Chapitre i
Chapitre I :
Gisement solaire
Introduction
L’énergie solaire est une source d’énergie qui dépend du soleil les deux formes du
solaire photovoltaïque et le solaire thermique .le but de ce chapitre est de parler de certaines
notions fondamentales sur le soleil et les diffèrent coordonnés ainsi que les paramètres
célestes.
I.1
Le soleil
C’est un étoile du système solaire sous forme d’une grande sphère dans l’espace avec
une matière chaude et gazeuse le diamètre de soleil est de 1.39*109 à distance de 1.49*1011 m
de la terre. Il constitué de 80% d’hydrogène, 19%d’hélium, 1% est un mélange de 100
élément d’une masse d’environ 1.989*10^30 sa température de surface égale à 5778k
Les caractéristiques principales du soleil sont regroupées dans le tableau ci-dessous :
Caractéristique
Diamètre
Masse
Surface 6.09
Volume Km3
Masse volumique moyenne
Vitesse
Distance du centre de la
voie
Valeur
14×105
2×1030
6.09×1012
1.41×1018
1408
217
2.5×1047
Unité
Km
Kg
Km²
𝑘𝑚3
Kg/𝑚3
Km/s
Km
Tableau I.1: Caractéristiques principales du soleil
Caractéristiques principales du soleil
Le soleil n’est pas une sphère homogène, on peut y distinguer trois régions principales
I.1.1
L’intérieur
Contient 40% de la masse du soleil, c’est là où se crée l’énergie par réaction
thermonucléaire. Cette région s’étend sur une épaisseur de 25×104 km. Cette couche est
divisée en trois zones, le noyau, la zone radiative et la zone convective. Le rayonnement émis
dans cette partie est totalement absorbé par les couches supérieures. La température atteint
plusieurs millions de degrés, et la pression un milliard d’atmosphères.
I.1.2
La photosphère
Est une couche opaque, très mince, son épaisseur est d’environ 300km, elle est
responsable de la presque totalité du rayonnement qui nous parvient, c’est la partie visible du
soleil. L’ordre de grandeur de la température n’y est plus que de quelques millions de degrés,
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Chapitre I :
Gisement solaire
décroissant très rapidement dans l’épaisseur de la couche jusqu’à une température dite de
surface de l’ordre de 4500°.
I.1.3
La chromosphère et la couronne solaire
Sont des régions à faible densité ou la matière est très diluée, elles constituent
l’atmosphère du soleil. Cette couche est caractérisée par un rayonnement émis très faible, bien
que la température y très élevée (un million de degrés). [11]
Figure I.1: Structure du soleil
I.2
Mouvement du globe terrestre
La terre tourne autour du soleil et forme une trajectoire elliptique, le soleil est l’un des
foyers le plans de cette ellipse est appelé l’écliptique durant 365.25 jour (une année).
La terre tourne sur elle-même en une période de 24H sur un axe de rotation on peut dire
aussi l’axe des pôles, et le centre de la terre appelé l’équateur, l’axe des pôles n’es pas
perpendiculaire à l’écliptique.
L’équateur et l’écliptique font un angle d’inclinaison de l’ordre de 23° 27°.
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Chapitre I :
Gisement solaire
Figure I.2: schématisation les mouvements de la terre autour du soleil [2]
I.2.1
La sphère céleste
La sphère céleste est une sphère imaginaire d’un diamètre immense, la sphère ayant
pour centre la terre pour rayon la distance entre la terre et l’astre étudié le soleil dans notre
cas. On peut résumer les diffèrent caractéristique sur la sphère comme est représenté sur la
figure suivante :
Figure I.3: les mouvements de la terre autour du soleil [2]
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Chapitre I :
Gisement solaire
α: Azimut du soleil
ω : Angle horaire
һ : Hauteur du soleil
ρ : La latitude du lieu La direction des objets peut être quantifiée de façon précise à l’aide
d’un système de coordonnées célestes.
I.2.2
Les coordonnées célestes
I.2.2.1 La coordonnée géographique terrestre
Tout point de la surface de notre planète peut être repère par deux coordonnées appelées
coordonnées terrestres [1]
➢ La longitude λ
La longitude d’un lieu λ correspond à l’angle que fait le plan méridien par ce lieu avec
un méridien retenu comme origine. On a choisi pour méridien (origine 0°) le plan passant par
l’observatoire de Greenwich. Par convention on affecte du signe (+) les méridiens situés à
l’est de ce méridien, et du signe (-) les méridiens situés à l’ouest [2].
➢ Latitude φ
La latitude d’un lieu φ correspond à l’ongle avec le plan équatorial. Que fait le rayon
joignant le centre de la terre à ce lieu l’équateur terrestre est donc caractérise par une latitude
égale à 0°, le pôle nord par la latitude + 90 et le pôle sud par la latitude – 90. Cette convention
de signe affecte le signe (+) à tous les lieux de l’hémisphère nord et le singe (-) à tous les
lieux de l’hémisphère sud [2].
