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soleil énergie héliophysique irradiance solaire

Mémento sur l'énergie (partie 2) : L'énergie solaire

Marie-Christine Artru

ENS Lyon

Delphine Chareyron

06/01/2014

Résumé

Cet article fournit des données quantitatives sur l'énergie solaire : son origine due à la fusion nucléaire de l'hydrogène, la quantité d'énergie produite, le spectre du rayonnement émis et la puissance reçue à la surface de la terre.


1. Source d'énergie solaire : la fusion nucléaire

L’énergie solaire provient des réactions de fusion nucléaire qui se produisent au centre du soleil dans les conditions de température et de densité très élevées : 1,5.107 K et 1,5.105 kgm-3. La figure 1 schématise une séquence des réactions de fusion nucléaire qui transforment l’hydrogène en hélium, dégageant une énergie totale d'environ 26 MeV .

  Figure 1 : Schéma très simplifié de la fusion nucléaire au centre du soleil.

Le bilan global de ces réactions successives est le suivant : quatre noyaux d’hydrogène sont consommés pour produire un noyau d’hélium composé de deux protons et deux neutrons, tandis que sont émis deux positons (e+) et deux neutrinos (ν), ce qui conserve la charge électrique et le nombre leptonique. Les positons sont rapidement annihilés par réactions positon-électron et les neutrinos s'échappent dans l'espace. La majeure partie de l’énergie est libérée localement sous forme d'énergie thermique. On peut vérifier que la production d'énergie correspond à une perte de masse lors de la transformation de l'hydrogène en hélium.

Déterminons la valeur de l’énergie E totale produite par la fusion des quatre noyaux d’hydrogène :

A partir des valeurs précises des masses mH et mHe des noyaux d’hydrogène et d’hélium (données du site du NIST), on déduit la quantité de masse disparue :

4 mH – mHe = 4 x (1,007825032) - 4,002603128 = 0,028696874 uma

Selon la relation d’Einstein E = mc2, l’unité de masse atomique (uma) équivaut à 931,494061 Mev. La quantité d’énergie produite est donc E = 26,731 MeV

Notons qu'on a établi ce bilan à partir des masses atomiques afin de tenir compte de l'énergie de masse des électrons (0,511 MeV par électron). Le résultat ne dépend pas du fait que les atomes sont totalement ionisés dans le plasma, car les énergies de liaison électron-noyau sont ici totalement négligeable (13,6 eV pour l'hydrogène).

D’importantes recherches scientifiques sont conduites depuis les années 1960 pour tenter d’obtenir de l’énergie contrôlée à partir du phénomène de fusion nucléaire. Actuellement l’objectif du projet international ITER, implanté à Cadarache, est de réaliser les conditions physiques qui permettent la fusion thermonucléaire.

A consulter :

2. Emission de l'énergie solaire

La majeure partie de l’énergie produite au centre du soleil (plus de 98%) est finalement émise dans l'espace sous forme de rayonnement électromagnétique, le reste émis sous forme de neutrinos. (Pour en savoir plus sur les neutrinos solaires, voir par exemple Stolarczyk).

2.1 Luminosité du soleil

On définit la luminosité du soleil comme la puissance totale du rayonnement qu’il émet dans tout l’espace. Elle est évaluée à Ls = 3,85.1026 W (voir « Héliophysique », conférence de S. Turk-Chièze, 2012.)

D'après les modèles de structure du soleil, on prévoit que les conditions physiques au centre du soleil seront stationnaires durant environ 1010 ans pendant lesquels l’émission d’énergie du soleil sera stable.

2.2 Masse et évolution du soleil

Le soleil de masse M = 2.1030 kg est composé majoritairement d’hydrogène. La partie centrale où se situent les réactions de fusion nucléaire comporte environ 40% de la masse du soleil pour moins de 1% de son volume.

En un an (a = 3,15.107 s) l’énergie totale émise par le soleil est :

Es = a.Ls =  1,21.1034 J

Sachant que quatre atomes d’hydrogène produisent 26 MeV, on en déduit que la quantité d’hydrogène transformée en hélium est de 1,9.1019 kg par an.

L’hydrogène disponible au centre du soleil pour la production d’énergie sera donc épuisé au bout d’environ 1010 ans.

Par ailleurs l'émission de l'énergie Es correspond à une diminution annuelle de la masse totale du soleil égale à Δm = Es / c2 = 1,34.1017 kg, une quantité négligeable, même au bout de 10 milliards d’années (1010 Δm / M = 7.10-4).

Evolution du soleil

Le soleil évoluera comme les étoiles similaires de la séquence principale. Elles passent par une très longue étape dans un état stationnaire où s’équilibrent les forces agissant sur les couches successives de matière : l’attraction gravitationnelle du cœur très dense et les forces de pression du gaz constituant les couches extérieures. Les conditions physiques des milieux permettent de transférer l’énergie produite au centre vers l’extérieur par les processus de convection et de radiation.

