GENERALITES SUR L’ENERGIE SOLAIRE 

Généralités sur l’énergie solaire 

Origine et nature du rayonnement solaire

 Le soleil tire son énergie des réactions thermonucléaires se produisant en permanence dans son noyau, dont la température atteint 15 millions de degrés [34]. Compte tenu des températures et des pressions énormes qui y règnent, toute la matière se trouve à l‟état gazeux ou sous forme de plasma. La couche externe du soleil, la photosphère, celle qui est visible de la terre, à une température considérablement plus faible qui décroît vers l‟extérieur, jusqu‟à environ 5 800°K. Les réactions thermonucléaires qui se produisent dans le noyau du soleil transforment chaque seconde, 564 millions de tonnes d‟hydrogène en 560 millions de tonnes d‟hélium selon l’équation suivante. (1) L‟hydrogène qui représente 71% de la masse dans la photosphère n‟est plus présent qu‟à 34% dans la partie centrale du soleil, du fait de cette transformation permanente engagée Il y a 4.5 milliards d‟années. Et les 4 millions de tonnes manquantes volatilisées désintégrées dans de gigantesques explosions nucléaires, Le processus mis en jeu est bien compris depuis la célèbre relation d’Albert Einstein (E = mC2 ) qui montre que toute disparition de masse (m) entraîne une production d‟énergie égale au produit de cette masse par le carré de la vitesse de la lumière. La perte de masse du soleil par unité de temps vaut 4.28*109 kg/s ; et l‟énergie émise par seconde par le soleil est donc d‟environ 3.85*1020 MW. Sur le plan énergétique un réacteur de centrale nucléaire produit typiquement 1000 MW. Le Soleil fournit donc une puissance équivalente à celle de 4.1017 réacteurs nucléaires, un chiffre véritablement astronomique. Cependant, seule une petite partie de cette puissance est reçue par la terre du fait du faible angle solide sous lequel est vue notre planète à partir du soleil, environ deux milliards de fois moins, ce qui donne un chiffre qui reste fort respectable (environ 1.9*1011 MW). Le système terre atmosphère réfléchit environ 30% de l‟énergie solaire interceptée et absorbe les 70% restants qui sont presque intégralement transformés en chaleur [34-36]. L‟énergie émise par le soleil nous parvient sous forme de rayonnements électromagnétiques se propageant à la vitesse de la lumière et dont l‟ensemble forme le rayonnement solaire, qui constitue la seule source externe notable d‟énergie pour l‟atmosphère. La théorie corpusculaire de Max Planck prévoit que tout rayonnement de fréquence () peut être considéré comme un flux de photons dont l‟énergie élémentaire (E) est directement proportionnel à cette fréquence. (2) Généralités sur l’énergie solaire 17 Où h : est la constante de Planck. c : la vitesse de la lumière.  : La longueur d’onde. De ce fait, ce sont les rayonnements de courte longueur d‟onde (ou de haute fréquence) qui sont les plus énergétiques; la plus grande partie de l‟énergie solaire est cependant rayonnée dans les domaines ultraviolet, visible et proche infrarouge. 99.2% de l‟énergie solaire hors atmosphère se trouve entre 200 nm et 4 μm. Au sol, par suite de l‟absorption du rayonnement solaire par la vapeur d‟eau, le spectre est limité à 2.5 μm environ [34, 35]. 

Constante solaire

 La terre reçoit pratiquement toute son énergie du soleil, sous la forme d’un rayonnement électromagnétique. Son contenu total de chaleur ne change significativement pas avec le temps, indiquant en général un équilibre entre le rayonnement solaire absorbé et le flux de rayonnement diffus émis par la planète. À l’extérieur de l’atmosphère terrestre il n’y a pas de composante diffuse du rayonnement solaire mais seulement la composante directe. Pour une distance moyenne entre la terre et le soleil. L’irradiation émise par le soleil à la terre aboutit à une intensité presque fixe dite constante solaire qui est de 1360 W/m2 (Monteith 1962) [35]. La constante solaire est l’énergie solaire reçue par unité de temps et par unité de surface d’une superficie perpendiculaire à la direction de propagation du rayonnement solaire. Les mesures faites avec une variété d’instruments ont donné la valeur 1353 W/m2 estimée avec une erreur de ±1.5%. La commission des instruments et des méthodes d‟observation (CIMO) de l‟Organisation météorologique mondiale (OMM) a adopté en octobre 1981 la valeur 1367 W/m2 avec une incertitude de 1%. À présent la meilleure valeur disponible de la constante solaire est 1360 W/m2 (Frochlich et 1981 Werhli) 

