Astronomie

Qu'est-ce qui contribue le plus à la variation saisonnière de la température ?

Qu'est-ce qui contribue le plus à la variation saisonnière de la température ?

La température saisonnière est finalement due à la précession de la Terre autour de l'axe. Mais ce qui m'intéresse, c'est… est-ce plutôt dû au fait que le côté qui connaît l'hiver est plus éloigné du soleil ou est-ce plutôt dû au fait que les jours sont plus courts et les nuits plus longues ?


[ La terre est en fait plus proche du soleil pendant l'hiver de l'hémisphère nord. La variation saisonnière de la température est principalement due à l'angle que la terre fait avec le soleil. Dans l'hémisphère nord en hiver, l'angle est tel que la terre est inclinée avec le pôle nord à l'opposé du soleil et la lumière du soleil frappant la terre est répartie sur une zone beaucoup plus grande que si elle était dirigée vers le soleil. En raison de cette inclinaison, le soleil est également plus bas dans le ciel et a l'effet montré dans la 2ème figure.


Qu'est-ce qui contribue le plus à la variation saisonnière de la température ? - Astronomie

Nous discutons de la possibilité de contraindre la relation entre le décalage vers le rouge et la température du fond diffus cosmologique (CMB) en utilisant des observations multifréquences de Sunyaev-Zeldovich (SZ). Nous avons simulé un catalogue d'amas de galaxies détectés grâce à leur signature SZ en supposant les sensibilités qui seront atteintes par le satellite Planck à 100, 143 et 353 GHz, en tenant compte du bruit instrumental et de la contamination du Fond Infrarouge Cosmique et des non résolus. radiosources. Nous avons paramétré la loi cosmologique température-décalage vers le rouge comme T∝ (1+z) (1-a) . En utilisant deux ensembles de rapports de densité de flux SZ (100/143 GHz, qui est le plus sensible au paramétrage de la loi Tz, et 143/353 GHz, qui est le plus sensible aux vitesses particulières des amas), nous montrons qu'il est possible récupérer la loi de Tz en supposant que les températures et les redshifts des amas soient connus. À partir d'un catalogue simulé de

1200 clusters, le paramètre a peut être récupéré avec une précision de 10 -2 . Les observations SZ sensibles apparaissent ainsi comme un outil potentiellement utile pour tester la loi standard. La plupart des modèles cosmologiques prédisent une variation linéaire de la température du CMB avec le redshift. La découverte d'une loi alternative aurait de profondes implications sur le modèle cosmologique, impliquant la création d'énergie d'une manière qui maintiendrait toujours la forme du corps noir du spectre CMB au décalage vers le rouge zéro.


Voici les facteurs qui affectent et contrôlent la plage annuelle de température

Voici les facteurs qui affectent et contrôlent la plage annuelle de température de la même manière que la distribution horizontale de la température : latitude hauteur au-dessus du niveau moyen de la mer courants océaniques vents dominants précipitations et nébulosité relief local et distance de la mer.

La hauteur du soleil de midi n'est jamais inférieure à celle de l'équateur. Deux fois par an, les rayons du soleil sont verticaux à l'équateur. Ainsi, la température est uniformément élevée dans la région équatoriale et la plage annuelle de température est négligeable.

Mais à partir du pôle de l'équateur, il y a une diminution progressive de la température. Il en résulte une plus grande plage annuelle de température. Dans les régions polaires, où la durée du jour et de la nuit est de 6 mois, on devrait s'attendre à la plus haute plage de température annuelle.

Mais il en est autrement, car le faible angle d'incidence des rayons du soleil ne permet pas aux températures d'atteindre des valeurs plus élevées. En outre, une plus grande partie de l'insolation reçue dans les régions polaires est dépensée pour faire fondre la neige au sol.

Ce facteur contrôle également toute augmentation substantielle de la température dans ces régions. Par conséquent, les régions des latitudes moyennes, où la variation saisonnière de la température est la plus élevée, enregistrent la plage annuelle de température la plus élevée.

Ainsi, il est évident que l'effet de la latitude sur la distribution de la température est modifié dans une large mesure par d'autres facteurs discutés ci-dessous.

