Cours GI Gisement Solaire

Cours Génie Industriel

Pr.Choukri MESSAOUDI

Le soleil étant la source qui est à l’origine de la plupart des énergies renouvelables traitées dans ce module sinon à l’ensemble de la vie sur Terre (cycle de l'eau, du vent et de la photosynthèse ), nous avons jugé utile d’introduire ce cours relatif au gisement solaire dans le but d’en dégager les notions indispensables à l’études de ces énergie renouvelables auxquelles nous nous intéressons. A cet effet, nous allons étudier de façon succincte et en premier, le soleil en le traitant comme étant un corps noir. Nous évoquerons alors les lois régissant le comportement de ce corps noir pour aboutir par la suite au rayonnement solaire. Nous étudierons par la suite le comportement de ce rayonnement solaire tout le long de sa traversée depuis la surface solaire jusqu’à la terre. Nous décrirons enfin les appareils de mesure ainsi que la collecte des données météorologiques pour terminé par un bref aperçu sur les logiciels utilisés à cet effet.

Le soleil est un astre ou étoile résultant de la condensation d'un nuage gazeux interstellaire sous l'effet d’un champ gravitationnel. Ce nuage est essentiellement composé d’un point de vue masse d'hydrogène à 92%, d'hélium à 7,8% et dans une moindre proportion de carbone, d'azote et d' autres éléments.

Le soleil est un réacteur à fusion thermonucléaire qui fonctionne depuis 5 milliards d’années et dont la durée de vie est estimée à 10 10 ans.

Par un processus de fusion thermonucléaire qui repose sur la transformation d’hydrogène en hélium suivant la réaction ci-dessous (cycle de Bethe):

le soleil émet d’énormes quantités d’énergie dans l’espace dont la puissance est estimée à 64 103 KW/m². Ces radiations s'échappent dans toutes les directions et voyagent à travers l'espace, sous forme de faisceaux parallèles, à la vitesse constante de 300 000 km à la seconde, dénommée vitesse de la lumière. L’ensemble de ces radiations ou rayonnements qu’on nomme aussi l’irradiation solaire parcourt une distance d’environ 150 millions de kilomètres, pour arriver à l’extérieur de l’atmosphère de la Terre avec une puissance de l’ordre de 1367 W/m², qu’on appelle la constante solaire.

* Le

soleil est l’une des 150 milliards d’étoiles de notre galaxie. * Âge du Soleil : Estimé entre 4,5 et 5 milliards d’années. * Durée de vie: 10 10 ans. * Diamètre moyen : 1 393 000 km (soit plus de 100 fois celui de la Terre). * Température : 5800 K à sa surface et 14 à 15 millions de degrés en son centre. * Masse: Elle est de l’ordre de 2.1027 tonnes.(92.1% H ; 7.8% He). * Puissance émise par le soleil par unité de surface : 64 103 kW/m². * Puissance totale émise par le soleil : 3.94 1026 W soit 400 Yottawatts. * Puissance reçue au niveau de la Terre : 1353 W.m-2. * Nature de son énergie: Origine réactions thermonucléaire ou fusion nucléaire (cycle de Bethe):

Le Soleil représente à lui seul 99,86 % de la masse du Système solaire ainsi constitué, Jupiter représentant plus des deux tiers de tout le reste.

la Galaxie du Tourbillon, un exemple typique de galaxie spirale.

Définition: Le corps noir « terme introduit par Gustav Kirchhoff en 1862 » en physique est un objet idéal qui absorberait toute l'énergie électromagnétique qu'il reçoit, sans en réfléchir ou en transmettre. La lumière étant une onde électromagnétique, elle est absorbée totalement et l'objet devrait donc apparaître noir, d'où son nom. De même le corps noir est un émetteur idéal, les photons réémis ont une distribution spectrale qui ne dépend que de la température de ses parois. Il obéit à la fois aux lois de Lambert, de Stefan et de Wien. D'après la loi de Stefan-Boltzmann, la densité de flux d'énergie Mo (en W.m-2) émis par le corps noir qu’on peut aussi appelé le pouvoir émissif, varie en fonction de sa température T (exprimée en kelvin) suivant la formule: où σ est la constante de Stefan-Boltzmann (σ = 5,7 10-8 W/m².°K4).

Un corps rayonne d'autant plus qu'il est plus chaud.

La chaleur produite lors de la fusion thermonucléaire de l'hydrogène au cœur du Soleil traverse les différentes couches de ce dernier jusqu'à sa surface (photosphère) pour y être libérée sous forme de rayonnement solaire ou de flux de particules. Donc la chaleur du Soleil est convertie, à sa surface, en lumière se présentant sous forme de particules qu’on appelle photons. Ce flux de photon forme des ondes électromagnétiques qui se propagent sans perte d'énergie dans toutes les directions de l'espace, et notamment vers la Terre.

