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Gisement solaire Cours Génie Industriel Pr.Choukri MESSAOUD

Cours GI Gisement Solaire

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Gisement solaire

Cours Génie Industriel Pr.Choukri MESSAOUDI

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IntroductionLe 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.

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Le soleil ??????

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.

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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.

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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.

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* 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):

Données relatives au soleil

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Au cœur du soleil

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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.

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

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Corps noir ????

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Le corps noirDéfinition: 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.

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Notion du rayonnement solaireLa 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.

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Nature du rayonnement solaireLe 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.

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Le rayonnement solaire en chiffre

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 m2 de sa surface. Avec σ = 5,7 10-8 W/m².°K4 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.

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Spectre solaireL’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.

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Répartition du spectre solaire

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.

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Que se passe-t-il pour le rayonnement solaire lors

de la traversée de l’espace jusqu’à la terre?

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Parcours du rayonnement

solaire à travers l’espace

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Les différentes couches de

l’atmosphère

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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.

Composition de l'atmosphère

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Quelques gaz constituant

l’atmosphère

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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.

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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 <190 nm. L’absorption par l’oxygène du rayonnement ultraviolet de courte longueur d’ondes entraîne un phénomène de photodissociation (de l’oxygène) qui engendre à son tour une production d’ozone. L’ozone absorbe fortement les ultraviolets de longueurs d’ondes plus élevées entre 200 et 300 nm (bande Hartley), mais absorbe peu le rayonnement visible.

La vapeur d’eau, le dioxyde de carbone et, dans une moindre mesure, l’oxygène, absorbent de manière sélective dans l’infrarouge proche .La diffusion de Rayleigh dépendante de la longueur d’onde et la diffusion par les aérosols et autres particules en suspension dans l’air, dont notamment les gouttelettes d’eau, modifient également le spectre du rayonnement qui atteint le sol (c’est à ces deux phénomènes que le ciel doit sa couleur bleue). Dans une atmosphère estivale sans nuage typique et avec un angle zénithal de 0°, les 1367 W/m-2 qui atteignent l’atmosphère extérieure sont réduits à un rayonnement du faisceau direct de 1050 W/m-2 environ et à un rayonnement global d’environ 1120 W/m-2 sur une surface horizontale au niveau du sol.

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L’absorption atmosphériqueA cause des phénomènes d’absorption et de diffusion cités

précédemment le rayonnement solaire direct est affaibli lors de sa traversée de l’atmosphère. Ainsi l'atmosphère ne laisse passer le rayonnement solaire que dans un nombre limité de bandes spectrales appelées fenêtres atmosphériques. On constate sur la figure d’en bas que l'atmosphère est relativement transparente dans le visible et présente une large fenêtre atmosphérique dans l'infrarouge (de 0,8 à 1,4µm), elle est opaque au-delà de 2,2µm, ce qui explique la non utilisation de cette portion de spectre en télédétection.

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Les différentes transitions électroniques selon la

longueur d'onde du rayonnement absorbé.

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Schématisation du rayonnement

solaire reçu au sol

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Par un temps clair, sans nuage, la majorité des rayons solaires, rayonnement direct, atteint la terre sans subir de changement de direction. Lorsque les rayons directs se heurtent à des nuages ou des impuretés dans l’atmosphère, il en résulte un rayonnement diffus qui frappe la terre en provenance de toutes les directions. Une partie du rayonnement incident est réfléchi par l’environnement proche de la surface collectrice constituant le rayonnement réfléchi.

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Rayonnement solaire directLa composante directe du rayonnement solaire représente

le flux solaire atteignant de façon directement la surface considérée quand celle-ci est exposée au soleil. Cette composante dépend essentiellement de la hauteur du soleil (réduction atmosphérique) ainsi que de l'angle d'incidence à l'instant considéré.

L'angle d'incidence représente l’angle entre la normale à la surface et le rayon solaire à l'instant considéré. L'inclinaison, l'orientation de la paroi et la direction du rayon solaire permettent d'évaluer cet angle d'incidence. Plus le flux est normal à la surface considérée, plus il est important, plus il est rasant, plus il est faible.