Hauteur au-dessus du niveau moyen de la mer :

La gamme annuelle de température à un endroit particulier est largement contrôlée par la hauteur à laquelle l'endroit est situé. À haute altitude, la rareté de l'air, une plus grande quantité de précipitations et la nébulosité se combinent pour abaisser la température moyenne même pendant les mois les plus chauds de l'année.

Mais les valeurs moyennes de température pour la partie la plus froide de l'année ne sont pas affectées par ces facteurs au même degré. Ainsi, les endroits situés à des altitudes plus élevées ont des plages annuelles de température plus faibles.

Courants océaniques:

Les effets des courants océaniques sur la température des zones terrestres adjacentes sont variables, selon la direction des vents dominants. Lorsque les vents dominants sont terrestres, ils portent l'effet modérateur loin à l'intérieur des terres.

Dans ces conditions, les courants océaniques chauds contribuent à élever les températures des régions voisines. Par exemple, les températures d'ouest dominantes maintiennent les températures hivernales en Grande-Bretagne et dans une grande partie de l'Europe occidentale plus chaudes pour la latitude, en raison de la présence de la dérive nord-atlantique, un courant océanique chaud, dans l'océan voisin.

L'effet des courants océaniques chauds est plus prononcé en hiver. Par conséquent, la plage annuelle de température est relativement plus petite. Un autre exemple est offert par le courant océanique froid de la Californie en raison duquel les températures estivales dans la côte subtropicale de la Californie du Sud sont inférieures de 6° Celsius.

Ainsi, la différence entre les températures moyennes d'hiver et d'été dans les régions côtières de la Californie n'est jamais grande, ce qui entraîne une petite plage annuelle de température.

Vents dominants :

Parmi les facteurs qui ont une influence déterminante sur la plage annuelle de température, les vents dominants sont les plus importants.

Les vents au large entraînent une augmentation de la plage annuelle de température des terres adjacentes, tandis que les vents terrestres portent l'influence modératrice des océans loin à l'intérieur des terres et imposent une restriction à la plage annuelle.

L'effet des courants océaniques est largement déterminé par la direction des vents dominants. Les vents du large portent leur influence sur les régions côtières, tandis que les vents du large les privent des effets de réchauffement ou de refroidissement des courants océaniques.

Précipitations et nébulosité :

Dans les régions où les pluies tombent ou où le ciel est couvert de nuages, les températures estivales sont relativement plus basses. Mais pendant l'hiver, les nuages ​​contrôlent la perte de chaleur par le rayonnement terrestre.

Ainsi, dans les régions nuageuses, les températures hivernales ne peuvent pas beaucoup baisser. Par conséquent, dans ces régions, la plage annuelle de température est relativement plus petite que dans les régions où le temps est clair et sec.

Soulagement local :

La pente est l'un des facteurs puissants qui affectent la température d'un lieu. Les pentes exposées au soleil ont des températures plus élevées pendant les mois d'été, et les pentes protégées du soleil ont des températures beaucoup plus basses pendant l'hiver. Ainsi, ce facteur local affecte également la plage annuelle de température.

Distance de la mer :

L'eau est chauffée ou refroidie plus longtemps que la terre. En raison de cette caractéristique particulière de l'eau, les zones côtières bénéficient d'un climat tempéré et la différence de température entre les mois les plus chauds et les plus froids n'est pas très importante.

Au contraire, les emplacements intérieurs ont des étés extrêmement chauds et des hivers froids. Ainsi, avec l'augmentation de la distance de la côte maritime, il y a une augmentation correspondante de la variation saisonnière des températures.

Cependant, au voisinage de l'équateur, l'effet de la distance de la mer sur la gamme annuelle de température est tout à fait négligeable. Son effet est plus marqué dans les régions tempérées.

Il peut être souligné que puisque les emplacements côtiers ont une plus grande quantité de nuages ​​​​et les précipitations qui en résultent, la plage de température diurne est également très petite.


Qu'est-ce qui contribue le plus à la variation saisonnière de la température ? - Astronomie

Inspiré par ces commentaires, et je sais que les endroits dans le monde avec la plus grande variation ont également été discutés ici en tant que sujet.

