L'ENERGIE SOLAIRE
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Le générateur photovoltaïque
Contrairement au terme de "panneau solaire" souvent utilisé, l'appellation "générateur photovoltaïque" désigne bien ce dispositif qui permet de produire de l'électricité à partir de la lumière. L'utilisation du photovoltaïque va de la simple calculette dite "solaire" (alors qu'elle fonctionne aussi bien à la lumière d'une lampe de bureau) jusqu'à la centrale de plusieurs MW. Le développement de la production d'électricité photovoltaïque se développe beaucoup au niveau domestique en particulier dans les pays où les problèmes environnementaux sont pris au sérieux (Japon, Allemagne, Suisse...) et dans les pays en voie de développement.
Principe
Un panneau ou module est formé de cellules photovoltaïques mises en série pour obtenir la tension désirée. Chaque cellule produit un courant continu dont la puissance dépend de la surface de la cellule et la tension à vide est d'environ 0,5 à 0,6 volts. Le courant continu produit peut être transformé en courant alternatif (plus ou moins sinusoïdal) à l'aide d'un onduleur pour une utilisation domestique. Comme la production d'électricité est directement liée à l'intensité de la lumière solaire on utilise la plupart du temps une batterie d'accumulateurs qui sera chargée pendant la journée et servira de tampon.
Les cellules sont la plupart du temps fabriquées à partir de silicium, matériau très courant dans la nature (On rencontre aussi le tellurure de cadmium en couche mince). On utilise du silicum monocristallin (cher mais rendement plus élevé), du silicum polycristallin (le plus répandu, voir photo ci-contre) ou du silicium amorphe (moins cher mais le moins performant).
La robustesse des panneaux photovoltaïques et l'absence de pièces en mouvement fait que la durée de vie est très grande (>20 ans). Le prix du watt à fortement baissé depuis 10 ans pour différentes raisons : développement de la production, utilisation de silicium polycristallin ou amorphe...
Utilisation
Les applications de ce genre de générateur sont nombreuses surtout dans les sites isolés (chalets de montagne, petits relais de télécommunication, stations de mesures, signalisation routière...) ou pour des résidences mobiles (bateaux de plaisance, caravanes...). Les applications typiques pour les radioamateurs sont les relais, balises et trafic en portable. F1EJK, qui m'a prêté le panneau ci-dessous, l'emporte pour recharger ses batteries quand il trafique en portable sur les sommets alpins ; il le fixe sur son sac à dos pendant la marche ou le pose contre un rocher quand il s'arrête pour trafiquer. La puissance instantanée (quelques watts) est trop faible pour alimenter l'émetteur dans les pointes de modulation mais elle suffit à recharger la batterie dans les périodes d'écoute ou d'arrêt de la station.
Le grand soleil du midi n'est pas nécessaire pour commencer à charger une batterie mais le temps de charge sera d'autant plus court que le rayonnement solaire reçu par m² sera plus grand.
En fixe il faudra tenir compte de l'évacuation de la neige et du refroidissement des cellules, le rendement diminuant avec la température. Une inclinaison égale à la latitude du lieu est un compromis. L'orientation optimale est généralement le plein sud.
Un exemple de matériel
La photo ci-contre représente un petit panneau de 10 watts crête de fabriqué aux USA par la société Solarex sous la référence MSX10L. Ses dimensions sont de 0,44 m par 0,27 m pour une épaisseur de 3 mm environ. Les 36 cellules (4 rangées de 9) ont une dimension individuelle de 56 par 37 mm ce qui fait une surface totale de silicium de 0,074 m². Elles sont collées sur une plaque de tissu de verre polyester et sont protégées par un film très résistant. L'ensemble forme une plaque très robuste et rigide qui peut être trimballé n'importe où par n'importe quel temps.
4 trous de diamètre 4 mm munis de silent-blocs en caoutchouc permettent de fixer le panneau. La masse du panneau seul est de 0,73kg
La sortie (protégée par une diode) s'effectue par un câble de deux fils d'une longueur de 3m.
Les 36 cellules sont toutes en série ce qui fait une tension à vide un peu supérieure à 20 volts.
