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Chapitre I : Généralités sur le rayonnement solaire hors atmosphère I.4.5. Orie

Chapitre I : Généralités sur le rayonnement solaire hors atmosphère I.4.5. Orientation d’un plan Un plan quelconque est défini par deux angles (α, γ) α: azimut du plan, c’est l’angle que fait la projection de la normale sur le plan horizontal et la direction du sud. γ: hauteur du plan, c’est l’angle que fait la normale du plan et sa projection sur le plan horizontal. Sa valeur peut être calculée par l’équation : β': inclinaison du plan, c’est l’angle entre le plan et sa projection sur le plan horizontal. Pour un plan horizontal : β’=0 et γ=90º. Figure 6 : Orientation d’un plan quelconque I.4.6. Angle d’incidence des rayons solaires L’angle d’incidence du faisceau solaire avec un plan d’inclinaison et d’orientation quelconque (β’, γ) est l’angle formé par le vecteur directionnel du faisceau solaire et la normale sortante au plan (voir Annexe B). Pour un plan orienté plein nord Pour un plan horizontal (β’=0), cos(i) = sin(ℎ) d’après la relation (I.3). 1 Chapitre I : Généralités sur le rayonnement solaire hors atmosphère Figure7: Angle d’incidence sur un plan horizontal Exemple I.6 a)- Un plan incliné d’un angle de 30° b)- Un plan incliné d’un angle de 90°. Solution La déclinaison solaire le 15 Mai est δ =18.77° A 11:00, l’angle horaire est w = +15° a)- Sur un plan incline d’un angle 30° 2 Chapitre I : Généralités sur le rayonnement solaire hors atmosphère I.4.7. Facteur d’inclinaison Le facteur d’inclinaison horaire rb est donne par l’équation Le facteur d’inclinaison journalier Rb est donne par l’équation : Exemple I.7 Calculer le facteur d’inclinaison horaire rb à 11:00 et le facteur d’inclinaison journalier Rb à Los Angeles (34 ° 0′N) sur un plan incline d’un angle de 30 ° par rapport a l’horizontal, le 15 Mai. Solution 3 Chapitre I : Généralités sur le rayonnement solaire hors atmosphère I.5. Émission du soleil I.5.1. Nature du rayonnement solaire Il s’agit d’ondes électromagnétiques émises par le soleil. On parle de Rayonnement électromagnétique (REM) lorsque le rayonnement se comporte comme un champ de forces dont les variations affectent les propriétés électriques et magnétiques de la matière. La lumière est la partie visible du REM, celle que l'homme capte avec ses yeux. Figure8 : Exemple d’une onde électromagnétique 4 : Généralités sur le rayonnement solaire hors atmosphère La longueur d'onde est la distance entre deux points homologues successifs et la fréquence est le nombre de cycles par secondes passant par un point fixe. Plus la fréquence est élevée, plus la longueur d'onde est petite. Ces oscillations se propagent dans le vide à la vitesse de la lumière (300 000 km/s). I.5.2. Propagation des ondes électromagnétiques Le rayonnement solaire se propage à la vitesse de la lumière; il lui faut donc, en moyenne, 499 secondes, soit 8 minutes et 19 secondes, pour atteindre notre atmosphère. La théorie corpusculaire de Max Planck1 prévoit que tout rayonnement de fréquence f peut proportionnelle à cette fréquence ( E= ℎ ). De ce fait, ce sont les rayonnements de courte être considéré comme un flux de photons dont l’énergie élémentaire est directement longueur d’onde (ou de haute fréquence) qui sont les plus énergétiques [3]. Notre œil perçoit une partie seulement du rayonnement solaire, celle située dans le domaine dit visible, dont les longueurs d’onde sont comprises entre 0,40 et 0,70 µm (certains auteurs placent la limite du visible à 0,77 µm pour que les contributions énergétiques du visible et du proche infrarouge soient égales). Le soleil émet cependant dans une large gamme de longueurs d’onde, allant des rayons gamma (longueurs d’onde inférieures à 10-12 m) aux grandes ondes radioélectriques (de longueur d’onde atteignant 1000 mètres), en passant par les rayons X, le rayonnement ultraviolet, le rayonnement visible, le rayonnement infrarouge et le rayonnement hyperfréquences. 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 0,2µm et 4 µm. Au sol, par suite de l’absorption du rayonnement solaire par la vapeur d’eau, le spectre est limité vers le haut à 2,5 µm environ (Figure .18). : Généralités sur le rayonnement solaire hors atmosphère 1 Max Planck Célèbre physicien allemand (1858-1947), prix Nobel de physique en 1918, Max Planck est l’auteur en 1900 de la théorie du quanta. 5 Figure9: Densité spectrale de l'éclairement énergétique du rayonnement solaire direct. a: Rayonnement solaire hors de l'atmosphère. b: Rayonnement solaire direct au sol pour une hauteur du soleil de 65 degrés et une atmosphère claire standard [3]. I.5.3. Propriétés des ondes électromagnétiques Parmi les nombreuses propriétés des ondes électromagnétiques, certaines sont fondamentales pour la compréhension des principes de base de l’énergie solaire. Il s’agit de: La réflexion L’absorption La diffusion. Ces propriétés seront décrites en détail dans le prochain chapitre. 