C'est la surface normale au rayonnement solaire qui importe. Elle est obtenue en multipliant la surface irradiée par le Cosinus de l'angle d'incidence.

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Rayonnement solaire diffusLa composante diffuse du rayonnement solaire

représente le flux en provenance de toutes les direction du ciel (flux isotrope). C’est donc seule l'inclinaison de la surface considérée qui pondère ce flux diffus incident. Cette hypothèse d'isotropie du flux diffus est correcte pour un ciel couvert où le diffus prendrait le pas sur le direct. Elle l'est moins pour un ciel clair, où le flux diffus est nettement plus important dans la zone du ciel environnant le soleil. Des logiciels comme Solène évaluent le diffus en utilisant des modèles de ciel dont la distribution des luminances ( énergie émise par le ciel) n'est plus uniforme; mais, le calcul est singulièrement plus complexe.

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Rayonnement solaire réfléchiLa composante réfléchie représentant la portion

du rayonnement solaire la moindre importante. Elle correspond à la partie réfléchie par la surface terrestre, soit dans une direction privilégiée (réflexion dite spéculaire) soit dans une direction quelconque de manière diffuse. Le sol réfléchit plutôt le rayonnement de manière diffuse et anisotrope. La part réfléchie dépend de l'albédo, coefficient de réflexion solaire du plan récepteur considéré. Le flux intercepté par la surface dépend alors seulement de son inclinaison.

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le rayonnement global

La somme des rayonnements directs, diffus et réfléchis donne le rayonnement global qui dépend avant tout de la saison et des conditions météorologiques locales. Il s’agit de l'énergie rayonnante totale du soleil, qui atteint une surface horizontale à la surface de la Terre au cours d'une unité de temps précise. Il est d'environ 1.000 W/m² pour un rayonnement solaire vertical.

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Que devient le flux solaire intercepté

par une paroi ?

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Rayonnement solaire en

fonction de l’état du ciel.

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En plus de la composition de l'atmosphère, le facteur le plus important pour évaluer la quantité du rayonnement solaire qui atteint la surface de la Terre est son épaisseur que le rayonnement doit traverser. Au milieu de la journée, le Soleil se trouvant au dessus de nos têtes, ses rayons ont à traverser une épaisseur e d'air moins importante avant d'arriver sur Terre. Par contre au début et à la fin de la journée, le Soleil étant à l'horizon ; sa traversée de l'atmosphère est plus importante. Par conséquent, à cause de l’absorption et à la diffusion du rayonnement solaire par les particules, ce dernier est d’autant plus important que l’épaisseur de l'atmosphère est faible. En altitude l'intensité du rayonnement augmente sensiblement.

Trajet du rayonnement solaire

à travers l’atmosphère

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L’épaisseur d’atmosphère traversée influence donc le spectre lumineux reçu. Les normes internationales définissent différents types de spectre : AM1 (pour un nombre de masse d’air 1, lorsque le rayonnement a traversé une épaisseur d’atmosphère), AM0 (spectre à la surface externe de l’atmosphère), AM1.5 (spectre utilisé pour les tests standardisés des panneaux solaires correspondant à la traversée d'une atmosphère et demie).

Le rayonnement solaire reçu sur une surface varie donc au cours du temps en fonction de la position du Soleil mais aussi de la couverture nuageuse. La puissance solaire maximale à la surface de la Terre est d’environ 1 000 W/m² pour une surface perpendiculaire aux rayons avec ciel claire.

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Le mouvement apparent du

Soleil Pour bien comprendre et utiliser l'influence du Soleil dans le

choix et le traitement d'un site, il faut bien sûr connaître à tout instant la position du Soleil dans le ciel. Cette information est indispensable pour le calcul des apports solaires, pour le choix de l'exposition d'un immeuble, l’implantation de systèmes actifs solaires (thermique ou photovoltaïque),  l'aménagement des parties extérieures voisines, l'éclairage naturel des pièces intérieures, l'emplacement des fenêtres, des protections solaires et de la végétation, etc.