Performances
La puissance crête (exprimée en Wc) annoncée par les fabricants n'est qu'un point de comparaison. Elle est basée sur un rayonnement solaire de 1000 W/m² et se situe aux alentours de 100 W/m². La puissance utile maximale est en pratique un peu plus faible, et chute en cas de mauvaises conditions. En outre, comme le capteur est généralement fixe, il n'est que quelques dizaines de minutes par jour orienté de manière optimale vers le soleil. Pour un capteur fixe l'orientation optimale est plein sud avec une inclinaison de l'ordre de 30° à 40° par rapport à l'horizontale. Le panneau photovoltaïque capte non seulement le rayonnement direct du soleil mais aussi le rayonnement diffus en provenance du reste du ciel. Il importe que le capteur soit bien dégagé des arbres et constructions environnants. C'est pourquoi il est généralement placé en hauteur.
Le rendement du générateur diminue avec la température, entre 25 et 65°C la tension (et la puissance) peut baisser de 10 à 15%.
La perte de puissance est notable quand le capteur est placé derrière un vitrage.
Courbe Intensité/Tension
Pour un éclairement donné (1000W/m² en standard) on mesure la tension U (en volts) au bornes du générateur et l'intensité I (en ampères) traversant le circuit lorsque l'on fait varier la résistance de la charge.
La puissance fournie P est le produit de U par I, qui est représentée graphiquement sur la figure ci-contre par la surface du rectangle [i,c,u,o]. On devine que si le point c correspond à un courant de 100mA, la surface du rectangle sera 3 à 4 fois plus faible que tel qu'il est placé sur la figure.
Les valeurs ayant servi pour tracer le graphe ci-contre ont été relevées le 18/12/2002 :
On voit l'intérêt d'adapter la valeur de la charge au fonctionnement du générateur.
La cellule photovoltaïque
La cellule photovoltaïque est l'élément de base des panneaux solaires qui produisent de l'électricité.
Description
Un cristal semi-conducteur dopé P est recouvert d'une zone très mince dopée N et d'épaisseur e égale à quelques millièmes de mm. Entre les deux zones se trouve une jonction J.
La zone N est couverte par une grille métallique qui sert de cathode k tandis qu'une plaque métallique a recouvre l'autre face du cristal et joue le rôle d'anode. L'épaisseur totale du cristal est de l'ordre du mm.
Un rayon lumineux qui frappe le dispositif peut pénétrer dans le cristal au travers de la grille et provoquer l'apparition d'une tension entre la cathode et l'anode. En général le semi-conducteur de base est du silicium monocristallin comme celui qui est utilisé pour la fabrication des transistors mais on rencontre maintenant plus fréquemment du silicium polycristallin moins coûteux à produire.
La photoconductibilité
Dans l'obscurité un cristal ordinaire de semi-conducteur présente une résistivité élevée. Lorqu'il est fortement éclairé par un rayonnement de fréquence assez élevé (lumière visible ou UV) sa résistivité diminue, c'est le phénomène de photoconductibilité. Les photons ph qui constituent le rayon lumineux sont des grains d'énergie d'autant plus élevée que la fréquence de l'onde correspondant à ce rayon lumineux est grande ( de l'ordre de 500 à 700 térahertz, voir le spectre de la lumière blanche). Si la fréquence du rayonnement est grande donc l'énergie du photon suffisante, ce photon pourra aider un électron bloqué dans la bande de valence à sauter dans la bande de conduction. Pour le silicium cristallin la largeur de la bande interdite, donc l'énergie Eg minimum nécessaire à l'electron pour passer de la bande de valence à la bande de conduction, est de 1,1 électron-volt. C'est la prolifération d'électrons "libres" (et des "trous" correspondants) qui rend le matériau plus conducteur.
La fréquence du rayonnement et l'énergie du photon
Un rayon lumineux monochromatique (comme une des composantes de la lumière jaune-orangée d'une lampe à vapeur de sodium, la raie D1) peut être considéré de deux manières :
- le modèle ondulatoire : le rayonnement est une onde de fréquence f (ou "n", la lettre grecque nu) en hertz et de longueur d'onde "l" en m (ou plus généralement en nanomètres). Pour la raie D1 f = 509 THz (terahertz) pour une longueur d'onde de 589,5 nm.