Est-ce que quelqu'un sait quel climat a la plus petite différence absolue entre le jour et la nuit, et tout au long de l'année (je sais qu'un certain nombre de lieux équatoriaux, en particulier sur les îles océaniques, peuvent avoir des températures variant de 5 ° C ou moins par jour, et d'environ 2 ° C par an, mais existe-t-il un record du monde pour la plus petite différence ?).

Les températures les plus élevées et les plus basses jamais enregistrées seraient également liées, s'il existe des données pour cela et que quelqu'un le sait.

Les îles équatoriales sont difficiles à battre à cet égard. Kiribati est probablement l'un des principaux prétendants. Les températures moyennes sont les mêmes tous les mois de l'année et la plage diurne est d'environ 5 C. La différence entre le record maximum et le plus bas n'est que d'environ 14 C dans de nombreux endroits de Kiribati : Températures extrêmes autour du monde - températures les plus basses du monde

Il existe probablement un endroit dans le monde avec une variation encore plus faible, mais vous auriez du mal à le trouver. Ce serait probablement une autre île équatoriale, mais il pourrait aussi s'agir d'un climat équatorial de hautes terres avec une couverture nuageuse presque constante.

Les îles équatoriales sont difficiles à battre à cet égard. Kiribati est probablement l'un des principaux prétendants. Les températures moyennes sont les mêmes chaque mois de l'année et la plage diurne est d'environ 5 ° C. La différence entre le record maximum et le plus bas n'est que d'environ 14 ° C dans de nombreux endroits de Kiribati : températures extrêmes autour du monde - températures les plus basses du monde

Il existe probablement un endroit dans le monde avec une variation encore plus faible, mais vous auriez du mal à le trouver. Ce serait probablement une autre île équatoriale, mais il pourrait aussi s'agir d'un climat équatorial de hautes terres avec une couverture nuageuse presque constante.

Le plus haut *jamais* enregistré est 28C, le plus bas 6C

Je me demande si la plupart de la population des régions équatoriales comme Singapour prendrait la peine de vérifier les prévisions météorologiques, à part les précipitations, car chaque jour devrait sembler le suivant. Il ne devrait pas y avoir beaucoup de vent non plus, non ?

C'est étrange pour moi de penser qu'il y a des parties du mot où vous n'auriez guère besoin de vous soucier de la façon de vous habiller avant de sortir. Avec un record de 19°C, vous n'aurez jamais froid si c'est la température ambiante que vous préférez !

Je me demande si la plupart de la population des régions équatoriales comme Singapour prendrait la peine de vérifier les prévisions météorologiques, à part les précipitations, car chaque jour devrait sembler le suivant. Il ne devrait pas y avoir beaucoup de vent non plus, non ?

C'est étrange pour moi de penser qu'il y a des parties du mot où vous n'auriez guère besoin de vous soucier de la façon de vous habiller avant de sortir. Avec un record de 19°C, vous n'aurez jamais froid si c'est la température ambiante que vous préférez !


L'impact du changement climatique sur les observations astronomiques

Le changement climatique affecte et affectera de plus en plus les observations astronomiques, en particulier en termes de vision de dôme, de turbulence de la couche de surface, de teneur en vapeur d'eau atmosphérique et d'effet de halo entraîné par le vent dans l'imagerie directe des exoplanètes.