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La course de la terre autour de son axe et

autour du soleil.Dans sa course autour du soleil la terre décrit une ellipse de faible excentricité (légèrement aplatie) en effectuant un tour complet annuellement autour du soleil et un tour complet sur elle-même en 24 heures autour de l’axe des pôles. Ce dernier axe nord - sud fait un angle =d 23°27’ qu’on appelle la déclinaison (obliquité) avec la direction perpendiculaire au plan de l’orbite terrestre autour du soleil. Cette déclinaison de la terre est responsable des variations saisonnières.

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Lors de sa course autour du Soleil, la Terre occupe chaque année, quatre positions particulières qui marquent le début des saisons: les équinoxes (d = 0°) et les solstices (d = + ou – 23,5°).

Les équinoxes correspondent aux positions pour lesquelles les deux hémisphères terrestres sont éclairés de la même façon par le Soleil (d = 0°). À ces dates et pour tous les lieux de la Terre, la durée du jour est égale à la durée de la nuit ; c'est d'ailleurs l'étymologie du mot «équinoxe».

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Cette déclinaison est constante tout au long de la course autour du soleil. Ainsi pendant nos mois d’été, l’hémisphère nord est tourné vers le soleil . Les jours sont alors plus longs que les nuits dans l'hémisphère nord et le rayonnement incident se rapproche de la verticale. Pendant nos mois d’hiver, la situation est inversée, l’hémisphère nord voit la durée d’insolation décroître et le soleil monter moins haut dans le ciel, tandis que l’été règne sur l’hémisphère sud.

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Aux équinoxes de printemps et d'automne (21 mars, 21 septembre), à midi, le rayonnement est perpendiculaire à l'équateur (latitude 0°) et partout sur le globe, les jours et les nuits sont de durée égale. C'est à ce moment que la hauteur du Soleil à midi est la plus facile à calculer. En effet, sa hauteur est égale à l'angle complémentaire de la latitude. H = 90° - L

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Au solstice d'été (21 juin), la terre est inclinée vers les rayons solaires et, à midi, ceux-ci sont perpendiculaires au tropique du cancer (latitude 23°27' N). Le Soleil ne se couche jamais dans les régions du globe situées à l'intérieur du cercle arctique (celui-ci se trouvant 23°27' au-dessous du pôle Nord). Une personne vivant à la latitude de 66°33' N (90°-23°27') devrait veiller jusqu'à minuit pour voir le Soleil se promener aux alentours du nord, s'abaisser jusqu'à toucher l'horizon et commencer à s'élever de nouveau vers le secteur est du ciel. La hauteur du Soleil à midi (solaire) est de 23°27' supérieure à celle de l'équinoxe. H = 90° - L + 23°27

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Au solstice d'hiver (22 décembre), l'angle d'inclinaison est inversé et c'est le tropique du capricorne (latitude 23°27' S) qui bénéficie d'un rayonnement perpendiculaire. La hauteur du Soleil à midi est de 23°27' inférieure à celle de l'équinoxe. H = 90° - L - 23°27'

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Rayonnement solaire reçue

sur un site donnéPour mieux connaitre l’énergie reçue sur un site donné, il est indispensable de repérer ce site sur la surface terrestre, de connaitre d’une part sa position et d’autre part la trajectoire du soleil dans la voute céleste et les mouvement de la terre autour du soleil.

La connaissance des mouvements et des positions du soleil pour un observateur terrestre, permet ainsi de mettre en évidence les principales spécificités d'ensoleillement et de ressources solaires d'un site. Ces informations permettent le bon le calcul des apports solaires, pour le choix de l'exposition ou de l’implantation de systèmes actifs solaires (thermique ou photovoltaïque). Ces calculs tiendront bien évidement compte des effets d'ombrage proches ou lointains.

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L'irradiation solaire incidente

L'angle que font les rayons du Soleil avec une surface détermine la densité énergétique que reçoit cette surface. Puisque le rayonnement solaire arrive sur la Terre sous forme d'un faisceau parallèle, une surface perpendiculaire à ces rayons intercepte la densité maximale d'énergie. Et si l'on incline la surface à partir de cette position perpendiculaire, son éclairement diminue. la densité d'énergie diminue avec l'étalement de l’eclairement.

