Sûreté de fonctionnement dans un système photovoltaïque connecté au réseau électrique

Sûreté de fonctionnement dans un système photovoltaïque connecté au réseau électrique

Energie Solaire et Concept de Cellule Photovoltaïque

Dans ce chapitre nous abordons en premier lieu les notions de base sur la source d‟énergie que représente le soleil, ainsi que le rayonnement solaire et ses principales caractéristiques. Nous exposons ensuite l‟influence de l‟atmosphère terrestre sur la quantité d‟énergie lumineuse par apport à un plan horizontal, les coordonnes de la position du soleil dans le ciel et une présentation du gisement solaire globale de l‟Algérie (pages 18 et 19). Nous décrivons enfin la structure et le fonctionnement des cellules photovoltaïques ainsi que les différentes technologies de fabrication des cellules photovoltaïques.

Energie du Soleil 

Le soleil Le soleil est une étoile ordinaire, appelée communément naine jaune du type spectral G V, âgé de 5 milliards d‟années. Il est constitué d‟une sphère de gaz chaud dont le diamètre est de 1391000 Km et de masse 2*1030 Kg. Le soleil est composé de 74% d‟hydrogène et de 24% d‟hélium (Figure I.1). Les réactions thermonucléaires de fusion transformer l‟hydrogène en hélium qui se trouve au centre du soleil, produisant de l‟énergie sous forme du rayonnement solaire (4 millions de tonnes disparaissent par seconde en énergie selon la loi d‟Albert Einstein (E = m .c²) [4] [5]. Ces réactions sont confinées dans un milieu où la densité est élevée (150 fois celle de l‟eau) et la température atteint 15*106 K. L‟énergie produite traversée lentement le soleil pour atteindre les couches superficielles (la photosphère, couche épaisse de 300 km seulement et une température de 5750 K), la surface visible du Soleil qui émet des quantités énormes d‟énergies radiantes sous forme d‟ondes électromagnétiques (lumière) dans toutes les directions de notre galaxie [4]. Chapitre I Energie Solaire et Concept de Cellule Photovoltaïque 5 Figure I.1 Le soleil La distance de la terre au soleil est d‟environ 150 millions de kilomètres et la vitesse de la lumière est d‟un peu plus de 300 000 km/s ; les rayons du soleil mettent donc environ 8 min à nous parvenir [6]. 

La constante solaire

La constante solaire est la densité d‟énergie solaire qui atteint la frontière externe de l‟atmosphère faisant face au Soleil. Sa valeur est communément prise égale à 1 360 W/m2 (bien qu‟elle varie de quelques % dans l‟année à cause des légères variations de la distance Terre-Soleil) [6]. L‟équation (I.1) présente le calcul de la constante solaire en fonction du nombre de jour de l‟année. c ∗ = c0 ∗ + 0.033 × cos(0.948 × 𝑛) (I. 1) 𝑐 ∗ : Constante solaire, 𝑐0 ∗ : Valeur moyenne de constante solaire 1353. n : Nombre de jour de l‟année.

Trajectoire du Soleil

La terre décrit autour du soleil une trajectoire légèrement elliptique dont le soleil occupe un foyer (Figure. I.2). L’axe de rotation de la terre sur elle-même est incliné de 23°27′ par rapport au plan de l’orbite terrestre [7]. Figure I.2 Orbite terrestre et les saisons

Les paramètres de position du soleil 

Les coordonnées géométriques Tout point sur la surface terrestre peut être repéré par ses coordonnées géographiques qui sont: la latitude, la longitude, ainsi que par son altitude (Figure I.3). 

