Solar energy

1. Le Soleil
Structure, données
astronomiques, insolation.

2. Le Soleil, une formidable centrale à
Fusion Nucléaire
• Le Soleil a pris naissance au sein d’un nuage d’hydrogène de composition
relative en moles : H=1; He=0,06; C, N et autres éléments <10-4
• La phase d’accrétion gravitationnelle a duré 107 années au bout desquelles
le cœur avait atteint 107 K, et une masse volumique de ~150 g/cm3 (~11
fois celle du mercure dans les conditions normales).
• Ces conditions de température et de concentration permettent la fusion
4HHe débutée il y a 4,6 Gan et qui se poursuit actuellement en régime
quasi permanent à 1,5.107 K. Consommation 700 Mt d’hydrogéne par
seconde (F. Casoli, Th. Encrenaz-1980 )
• La composition en masse H 73%, He 23%, autres 2% (F. Casoli, Th.
Encrenaz-1980 ). Un gramme de matière du Soleil est composé de 0,70 g
d’hydrogène, de 0,28 g d’hélium et de 0,02 g de tous les autres éléments
chimiques de la table périodique de Mendeleïev (données CEA -2000)
• le Soleil aurait consommé près de 40% de l’hydrogène disponible pour la
fusion (environ 10% de sa masse), il lui resterait environ 5,5 milliards
d’années de vie - Journal du CNRS (n°220 mai 2008)

3. Le Soleil, une étoile naine
• Masse 1,99.1030 kg, R = 696 000 km
• Age 4,6.109 années, durée de vie prévue
1010 ans.
• 28 000 a.l. du centre de la galaxie (dans le
bras local)
• La Terre gravite actuellement à ~150
millions de km du soleil sur une trajectoire
elliptique (1ère loi de Kepler) d’excentricité
0,0167 dont le Soleil est à l’un des foyers.

4. Structure et rayonnement
• Une structure hétérogène en couches.
• Loi de Planck
• Le Soleil, plus exactement sa photosphère,
rayonne approximativement comme un
corps noir à 5800 K

5. Le rayonnement solaire /
Rayonnement de corps noir.
• Spectre (détails) et constante solaire :
définition, valeur la plus probable 1367
W/m². Varie très peu : fluctuations 0,1
W/m² (d’après R. Kandel 2006).
• Loi du déplacement (2ème ) loi de Wien
• Loi de Stefan - Boltzmann

6. Variations saisonnières
• Inclinaison de l’équateur /orbite 23°27’
(actuellement)
• Solstices de décembre, de juin
• Equinoxes de mars et de septembre
• Variation annuelle de la distance Terre-
Soleil et de la densité de flux
extraterrestre
• Influence de la distance Terre – Soleil

7. Variations saisonnières
• Déclinaison : définition, calcul et valeur moyenne
• Influence des variations annuelles de la déclinaison :
durée du jour
• inclinaison des rayons : l’épaisseur de la couche
d’atmosphère traversée est en première approximation
proportionnelle à 1/sin(h) pour des incidences pas trop
rasantes (h est la hauteur solaire soit l’angle des rayons
solaires par rapport à l’horizontale). L’absorption et la
diffusion sont sensiblement proportionnelles en moyenne
à cette épaisseur.

8. L’équation du temps
• La deuxième loi de Kepler, résultant de la gravitation, impliquent
que la vitesse de la Terre sur son orbite n’est pas uniforme.
• La période de rotation sidérale de la Terre vaut 23h56mn04s, mais
pour que le Soleil revienne dans le plan méridien local il faut en
moyenne 24h.
• le temps qui s’écoule entre deux positions successives de la Terre
pour laquelle le Soleil est dans le plan méridien local en un lieu
donné, n’est pas constant. On décrit l’avance du temps solaire
moyen sur le temps solaire vrai par l’équation du temps
• L’équation du temps influe peu sur la durée du jour, en revanche
elle décale sensiblement l’heure du lever du Soleil.
• l’hiver dure moins longtemps dans l’hémisphère Nord (88 j) que
dans l’hémisphère Sud (94 j) et les journées hivernales (~15 nov. 
28 janvier) sont légèrement allongées (+29 s au 24/12)
relativement à la valeur qu’elles auraient si la rotation orbitale était
uniforme.