Le rayonnement émit par le soleil est composé d’un ensemble d’ondes électromagnétiques allant depuis les rayons cosmiques, particules animées d'une vitesse et d'une énergie extrêmement élevées et s'étendant jusqu’aux ondes radio et aux rayons gamma, en passant par la lumière visible.

Quelle est la puissance rayonnée ou émise par le soleil par unité de surface ? - on utilise la loi de Stefan Ps = s T4 , qui donne la puissance émise par un corps noir, pour chaque 4 -8 2 m de sa surface. Avec σ = 5,7 10 W/m².°K et T prise égale à 5800 K on trouve alors P = 64 103 KW/m². Quelle est la puissance totale rayonnée ou émise par le soleil ? - Cette puissance se calcule en multipliant Psoleil par la Surface du soleil soit: PT= Psoleil. 4pR2 . - On obtient alors PT = 3,95 1026 W soit 400 YottaWatt. Quelle est la puissance reçue par mètre carrée au niveau de la terre ? - La puissance totale du soleil se propageant sous forme d’une sphère à une distance D de la terre elle se répartit sur une sphère de rayon D d’où: PTerre = PT /4pD2, soit PTerre = 1370 W. - Cette dernière valeur est appelée la constante solaire, elle représente la quantité d’énergie solaire que recevrait une surface de 1 m2 située à une distance de 1 ua (distance moyenne Terre-Soleil), exposée perpendiculairement aux rayons du Soleil, en l'absence d’atmosphère.

L’émission d'ondes électromagnétiques par le Soleil est bien modélisée par un corps noir à 5800 Kelvin, donc par la loi de Planck qui définit la distribution de luminance énergétique monochromatique du rayonnement thermique du corps noir en fonction de la température thermodynamique. Le pic d’émission est dans le jaune (λ=570 nm), et la répartition du rayonnement est à peu près pour moitié dans la lumière visible, pour moitié dans l'infrarouge, avec 1% d'ultraviolets1.

Le spectre solaire se répartit selon trois types de rayonnement :

* Les ultraviolets (UVA et UVB) qui ont une longueur d’onde comprise entre 280 et 380 nm. Ils représentent environ 5 % de la quantité totale du rayonnement solaire.

* la partie visible du spectre. Il s’agit de la partie du rayonnement solaire compris entre 380 et 700 nm. C’est dans ce domaine visible que l’énergie solaire est la plus intense. Elle représente 50 % de la quantité totale du rayonnement solaire.

* Les

infrarouges (IRA et IRB) qui correspondent aux longueurs d’ondes comprises entre 700 et 2 500 nm. Ils représentent environ 45 % du spectre solaire.

Que se passe-t-il pour le rayonnement solaire lors de la traversée de l’espace jusqu’à la terre?

Les différentes couches de l’atmosphère

Composition de l'atmosphère La composition de l'atmosphère est à peu près identique pour les trois premières couches: 78 % d'azote, 21 % d'oxygène, 0.9 % d'argon, 0.03 % de CO2 et des traces d'autres gaz, avec de la vapeur d'eau dans la troposphère et une mince couche d'ozone dans la stratosphère dont le rôle est si important dans l'absorption des rayons ultraviolets les plus durs. L'essentiel des modifications subies par le rayonnement solaire se fait dans la troposphère par diffusion, diffraction, absorption, réfraction par des gaz de température et de densité croissante.

Le rayonnement solaire étant un ensemble d’ondes électromagnétiques, il se propage sans perte d'énergie dans toutes les directions de l'espace, et notamment vers la surface de la Terre. Sa puissance à la limite de l’atmosphère Terrestre est appelée la constante solaire et sa valeur (pratiquement constante) est égale à 1370 W/m2. Lors de sa traversée de l’atmosphère au minimum 35 % du rayonnement solaire intercepté est réfléchi vers l'espace. Une partie du rayonnement qui traverse l’atmosphère (1000 W/m2) est alors diffusée dans toutes les directions par les molécules d'air, des aérosols et des particules de poussière c'est ce qu’on appelle le rayonnement diffus. Une secondes partie de l’ordre de 10 à 15 % de ce rayonnement est elle, absorbée par la vapeur d'eau, le gaz carbonique et l'ozone de l'atmosphère du rayonnement solaire. Le reste du rayonnement atteint directement la surface c’est le rayonnement direct. Une petite partie de l’ensemble su rayonnement atteignant la surface terrestre peut subir une réflexion, c’est le rayonnement réfléchi.

L’intégralité du rayonnement qui atteint le sol traverse l’atmosphère, ce qui modifie le spectre en raison des phénomènes d’absorption et de diffusion. L’oxygène et l’azote atomiques et moléculaires absorbent le rayonnement de très courte longueur d’onde, faisant effectivement obstacle au rayonnement aux longueurs d’onde de