Énergie solaire pour la Terre

Figure 1. Le Soleil est la principale source d'énergie et est vital pour la vie sur Terre, mais une grande partie de sa lumière est réfléchie. L'énergie solaire agit comme un flux d'énergie primaire qui peut être exploité.

La majorité de l'apport énergétique de la Terre provient du Soleil. La lumière du soleil qui frappe le sommet de l'atmosphère n'est pas entièrement convertie en énergie à la surface de la Terre. L'énergie solaire pour la Terre fait référence à cette énergie qui atteint la surface de la Terre elle-même. La quantité d'énergie qui atteint la Terre permet de comprendre l'énergie de la Terre en tant que système. Cette énergie est utilisée pour la météo, pour maintenir la température de la Terre à un niveau approprié pour la vie, et pour alimenter l'ensemble de la biosphère. En outre, cette énergie solaire peut être utilisée pour produire de l'électricité solaire, soit avec des centrales solaires thermiques ou des cellules photovoltaïques.

L'énergie du Soleil pour la Terre

On considère généralement que le Soleil produit une quantité constante de puissance (bien qu'il y ait de petites variations dans l'énergie de sortie en fonction des cycles des taches solaires) avec une intensité de surface de [math]\displaystyle{ 6,33 \times 10^7 \frac{W}{m^2} }[/math], exprimée en unités de puissance par unité de surface. Lorsque les rayons du Soleil se propagent dans l'espace, ce rayonnement devient de moins en moins intense selon une loi du carré inverse. L'intensité moyenne du rayonnement qui frappe le bord de l'atmosphère terrestre est connue sous le nom de constante solaire, ou [math]\displaystyle{ I_{sc} }[/math]. Bien que cette valeur soit appelée constante, elle varie d'environ 7 % entre le 4 janvier (périhélie), lorsque la Terre est la plus proche du soleil, et le 4 juillet (aphélie), lorsque la Terre est la plus éloignée. On utilise donc une moyenne annuelle qui est déterminée comme étant de [math]\displaystyle{ 1367 \frac{W}{m^2} }[/math]. Pour déterminer cette valeur à partir du flux solaire, on utilise la distance entre la Terre et le Soleil. De même, il faut déterminer le flux solaire total - et non le flux solaire par unité de surface. Ensuite, le flux solaire total provenant du Soleil est divisé par la surface d'une sphère dont le rayon est égal à la distance entre la Terre et le Soleil. Cette valeur tient compte de la « diffusion » de l'énergie solaire. L'expression pour déterminer cette valeur est :

[math]\displaystyle{ I_{sc}=\frac{(6.33 \times 10^7 \frac{W}{m^2})(Superficie\;du\;Soleil\;)}{4\pi(Distance\;entre\;la\;Terre\;et\;le\;Soleil\;)^2} }[/math]

Pour déterminer la quantité moyenne d'énergie solaire qui atteint la Terre, nous devons considérer la façon dont la Terre « ressemble » au Soleil. Lorsque l'on regarde la Terre depuis le Soleil, on ne peut voir qu'une moitié de la Terre. Ainsi, pour faire une estimation appropriée de la quantité moyenne d'énergie solaire sur toute la surface de la Terre, la valeur de [math]\displaystyle{ I_{sc} }[/math] doit être divisée par 2.

Figure 2. Comment l'intensité de la lumière solaire sur la Terre varie en fonction de la lattitude.

En outre, l'irradiance solaire totale est la puissance maximale reçue par une surface en supposant que le trajet de la lumière entrante est perpendiculaire à cette surface. Étant donné que la Terre est une sphère, seuls les endroits proches de l'équateur s'approchent de cet angle perpendiculaire. À tous les autres endroits de la Terre, la lumière solaire entrante forme un certain angle. Avec cet angle décroissant, l'irradiation solaire moyenne diminue également. Pour en tenir compte, le niveau d'irradiation solaire est à nouveau divisé par deux, laissant une irradiation solaire moyenne finale d'environ [math]\displaystyle{ I_{sc}^{'} = 340 \frac{W}{m^2} }[/math].