Les astronomes entrent dans une ère dans laquelle ils vont changer leur façon de travailler, avec l'arrivée des télescopes au sol de classe 30-40 m et de grands projets d'observation internationaux déclenchant de nouvelles façons de communiquer et de collaborer. Ces enjeux scientifiques se conjuguent avec des enjeux sociétaux, comme le rôle des astronomes dans la communication et la mise en œuvre d'actions pour réduire significativement l'empreinte environnementale de la recherche astronomique. Plus généralement, il est urgent que les astronomes, à travers leur regard unique sur l'Univers, communiquent et agissent sur les conséquences du changement climatique à tous les niveaux. Dans ce contexte, nous avons étudié le rôle de certains paramètres météorologiques clés dans la qualité des observations astronomiques et analysé leurs tendances à long terme (plus de 30 ans) afin de saisir l'impact du changement climatique sur les observations futures. Dans ce qui suit, nous donnons quatre exemples de la façon dont le changement climatique affecte déjà ou pourrait affecter les opérations d'un observatoire astronomique. Cette étude préliminaire est menée avec les données du Very Large Telescope (VLT), exploité par l'Observatoire européen austral (ESO), situé à Cerro Paranal dans le désert d'Atacama, au Chili, qui est l'un des endroits les plus secs de la Terre. Pour les analyses présentées ci-dessous, nous avons utilisé les différents capteurs installés à l'observatoire de Paranal mais aussi, pour montrer une période plus longue (de 1980 à nos jours), nous avons utilisé la réanalyse atmosphérique de cinquième génération du Centre européen de prévisions météorologiques à moyen terme (ECMWF). du climat global, ERA5 1 , avec une résolution spatiale de 31 km, que nous avons interpolée à l'emplacement de l'observatoire de Paranal. Pour étudier l'évolution à plus longue échelle (de 1900 à 2010), au prix d'une résolution spatiale plus grossière (130 km) qui fait la moyenne de l'orographie réelle et peut mélanger les interfaces océan-continent, nous avons dans certains cas utilisé les données de réanalyse ERA20C 2 . En outre, nous avons exploré les projections climatiques dans cette région, à l'aide de l'ensemble multi-modèles de la phase 6 du projet d'intercomparaison de modèles couplés (CMIP6) 3 , dans le pire des scénarios de changement climatique des voies socio-économiques partagées (SSP5-8.5). Une enquête plus approfondie est nécessaire pour mieux comprendre les mécanismes sous-jacents du changement, ainsi que pour évaluer la gravité de l'impact.


Modèles numériques

Les graphiques ci-dessous montrent les résultats des modèles numériques qui calculent le nombre d'obscurité en fonction de la température du CCD. Seule la population majoritaire de pixels est considérée. Les populations minoritaires ayant 5, 10, 50 fois ou plus le courant d'obscurité moyen ne sont pas prises en compte. Les calculs ont été effectués pour un capteur CCD Kodak KAF-0400, qui a des pixels de 9 microns, et le CCD SITe Si-502a, qui a des pixels de 24 microns. Les modèles Kodak supposaient une relation de loi de puissance simple avec une "température de doublement" de 5,8 °C. Pour le CCD SITe, le courant d'obscurité a été calculé en utilisant une expression mathématique exacte qui est la combinaison d'une loi de puissance et d'autres termes. Les calculs du SITe par pixel ont été réduits d'un facteur de 7,11 fois pour corriger sa plus grande zone de pixels par rapport à celle du CCD Kodak. Les résultats SITe mis à l'échelle sont plus directement applicables aux résultats Kodak, car la quantité importante n'est pas la quantité de comptage d'obscurité par pixel, mais plutôt la quantité de courant d'obscurité par unité de surface sous un détail d'image apparaissant dans le cadre CCD.

La figure du haut ci-dessous montre les calculs du modèle pour le capteur CCD Kodak KAF-0400. La deuxième figure montre les calculs du modèle pour la puce CCD SITe Si-502a à l'échelle de 9 microns de pixels. La puce SITe a clairement un courant d'obscurité plus important à une température donnée, elle a donc également plus de sensibilité aux variations de température. Chaque graphique ci-dessous a deux courbes qui définissent le courant d'obscurité lorsque le CCD est 0,2C plus chaud que la moyenne et 0,2C plus froid que la moyenne. Le nombre d'obscurité est donné en unités d'électrons (e-). Un point sur une courbe rouge indique que le nombre d'obscurité est plus élevé de ce nombre d'e- si la température du CCD est de 0,2 °C plus élevée que prévu. Les courbes bleues traitent le cas inverse pour le CCD étant 0,2C plus froid que prévu. Les courbes montrent la quantité d'erreur qui résulterait de la soustraction d'une image sombre prise 0,2C plus chaude ou plus froide que le CCD lorsque l'exposition à la lumière a été prise. La différence 0,2C est basée sur l'adoption de la norme de l'industrie de la variation de température de 0,1C rms comme spécification de performance pour les caméras CCD. Par conséquent, on pourrait constater que la trame sombre a été prise lorsque le CCD était de 0,1C plus chaud que la moyenne, et la trame de données a été prise lorsque le CCD était de 0,1C plus froid que la moyenne, créant une différence de 0,2C dans le nombre de noir. La courbure de ces relations résulte de la relation de loi de puissance entre le courant d'obscurité et la température. >

Au premier ordre, les résultats donnés ici peuvent être appliqués à des variations de température plus importantes en mettant simplement le résultat à l'échelle par la différence de température. Par exemple, pour estimer l'effet d'une différence de 2,0C, multipliez la valeur graphique par 2,0 / 0,2 = 10 fois.