6 Figure10: Différentes propriétés des ondes électromagnétiques I.5.4. Spectre du soleil Le soleil nous envoie un rayonnement électromagnétique qui se situe dans le domaine de la lumière. Ce rayonnement est composé d'infrarouge, de lumière visible et d'ultraviolet: • La lumière visible à des longueurs d'onde comprises entre 0.4m et 0.8m, elle comprend 48% du rayonnement ; • Le rayonnement ultraviolet (UV) à des longueurs d'onde inférieures à 0.4m, il représente 6% du rayonnement ; • Le rayonnement infrarouge (IR) à des longueurs d'onde supérieures à 0.8m, il englobe 46% du rayonnement. Figure11: Spectre du rayonnement solaire [4] 7 I.6. Le rayonnement solaire hors atmosphère Le rayonnement solaire extraterrestre (hors atmosphère) est le rayonnement solaire qui frappe la surface de la couche atmosphérique. 8 I.6.1. Le couple Terre-soleil I.6.1.1. Correction de la distance Terre soleil Les variations annuelles de la distance Terre-soleil sont dues au fait que la trajectoire autour du soleil est une ellipse. Elles se traduisent par des variations du rayonnement hors atmosphère (l’éclairement solaire direct extra-terrestre). Le coefficient de correction dû à cette variation de la distance a été déterminé à partir de la position de la Terre sur son orbite en fonction du jour de l'année et est donné par la relation: Ou encore : Exemple I.8 Calculer la distance Terre soleil le 16 Octobre 9 10 = , I.6.1.2. La constante solaire La constante solaire est l’intensité d’énergie solaire qui tombe sur une surface perpendiculaire aux rayons solaires, cette surface se trouvant à la limite de l’atmosphère et à une distance moyenne de 150.106 km (distance moyenne Terre – soleil). Elle est indépendante des conditions météorologiques. Par contre elle dépend de la distance Terre-soleil. On peut l’exprimer ainsi : (I.16.c) Ts : Température du soleil égale à 5800 K. Rs: Rayon du soleil (696.106 m). Dts : Distance moyenne Terre soleil. : Constante de Stéphane Boltzmann = 5.67.10-8 W.m-2.K-4. En moyenne, la Terre reçoit donc 1367 W.m-2 en haute atmosphère et à la verticale, face au soleil. De façon plus simple, la constante solaire est une puissance qui nous parvient du soleil en absence de l’atmosphère, par unité de surface et sur un plan normal. I.6.1.3. Correction de la constante solaire La correction de la constante solaire est donnée par : Isc: est la constante solaire corrigée. Io : est la constante solaire moyenne qui est égale à 1367 W.m-2. L’évolution annuelle de la constante solaire peut être représentée par le graphe 8 suivant : 11 Graphe 8: Évolution annuelle de la constante solaire On remarque que le maximum est obtenu au mois de Janvier avec la valeur 1413 W.m-2 et le minimum au début de juillet avec la valeur 1320 W.m-2. I.6.2. Flux solaire d’un plan horizontal Le flux solaire d’un plan horizontal en dehors de l’atmosphère pour un site de hauteur h du soleil est défini comme la projection de flux normal sur ce plan horizontal I.6.3. Irradiation horaire sur un plan horizontal L’irradiation globale horaire sur une surface horizontale, G0, est obtenue à l'aide de la formule suivante : Par l’injection de l’equation (I.3) dans cette intégrale,on obtient : 12 δ et Isc sont calculées par les expressions (I.1) et (I.16.d) respectivement, ω1 et ω2 désignent les angles horaires des deux temps t1 et t2. Exemple I.9 Calculer l’irradiation solaire horaire hors atmosphère sur une surface horizontale à Vancouver à 11:00 (LAT) le 16 octobre SOLUTION I.6.4. Irradiation journalière sur un plan horizontal L’irradiation globale journalière sur une surface horizontale Go (nj) s’obtient en intégrant la relation (I.17) du lever au coucher du soleil : tl et tc correspondent aux heures de lever et coucher du soleil. L’intégration donne alors le rayonnement extraterrestre sur une surface horizontale pour une journée précise nj de l’année 13 Désigne l'angle horaire au coucher du soleil sur plan horizontal, sa valeur peut être calculée par l’expression (I.11). Notons que Go est une densité d’énergie exprimée en Wh/m2. Pour un plan incline d’un angle β, l’irradiation globale journalière est : Pour un plan incliné par un angle β, l’irradiation globale journaliere est donnée par l’equation : 14 Graphe 9: Évolution de l’irradiation globale journalière au cours de l’année sur plan horizontal Exemple I.10 Calculer l’irradiation journalière hors atmosphère le 15 février d’une surface horizontale à uploads/Ingenierie_Lourd/ 1-dec-2019.pdf