- le modèle corpusculaire : le rayon lumineux est composé de grains de lumière dont l'énergie individuelle (en joule) est égale au produit de la constante de Planck par la fréquence (en hertz) du rayonnement : W = h.f
Dans notre exemple l'énergie W du photon est de 3,37.10-19 J soit 2,1 eV (électron--volt), unité plus pratique à utiliser pour ces très faibles énergies.
Fonctionnement de la cellule photovoltaïque
Il s'agit simplement d'une diode à jonction PN particulière. La présence du champ électrique dû à l'existence de la jonction provoque l'accumulation vers les deux électrodes a et k des porteurs de charge produits par le rayonnement lumineux. Une force électromotrice d'environ 0,5 à 0,6 volts apparaît entre ces électrodes. Le dispositif est un générateur électrique. L'intensité maximum du courant produit dépend de la surface de la cellule et de la valeur de l'éclairement : pour la courbe a ci-contre l'éclairement était plus élevé que pour les courbes b et c.
La tension produite par la cellule dépend peu de l'éclairement mais diminue de façon sensible lorsque la température augmente. La courbe c a été relevée à une température plus élevée que celle de la courbe b.
Spectre d'une photopile au silicium cristallin
On sait que l'énergie Eg minimum pour faire passer un électron de la bande de valence à la bande de conduction est de 1,1 eV pour le silicium cristallin (pour les isolants Eg est de l'ordre de 5eV). On peut calculer la fréquence minimum du rayonnement dont le photon de base possèdera une énergie supérieure à cette valeur.
Commençons par convertir cette énergie de 1,1eV en joules, sachant que 1eV = 1,6022.10-19 J
1,1eV = 1,7624.10-19 J
Ce qui correspond à un rayonnement infra-rouge.
Rendement d'une photopile
La puissance par m² du rayonnement solaire reçu à la surface de la Terre (donc l'éclairement en W/m²) est de l'ordre de 1000W/m², valeur dépendant de la latitude, de la saison, des conditions météorologiques.
Un générateur photovoltaïque d'une surface utile de 1 m² orienté perpendiculairement aux rayons du soleil et recevant une puissance lumineuse de 1000 W ne produit en réalité que 60 à 200 W "électrique" suivant la technologie avec laquelle il a été fabriqué. Le rendement d'une cellule fabriquée à partir d'un monocristal est un peu supérieur à 15%, de silicium polycristallin de l'ordre de 10 à 15% et de silicium amorphe entre 5 et 10% (les coûts de fabrication sont eux aussi dégressifs).
Ces faibles rendements sont dus aux pertes (réflexion, pertes Joule...) et au fait que la sensibilité de la cellule ne couvre pas la totalité du spectre du rayonnement solaire : le seuil de conduction, déterminé par l'énergie Eg de 1,1eV pour le silicium cristallin, correspondant à une fréquence de 266 THz comme on l'a vu ci-dessus.
D'autres matériaux sont utilisés : tellurure de cadmium, arséniure de gallium, diséléniure de cuivre et d'indium (CIS). Ces technologies sont encore très coûteuses mais elles laissent espérer des rendements bien supérieurs au silicium et une durée de vie plus grande.
Association de cellules
Pour obtenir une force électromotrice supérieure à 12 volts il est nécessaire de mettre en série plusieurs cellules de 0,6 volts. Par exemple un panneau fournissant 20 volts à vide est constitué de 36 cellules. Par contre, la mise en parallèle de cellules permet d'obtenir un courant d'intensité plus grande donc une puissance plus élevée. Le câblage série-parallèle est utilisé pour obtenir un générateur aux caractéristiques souhaitées.
Le Soleil, générateur HF
Principales caractéristiques
Le soleil est une étoile naine jaune de classe spectrale G dans le diagramme de Russel et de magnitude absolue +4,85.