Rayonnement solaire du sommet de l’atmosphère au sol et ses composants 

Le rayonnement solaire est l’ensemble des ondes électromagnétiques émises par le soleil. Il est composé de toute la gamme des rayonnements, de l’ultraviolet lointain comme les rayons gamma aux ondes radio en passant par la lumière visible. Le rayonnement solaire contient aussi des rayons cosmiques de particules animées d’une vitesse et d’une énergie extrêmement élevées. L‟ensoleillement correspond à l‟intensité du rayonnement solaire reçu sur un plan à Généralités sur l’énergie solaire 18 un moment donné. Il s‟exprime habituellement en watts par mètre carré (W/m2 ). L‟ensoleillement varie de zéro, au lever du soleil, à sa valeur maximale, typiquement au midi solaire. En traversant l‟atmosphère, le rayonnement solaire est absorbé et diffusé. Au sol, on distingue plusieurs composantes :  Le rayonnement direct est reçu directement du soleil, sans diffusion par l‟atmosphère. Ses rayons sont parallèles entre eux et peuvent être concentrés par des miroirs. Ce rayonnement direct peut être mesuré par un pyrhéliomètre. Ce dernier est un appareil muni d‟un mécanisme d‟orientation qui permet de diriger constamment une thermopile en direction du soleil (suiveur solaire).  Le rayonnement diffus est constitué par la lumière diffusée par l‟atmosphère (air, nébulosité, eau, aérosols). La diffusion est le phénomène qui répartit un faisceau parallèle en une multitude de faisceau partant dans toutes les directions. Dans le ciel, ce sont à la fois les molécules d‟air, les gouttelettes d‟eau (nuages) et les poussières qui produisent cet éclatement des rayons du soleil. Cela dépend donc avant tout des conditions météorologiques. Le rayonnement diffus peut être mesuré par un pyranomètre avec l‟aide d‟un écran masquant le soleil c‟est-à-dire le rayonnement direct.  L‟albédo est la partie réfléchie par le sol. Il dépend de l‟environnement du site. La neige, par exemple, renvoie énormément de rayons lumineux alors qu‟un asphalte n‟en renvoie pratiquement pas. Les albédomètres conviennent pour mesurer le rayonnement global et/ou l‟albédo sur un grand nombre de types de surfaces. En résumé, le rayonnement global est tout simplement la somme des composantes directe et diffuse [36] comme le montre la figure 4 : Généralités sur l’énergie solaire 19 Figure 4: Les différentes composantes du rayonnement solaire [37]. Lors de sa progression dans l‟atmosphère, un rayon solaire interagira avec les particules dans l‟atmosphère. La taille de ces particules varient du dixième de nanomètre (molécules gazeuses) jusqu‟à quelques centimètres (gouttes de pluie ou flocons de neige). Le rayonnement solaire subit alors des phénomènes de diffusion (réflexion, réfraction et diffraction), provoquant une redistribution du rayonnement dans différents sens, et d‟absorption, principalement sous forme de bandes d‟absorption localisées dans le spectre électromagnétique, dues à certains composants gazeux de l‟atmosphère. Il s‟ensuit que la distribution spectrale du rayonnement au niveau de la mer diffère de celle au sommet de l‟atmosphère (cf. figure 5). L’éclairement solaire global incident sur une surface orientée à la surface de la terre est la résultante de l’intégration d’une luminance solaire incidente dont la répartition angulaire est hétérogène : cet éclairement dit global est schématiquement décomposé en une somme de trois éclairements issus de l’intégration de la luminance suivant une partition de trois domaines : l’éclairement direct provenant de l’angle solide du disque solaire (c.