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À l'échelle du globe, ces phénomènes se compensent puisque la somme des éner-
gies solaires distribuées aux différentes latitudes doit rester la même.
En définitive, une augmentation de l'obliquité :
1.
atténue les contrastes géographiques entre les zones de latitudes différentes
puisque davantage de rayonnement est reçu au pôle et moins à l'équateur.
2.
augmente les contrastes saisonniers puisqu'elle augmente la différence des durées
des jours et des nuits.
Rôles de l'excentricité et de la précession
À elle seule, l'excentricité (e) n'a qu'un rôle modeste sur la quantité d'insolation reçue
1
1e
2
à la surface du globe, n'intervenant que par un facteur
------------------
, qui est très petit.
-
L'influence combinée de la précession et de l'excentricité est, de beaucoup, plus
importante en ce qui concerne le contrôle des climats. Cela est une conséquence de
la 2
e
loi de Kepler. Pour expliquer ce phénomène, divisons l'année, comme l'a fait
Milankovitch, en deux « saisons astronomiques » séparées par les équinoxes. Dans
l'une, groupons le printemps et l'été (on peut appeler cet ensemble saison chaude),
et dans l'autre l'automne et l'hiver (on parlera ici de saison froide). Intéressons-nous
d'abord aux quantités de radiations reçues en tout durant ces « saisons » par l'un et
l'autre hémisphère. La formule en a été donnée par Milankovitch (encart 20.2). On
y note que les seuls termes variables sont l'obliquité et l'excentricité.
E
N
20.2
Quantité de radiation reçue dans un hémisphère
durant la « saison chaude » (printemps + été) et la
« saison froide » (automne + hiver) selon Milankovitch (1941)
CART
Appelons Ne la quantité de radiation reçue par l'hémisphère Nord pendant la
« saison chaude » et Nh celle reçue pendant la « saison froide » et Se et Sh les
quantités équivalentes reçues par l'hémisphère Sud. On démontre les relations
suivantes :
r
2
1e
2
S
0
T
Ne
==
Se
---
--------------------
+
2
sin
(
π
ε
)
-
r
2
1e
2
S
0
T
Nh
==
Sh
---
--------------------
+
2
sin
(
π
ε
)
-
avec T : durée de l'année sidérale, S
0
: constante solaire, r : rayon de la Terre,
e : excentricité,
ε
: obliquité.
Dans ces formules, il y a des termes que l'on peut considérer comme constants :
la durée de l'année, la constante solaire, le rayon de la Terre. Les seules gran-
deurs variables sont l'excentricité et l'obliquité. La précession n'entre pas en jeu,
mais elle détermine la durée de ces saisons, donc la quantité de rayonnement
reçu par unité de temps.