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Chapitre I :
Gisement solaire
Figure I.4: les coordonnées géographiques terrestres
➢ L’altitude
L’altitude est l’élévation d’un lieu par rapport au niveau de la mer, mesurée en mètre (m).
I.2.2.2 Les coordonnes équatoriale
Permet de repères la position d’une étoile dans le ciel quels que soient le lieu de la date à
l’aide de deux angles, la déclinaison δ et l’angle horaire ω.
➢ la déclinaison δ
C’est l’angle que fait la projection de soleil sur l’équateur avec un point de repère sur
l’équateur. Cet angle varie au cours des saisons. La figure suivante donne les valeurs
remarquables.
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Chapitre I :
Gisement solaire
Figure I.5: mouvement de la terre autour du soleil
➢ l’angle horaire
L’angle horaire du soleil est l’angle formé par le plan méridien du lieu. Et celui qui
passe par la direction du soleil ; on prend comme origine le méridien de Greenwich. A
chaque moment, il est plus pratique de calculer le temps en degrés qu’en heures. L’angle
horaire est compris entre 0° et 360°.
L’angle horaire se mesure à partir de midi solaire, il est positif s’il est avant midi et il
négatif s’il est après midi.
Figure I.6: les coordonnées horaires
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Chapitre I :
Gisement solaire
I.2.2.3 Coordonnés horizontales
Appelé aussi un système local, est un système de coordonnées célestes utilise en
astronomie attaché à un observateur terrestre.
Le soleil est repère dans un système par l’intermédiaire de deux angles (la hauteur h ;
l’azimut).
➢ l’azimut
C’est l’angle formé par la projection de la direction du soleil avec le plan horizontale
[3]. Il est compté de 0° à 360° d’ouest en Est, ou de 0° à 180° à partir du sud vers l’ouest.
Sa forme est :
Sin (a) =
arcsin [
sin(𝜔)𝑐𝑜𝑠𝛿
cos ℎ
𝑠𝑖𝑛𝜔𝑐𝑜𝑠𝛿
cos ℎ
[3];
]
Avec:
ω: angle horaire
δ:déclination du soleil
h: hauteur du soleil
Figure I.7: les coordonnées horizontales
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Chapitre I :
Gisement solaire
➢ la hauteur
Est l’angle vertical entre le plan horizontal et l’objet visé. Cet angle exprime en
degrés est compris entre 0°et 90°vers le zénith et de 0°à – 90° vers le nadir [4] elle vrais au
cours de la journée en fonction de la δ déclinaison et l’angle horaire ω ; et latitude φ : sin h
=cosφ cosω cosφ+sinφ sinδ eth=arc sin [sinδsinφ+cosδ cosφ cosω].
D’ou on tire la relation de l’angle horaire au lever et coucher du soleil :
Au lever au coucher du soleil h=0 en remplacent dans la formule présidente on trouve :
𝜔ѕ = -tan δ. tan φ
Dou 𝜔ѕ ˂ 0 au lever
𝜔ѕ ˃ 0 au coucher [3]
𝜋
La hauteur maximale du soleil (à midi solaire) ℎ𝑚𝑎𝑥 =2 – φ + δ
Avec : φ longitude du lieu
➢ angle zénithal
C’est l’angle que fait la projection de la normale du plan horizontale avec la direction
sud. [3] il est compris entre 0°et 90°.
Cos (𝜃𝑧 )= cos δ cos φ cos ω + sin δ sin φ
➢ angle d’incidence
C’estl’angle formé par la normal du plan et les rayons de soleil.
Pour une incidence parfaite θ=0(cas d’un système de poursuite du soleil) sa formule est : cos
⃗ .𝑆[3]
θ=ℎ
θ = sin(h) cos(i) + cos(h) sin(i) cos (α-γ)
γ: l’orientation du capteur (plein sud = 0)
i: l’inclinaison du capteur [5]
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Chapitre I :
I.3
Gisement solaire
Rayonnement solaire
Le rayonnement solaire c’est l’ensemble des ondes électromagnétique émises par le
soleil. sa particularité tient au fait que l’essentiel du rayonnement est composé de lumière
visible , dans la gamme de longueur d’onde λ
qui va de 0.38 à 0.78 µm, de rayonnement
infrarouge (λ ˃ 0.78 µm) et d’un peu de rayonnement ultra-violet (λChapitre I :
Gisement solaire
Date le 1er
Puissance surfacique W/m²
Ecart relatif en C°
Janvier
1399
3.40
Février
1394
3.03
Mars
1397
1.92
Avril
1354
0.07
Mais
1333
-1.03
Juin
1312
-3.03
Juliette
1308
-3.33
Aout
1312
-3.03
septembre
1325
-1.77
octobre
1350
-0.22
novembre
1373
1.48
décembre
1392
2.88
Tableau 2: variation de la constate solaire au court de l’année
Rayonnement solaire hors atmosphère d’un lieu
I.3.2
Le soleil est le siège de réactions de fusion de l’hydrogéné en hélium, qui libèrent une
grande quantité d’énergie dispersé é dans l’espace par rayonnement .la perte de masse du
soleil est de l’ordre de 4 à5*106 t.𝑠 −1
I.3.3
Rayonnement solaire en atmosphère
Le rayonnement reçu sur l’atmosphère terrestre n’occupe qu’une faible portion du
spectre d’ondes électromagnétiques solaires. Il est caractérisé par des longueurs d’ondes
comprises entre 0,2 et 2,5 μm. Il inclut le domaine du visible (ondes lumineuses de 0,4 à
0,8μm).
