sa main, figure 4. On précise au testeur la règle du jeu : il retire sa main quand ça chauffe trop.

Si l'ampoule est suffisamment puissante (150 W de puissance électrique pour la nôtre), le testeur retire sa main au bout de quelques secondes (on pensera à noter combien) : « ça brûle ! ».

On colle ensuite sur le dos de la main un morceau de ruban adhésif blanc et on renouvelle l'expérience. Le testeur reste beaucoup plus longtemps avant de retirer sa main. On fait la même chose avec du ruban adhésif noir : il retire sa main plus rapidement que sans ruban adhésif.

Figure 4.  Photos du montage et du dos de la main sans ruban adhésif et avec des rubans adhésifs blanc et noir Source : Julien Delahaye et al.

La lumière transporte de l'énergie, et cette série d'observations traduit le fait que son absorption (et sa conversion en énergie thermique) est plus ou moins grande suivant la couleur de la surface qui est éclairée. Nous avons déjà tous pu faire le constat suivant : on a moins chaud au soleil habillé en blanc qu'habillé en noir.

L'expérience devient plus surprenante si on place sur le trajet de la lumière deux filtres en gélatine rouge et vert superposés, le but étant de couper la lumière visible. Avec nos filtres, il ne reste au point de focalisation qu'un petit disque rouge très peu lumineux. On demande alors au testeur de mettre le dos de sa main, toujours recouvert de ruban adhésif noir, au niveau de ce petit disque rouge sombre. Et surprise, il retire très rapidement sa main : « ça brûle toujours ! ».

Des exemples de temps mesurés avant de retirer la main en fonction des conditions de l'expérience sont reportés dans le tableau 1.

Ces expériences peuvent également se faire au soleil, avec une loupe pour focaliser la lumière. La conclusion sera la même : on continue de se brûler quand on coupe (presque) toute la lumière visible. Attention car le Soleil étant une source de lumière très puissante, on se brûle très rapidement ! L'intérêt des ampoules halogènes est qu'elles émettent une proportion très importante d'infrarouges par rapport à la lumière visible (plus de 80% de l'énergie lumineuse émise), ce qui rend les effets avec les filtres colorés particulièrement spectaculaires : on se brûle presque aussi vite avec et sans lumière visible.

Ces observations sont a priori surprenantes car elles suggèrent que ce n'est pas que la lumière (visible) qui chauffe : il semble y avoir quelque chose d'autre qui vient de l'ampoule, qu'on ne voit pas et qui chauffe, mais QUOI ?

Figure 5.  Photo du dos de la main avec un ruban adhésif noir placé dans la lumière de l'ampoule halogène d'un rétroprojecteur Source : Julien Delahaye et al.

Pour arriver à cette conclusion, nous proposons de reproduire les expériences qu'a réalisées en 1800 un scientifique britannique d'origine allemande du nom de William Herschel [2].

En voulant observer sans se brûler les yeux la surface du Soleil à l'aide de télescopes, Herschel est amené à tester l'effet de différents verres colorés et noircis. Il écrit : « avec certains [verres], j'éprouvais une sensation de chaleur quoique j'eusse peu de lumière ; tandis que d'autres m'apportaient beaucoup de lumière mais presque aucune sensation de chaleur. » Il se demande donc si certaines couleurs composant la lumière du Soleil chauffent plus que d'autres. Pour répondre à cette question, il décompose la lumière du Soleil avec un prisme (cette expérience et son interprétation étaient connues depuis les expériences de Newton au XVII^e siècle), puis il place les réservoirs noircis de thermomètres à mercure dans les différentes couleurs du spectre, figure 6.

Figure 6.  Schéma original de l'expérience d'Herschel montrant le spectre du Soleil projeté sur une table et les thermomètres à déplacer dans les différentes couleurs Source : William Heschel, XIV. Experiments on the refrangibility of the invisible rays of the sun , Philosophical Transactions of the Royal Society of London, Royal Society, https://doi.org/10.1098/rstl.1800.0015 [2].

