Introduction au rayonnement solaire

Principes de base du rayonnement solaire

Le rayonnement solaire permet la vie sur Terre et détermine le climat. Du fait du flux d’énergie existant à l’intérieur du Soleil, la température à la surface avoisine les 5800 K, le spectre du rayonnement solaire s’avère donc similaire à celui d’un corps noir de 5800 K présentant une structure fine due à l’absorption dans les gaz solaires périphériques froids (raies de Fraunhofer).

Constante solaire et « valeur du Soleil »

On appelle constante solaire l’éclairement énergétique du Soleil sur l’atmosphère extérieure lorsque le Soleil et la Terre se trouvent distants d’une UA – une UA (unité astronomique) est la distance séparant la Terre du soleil, soit 149 597 890 km. Les valeurs actuellement admises sont proches de 1360 W/m^-2 (la NASA donnant dans la norme ASTM E 490-73A une valeur de 1353 ±21 W/m^-2). L’Organisation Internationale de Métrologie Légale (OIML) retient la valeur de 1367 W/m^-2. La constante solaire désigne l’éclairement intégré total sur la totalité du spectre (la région située en dessous de la courbe dans la figure 1 plus 3,7 % à des longueurs d’onde plus longues et plus courtes).
L’éclairement qui traverse l’atmosphère terrestre varie chaque année d’environ 6,6 % en raison de la variation de distance entre la Terre et le Soleil. Les variations de l’activité solaire provoquent des modifications de l’éclairement pouvant aller jusqu’à 1 %.
En ce qui concerne les simulateurs solaires, il convient de décrire l’éclairement en unités appelées « soleils ». Un « soleil » équivaut à l’éclairement d’une constante solaire.

Spectres extraterrestres et terrestres

Spectres extraterrestres

La figure 1 présente le spectre du rayonnement solaire à l’extérieur de l’atmosphère terrestre. La plage présentée (200-2500 nm) contient 96,3 % de l’éclairement total, la majorité des 3,7 % restant se trouvant à des longueurs d’ondes plus élevées. De nombreuses applications ne concernent qu’une région bien précise du spectre dans son ensemble. Une « unité de 3 soleils » possède, dans ce cas particulier, un éclairement équivalent à trois fois l’éclairement solaire réel dans la gamme spectrale concernée et une correspondance spectrale raisonnable dans cette plage.

Exemple

Le modèle 91160 de simulateur solaire possède un spectre similaire au spectre extraterrestre et une sortie de 2680 W/m^-2, qui équivaut à 1,96 fois 1367 W/m^-2 et permet donc de dire que le simulateur est une unité de 1,96 soleil.

Spectres terrestres

Le spectre du rayonnement solaire à la surface de la Terre est constitué de différents éléments (cf. figure 2). Le rayonnement direct provient directement du Soleil, tandis que le rayonnement diffus est diffusé par le ciel et le milieu extérieur. Un autre rayonnement encore est réfléchi par le milieu extérieur (la terre ou la mer) en fonction de l’albédo local. Le rayonnement terrestre total est appelé rayonnement global. Il convient en ce qui concerne l’éclairement global de définir la direction de la surface cible. Pour le rayonnement direct, la surface cible fait face au faisceau entrant.
L’intégralité du rayonnement qui atteint le sol traverse l’atmosphère, ce qui modifie le spectre en raison des phénomènes d’absorption et de diffusion. L’oxygène et l’azote atomiques et moléculaires absorbent le rayonnement de très courte longueur d’onde, faisant effectivement obstacle au rayonnement aux longueurs d’onde de <190 nm. L’absorption par l’oxygène moléculaire contenu dans l’atmosphère du rayonnement ultraviolet de courte longueur d’ondes entraîne un phénomène de photodissociation (de l’oxygène) qui engendre à son tour une production d’ozone. L’ozone absorbe fortement les ultraviolets de longueurs d’ondes plus élevées entre 200 et 300 nm (bande Hartley), mais absorbe peu le rayonnement visible. L’ozone stratosphérique largement répandu produit par le rayonnement du Soleil correspond à une couche d’ozone d’environ 3 mm aux CNTP. La « couche d’ozone fine » absorbe les UV jusqu’à 280 nm et détermine la forme (avec la diffusion atmosphérique) de la partie UV du spectre solaire terrestre.
La vapeur d’eau, le dioxyde de carbone et, dans une moindre mesure, l’oxygène, absorbent de manière sélective dans l’infrarouge proche (comme le montre la figure 3). La diffusion de Rayleigh dépendante de la longueur d’onde et la diffusion par les aérosols et autres particules en suspension dans l’air, dont notamment les gouttelettes d’eau, modifient également le spectre du rayonnement qui atteint le sol (c’est à ces deux phénomènes que le ciel doit sa couleur bleue). Dans une atmosphère estivale sans nuage typique et avec un angle zénithal de 0°, les 1367 W/m^-2 qui atteignent l’atmosphère extérieure sont réduits à un rayonnement du faisceau direct de 1050 W/m^-2 environ et à un rayonnement global d’environ 1120 W/m^-2 sur une surface horizontale au niveau du sol.