Latitude

La latitude d‟un lieu à la surface de la terre est l‟angle entre l‟équateur et le rayon de la terre passé par le lieu considéré. La latitude (φ) comptée de 0° à +90° vers le pôle nord et de -90° vers le pôle sud. Chapitre I Energie Solaire et Concept de Cellule Photovoltaïque 7 I.4.1.b. Longitude La longitude d‟un lieu correspond à l‟angle formé par deux plans méridiens (passant par l‟axe des pôles), l‟un étant pris comme origine (méridien de Greenwich 0°) et l‟autre déterminé par le lieu envisagé.  Longitude OUEST α < 0°  Longitude EST α > 0° Un écart de 1° de longitude correspond à un écart de 4 minutes de temps [8]. I.4.1.c. Altitude L‟altitude est l’élévation verticale d’un lieu ou d’un objet par rapport à une surface de référence théorique (niveau moyen de la mer). Figure I.3 Coordonnées géométriques du lieu 

Les coordonnées célestes horizontales

La position du soleil à un instant considéré est donnée par l’azimut du soleil (a) et son élévation (h) (Figure I.4). Chapitre I Energie Solaire et Concept de Cellule Photovoltaïque 8 

Azimut 

Azimut est l‟angle compris entre la projection de la direction du soleil sur le plan horizontal et la direction du Sud. L‟azimut du soleil peut être calculé par l‟équation (I.2) [9] : sin 𝑎 = cos 𝛿 ×sin 𝐻 cos h (I.2) Où : -180° < a < 180°. On prend :  a > 0: vers l‟ouest.  a < 0: vers l‟est.  a = 0: direction du sud. I.4.2.b. Hauteur du soleil (h) La hauteur est l‟angle formé par la direction du soleil et sa projection sur le plan horizontal. La hauteur du soleil varie à chaque instant de la journée et de l‟année selon la formule suivante [9] : sin h = cos 𝛿 × cos 𝜑 × cos 𝐻 + sin 𝜑 × sin 𝛿 (I.3) La hauteur du soleil : – 90° < h < + 90°.  h = 0 au lever et coucher du soleil.  h > 0 le jour.  h < 0 la nuit. 

Les coordonnées célestes horaires

Les coordonnées horaires dont les repères sont données par l‟axe des pôles et le plan de l‟équateur, le méridien du lieu étant pris comme origine. Chaque point de l‟espace est repéré par sa déclinaison et son angle horaire [8] (Figure I.5).

La déclinaison(δ)

La déclinaison d‟un astre est l‟angle entre le plan équatorial et la direction de visée depuis le centre de la Terre. 𝛿 = 𝐴𝑟𝑐 sin 0.389 ∙ sin 360 365 𝐽 − 82 + 2 ∙ sin 360 365 𝐽 − 2 (I.4) Elle est comptée à partir du plan équatorial de 0° à 90° positivement vers le nord et négativement vers le sud. La déclinaison du Soleil varie entre + 23°26′ (solstice d‟été pour l‟hémisphère nord) et -23°26′ (solstice d‟hiver pour l‟hémisphère sud). Elle est nulle aux équinoxes de printemps et d‟automne. Elle croît donc du solstice d‟hiver au solstice d‟été et décroît du solstice d‟été au solstice d‟hiver [10]. Avec : J : le numéro du jour de l‟année compté à partir du 1 er janvier, c.-à-d. varie de 1 à 365 ou 366 selon l‟année [11]. 

Angle horaire du soleil (H)

C‟est l‟angle que fait la trajectoire de la direction du soleil avec la direction du méridien du lieu [11]. On obtient l‟angle horaire à partir de l’équation suivante: 𝐻 = 15 × (𝑇𝑆𝑉 − 12) (I.5) Avec : 𝑇𝑆𝑉 = 𝐿𝑇 − 𝑇𝑈 + ∆𝑡+∆α 60 = 𝑇𝐿 − 𝑇𝑈 − α 15 + ∆𝑡 60 (I.6) ∆𝑡 = 9.87 × sin 2 360 365 𝐽 − 81 − 7.35 × cos 360 365 𝐽 − 81 − 1.5 × sin 360 365 𝐽 − 81 (I.7) TU : Temps universel : est le décalage horaire par rapport au méridien de Greenwich. Pour l‟Algérie : TU= +1. TL : Temps légal (temps donné par une montre). Δt : correction de l‟équation du temps. α : Longitude du lieu. H > 0 : après midi. H < 0 : le matin. H= 0 : midi TSV (Temps Solaire Vrai).