GENERALITE SUR L’ENERGIE SOLAIRE ET SES APPLICATIONS

Ce chapitre décrit les principales caractéristiques du soleil et les principes de base de la géométrie solaire. Nous nous intéressons également sur les différents composants du rayonnement solaire et leurs principes de mesure. Pour les applications en énergie solaire, il est important de comprendre le mouvement apparent du soleil aussi bien que la position angulaire respective entre le soleil et la terre. I.2. Le soleil et ses principales caractéristiques Vénus est l’astre le plus brillant du ciel après le soleil et la lune. Elle gravite autour du soleil en 255 jours et reçoit un rayonnement solaire presque deux fois plus intense que la terre comme le montre la figure 1-1 [12]. C’est la deuxième planète du système solaire que l’on rencontre en s’éloignant du soleil. Le passage de vénus devant le soleil donne une idée sur quelques principales caractéristiques du soleil. Figure 1-1: photographie de Vénus prise en 2016 par Akatsuki [12] Le soleil forme avec ces huit planètes gravitant autour de lui, le système solaire dont il constitue à lui seul les 99,86% de sa masse [13]. C’est une grosse étoile assez proche de nous (8 minutes lumière, 150.106 Km). Il montre un diamètre apparent sur le ciel d’un demi-degré ce qui permet de l’étudier en détails. Le soleil est constitué d’une sphère de gaz chaud de diamètre 14.105 Km et de masse 2.1030 Kg. Il est composé de 74% d’hydrogène et de 24% d’hélium. Tous les autres éléments (métaux) sont présents mais sont sous forme de trace [13]. Au centre du soleil s’effectuent les réactions thermonucléaires de fusion qui transmutent l’hydrogène en hélium avec la production d’énergie et le rayonnement de notre étoile. Autrement dit, elles transforment chaque seconde, 564 millions de tonnes d’hydrogène en 560 millions d’hélium selon l’équation suivante [14, 15]. 1𝐻 1 → 𝐻𝑒 2 + 2𝛽 + 26,7 𝑀𝑒𝑉 4 (1.1) 6 Ces réactions sont confinées dans un milieu où la densité est très élevée (150 fois celle de l’eau) et la température atteint 15.106 K [14]. L’énergie produite migre lentement par rayonnement et par convection, vers la surface solaire. Elle est ensuite émise dans l’espace sous forme de rayonnement électromagnétique (lumière, rayonnement solaire) et de flux de particules (vents solaires).

Principe de base de la géométrie terre-soleil 

Le repérage d’un site à la surface de la terre Le repérage d’un site à la surface de la terre est caractérisé par le système de coordonnées géographiques. Ce système permet à chaque emplacement sur la terre d’être spécifié par l’intermédiaire de deux angles qui sont la longitude et la latitude comme le représente la figure 1-2. Ainsi l’angle formé par le plan méridien du lieu considéré et le plan méridien origine est appelé longitude. En effet cet angle de longitude 0°, passe par l’observateur de Greenwich Mine Time. Les longitudes qui se trouvent à l’Est (0° et 180°) et à l’Ouest (-180° et 0°) du méridien sont respectivement positives et négatives [16]. La latitude est l’angle que fait la verticale du lieu avec le plan équatorial. Elle permet de repérer la distance angulaire d’un point quelconque à l’équateur. Ainsi l’angle compris entre 0° et 90° est appelé hémisphère Nord et celui compris entre -90° et 0° est appelé hémisphère Sud [16]. L’altitude souvent exprimée en mètre, est la distance verticale entre le point considéré et une surface de référence théorique (niveau de la mer) [12]. Figure 1-2: Représentation de la longitude et latitude [17]. 7 La rotation complète de la terre s’effectue en 24 heures. C’est le temps au cours duquel chaque point de la surface terrestre traverse une zone éclairée et une zone non éclairée correspondant au jour et à la nuit [16]. Elle se fait sous un angle de 360° dont chaque heure représente 15° d’écart de longitude et donc chaque degré de longitude représente 4 minutes. I.3.2. Le repérage du soleil à la surface de la terre La rotation de la terre autour de son axe provoque les variations diurnes du rayonnement. La position de l’axe par rapport au soleil est la cause des variations saisonnières du rayonnement solaire. Le plan de l’orbite terrestre autour du soleil s’appelle plan écliptique. La terre tourne sur elle-même autour de l’axe polaire, qui est incliné à 23,45° par rapport à la perpendiculaire avec le plan écliptique tout au long de l’année [18]. Ainsi, l’angle compris entre la ligne reliant les centres du soleil et de la terre d’une part et le plan équatorial d’autre part change constamment [18]. La distance terre-soleil varie durant l’année, elle est maximale au début du mois de Juillet et minimale au début de Janvier. Pendant le solstice d’été (vers 21 Juin), la terre est placée sur son orbite de sorte que le Pôle Nord soit incliné à 23,45°vers le soleil, alors que pendant le solstice d’hivers le Pôle Sud est incliné à -23,45° vers le soleil (vers le 21 Décembre) (figure 1-3). Ainsi, pour les équinoxes du printemps (21 Mars) et de l’automne (21 Septembre), les durées du jour et de la nuit sont égales. Le soleil traverse le plan équatorial et sa déclinaison est alors nulle