Le spectre solaire terrestre variable

Les niveaux d’absorption et de diffusion varient à mesure que se modifient les composantes de l’atmosphère. Les nuages constituent l’exemple le plus courant de ces modifications : les nuages peuvent en effet bloquer la plupart du rayonnement direct. Les variations et tendances saisonnières de l’épaisseur de la couche d’ozone ont un impact important sur le niveau des ultraviolets terrestres.
Le spectre au niveau du sol dépend également de la distance que le rayonnement solaire doit parcourir pour traverser l’atmosphère. L’altitude constitue un facteur de changement : l’atmosphère est, par exemple, moins épaisse d’un mile (1,6 km) à Denver qu’à Washington, et l’impact saisonnier sur l’angle solaire est important. Les variations les plus importantes sont cependant les variations dues à la rotation de la Terre (cf. figure 4). En tout point du globe, la longueur du parcours que doit emprunter le rayonnement pour atteindre le niveau du sol change au fur et à mesure que le jour avance. Aussi non seulement le rayonnement solaire au niveau du sol subit-il des variations d’intensité évidentes au cours de la journée pour finalement atteindre zéro à la nuit tombée, mais le spectre du rayonnement varie d’un jour à l’autre en raison des variations intervenant dans la longueur du parcours d’absorption et de diffusion.
Lorsque le Soleil est situé à la verticale de la Terre, le rayonnement direct qui atteint le sol passe directement au travers de toute l’atmosphère, de l’intégralité de la masse atmosphérique, à la verticale. Ce rayonnement est appelé rayonnement « Direct Masse Atmosphérique 1 » (AM1D, Air Mass 1 Direct), et nous utilisons à des fins de normalisation un site de référence situé au niveau de la mer. De la même manière, le rayonnement global lorsque le Soleil est situé à la verticale est appelé rayonnement « Global Masse atmosphérique 1 » (AM1G). Du fait qu’il ne traverse aucune masse atmosphérique, le spectre extraterrestre est appelé spectre de « Masse Atmosphérique 0 ».
Le parcours atmosphérique pour tout angle zénithal est simplement décrit en relation avec la masse atmosphérique à la verticale (figure 4). La longueur réelle du parcours peut correspondre à des masses atmosphériques allant de moins de 1 (sites de haute altitude) à des valeurs de masse atmosphérique très élevées juste avant le coucher du soleil. Nos simulateurs solaires Oriel utilisent des filtres pour dupliquer les spectres correspondant à des masses atmosphériques de 0 ; 1 ; 1,5 et 2, c’est-à-dire les valeurs sur lesquelles se fondent la plupart des travaux d’essais.

Spectres standard

Le rayonnement solaire qui atteint la surface de la Terre varie considérablement avec l’emplacement géographique, les conditions atmosphériques (y compris la couverture nuageuse), le contenu en aérosols de l’atmosphère, la situation de la couche d’ozone, l’heure de la journée, la distance entre le Soleil et la Terre, la rotation et l’activité solaires. Les spectres solaires dépendent de variables si nombreuses que des spectres standard ont été établis afin de fournir une base à l’évaluation théorique des effets du rayonnement solaire et à la conception des simulateurs. Ces spectres standard ont pour point de départ une version simplifiée (c’est-à-dire de plus faible résolution) des spectres extraterrestres mesurés et utilisent des modèles perfectionnés afin de calculer les spectres terrestres en fonction de chaque effet atmosphérique.
Les spectres standard les plus fréquemment utilisés sont ceux publiés par la Commission Internationale d’Eclairage (CIE), l’autorité mondiale en matière de nomenclature et de normes radiométriques et photométriques. L’ASTM (American Society for Testing and Materials) publie pour sa part trois spectres différents : AM 0, AM 1 et AM 1,5 Direct, et AM 1,5 Global pour une surface inclinée à 37,5°. Les conditions du spectre AM 1,5 ont été choisies par l’ASTM « en raison de leur caractère représentatif des conditions moyennes dans les 48 états contigus des États-Unis ». La Fig. 5 présente les différences typiques existant entre les spectres direct et global standard. Ces courbes sont issues des données comprises dans les normes ASTM E 891 et E 892 pour un rayonnement de AM 1,5, un coefficient de trouble de 0,27, une inclinaison de 37° face au Soleil et un albédo de 0,2.