Diamètre moyen : 1 391 000 km (109 fois le diamètre de la Terre)
Masse : 2,10 x 1030 kg (332 000 fois plus que la Terre)
Masse volumique : 1400 kg/m3.
Diamètre angulaire moyen : 32'
Perte de masse : 4,2 x 109 kg/s
Dégagement d'énergie : 3,8 x 1026 watts
Energie reçue par la Terre : 1,9 x 1017 W/s
Température superficielle : 6000°K environ
Durée d'une rotation du soleil à son équateur : 24,9 j
Distance Terre-Soleil : 149 600 000 km
Structure
En allant du centre vers l'extérieur on rencontre :
- le noyau : 14 millions de °K, pression de 150x109 atmosphères au centre. C'est là que se développent les réactions thermonucléaires.
- la zone radiative : 7 à 2 millions de °K
- La tachocline, couche intermédiaire.
- la zone convective : 2 millions de °K à 6000°K
- La photosphère, surface visible du Soleil où apparaissent les granules et taches solaires.
- La chromosphère, couche de gaz fortement ionisée (plasma) d'une épaisseur de 15000 km environ.
- La couronne : s'étend de 15000 à 1 ou 2 millions de km. Sa température atteint 1 million de °K.
Photosphère
La photosphère est la couche de gaz qui constitue la surface visible du soleil. Elle a une épaisseur de quelques centaines de kilomètres et une température de l'ordre de 6000 °C en surface. Elle présente un aspect irrégulier causé par la juxtaposition de granules (grains de riz) et se retrouve parsemée de taches solaires d'autant plus nombreuses que l'on est proche d'un maximum du cycle solaire de 11 ans. Les ''facules'' sont des petites zones brillantes entourant les taches solaires lorsque celles-ci se trouvent très près du bord du disque solaire. Entre la photosphère et le coeur du Soleil, la température et la pression augmente au fur et à mesure que la distance au centre du Soleil diminue.
Chromosphère
Couche de gaz d'un rose transparent (pour la lumière visible) entourant la photosphère. Son épaisseur est de l'ordre de quinze milliers de km. Elle n'est visible que lors d'une éclipse totale ou à l'aide d'instruments adaptés. Contrairement à la photosphère, la température augmente au fur et à mesure que l'on s'éloigne du Soleil, en même temps que la pression diminue. C'est dans la chromosphère que jaillissent les spicules (filets de gaz s'échappant à très haute vitesse), les protubérances et que se développent les éruptions solaires, jets de gaz et de matière de plusieurs centaines de milliers de km de hauteur. Les protubérances peuvent être éruptives lorsqu'elles éjectent de la matière dans l'espace. Elles ressemblent souvent à des ponts aux arches de plusieurs centaines de milliers de kilomètres de portée. Le plasma qui constitue la chromosphère est très peu dense puisque la densité électronique Ne ne dépasse pas 1018 électrons par m3.
Couronne solaire
Elle est située au delà de la chromosphère et s'étend à des millions de km en se diluant dans l'espace, provoquant le vent solaire. On ne peut l'observer que pendant les éclipses totales de soleil ou à l'aide d'un coronographe de Lyot car son éclat est infiniment plus faible que celle de la photosphère. La radioastronomie a permis l'étude de la couronne en écoutant les ondes radio émises par le Soleil. La température de la couronne est extrêmement élevée : de 20000°K à la frontière de la chromosphère, elle atteint le million de degrés dans sa partie la plus éloignée du soleil. La couronne est constituée de gaz fortement ionisés (plasma) d'une densité extrêmement faible.
Vent solaire
On donne le nom de vent solaire au flux de particules chargées, (ions, électrons...) éjectées par le Soleil dans toutes les directions à des vitesses pouvant aller jusqu'à 800 km/sec. L'intensité du flux peut varier dans de grandes proportions, par exemple pendant les éruptions solaires et protubérances actives, et provoquer sur Terre des aurores polaires et des orages magnétiques. A l'approche de la Terre, la densité électronique du flux solaire est de l'ordre de 35000/m3 tandis que sa vitesse atteint les 400km/sec. Le parcours Soleil-Terre est effectué en quelques dizaines d'heures.