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Repérage d’un site donné à la surface

de la terre.Pour repérer un site donné à la surface de la terre on a besoin des paramètres suivants: La latitude et la longitude.

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La latitude est une coordonnée géographique représentée par une valeur angulaire, expression de la position d'un point sur Terre (ou sur une autre planète), au nord ou au sud de l'équateur qui est le plan de référence. Lorsque reliés entre eux, tous les endroits de la Terre ayant une même latitude forment un cercle, cercle dont le plan est parallèle à celui de l'équateur, d'où l'autre terme «  parallèle » permettant de nommer une latitude.

La longitude est une coordonnée géographique représentée par une valeur angulaire, expression du positionnement est-ouest d'un point sur Terre (ou sur une autre planète). La longitude de référence sur Terre est le méridien de Greenwich.

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Repérage du soleil dans le ciel

Dans sa course apparente, le soleil est repéré dans le ciel par deux paramètres principaux qu’on appelle les coordonnés angulaires du soleil :

- La hauteur "h" du soleil est l’angle formé par la direction du soleil et le plan horizontal. Elle se compte de 0° à 90° à partir de l’horizon vers la voûte céleste.

- L’azimut "a" du soleil est l’angle créé entre le plan vertical passant à la fois par le soleil et par le lieu considéré, et le plan vertical N-S. Cet angle vaut 0° au sud et est conventionnellement positif vers l’ouest et négatif vers l’est.

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Course apparente du soleil en fonction des

saisons

La figure suivante illustre les trajectoires apparentes du Soleil pour chacune de ces journées en un lieu de l'hémisphère nord

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Représentation de la course solaire

(diagramme solaire)

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Le diagramme solaire pour une latitude donnée, permet de visualiser l'azimut et l'hauteur du soleil pendant les heures de la journée et suivant les saisons. Nous verrons par la suite que la superposition des masques à la trajectoire du soleil sur le diagramme solaire, permet de visualiser les périodes où des ombres seront portées sur le cadran. 

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Tracé du diagramme solaire

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En regardant plus précisément, la valeur de l’azimut à différents moments de l’année, on constate que l'expression "le Soleil se lève à l'est et se couche à l'ouest" n'est pas exacte. En effet, en décembre, il se lève au sud-est pour se coucher au sud-ouest, tandis qu'en juin, il se lève pratiquement au nord-est pour se coucher au nord-ouest. Ceci donne 7 heures d'ensoleillement maximum en décembre et plus de 16 heures en juin : ce sont les deux époques des solstices de l’année. Ce n'est qu'aux équinoxes de printemps et d'automne que la durée du jour est égale a celle de la nuit. Quant à la hauteur du Soleil, elle atteint un maximum de 62° le 21 juin à 12 heure (heure universelle), alors que le 21 décembre a 12 heure universelle n'atteint que 16°.

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Le phénomène d’ombrage Tout obstacle pouvant faire écran au rayonnement solaire est appelé

masque solaire. On distingue en général deux types de masques :

- les masques proches correspondent à l'ensemble des obstacles proches ( végétations, bâtiment etc..) dont l’angle avec lequel on l’observe, varie lorsque l’observateur se déplace de quelques mètres.

- les masques lointains ceux correspondant aux obstacles lointains comme par exemple : les montagnes, les collines qui se trouvent à l'horizon et dont l’angle avec lequel on l’observe ne varie pas ou très peu lorsque l’observateur se déplace de quelques mètres,.

L'effet d'ombrage, à un moment donné est fonction des coordonnées du soleil et des caractéristiques géométriques du système d'ombrage ou de l'obstacle, par rapport à l'élément ombré ou à protéger.

Pour une exploitation optimale du rayonnement solaire, les obstacles au rayonnement solaire ou masques solaires doivent être évités au maximum.

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Effet de l’ombrage sur la courbe de puissance du

Générateur Photovoltaïque

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Repérage d’un masque solaire

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Exemple de repérage d’ombrageLe relevé du masque d'ombres

Un relevé de masque d'ombres est basé sur la recherche des points principaux définissant tous les objets architecturaux ou naturels susceptibles de projeter une ombre sur les modules photovoltaïques.