9. Autres conséquences de la
mécanique céleste
• Actuellement l’équinoxe de printemps est vers le 20
mars et la Terre est au périhélie vers le 3 janvier.
• Précession des équinoxes (mouvement rétrograde du
point vernal 50,39’’/an =>T ~ 26 000 ans) : l’année
tropique est inférieure d’environ 20 mn à l’année
sidérale. Les interactions entre planètes provoquent des
perturbations de l’orbite et aussi la rotation très lente
(0,47’’/an => +0,10’’ pour le point vernal) du grand axe
de l’ellipse la « précession planétaire » sans effet à court
terme (T~2,8 Man).
• Nutation inclinaison de l’axe des pôles sur le plan de
l’écliptique varie entre 21°5’ et 24°9’ depuis 1 million
d’année (T ~ 41 000 ans)
• Variation de l’excentricité de 0% à 6% (T ~100 000 ans
et 413 000 ans)
• Ces mécanismes sont les déclencheurs des glaciations.

10. Données météorologiques
• La donnée du flux extraterrestre n’est suffisante
que pour les applications spatiales.
• Pour le dimensionnement des installations
terrestres on utilise les statistiques de mesures
de l’irradiation (éclairement) global, diffus, direct
sur plan horizontal, ou « DNI » (densité de flux
direct).
• Insolation au sol et sur les bâtiments au cours
de l’année
• Insolation fonction du lieu en France
• Et dans le Monde en janvier et juillet.

11. Insolation moyenne annuelle sur
le sol horizontal :

12. Influence de l’atmosphère
• Absorption atmosphérique
• Spectre au sol
• Bilan radiatif terrestre

13. Transparence de l’atmosphère
• Le facteur de trouble de Linke
• La clarté atmosphérique est le rapport
entre l’éclairement global d’une surface
horizontale au sol et l’éclairement d’une
surface horizontale hors atmosphère à la
verticale du lieu.

14. Facteur de Trouble de Linke

15. Diffusion Rayleigh :
tal =(10-0,00389/l^4)p*m/760 (ta=91%)

16. Diffusion par les aérosols:
tdl =(10-0,0353/l^0,75)m*d/800 (td=90%)

17. Diffusion par l’eau :
twl =(10-0,0075/l²)m*w/20 (tw=96%)

18. Atténuation du rayonnement direct
par diffusion (m=1; t = 79%)

19. Influence de l’angle zénithal sur
la diffusion

20. Spectres solaires de référence :
atmosphère standard (p=760 mmHg ;
w = 20mm ; d = 300 /cm3)
• 1 AM0
• 2 AM1
• 3 AM1.5
• 4 AM2

21. Bibliographie/Webographie
• E.G. Gibson, The Quiet Sun, NASA SP – 303 publication
• C. De Bergh et B.P. Fort, Solar Physics, Energie solaire – conversion et applications,
pp. 115-133, ISBN 2-222-02257-6 (1978)
• http://ufe.obspm.fr/IMG/pdf_DU_Evolut-EtoilesVIDEO_2010.pdf
• P. Brekke, Le Soleil notre étoile, (trad. Jean-Claude Vial), CNRS EDITIONS, (2013)
• R. M. Goody and J. C. G. Walker, Atmospheres, Foundations of Earth Science Series.
• J. A. Duffie and W. A. Beckman, Solar energy thermal process, eds. John Wiley and
Sons.
• Ph. de La Cotardière, Dictionnaire de l’Astronomie, Larousse (1987).
• Chr. Perrin de Brichambaut, Evaluations de l’énergie solaire incidente sur divers
capteurs, Energie solaire – conversion et applications, pp. 135-170, ISBN 2-222-
02257-6 (1978)
• J. C. Brandt and P. Hodge, Solar System Astrophysics, eds. Mc Graw-Hill Book
Company (1964).
• http://www.bureau-des-longitudes.fr/
• Encyclopaedia Universalis
• « L’astronomie » F. Casoli, Th. Encrenaz – édition Minerva
• « Catastrophes climatiques – Désastres sociaux » - P. Acot – PUF (2009)