à.d. 0.27° de demi-angle d’ouverture) ; l’éclairement diffus provenant de l’angle solide du ciel vu par la surface ; l’éclairement réfléchi provenant de l’angle solide du sol vu par la surface, le cas échéant [38]. Généralités sur l’énergie solaire 20 Les photons ne sont pas émis en même quantité par le soleil quelle que soit la longueur d‟onde. Si l‟on mesure l‟énergie associée à chaque gamme de longueurs d‟onde dans le rayonnement solaire, on observe que celle-ci est très faible pour des longueurs d‟onde inférieures à 0.2 μm et pour des longueurs d‟onde supérieures à 4 μm, mais aussi qu‟elle passe par un maximum autour de 0.5 μm correspondant au jaune (qui est bien la couleur dominante de l‟astre solaire). La figure 5 présente la répartition spectrale du rayonnement solaire au niveau du sol en fonction de la longueur d’onde. Ce rayonnement constitue un spectre continu allant des ultraviolets à l’infra-rouge en passant par le visible ou il émet avec le maximum d’intensité. Cependant, en traversant la chromosphère du soleil et l’atmosphère de la terre, les atomes qui les composent absorbent certains photons. Il est intéressant de remarquer que, sur le plan d’émission du rayonnement, le soleil se comporte de façon similaire à un corps noir à une température de presque de 6000°K. Figure 5: Spectre énergétique du rayonnement solaire [39]. Il est intéressant de remarquer que, sur le plan d’émission du rayonnement, le soleil se comporte de façon similaire à un corps noir à une température de presque de 6000°K. La terre et son atmosphère jouent un rôle de transformateurs de l’énergie solaire, qu’elles reçoivent Généralités sur l’énergie solaire 21 principalement sous forme de rayonnement de courtes longueurs d’ondes et qu’elles réémettent vers l’espace essentiellement sous forme de rayonnement infrarouge [34, 35]. 4. La durée insolation et la fraction d’insolation La durée d’ensoleillement, ou durée de l’insolation effective, est un indicateur climatique qui mesure la durée temporelle pendant laquelle un endroit, un lieu est soumis à l’insolation effective, c’est-à-dire soumis à un rayonnement solaire suffisamment intense et puissant pour produire des ombres bien distinctes. Cet indicateur est directement lié à la nébulosité, la part du ciel couvert par les nuages, du lieu ou de l’endroit en question et ne doit pas être confondu avec l’ensoleillement qui exprime la quantité d’énergie reçue par le rayonnement solaire sur une surface donnée et sur une certaine période. La durée d’ensoleillement est généralement exprimée en une moyenne d’heures par an ou alors en une moyenne d’heures par jour [40]. La durée d’ensoleillement se mesure le plus souvent à l’aide d’un héliographe qui utilise une lentille optique en verre en forme de sphère. Ces appareils existent sous plusieurs modèles dont les plus célèbres sont l’héliographe de Jordan inventé en 1888 et celui de CampbellStokes inventé en 1853 puis modifié en 1879. Le premier est désuet alors que le second est considéré comme l’héliographe de référence car prôné et utilisé par l’Organisation météorologique mondiale (OMM) depuis 1962 car plus performant [40]. En 2003, la définition de la durée d’ensoleillement a été précisée par l’OMM : elle correspond à la durée temporelle pendant laquelle l’irradiation solaire directe ou non-diffuse est d’une intensité strictement supérieure à 120 W/m². Ainsi en-dessous de ce seuil, l’héliographe considère que le rayonnement solaire est d’une intensité insuffisante pour que l’insolation soit effective [40]. La figure 6 montre la variation de la durée d’ensoleillement d’une région du monde à l’autre selon des facteurs géographiques (la latitude, la longitude et l’altitude), des critères météorologiques (la nébulosité, les précipitations), des critères astronomiques (levers et couchers de soleil) et le passage d‟objets en mouvements (avions …).