Pour chaque point P détecté, on note son angle A :

-l'azimut [-120° à +120°], l'azimut 0 étant le sud.son altitude angulaire H [0 à 90°].

-son altitude angulaire (hauteur) H [0 à 90°]. L'altitude 0 étant le point P0 le plus   bas du champs.

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Tracé du diagramme d’ombrage

*Ces couples azimut/altitude sont ensuite reportés sur un document appelé "Fiche de relevé de la course du soleil ". A l'échelle de la planète, chaque point géographique possède potentiellement sa propre fiche, dont les graphiques dépendent de la longitude, de la latitude et de l'altitude du lieu.

Avant 8h00 et après 15h40 environ [zones en jaune], tout masque d'ombres est sans influence.

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Le diagramme solaire pour une latitude donnée, permet de visualiser l'azimut et l'hauteur du soleil pendant les heures de la journée et suivant les saisons. La superposition des masques à la trajectoire du soleil sur le diagramme solaire, permet de visualiser les périodes où des ombres seront portées sur le cadran. Lecture du diagramme solaire (voir les flèches jaune et le cercle vert) :- à 9h30 (heure solaire) le 21 mars (ou le 21 septembre), le soleil aura une hauteur de 35° (par rapport à l'horizon) et son azimut sera -50° (vers l'Est par rapport au Sud),- les formes en gris représentent une maison et un arbre visible depuis l'emplacement prévu pour des capteurs solaires. Afin de placer ces masques sur le diagramme solaire, il a fallu mesurer l'hauteur et l'azimut de quelques points importants (la gouttière et le faîte de la maison, et la pointe culminante du grand arbre. ,- en décembre, la maison va cacher le soleil à partir de midi (solaire). ,- entre la fin février et la fin octobre, l'emplacement pourrait recevoir au moins 6 heures de soleil chaque jour. ,- l'emplacement ne sera jamais ensoleillé après 15h30.Idéalement, les capteurs doivent être dégagés de toute ombre portée pour au moins 6 heures par jour pendant toute l'année. Il est souvent difficile de satisfaire ce critère, car le soleil est bas sur l'horizon en hiver et il faut visualiser le mouvement apparent du soleil à partir de l'emplacement prévu pour les capteurs. 

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Terminologie du rayonnement

L'éclairement énergétique ou irradiance est le flux de rayonnement électromagnétique, par unité de surface, incident sur un plan donné. L'éclairement énergétique est exprimé généralement en watts par mètre carré (W/m2).

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Gisement solaire au Maroc

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La réflexion obéit aux lois de l’optique géométrique (soit alors un angle d’incidence et un angle de réflexion). La diffusion elle se fait dans toute les direction.

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Nombre d’heures d’ensoleillement :donnée mesurée dans les stations météo.Fraction solaire :Rapport entre le nombre d’heures de soleil mesuré et la durée théorique du jour souvent notée óEnsoleillement maximal :Valeur de l’irradiation sur un plan calculée à partir de la constante solaire et des conditions géographique et temporelle.Estimation de l’énergie incidente moyenneL'irradiation sur un plan donné peut être estimée en fonction de la fraction solaire et des tables d’ensoleillement maximal par la relationL’rradiation moyenne divisée par l’Irradiation max égale à = 0,25 + 0,75 ó diffus directExemple : Latitude 46°,inclinaison 43°, plein sud, mars, Emax=7 kWh/j/m²Emoy= (0,25+0,75 x 0,62) x 7 = 5 kWh/m²/j

Données d’ensoleillement

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Pour calculer les coordonnées du soleil, il te faut: la date, l'heure et les coordonnées du lieu.