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Chapitre I :
Gisement solaire
Figure I.8: Répartition spectrale du rayonnement solaire
I.4
Rayonnement arrivant au sol
Le rayonnement solaire est partiellement absorbé et diffusé au sol, on distingue
plusieurs composantes.
I.4.1
Le rayonnement direct
Est reçu du soleil en ligne directe droite, sans diffusion par l’atmosphère. Ses rayons
sont parallèles entre eux. Le rayonnement solaire forme donc des ombres et peut être
concentré par des miroirs. [7]
La transmissivité totale de l’atmosphère pour le flux solaire incident est donné par :
−𝑝∗𝑏
𝜏dir =a∗exp1000∗𝑠𝑖𝑛ℎ
[8]
Ou :
a,b : coefficient traduisant les trouble atmosphérique
h : hauteur du soleil
p : pression atmosphérique du lieu [8]
Le rayonnement direct reçu sur un plan horizontal est donné par :
Gdirh =𝐶 ∗ ∗ τdir
Gdirh : éclairement énergétique direct reçu sur un plan horizontal [8]
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Chapitre I :
I.4.2
Gisement solaire
Rayonnement diffus
Il provient en effet de la diffusion de la lumière par les particules, les aérosols, les gaz et
les nuages. On rend compte de ce phénomène complexe en utilisant un petit nombre de
paramètres empirique comme le trouble atmosphérique et l’humidité de l’air [6].
La relation entre le coefficient de transmission du flux direct et diffus est :
τdif =0.271-0.2939 ∗τdir
I.4.3
L’albédo
C’est une partie réfléchie par le sol il dépend de l’environnement du site [7].
I.4.4
Le rayonnement globale
Est la somme des trois types de rayonnement diffus et direct, albédo
G=Gdir +Gdif+Galb
Figure I.9: Composantes du rayonnement global sur une surface
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Chapitre I :
I.5
Gisement solaire
Le gisement solaire en Algérie
Le gisement solaire est un ensemble de données décrivant l’évolution du rayonnement
solaire disponible au cours d’une période donné .il est utilisé pour simuler le fonctionnement
d’un système énergétique solaire et fait un dimensionnement le plus exact possible compte
tenu de la demande à satisfaire .de par sa situation géographique, l’Algérie dispose d’un
gisement solaire énorme comme montre la figure I.9.
Figure I.10: Carte du monde de l’ensoleillement moyen annuel [9]
Suite à une évaluation par satellites, l’agence spéciale allemande (ASA) a conclu, que
l’Algérie représente le potentiel solaire le plus important de tout le bassin méditerranéen, soit
169.000 TW/an pour le solaire thermique ,13.9TW/an pour le solaire photovoltaïque. Le
potentiel Algérie est l’équivalent de 10 grands gisement de gaz naturel qui auraient été
découverts à Hassi RMel. La réparation du potentiel solaire par région climatique au niveau
du territoire algérien est représentée dans le tableau I.2 selon l’ensoleillement reçu
annuellement :
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Chapitre I :
Gisement solaire
Régions
Hauts
côtières
plateaux
Superficie (%)
4
10
86
Durée moyenne d’ensoleillement (h/an)
2650
3000
3500
Energie moyenne reçue (KWh/m²/an)
1700
1900
2650
Région
Sahara
Tableau I.3: ensoleillement reçu en Algérie par régions climatique [9]
La durée d’insolation dans le Sahara algérien est de l’ordre de 3500h/an est la plus
importante au monde, elle est toujours supérieure à 8h/j et peut arriver jusqu’à 12h/j pendant
l’été à l’exception de l’extrême sud ou elle baisse jusqu’à 6h/j en période estivale. La région
d’Adrars est particulièrement ensoleillée et présente le plus grand potentiel de tout l’Algérie.
Figure I.11: Moyenne annuelle de l’irradiation solaire globale reçue sur un plan incliné à
latitude du lieu
Conclusion
Dans chaque installation d’un système de captation solaire il est nécessaire de faire une
étude sur les rayonnements solaire afin d’estimer au mieux le rayonnement solaire incident
sur notre capteur.
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…