Astronomie 115 - Exemples de réponses à mi-parcours

1. L'un des problèmes les plus sérieux pour l'étude de l'astrobiologie est de définir ce que nous entendons par « vie » d'une manière utile, mais pas trop restrictive. Une conséquence de ceci est que nous utilisons souvent la nature de la vie sur Terre comme modèle. Un aspect fondamental de la vie terrestre est que notre biochimie fonctionne en solution aqueuse. Discutez des raisons pour lesquelles nous considérons souvent que cela est universel et présentez des alternatives possibles.

Toute vie terrestre est basée sur des réactions chimiques en solution aqueuse. L'eau est un solvant unique pour la biochimie pour les raisons suivantes :

1) Il existe en phase liquide dans une gamme de température large et modérée. Ainsi, les fluctuations de la température ambiante doivent être assez importantes pour provoquer le gel ou la vaporisation de l'eau liquide. De plus, l'eau est un liquide dans une plage de températures suffisamment élevée pour favoriser des taux de réaction chimique relativement rapides et suffisamment basse pour permettre l'existence de composés chimiques complexes.

2) L'eau est un liquide polaire et permet donc la construction de choses comme des membranes cellulaires composées de composés à base de lipides qui forment des amas naturels dans une solution aqueuse.

3) Lorsque l'eau gèle, le solide résultant est moins dense que l'eau liquide à des températures juste au-dessus du point de congélation. Cela signifie que la glace flotte et fournit ainsi une isolation thermique pour permettre la persistance de l'eau liquide sous les couches de glace.

Un certain nombre d'autres composés volatils pourraient, potentiellement, également être utilisés comme solvants liquides pour la biochimie. Les plus courants d'entre eux sont l'ammoniac, le méthane et l'éthane. Ce sont tous des liquides sur des plages de température beaucoup plus petites et à des températures beaucoup plus basses que l'eau. Ainsi, ils ne sont pas aussi bons du point de vue de la stabilité thermique, et toute biochimie se produisant dans de telles solutions aurait des vitesses de réaction très lentes. De plus, aucun de ceux-ci n'est un liquide polaire. Ainsi, la nature de la chimie structurale de toute vie dans, disons, une solution d'ammoniac, devrait être très différente de celle de la chimie structurale utilisée pour la vie terrestre. Enfin, les glaces de ces composés sont toutes plus denses que les liquides correspondants. Ainsi, si les conditions sont suffisamment fraîches pour permettre le gel, le résultat final est un environnement entièrement gelé, car aucune couche d'isolation de surface ne peut se former.

2. Les gens ont souvent l'idée que « vie extraterrestre » signifie des extraterrestres intelligents et technologiquement avancés. Considérez l'histoire de la vie sur Terre et utilisez-la pour présenter un argument selon lequel la plupart des vies extraterrestres ne sont probablement ni technologiquement avancées ni intelligentes.

Les preuves de la vie sur Terre remontent à au moins 3,5 Gyr. Jusqu'à il y a environ 500 Myr, toutes les formes de vie terrestres étaient des organismes unicellulaires. La première preuve de ce que quelque chose comme des hominidés intelligents remonte à pas plus de 3 Myr. Les premières villes sont apparues il y a environ 5000 ans. La technologie, du type de celle requise pour la communication à travers les distances interstellaires, n'existe que depuis un peu plus d'un siècle à ce stade.

Cela signifie que la vie intelligente et technologiquement avancée n'a existé sur Terre que pendant environ une partie des 100 millions de toute l'histoire de la vie sur Terre. Si le développement de la vie sur Terre est quelque chose de typique, cela signifie que la grande majorité de la vie extraterrestre ne sera probablement pas une vie intelligente et technologiquement avancée, mais sera plus probablement des organismes unicellulaires.

