L’énergie solaire au voisinage du sol

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L’énergie solaire produite

Au cœur du soleil, la température atteint 15 millio ns de degrés et se réduit jusqu’à 5773 K à la surface. Il est formé de 92.1 % en atomes d’hydrogène, à 7.8 % en atomes d’hélium et 0.1 % en autres atomes : Oxygène, Carbone, Azote, etc. [10].
L’énergie lumineuse produite est d’origine nucléaire, essentiellement la fusion de l’hydrogène en hélium. Ces réactions se déroulent ansd le cœur où la température et la pression sont suffisantes pour vaincre la barrière coulombienne opposant les deux protons.
Il est à noter que d’autres réactions de fusion y participent quoiqu’ elles soient minoritaires. Elles donnent naissance à d’autres at omes tels que le Béryllium, le Lithium, et le Bore.
Finalement, on aboutit à la réaction globale (II.1). Les quatre protons mis en jeu interagissent entre eux pour produire chacun un noyau d’hélium composé de deux protons et de deux neutrons. Deux neutrinos sont libérés et s’échappent facilement du soleil.
Pour chaque réaction de fusion, sont libérés deuxeutrinos solaires, et une énergie :
Q = 0.007 x 4x m H x c
Donc le nombre N de ces réactions est :
N = 4 x 1026 J (énergie produite chaque seconde par le soleil) ÷ 4x 10 –12 J ≈ 10 38 réactions par seconde.
Le nombre de neutrinos qui arrivent sur terre est par conséquent de 64 milliards par seconde sur une surface équivalente à celle d’un ongle [20].
Depuis le centre du soleil, les neutrinos se déplaçant à la vitesse de la lumière, atteignent la surface de la terre en huit minutes. Ils n’emportent qu’une faible énergie.
Pendant la fusion, les noyaux d’hydrogène ne sont pas désintégrés purement et simplement, mais transformés en hélium 4.
Chaque proton vaut 1.0083 UMA. A quatre, ils en valent donc 4.0332. Or, le noyau d’hélium 4 n’en vaut que 4.0026 [10]. Cette différence représente seulement 0.7 % de la masse mise en jeu. Cependant l’énergie produite au cœur du soleil (4x 10 26 J par seconde) sera véhiculée par les photons [20]. Ils mettent plus d’un million d’année pour atteindre la surface de la terre. Cela s’explique par les innombrables interactions subites tout au long de leurs parcours à l’intérieur du soleil.
L’énergie qui est transmise sur terre est un rayonnement qui se manifeste sous forme de lumière ou de chaleur.
Dans le premier cas, il permet la photosynthèse des végétaux, la constitution de nos réserves énergétiques directement exploitables (énergie musculaire, énergie fossile).
Dans le second cas, la chaleur provenant du soleil est à l’origine de l’énergie hydraulique (évaporation) éolienne (échauffement fférentieldi des masses d’air) et de l’énergie thermique des océans.

L’énergie solaire émise

Le flux total d’énergie électromagnétique en provenance du soleil est une radiation qui constitue un phénomène ondulatoire caractérisé parses longueurs d’ondes. Elles sont largement variées, depuis les ondes gamma jusqu’aux radiations grandes ondes.
Quelques notions astronomiques

Mouvement soleil – terre (figure : III-1)

La course de la terre autour du soleil décrit une ellipse légèrement aplatie dont le soleil est situé sur l’un des foyers. Aujourd’hui l’excentricité de cette ellipse est égale à 0.016. D’après l’extrapolation des observations astronomiques, elle peut varier entre un minimum de 0.00 (l’ellipse est alors un cercle) et un maximum de 0.07 (pour une telle excentricité la distance entre les foyers est 7 % de la longueur du grand axe) [4].
Sur son orbite, la terre passe par deux positions particulières situées aux extrémités de la ligne des apsides (le grand axe de l’ellipse) : l’a phélie correspondant à la distance maximale entre la terre et le soleil qui est de l’ordre de 152 105 000 Km et le périhélie correspondant à la distance minimale entre la terre et le soleil qui est de l’ordre de 147 103 000 Km [5].
La terre effectue également une rotation sur elle-même autour de l’axe de pôle en 24h.
Cet axe s’incline d’un angle α avec la direction perpendiculaire au plan de l’écliptique.
Il varie entre 22° la mesure de α saisonnières et 24° 5’pour une période appr oximative de 40 000 ans [3]. Actuellement est de 23° 27’. Cette inclinaison joue un rôle co nsidérable sur les variations

La projection du soleil

Pour repérer le positon du soleil dans l’espace, on se sert d’un système de coordonnées horaires et sphériques.