Au contact des lignes de champ magnétique terrestre, les particules électrisées sont déviées. Certaines de ces particules participent à la formation des ceintures de radiations de Van Allen tandis que d'autres atteignent les plus hautes couches de l'atmosphère et en ionisent le gaz, contribuant ainsi à la constitution de l'ionosphère. La magnétosphère s'oppose au vent solaire comme le fait une culée de pont vis à vis du courant de la rivière.
Constante solaire
Elle exprime l'énergie solaire que recevrait un m² de la surface terrestre exposée directement aux rayons du Soleil calme et en l'absence d'atmosphère.
Elle est égale à 1,35 kW/m²
Rayonnement solaire
En plus des rayons cosmiques (particules animées d'une vitesse et d'une énergie extrêmement élevées), le Soleil rayonne des ondes électromagnétiques dont le spectre s'étend des ondes décamétriques aux rayons gamma en passant par la lumière visible.
L'intensité du rayonnement n'est pas constante et augmente énormément lors des éruptions solaires pendant les maxima du cycle solaire. On distingue trois catégories de rayonnement solaire :
- L'émission du Soleil calme (voir constante solaire ci-dessus)
- La composante lentement variable
- Les sursauts solaire
Les ondes radio émises par le soleil proviennent principalement des plasmas constituant la chromosphère et la couronne. Les ondes centimétriques correspondent aux couches basses de la chromosphère tandis que la couronne émet des ondes décamétriques.
Le plasma agit en fait comme un filtre passe-haut dont la fréquence de coupure dépend de la densité électronique du milieu. Cette fréquence (en Hz) se calcule avec la formule suivante :
Ne est la densité électronique du plasma (en électrons/m3)
Ex : à 18000°K la densité électronique est égale à 1018 et la fréquence de 9 GHz (longueur d'onde 3cm)
Une faible partie du rayonnement solaire parvient jusqu'à la surface de la Terre, des ondes radio décamétriques aux rayons ultra-violets les plus mous, le reste étant réfléchi ou filtré par l'atmosphère et l'ionosphère.
L'étude du rayonnement électromagnétique du Soleil par la radioastronomie a permis d'énormes progrès dans la compréhension du fonctionnement interne du Soleil.
La mesure du flux solaire sur 2800 MHz permet d'étudier les variations de l'activité solaire.
Radioastronomie
La radioastronomie est une branche de l'astronomie qui utilise des appareils électroniques comme le radiotélescope ou l'interféromètre pour observer l'espace et les astres. L'astronomie classique regarde l'Univers au travers d'une étroite fenêtre du spectre radioélectrique tandis que la radioastronomie tente d'utiliser tout le spectre, des ondes décamétriques aux rayons infra-rouge. La radioastronomie terrestre utilise des antennes gigantesques comme celles de Nançay en France ou d'Arecibo à Porto-Rico. Le programme SETI (Search for ExtraTerrestrial Intelligence) utilise les signaux reçus par ces observatoires pour tenter d'y déceler des traces d'intelligence extra-terrestre.
La radioastronomie a permis la découverte des quasars et des pulsars, et l'étude de la couronne solaire ou de la matière interstellaire. A la carte du ciel, couverte des petits points lumineux que sont les étoiles, la radioastronomie a superposé une carte des radiosources le plus souvent invisibles.
L'utilisation des satellites a permis de s'affranchir de l'absorption par l'atmosphère terrestre d'une partie importante des rayonnements en provenance de l'espace.
Historique : Bien que les ingénieurs américains Karl Jansky et Grote Reber aient détecté dans les années 1930 des ondes radio en provenance de l'espace, la radioastronomie n'est née officiellement qu'en 1945 avec la publication des observations effectuées à partir de 1942 par l'ingénieur radariste britannique J.S. Hey. Ce dernier, qui cherchait la présence d'avions ennemis dans le ciel avec son radar, avait constaté qu'un brouillage intense de la réception par le Soleil avait lieu en même temps que l'apparition de taches importantes à la surface solaire.