Une chose qui pourrait rendre plus probable la possibilité d'extraterrestres intelligents et technologiquement avancés est que de telles civilisations pourraient durer très longtemps. Bien que nous ne disposions de la technologie de communication interstellaire que depuis environ un siècle, il est possible que nous puissions continuer à l'avoir pendant des milliards d'années. Si les civilisations technologiquement avancées durent très longtemps, cela augmenterait les chances de les trouver.

3. Comment et pourquoi l'existence d'une vie extrêmophile sur Terre est-elle un guide important pour notre recherche de vie ailleurs dans l'Univers ? Donnez des exemples de types d'extrêmophiles et d'environnements extraterrestres similaires à ceux dans lesquels ces extrêmophiles prospèrent.

L'existence d'une vie extrêmophile démontre que la vie peut s'adapter à un éventail de conditions bien plus large qu'on ne le croyait il y a quelques décennies. Ainsi, cela nous amène à considérer un éventail beaucoup plus large d'environnements comme potentiellement porteurs de vie que nous ne le pourrions autrement.

Les colonies thermophiles entourant les bouches thermiques du fond de l'océan représentent des écosystèmes entiers qui ne nécessitent pas l'apport d'énergie du soleil pour persister. Ainsi, ils démontrent que la vie pourrait exister dans des environnements similaires au fond de l'océan sous-marin Europa.

La vie se trouve également dans les vallées sèches de l'Antarctique et dans les roches souterraines profondes. La surface de Mars est aussi froide et sèche que les vallées sèches de l'Antarctique, bien que la pression atmosphérique soit plus faible et le flux UV beaucoup plus élevé. Même ainsi, si la vie était apparue au cours d'une phase antérieure, plus chaude et plus humide de l'histoire martienne, il est possible qu'elle persiste dans les roches souterraines, tout comme la vie lithophile sur Terre est capable de le faire.

4. Nous connaissons maintenant plus de 4000 planètes en orbite autour d'autres étoiles. Quelle méthode a été utilisée pour découvrir la majorité de ces planètes, et comment permet-elle de déterminer les propriétés de ces planètes ?

La plupart des planètes extrasolaires connues ont été découvertes en utilisant la méthode du transit. Si une planète passe directement devant une étoile, la planète bloquera une petite fraction de la lumière de l'étoile. Ainsi, si nous surveillons la luminosité d'une étoile et recherchons des événements périodiques au cours desquels l'étoile devient légèrement plus sombre, nous pouvons détecter la présence de la planète en orbite. Cette méthode ne fonctionnera que si le plan de l'orbite planétaire est à la périphérie de notre ligne de visée, nous nous attendons donc à ce que seulement quelques pour cent des étoiles avec des planètes montrent des preuves de transits.

Comme les transits sont périodiques, ils donnent directement la période de l'orbite. La quantité de lumière de l'étoile qui est bloquée nous indique le rapport entre la taille de la planète et la taille de l'étoile (plus la planète est grosse, plus elle bloque de lumière). Si nous connaissons également la taille de l'étoile, nous pouvons l'utiliser pour déterminer la taille de la planète. Une orbite de bord nous permet également de mesurer avec précision la variation de vitesse radiale de l'étoile hôte. Nous connaissons également la période d'orbite, comme indiqué ci-dessus. Si nous connaissons également la masse de l'étoile, nous pouvons déterminer la masse de la planète à partir des caractéristiques de l'orbite. Connaître à la fois la taille et la masse de la planète nous permet également de déterminer sa densité. Comme les planètes rocheuses et les planètes gazeuses ont des densités très différentes, nous pouvons utiliser la densité pour nous dire quelle est la nature de la planète.


Disponibilité des données

Les données calibrées VIRTIS sont accessibles au public via le site Web Planetary Science Archive (PSA) de l'ESA (https://archives.esac.esa.int/psa/) et le Planetary Data System de la NASA (https://pds.nasa.gov/) conformément au calendrier établi par le projet Rosetta. D'autres données qui soutiennent les parcelles dans cet article et d'autres résultats de cette étude sont disponibles auprès de l'auteur correspondant sur demande raisonnable. Les lecteurs sont invités à commenter la version en ligne du document.