Cette valeur, qui représente l'irradiation solaire moyenne frappant l'atmosphère extérieure de la Terre, ne tient pas encore compte des pertes dues à la réflexion et à l'absorption, qui sont abordées dans la section suivante.

Énergie absorbée par la Terre

La totalité de l'énergie solaire qui atteint l'atmosphère terrestre n'est pas absorbée par la Terre. Cela est dû à ce que l'on appelle le bilan énergétique de la Terre. Ce bilan tient compte du fait qu'une partie de l'énergie incidente sur l'atmosphère extérieure de la planète est réfléchie dans l'espace.

Figure 3. Pourcentage du rayonnement solaire entrant qui est réfléchi et absorbé par la surface de la Terre, l'atmosphère et les nuages.

En raison de la réflexion par l'atmosphère, les nuages et la surface de la Terre, on peut estimer que 70 % de l'énergie solaire incidente au bord de l'atmosphère terrestre est en fait absorbée par la Terre. En tenant compte de cela, la quantité moyenne réelle d'énergie solaire absorbée par la Terre est de :

[math]\displaystyle{ H=0.7\times 340 \frac{W}{m^2} = 238 \frac{W}{m^2} }[/math]

Énergie à la surface

L'énergie qui est absorbée par la Terre n'est pas la même que l'énergie incidente sur la surface de la Terre. En cas de journée parfaitement claire ou sans nuage, lorsque le Soleil est directement à la verticale (au « zénith »), l'irradiation solaire est encore réduite en raison de l'absorption (16 %) et de la réflexion (6 %) par les particules de l'atmosphère terrestre. Ces particules comprennent le dioxyde de carbone (CO₂), l'oxygène (O₂), l'ozone (O₃) et la vapeur d'eau (H₂O).

Figure 4. Spectre du rayonnement solaire pour la lumière directe au sommet de l'atmosphère terrestre et au niveau de la mer.

Cette réduction de 22 % de l'irradiation solaire sera plus élevée en moyenne car le Soleil n'est pas toujours au zénith. Pour normaliser cette mesure, une unité appelée masse d'air est utilisée pour définir le spectre solaire qui est incident à différentes altitudes et conditions sur la Terre. La masse d'air 0, ou spectre MA0, est le rayonnement solaire en dehors de l'atmosphère et représente une densité de puissance de [math]\displaystyle{ 1367\frac{W}{m^2} }[/math]. MA1,5 est considéré comme une masse d'air « normale » et représente une densité de puissance de [math]\displaystyle{ 1000\frac{W}{m^2} }[/math].

La quantité de [math]\displaystyle{ 1000 \frac{W}{m^2} }[/math] est définie comme une unité de rayonnement, appelée « un soleil », et est couramment utilisée comme norme pour tester et évaluer les cellules photovoltaïques et les panneaux solaires. Cela signifie qu'un panneau solaire dont la puissance nominale est de 250 watts produira cette valeur lorsqu'il sera exposé à une densité d'énergie solaire de [math]\displaystyle{ 1000 \frac{W}{m^2} }[/math]. Bien que cette quantité d'énergie soit assez importante, cela ne signifie pas que l'énergie solaire puisse facilement fournir toute énergie primaire. Les problèmes de l'énergie solaire comprennent les jours nuageux et l'absence d'un moyen raisonnable de stocker l'énergie « excédentaire » recueillie les jours ensoleillés. En outre, cela suppose que les panneaux solaires sont efficaces à 100 % pour convertir l'énergie solaire en électricité ou en une autre forme d'énergie utile, ce qui n'est pas le cas. Bien que l'énergie solaire soit un type important d'énergie renouvelable, il est nécessaire d'étudier les avantages et les inconvénients de ce type d'énergie.