Les étapes a suivre sont:

- Calcul du jour julien;- Calcul du temps écoulé depuis le J2000 en siècles juliens, c'est plus précis que de travailler en jours juliens (le jour julien correspondant au 01/01/2000 est 2451545);- Calcul de Longitude moyenne du soleil;- Calcul de l'anomalie moyenne du soleil;- Calcul de l’excentricité de l'orbite terrestre, et l’obliquité de l’écliptique;- Calcul de l’équation du centre;- Calcul de la longitude vraie du soleil;- Calcul de la longitude apparente du soleil (c'est la longitude vraie corrigée de la nutation et de l'aberration);- Calcul de de l’ascension droite et de la déclinaison du soleil.

: a est l’ascension droite du soleil.: e est l’obliquité de l’écliptique.: d est la déclinaison du soleil.: Q est la longitude vraie du soleil.

- Enfin on calcul l'azimut et la hauteur h (ou la distance zénithale z) a l'aide des formules de changement de systèmes de coordonnées.

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Les masquesOn appelle masque solaire tout objet naturel ou artificiel (colline, édifice ou bâtiment, végétations etc.) pouvant faire écran ou obstacle aux rayons du soleil. Conséquence directe, l'environnement qui nous entoure représente un masque ou obstacle potentiel de ce point de vue pour le rayons solaires.

On définit deux types de masque ou obstacles :

- Masque proche.

- Masque lointain.

*Le masque proche correspond à l'ensemble des obstacles proches ( végétations, bâtiment etc..) dont l’angle avec lequel on l’observe varie lorsque l’observateur se déplace de quelques mètres.

*Le masque lointain correspond aux obstacles lointains (les montagnes, les collines, etc ) et dont l’angle avec lequel on l’observe ne varie pas ou très peu lorsque l’observateur se déplace de quelques mètres. c'est-à-dire

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Plus les obstacles sont ‘éloignés’ (collines, falaises, etc.), plus l’estimation de la diminution de l’irradiation en une région précise de la terre se réparti de manière égale (ceci dépendra bien sur de la superficie de la région et de la distance jusqu’à l’obstacle). Pour des obstacles ‘proches’, ce n’est plus vrai. L’ombre portée en un point d’une région peut entraîner une diminution très marquée de l’irradiation. Il est dès lors important de tenir compte de toutes les ombres, y compris celles générées par des obstacles relativement petits (cheminée, mats, antenne, tuyaux de ventilation, etc.) pour estimer l’irradiation solaire.

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Détermination des masques

Sachant que les ombres provoquées par les obstacles peuvent faire écran aux rayons du soleil et par conséquent empêcher le rayonnement solaire d'atteindre certaine positions sur terre, Il est nécessaire dans ce cas d'évaluer précisément les pertes induites par ces ombrages pour différentes saisons et pour différents moments de la journée. On peut mesurer les masques par différentes méthodes :

* Relevé topographique sur carte,

* Relevé manuel par clinomètre,

* Photographie numérique associée à un logiciel ad-hoc.

* Par logiciel.

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*http://www.photovoltaique.info/IMG/pdf/comment_faire_un_releve_de_masque.pdf

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Les appareils diffèrent selon qu'ils mesurent le rayonnement global ou rayonnement direct.

-Le Pyranomètre est conçu pour mesurer le rayonnement global. Ce même instrument peut mesurer le rayonnement réfléchi lorsqu’il est placé en position renversée. De même lorsqu’on équipe le pyromètre d’un cache sous forme d’arc pouvant éliminer le rayonnement direct, on mesure le rayonnement diffus.

-Le Pyrhéliomètre pour mesurer le rayonnement direct.

La largeur du spectre de longueur d'ondes de la lumière dont on mesure l'énergie, est également à prendre compte pour savoir ce que l'on doit mesurer exactement (infrarouge lointain, spectre de la lumière visible, UVA/B...) en fonction de son application! Les pyranomètres les plus utilisés sont des appareils à thermopiles Moll.

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* Puissance de l’ensoleillement :

* Un capteur est placé dans le même plan que les panneaux solaires afin de mesurer l’éclairement global incident. Un second capteur peut être placé dans le plan horizontal pour comparaison avec d’autres sites.

* Pour obtenir un résultat le plus proche du spectre solaire, la norme IEC 61724 préconise l’emploi d’un pyranomètre.

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L'héliographe de Campbell-Stokes

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