Radiation solaire

La fusion nucléaire au plus profond du Soleil libère une énorme quantité d'énergie qui est lentement transférée à la surface solaire, à partir de laquelle elle est rayonnée dans l'espace. Les planètes interceptent des fractions infimes de cette énergie, la quantité dépendant de leur taille et de leur distance du Soleil. Une zone de 1 mètre carré (11 pieds carrés) perpendiculaire (90°) aux rayons du Soleil au sommet de l'atmosphère terrestre, par exemple, reçoit environ 1 365 watts d'énergie solaire. (Cette quantité est comparable à la consommation d'énergie d'un radiateur électrique typique.) En raison de la légère ellipticité de l'orbite de la Terre autour du Soleil, la quantité d'énergie solaire interceptée par la Terre augmente et diminue régulièrement de ±3,4 % tout au long de l'année, culminant le 3 janvier, date à laquelle la Terre est la plus proche du Soleil. Bien qu'environ 31 pour cent de cette énergie ne soit pas utilisée car elle est dispersée dans l'espace, la quantité restante est suffisante pour alimenter le mouvement des vents atmosphériques et des courants océaniques et pour maintenir presque toute l'activité biosphérique.

La plupart des surfaces ne sont pas perpendiculaires au Soleil et l'énergie qu'elles reçoivent dépend de leur angle d'élévation solaire. (L'élévation solaire maximale est de 90° pour le soleil au-dessus.) Cet angle change systématiquement avec la latitude, la période de l'année et l'heure de la journée. L'angle d'élévation à midi atteint un maximum à toutes les latitudes au nord du tropique du Cancer (23,5° N) vers le 22 juin et un minimum vers le 22 décembre. Au sud du tropique du Capricorne (23,5° S), l'inverse est vrai, et entre les deux tropiques, l'angle d'élévation maximum (90°) se produit deux fois par an. Lorsque le Soleil a un angle d'élévation inférieur, l'énergie solaire est moins intense car elle est répartie sur une plus grande surface. La variation de l'élévation solaire est donc l'un des principaux facteurs expliquant la dépendance du régime climatique à la latitude. L'autre facteur principal est la durée de la lumière du jour. Pour les latitudes polaires de 66,5° N et S, la durée du jour varie de zéro (solstice d'hiver) à 24 heures (solstice d'été), alors que l'équateur a une journée constante de 12 heures tout au long de l'année. La gamme saisonnière de température diminue par conséquent des hautes latitudes aux tropiques, où elle devient inférieure à la gamme de température diurne.


La mélatonine et le rôle endocrinien de l'organe pinéal

III Métabolisme de la mélatonine

Étant donné que la glande pinéale fabrique de la mélatonine et en stocke et en métabolise très peu (Wurtman et al., 1968c) , les variations diurnes de la biosynthèse de la mélatonine et de la teneur en mélatonine pinéale indiquent vraisemblablement une sécrétion phasique du méthoxyindole par la pinéale. De plus, la mélatonine a été trouvée dans l'urine et le plasma (où elle présente des variations sur 24 heures) (Pelham et al., 1972 , et est également présent dans des tissus dépourvus des enzymes nécessaires à sa synthèse. Cependant, des techniques sensibles et simples ne sont pas encore disponibles pour doser la mélatonine dans de petites quantités de sang périphérique ou dans le sang veineux de la glande pinéale (pour une discussion, voir Cardinali et Wurtman, 1974c). Par conséquent, il n'est pas encore possible de déterminer le taux in vivo de sécrétion de mélatonine par la glande pinéale. Aussi peu que 10 -13 g/ml de mélatonine sont détectables par dosage biologique (qui dépend de la capacité de l'hormone à blanchir la peau isolée de Rana pipiens, ou intact, vivant, Rana pipiens ou alors Xénope laevis larves), mais ces méthodes ne sont pas suffisamment sensibles pour détecter les infimes quantités de mélatonine susceptibles d'être présentes dans le liquide céphalo-rachidien (LCR) ou dans le plasma pendant la période de clarté de la journée. Il semble raisonnable de prédire, cependant, que le développement de techniques plus sensibles au niveau du sous-picogramme, par exemple, la chromatographie en phase gazeuse-spectrométrie de masse ( Cattabeni et al., 1972) et le dosage radio-immunologique, combleront le fossé qui sépare les connaissances considérables sur la biosynthèse de la mélatonine de l'incertitude concernant la dynamique de la mélatonine dans le corps.