Le soleil évoluera quand s’épuisera l’hydrogène du coeur, siège des réactions de fusion nucléaire. L’enveloppe extérieure gonflera progressivement et le soleil deviendra une géante rouge, son atmosphère englobant l’orbite de la terre. Une seconde phase suivra quand la température du centre atteindra 108 K permettant la fusion de l’hélium. Finalement le coeur deviendra une naine blanche très dense entourée, d’une nébuleuse planétaire. (Evolution du soleil, site de l'observatoire de Paris)

3. Spectre du rayonnement solaire et énergie reçue à la surface de la Terre

Le spectre du rayonnement solaire est centré sur le domaine de la lumière visible, avec une répartition proche d’un rayonnement de corps noir de température 5 800 K. La puissance de l’émission subit une très faible variation (0,1%) selon une période de 11 ans, figure 2. Ce cycle d’activité solaire est lié aux effets de magnéto-hydro-dynamique dans les couches extérieures, produisant sur la surface des éruptions et des tâches.

Les conditions climatiques et la vie sur terre dépendent essentiellement de l’énergie reçue du soleil. L’ensemble terre-atmosphère reçoit une petite fraction de rayonnement solaire, soit la puissance  :

Ps  = (ω / 4π) x Ls = 5,66.10-9 x Ls =  1,73.1017 W

où ω = (πr2 / D2) est l’angle solide du cône des rayons du soleil atteignant la terre, exprimé en fonction de la distance soleil-terre D = 150.106 km et du rayon de la terre r = 6,37.106 km.

Au dessus de l’atmosphère, si le soleil est au zénith, l’éclairement énergétique est de ES = Ls / (4π D2) = 1368 W/m2. C’est la puissance reçue par unité de surface et intégrée sur tout le spectre. Sa valeur est souvent appelée « constante solaire ».

  Figure 2 : Irradiance solaire mesurée entre 1975 et 2012. Les courbes en couleur indiquent les mesures par différents satellites de l'irradiance solaire (ou éclairement énergétique). La courbe en noir donne le nombre de tâches solaires en fonction du temps. Source : NASA.  

L’équilibre climatique de la terre est assuré parce que l’ensemble terre-atmosphère renvoie vers l’espace une énergie égale à celle reçue du soleil. C’est principalement sous forme de rayonnement infra-rouge que cette énergie est renvoyée. Les modifications de l’atmosphère par la surabondance de gaz absorbant comme le dioxyde de carbone CO2 ou le méthane CH4 ont pour effet d’augmenter l’effet de serre et de décaler l'équilibre, ce qui induit le réchauffement climatique. Sur la question de l’effet de serre, voir par exemple le site Manicore.

L’atmosphère terrestre absorbe du rayonnement solaire, notamment l’ultra-violet, et en rediffuse une partie (figure 3).

  Figure 3 : Énergie du rayonnement solaire reçu sur Terre en fonction des longueurs d'ondes, source : UVED.  

La proportion de la puissance ES qui atteint le sol est d’environ 80%. En moyennant sur l’ensemble du globe terrestre et sur la durée, on obtient une valeur moyenne de l’éclairement énergétique reçu au sol du soleil égale à  :

<Est> = (0,8x0,5x0,5) x ES ≈ 273 Wm-2

Le facteur approximatif 0,8 tient compte de l’écrantage de l’atmosphère, les deux facteurs 0,5 tiennent compte de l’alternance jour-nuit (le soleil n’éclaire qu’un hémisphère terrestre) et de l’inclinaison des rayons solaires par rapport au zénith (la surface de l’hémisphère éclairée étant le double de sa projection normale aux rayons).

C’est une valeur moyenne de la puissance solaire théoriquement disponible par unité de surface sur le sol terrestre.

On en déduit la puissance solaire totale reçue sur la surface du globe

P = π d2 <Est> = 1,39.1017 W

Cette valeur moyenne théoriquement disponible de l’énergie solaire reçue au sol dépasse d’un facteur 7 000 les besoins actuels de la population mondiale (besoins de nutrition des hommes et animaux, voir l’analyse détaillée de M. Combarnous, 2012), qui est d’environ 1,7.1013 W. Néanmoins, ce calcul théorique ne prend pas en compte l'espace réellement disponible sur Terre, étant donné que 30% de la planète est composé de terres émergées dont 40% sous forme de désert de glace ou de sable (source Nation Unies). Ainsi, la mise en place d'installations de conversion et de transport de l'énergie, en prenant en compte les différents rendements de la chaîne ne permettront jamais de cumuler une telle quantité d'énergie.

D’après les statistiques publiées par l’OCDE la production totale d’énergie de l’année 2010 au niveau mondial était de 12 717,2 Mtep. La tonne d’équivalent pétrole (tep) valant 4,1868.1010 J et l’année comportant 3,15.107 secondes, on en déduit que les activités humaines nécessitent une puissance totale moyenne de 1,69.1013 W.

A consuter :