Il observe que l'augmentation de température, limitée à quelques degrés, est plus grande dans le rouge que dans le bleu, mais surtout, qu'elle est encore plus grande au-delà du rouge, dans une zone où on ne voit rien.

Figure 7.  À gauche : Caroline sert le thé à son frère William qui polit un miroir pour un télescope. À droite : La plaque de la rue Herschel à Paris rebaptisée en 2021 rue Caroline et William Herschel Sources : Photo de gauche : Wikimedia, GreenMeansGo, CC BY 2.0. Photo de droite : Wikimedia, Chabe01, CC BY-SA 4.0.

Cette expérience particulièrement démonstrative, peut être reproduite assez facilement avec la lumière du Soleil ou avec celle d'une ampoule halogène (moyennant un montage optique). Des exemples de réalisation sont décrits en détails dans la référence [3] et illustrés sur les figures 8 et 9. Un montage plus simple avec un seul thermomètre standard placé au-delà du rouge peut suffire si l'objectif est simplement de montrer une augmentation de température dans une zone où le spectre n'est plus visible.

Figure 8.  Expérience d'Herschel avec la lumière du Soleil Les réservoirs de 10 thermomètres, recouverts de ruban adhésif noir, sont placés dans le spectre, avec 6 thermomètres dans la partie visible et 4 thermomètres au-delà du rouge. Les traits de couleurs indiquent la température donnée par les thermomètres en l'absence de lumière (référence, traits du bas) et quand ils sont placés dans le spectre (traits du haut). La différence entre ces deux traits donne l'augmentation de température. Source : Julien Delahaye et al.

Figure 9.  Expérience d'Herschel avec la lumière d'une ampoule halogène Les réservoirs de 10 thermomètres, recouverts de ruban adhésif noir, sont placés dans le spectre, avec 6 thermomètres dans la partie visible et 4 thermomètres au-delà du rouge. Les traits de couleurs indiquent la température donnée par les thermomètres en l'absence de lumière (référence, traits du bas) et quand ils sont placés dans le spectre (traits du haut). La différence entre ces deux traits donne l'augmentation de température. Source : Julien Delahaye et al.

On trouve avec le Soleil comme avec notre lampe halogène une augmentation notable de température qui se poursuit bien au-delà du rouge.

Attention, le réservoir noirci du thermomètre est utilisé ici comme capteur de rayonnement : le thermomètre ne mesure pas la température de l'air mais bien l'échauffement lié à l'absorption du rayonnement émis par le Soleil ou l'ampoule par le revêtement noir du réservoir, qui chauffe et qui dilate finalement le liquide présent dans le réservoir. Si on remplace le ruban adhésif noir (qui absorbe presque 100% du rayonnement visible et infrarouge) par un ruban adhésif blanc, ou même si on retire le ruban adhésif, les augmentations de température mesurées sont moindres [3].

Pour qualifier ce qui chauffe mais que l'on ne voit pas, Herschel parle dans ses articles de « rayons calorifiques », ou de « rayons de chaleur ». En comparant son spectre de chaleur (augmentation de température mesurée en fonction de la position dans le spectre) avec un spectre plus subjectif d'illumination, figure 10, il observe un décalage important entre les deux courbes, ce qui l'amène à penser que rayons de chaleur et de lumière sont de nature différente : « Ces rayons ne s'accordent ni sur leur réfrangibilité moyenne, ni sur la position de leur maximum. Là où la lumière est la plus intense, il y a peu de chaleur ; et là où il y a le plus de chaleur, on ne trouve aucune lumière » [2].

Figure 10.  Spectre de chaleur (courbe avec aire grisée) et spectre d'illumination (courbe en pointillés) obtenus par William Herschel en 1800 Chaque trait vertical représente un point de mesure. L'axe des abscisses qui donne la position dans le spectre reprend les sept couleurs introduites par Newton une centaine d'années auparavant. Nous sommes en 1800 et il n'est pas encore question de longueurs d'onde. Source : William Heschel, XIX. Experiments on the solar, and on the terrestrial rays that occasion heat; […] , Philosophical Transactions of the Royal Society of London, Royal Society, https://doi.org/10.1098/rstl.1800.0020 [2].