La controverse se poursuit sur le ou les fluides corporels dans lesquels la pinéale des mammifères sécrète de la mélatonine. Il a été suggéré que la mélatonine est sécrétée dans le LCR (Wurtman et Antón-Tay, 1969). La juxtaposition étroite du système ventriculaire et du parenchyme pinéal observée chez certaines espèces ( Sheridan et al., 1969 Quay, 1970 ), mais pas chez d'autres espèces ( Smith, 1971 ), tend à étayer cette spéculation mais il semble peu probable que des approches anatomiques puissent résoudre cette question.

Si de la mélatonine marquée par un isotope est injectée dans le sang veineux, l'hormone pénètre dans tous les tissus, y compris le cerveau ( Kopin et al., 1961 Wurtman et al., 1964 ). La mélatonine marquée injectée dans le LCR est absorbée de manière inégale par le cerveau, elle se concentre dans l'hypothalamus et le mésencéphale ( Antón-Tay et Wurtman, 1969 Cardinali et al., 1973a) . La mélatonine a été identifiée dans l'hypothalamus du rat par chromatographie en phase gazeuse-spectrométrie de masse (Green et al., 1972 ). Ces régions du cerveau sont considérées comme des sites d'action possibles pour les méthoxyindoles puisque l'administration de mélatonine élève rapidement les taux de sérotonine dans l'hypothalamus et le mésencéphale ( Antón-Tay et al., 1968 ) et inhibe la synthèse des protéines hypothalamiques ( Orsi et al., 1973 ). L'administration dans le LCR augmente les niveaux de mélatonine-3H cérébrale plusieurs centaines de fois plus élevés que l'administration systémique (Antón-Tay et Wurtman, 1969).

Peu d'informations sont disponibles concernant le devenir métabolique de la mélatonine dans le cerveau. La mélatonine-3 H extraite du LCR disparaît rapidement du cerveau ( Cardinali et al., 1973a) . Sa désintégration présente deux composantes principales, à savoir une phase précoce d'une durée de 20 minutes et une seconde composante exponentielle unique plus lente avec une demi-vie d'environ 40 minutes. L'administration intracisternale préalable de mélatonine non marquée diminue la mélatonine-3 H et les métabolites de mélatonine marqués restant dans le cerveau 1 heure plus tard ( Cardinali et al., 1973a) . Ces données indiquent que la capacité du cerveau à absorber et à retenir la mélatonine peut être saturable et suggèrent que les métabolites de la mélatonine trouvés sont en fait formés dans le cerveau. L'exposition des rats à la lumière continue ou à l'obscurité affecte non seulement la biosynthèse de la mélatonine pinéale (voir ci-dessus) mais modifie également le métabolisme de la mélatonine exogène dans le cerveau ( Cardinali et al., 1973a) et l'ovaire ( Wurtman et al., 1964 ).

La mélatonine entre finalement dans la circulation générale la plupart de l'hormone dans le plasma (60-80%) est liée à l'albumine sérique ( Cardinali et al., 1972c) . Ce complexe est cependant facilement dissociable et la présence de la protéine de liaison ne modifie apparemment pas l'activité biologique de la mélatonine. Bien que le système nerveux central métabolise activement la mélatonine (par des voies encore non définies), le foie semble être le site principal d'inactivation de la mélatonine dans le corps, le méthoxyindole est d'abord hydroxylé en 6-hydroxymélatonine par une enzyme microsomale nécessitant le NADPH ( Kopin et al., 1960), et ce produit hydroxylé est ensuite conjugué à l'acide glucuronique ou sulfurique et excrété dans les urines. La chlorpromazine et d'autres phénothiazines retardent la disparition de la mélatonine marquée par des isotopes du sang et des tissus, probablement en inhibant le métabolisme de la mélatonine dans le foie (Wurtman et al., 1968d) .