Présentation
INTRODUCTION
Comment calculer la quantité d’énergie solaire interceptée par une surface quelconque qui peut être un capteur, une serre, ou tout simplement une fenêtre ? C’est la première étape, indispensable à qui envisage de se servir ou de se protéger de l’énergie solaire, de savoir combien il en arrive, où et quand.
Cela suppose quelques étapes intermédiaires dont la plus importante concerne les aspects géométriques : localiser le soleil dans le ciel à chaque période de l’année et pour un lieu précis, car si chacun « sait » que le soleil se lève à l’est et se couche à l’ouest, il est bon de se rappeler que cela n’arrive que deux jours par an !
Grâce à cette localisation, il deviendra possible de prévoir à quelle période de l’année un espace est ensoleillé – par ciel dégagé évidemment – et à quelle période il est dans l’ombre d’un arbre, d’un bâtiment ou d’une montagne. Il paraît inutile d’insister sur les applications tant urbanistiques qu’architecturales de cette question. Un ensemble de graphiques cohérents et superposables et d’indications pratiques forment un outil complet opérationnel pour traiter ces questions.
Comme toute méthode de calcul de l’énergie reçue suppose au moins une mesure météorologique concernant le soleil, on aborde ensuite sommairement les appareils de mesure, ce qu’ils mesurent et la mise en forme des données fournies par la météorologie nationale pour le réseau français. Enfin est détaillée une méthode de calcul de l’énergie solaire reçue sur une surface quelconque.
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Rayonnement solaire – Aspects géométriques et énergétiques - Introduction| Plan de la page |
I - Le soleil
A - Description du soleil
C’est une sphère gazeuse essentiellement constituée d’hydrogène et d’hélium, d’une densité moyenne de 1,4 et de 700 000 km de rayon. À titre de comparaison, la densité de la Terre est de 5,5 et son rayon mesure 6 400 km.
La masse du soleil représente 99,85 % de la masse totale du système solaire et 330 000 fois la masse de la Terre.
L’âge du soleil est approximativement de 5 milliards d’années, et il lui reste une durée de vie équivalente.
La température apparente de la surface du soleil avoisine 5 500 °C.
B - Puissance émise
Comme toute étoile au début de sa vie, le soleil, telle une bombe à hydrogène, mais ralentie et contrôlée, transforme son hydrogène en hélium et voit sa masse diminuée au cours de cette réaction. La masse totale du soleil diminue de 4 millions de tonnes à chaque seconde. Cette masse disparue se retrouve sous forme d’énergie selon la loi d’Einstein : E = mc 2 formule dans laquelle c est la vitesse de la lumière dans le vide (300 000 000 m/s). Il produit ainsi chaque seconde 36,10 25 joules, soit environ 10 16 TeP (tonne équivalent pétrole).
Cette énergie est émise dans tout l’espace sous forme de rayonnement. Mais la Terre, qui est infiniment petite, n’en intercepte qu’une très faible part : un demi-milliardième, ce qui représente encore chaque seconde : 18,10 16 joules, soit environ 5 MTeP (million de TeP ou mégaTep). Annuellement, cette énergie atteint 160 000 000 MTeP.
Pour mieux percevoir l’importance de ce flux, il peut être comparé à ce que l’ensemble de l’espèce humaine utilise comme énergie annuellement, quelle que soit son origine environ 8 000 MTeP. Le soleil nous envoie donc près de 20 000 fois ce que l’espèce humaine utilise aujourd’hui.
On comprend dès lors l’intérêt que présente cette énergie ; d’autant plus qu’il s’agit d’un flux, régulièrement renouvelable, et non d’un stock susceptible de s’épuiser à terme. Ceci ne veut pas dire que cette énergie soit toujours simple...
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