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\documentclass[main.tex]{subfiles}
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\begin{document}
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\section{Origine de l'énergie solaire}
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L'énergie proviens du rayonnement solaire, qui arrive jusqu'à la Terre distante de \SI{1,496e11}{m}.
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\subsection{Constitution du Soleil}
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Le soleil (de rayon $R_s$=\SI{1,392e9}{m}) peux se décomposer en trois couches:
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\begin{enumerate}
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\item Le coeur:
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C'est la qu'a lieu la réaction nucléaire de fusion qui libère (beaucoup)
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d'énergie. Cette zone occupe un quart du rayon solaire, et possèd eune
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température de 15 millions de Kelvin.On estime que \SI{4.26}{tonnes}de matière
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y sont consommé chaque seconde pour \SI{383e15}{GW} de puissance.
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C'est un processus autorégulé (le soleil ne va pas s'effondrer ou exploser
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dans les années qui viennent).
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\item La zone de radiation:
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La zone de radiation entre 0.25 et 0.7 du rayon solaire, très dense (98\% de la masse du soleil). Les atomes d'hygrogène et hélium ionisé émettent des photons absorbés par d'autre ions pas de convection thermique.
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\item La zone de convection:
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Échange thermique par convection amenant la chaleur vers m'extérieur,on passe de 2 million à 5800K.
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La photosphère produit le rayonnnement solaire, épaisse d'environ 400km et de température moyenne 5781K.
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\end{enumerate}
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\subsection{Rayonnement produit et loi utiles}
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Le rayonnement produit par le soleil à les caractéristique d'un corp noir:
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\[
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B_\nu(T) = \frac{2h\nu^3}{c^2} \frac{1}{exp(\beta h \nu)-1} \text{ou encore }
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B_\lambda(T) = \frac{2hc^2}{\lambda^5} \frac{1}{exp(\beta h c/\lambda)-1}
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\]
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Ces expressions se simplifient en faisant des hypothèses sur les niveaus d'énergies:
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\begin{itemize}
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\item Loi de Rayleight-Jeans $h\nu \ll kT $ : $B_\nu^{RJ}(T)=\frac{2\nu^2}{c^2}kT$
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\item Loi de Wien $h\nu \gg kT$ : $B_\nu^W (T) = \frac{2h\nu^3}{c^2}exp(-\frac{h\nu}{kT})$
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\end{itemize}
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La puissance surfacique reçue en fonction de la température est elle d'après la loi de Boltzmann:
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\[
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P_s = \sigma T^4
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\]
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\subsection{Notion d'Air-Masse}
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\begin{itemize}
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\item C'est l'épaisseur atmosphérique effectivement traversée normalisé à l'épaisseur traversé jusqu'au niveau de la mer pour un soleil au zénith, en condition normale de pression:
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\[
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m = \frac{P}{1013}\frac{1}{sin(\alpha)}exp\left(\frac{-z}{7.8}\right)
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\]
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\begin{description}
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\item[P] Pression atmosphérique en hPa ou millibar
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\item[$\alpha$] élévation du soleil sur l'horizon
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\item[$z$] altitude en km (7.8 km est l'épaisseur moyenne de l'atmosphère)
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\end{description}
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\item On défini alors les conditions d'ensoleillement par les lettres AM suivi de $m$:
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\begin{itemize}
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\item AM0 correspond aux conditions hors atmosphère
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\item AM1 au sol lorsque le soleil est au zénith
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\item AM2 au sol lorsque le soleil est à $30^o$ sur l'horizon.
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\end{itemize}
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\end{itemize}
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En pratique le flux recu ne dépasse 1000$W/m^2$ (1367 $W/m^2$ pour AM0).
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Les conditions standartd des qualification des cellules sont un spectre $AM1.5$, une puissance incidente de 1000$W/m^2$ et une température de $25^o$C.
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\emph{blabla sur le rayonnement direct et indirect}
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\section{Principe de la conversion: la cellule photovoltaïque}
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\subsection{Historique}
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\subsection{La jonction PN}
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\emph{cf UE 232}
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\subsection{Effet photovoltaïque}
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Un photon suffisament énergétique peux créer une paire électron/trou dans la zone de transition, contribuant ainsi à augmenter le courant inverse (contribution du courant de génération-recombinaison).
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Il faut pour cela que l'énergie du photon soit supérieur à l'énergie de gap (Pour le silicium $E_g=1.1eV$).
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\subsection{La photodiode}
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\section{Mise en oeuvre}
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\end{document}
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%%% Local Variables:
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%%% mode: latex
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%%% TeX-master: "main"
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%%% End:
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