Coordonnées célestes horaires

Tenant compte de deux mouvements de la terre, ceci fait l’objet de choisir un référentiel absolu et effectuer de changement de repères intermédiaires afin de déterminer la position du soleil par rapport au référentiel de l’observateursur terre. Considérons alors les référentiels ci-dessous :
– R1 (O1, X0, Y0, Z0) : le repère absolu avec O1 étant le centre du soleil tel que O1Z0X0
représente le plan de révolution de la terre (ou le plan de l’écliptique) et le plan O1Z0Y0 reste parallèle à l’axe des pôles.
– R’ ( O’, X, Y, Z) : un repère mobile avec O’ étant lecentre de la terre tel que les axes O’X et O1X0, O’Y et O 1Y0, puis O’Z et O 1Z0 soient respectivement parallèles entre eux. L’axe des pôles est contenu dans le plan O’YZ.
– R (O, x, y, z) : un repère mobile avec O étant un observateur qui se trouve en un lieu quelconque de la surface de la terre, en particulier dans l’hémisphère Sud.
OX : est orienté vers l’Est
OY: est orienté vers le Nord
OZ : est orienté vers le haut et perpendiculaire au plan de méridien du lieu.

L’obliquité «α» [3]

L’obliquité (le « tilt » des anglo-saxons) est l’angle que fait l’axe polaire avec la perpendiculaire au plan de l’écliptique (…). C’est cet angle α qui définit la position des cercles polaires (de latitude 90° – 23°27’= 66° 33’ ) et celles des tropiques, de latitude 23° 27’.
Cet angle n’étant jamais nul, cela explique la quantité d’énergie solaire inégalement repartie aux deux hémisphères, sauf aux équinoxes.

Table des matières

Introduction
PREMIERE PARTIE
Chapitre PREMIER : MATERIELS ET METHODES
I – Documentation
II – Dépouillement des données statistiques
III – L’usage de l’albédo
IV- Comparaison graphique
V – Calcul et graphiques
RESULTATS ET DISCUSSIONS
Chapitre II: L’énergie solaire rayonnée
II.1-Le soleil
II.2- L’énergie solaire produite
II.3- L’énergie solaire émise
Chapitre III : Quelques notions astronomiques
III.1- Mouvement soleil terre
III.2- La projection du soleil
III.2.1- Coordonnées célestes horaires
III.2.2- L’obliquité
III.2.3- Coordonnées célestes horizontales
III.2.4- La hauteur
III.2.5- L’azimut
III.3- Le problème du temps
III.4- Diagrammes solaires
III.5- Durée du jour
Chapitre IV : L’irradiation solaire au sol
IV.1- L’éclairement énergétique
IV.2- La constante solaire
IV.3- L’énergie solaire au voisinage du sol
IV.3.1- Le rayonnement direct
IV.3.2- Le rayonnement diffus
IV.4- Le comportement de l’atmosphère
IV.5- La puissance reçue
IV.6- L’albédo
IV.7- L’insolation
IV.7.1- L’insolation réelle
IV.7.2- L’insolation effective
DEUXIEME PARTIE
Chapitre V: La corrélation entre la température de l’air et l’insolation
V.1- Bilan énergétique général au voisinage du sol
V.1.1- L’émissivité
V.1.2- Le comportement de la température en fonction de l’insolation
V.1.3- Analyses et interprétations des graphiques
V.2- Application
V.2.1- L’insolation et le développement
V.2.2- L’insolation et la santé
V.3- L’insolation et la végétation
Conclusion
Bibliographie

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