Tableau 1 : Densités de puissance des normes publiées

Intégration par méthode des trapèzes modifiée.
CEI = Commission Electrotechnique Internationale.
IEC = International Electrotechnical Commission.

L’allure d’un spectre dépend de la résolution de la mesure effectuée et de la présentation. La figure 6 montre de quelle manière apparaît la structure spectrale sur un fond continu pour deux résolutions différentes. Elle montre également que le spectre ayant la résolution la plus élevée a été lissé au moyen de l’algorithme de lissage de Savitsky-Golay. Le spectre solaire contient de fins détails d’absorption qui n’apparaissent pas dans nos spectres. La figure 7 montre un détail de la partie UV du spectre extraterrestre de l’Organisation Internationale de Métrologie Légale (OIML), ainsi qu’une partie du spectre du rayonnement AM 1 de la CEI. Le spectre modélisé ne montre aucun des détails du spectre de l’OIML, fondé sur des données choisies issues de nombreuses mesures extrêmement minutieuses.
Les spectres que nous présentons pour nos produits, ainsi que la plupart des données de référence disponibles, sont établis sur la base de mesures réalisées avec des instruments possédant des résolutions spectrales de 1 nm ou plus. La structure fine du spectre solaire ne revêt d’importance pour aucune des applications que nous connaissons ; la plupart des systèmes biologiques et matériels possèdent de larges spectres d’absorption du rayonnement. La présentation spectrale est plus importante pour les simulateurs qui émettent des spectres possédant une forte composante linéaire. La faible résolution ou les représentations logarithmiques de ces spectres masquent la structure linéaire, faisant apparaître le spectre plus proche du spectre solaire qu’il ne l’est en réalité. La mesure large bande de la sortie UV donne un chiffre unique correspondant à l’éclairement ultraviolet total. Cette caractéristique peut impliquer une plus grande proximité du soleil. L’effet de l’éclairement avec ces simulateurs dépend de l’application, mais le résultat s’avère souvent significativement différent de celui produit par le rayonnement solaire, même si le niveau total au sein d’une gamme de longueurs d’ondes spécifiée (par exemple UVA, 320-400 nm) est similaire.

Géométrie du rayonnement solaire

Le Soleil est une source sphérique d’environ 1,39 million de km de diamètre, situé à une distance moyenne (1 unité astronomique) d’environ 149,6 millions de km de la Terre. La partie directe du rayonnement solaire est collimatée avec un angle d’environ 0,53° (angle plein), tandis que la partie diffuse provient des réflexions et de la diffusion par le ciel hémisphérique et par le sol. Le rayonnement « global », somme des composantes directe et diffuse, est essentiellement uniforme. En raison de la forte distribution vers l’avant de la diffusion des aérosols, la forte charge en aérosols de l’atmosphère entraîne l’apparition d’un rayonnement diffus considérable semblant provenir d’un mince anneau lumineux entourant le disque solaire, l’auréole solaire. Ce rayonnement, ajouté au faisceau direct, est appelé rayonnement circumsolaire.

Variation diurne et annuelle

Les figures 9 et 10 montrent les variations diurnes typiques du flux radiatif solaire global. La demi-largeur réelle et la position maximale de la courbe dépendent de la latitude et de la saison. La figure 9 présente une atmosphère sans nuage. La figure 10 montre l’impact des nuages. Enfin, la figure 11 présente l’éclairement solaire global au soleil de midi mesuré dans l’Arizona, montrant la variation annuelle.

Avantages des simulateurs – sortie prévisible, stable

L’exposition extérieure constitue l’ultime essai de la résistance aux conditions atmosphériques de tout matériau ou produit. Les simulateurs solaires présentent des avantages en raison du caractère imprévisible de la variation et de la disponibilité limitée du rayonnement solaire. Avec un simulateur, il est possible d’effectuer des essais au moment voulu et de les poursuivre 24h/24, ainsi que de contrôler l’humidité et d’autres aspects de l’environnement local. Il est également possible de reproduire le même essai au sein du laboratoire ou sur tout autre site, et de rapporter l’exposition aux niveaux de rayonnement solaire reconnus internationalement. En ce qui concerne l’éclairement énergétique solaire direct, il est possible de concentrer le faisceau de manière à accélérer la réalisation de l’essai.

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