Ce n'est que beaucoup plus tard, à la fin du XIX^e siècle, que les choses vont se clarifier et qu'on comprendra que rayons de lumière et de chaleur sont de même nature : ce sont des ondes électromagnétiques, qui ne diffèrent que par leur fréquence de vibration, donc par leur longueur d'onde. Le domaine des infrarouges s'étend entre 0,8 µm et ≅ 1 mm, avec les infrarouges dits proches entre 0,8 µm et 3 µm, moyens entre 3 µm et 25 µm, et lointains entre 25 µm et 1 mm. Au-delà commence le domaine des micro-ondes.

Herschel n'avait noté aucune augmentation de température mesurable au-delà du violet, à l'autre extrémité du spectre. Les ultra-violets ont été découverts un an seulement après les expériences d'Herschel, par Johann Ritter qui observe qu'un papier imbibé de chlorure d'argent noircit quand il est placé dans cette région du spectre. Il parle de « rayons oxydants ». On peut d'ailleurs profiter de l'expérience de décomposition par un prisme pour en montrer l'existence grâce au phénomène de fluorescence : un papier blanc qui contient des agents azurants, émet une lumière bleue quand il est placé dans la zone du spectre située au-delà du violet [4].

Depuis les mesures d'Herschel, les connaissances et les techniques ont évolué, et on représente aujourd'hui la répartition de la puissance lumineuse reçue de différentes sources en fonction de la longueur d'onde. Les courbes d'irradiance spectrale pour les lumières du Soleil et d'une ampoule halogène sont représentées sur la figure 11.

Figure 11.  En haut : Irradiance spectrale solaire normalisée, en bas : Irradiance spectrale normalisée d'une ampoule halogène avec filament en tungstène En haut : l'irradiance spectrale solaire normalisée, en fonction de la longueur d'onde, au sommet de l'atmosphère et au niveau de la mer, est comparée à la loi d'un corps noir à 5900 K. Le spectre au niveau de la mer présente des bandes d'absorption de l'atmosphère dans l'ultraviolet (notamment par l'ozone) et dans l'infrarouge (notamment par la vapeur d'eau et le dioxyde de carbone). En bas : l'irradiance spectrale normalisée d'une ampoule halogène avec filament en tungstène (données pour l'ampoule SLS201L commercialisée par Thorlabs, température de couleur de 2796 K), est comparée à la loi d'un corps noir à 2800 K. On notera les écarts importants à la loi du corps noir au-delà de 1 µm. Source : irradiance spectrale solaire d'après Konijwolf, Wikimedia, irradiance spectrale d'une ampoule halogène d'après Thorlabs.

Cette première série d'expériences permet de commencer un schéma du bilan radiatif de la Terre (dans ce schéma très simplifié, on ne représente pour l'instant pas l'atmosphère). De l'énergie provenant du Soleil sous forme de rayonnement visible et infrarouge proche arrive sur Terre avec une puissance moyenne de 340 W/m² (flèche jaune incidente). Environ 30% de cette puissance (100 W/m²) est directement réfléchie et donc renvoyée vers l'espace (flèche jaune qui repart vers l'espace), le reste étant absorbé par la Terre. Localement, la part de l'énergie réfléchie dépend de la « couleur » de la surface de la Terre (neige, forêt, désert, etc.), i.e. de son coefficient de réflexion, comme nous l'avons vu avec l'exemple de la main et des rubans adhésifs colorés. Elle est quantifiée par la notion d'albédo. En réalité, plus des trois quarts des 100 W/m² renvoyés vers l'espace (77 W/m²) sont réfléchis par l'atmosphère (nuages, etc.), contre moins d'un quart par le sol terrestre (23 W/m²) (voir figure 1).

Figure 12.  Étape 1 du bilan radiatif simplifié de la Terre Source : Julien Delahaye et al.