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\begin{document}
\section{Origine de l'énergie solaire}
L'énergie proviens du rayonnement solaire, qui arrive jusqu'à la Terre distante de \SI{1,496e11}{m}.
\subsection{Constitution du Soleil}
Le soleil (de rayon $R_s$=\SI{1,392e9}{m}) peux se décomposer en trois couches:


\begin{enumerate}
\item Le coeur:

  C'est la qu'a lieu la réaction nucléaire de fusion qui libère (beaucoup)
  d'énergie. Cette zone occupe un quart du rayon solaire, et possèd eune
  température de 15 millions de Kelvin.On estime que \SI{4.26}{tonnes}de matière
  y sont consommé chaque seconde pour  \SI{383e15}{GW} de puissance.
  C'est un processus autorégulé (le soleil ne va pas s'effondrer ou exploser
  dans les années qui viennent).

\item La zone de radiation:

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.
\item La zone de convection:
  Échange thermique par convection amenant la chaleur vers m'extérieur,on passe de 2 million à 5800K.
  La photosphère  produit le rayonnnement solaire, épaisse d'environ 400km et de température moyenne 5781K.
\end{enumerate}

\subsection{Rayonnement produit et loi utiles}

Le rayonnement produit par le soleil à les caractéristique d'un corp noir:

\[
  B_\nu(T) = \frac{2h\nu^3}{c^2} \frac{1}{exp(\beta h \nu)-1} \text{ou  encore }
  B_\lambda(T) = \frac{2hc^2}{\lambda^5} \frac{1}{exp(\beta h c/\lambda)-1}
\]

Ces expressions se simplifient en faisant des hypothèses sur les niveaus d'énergies:
\begin{itemize}
\item Loi de Rayleight-Jeans  $h\nu \ll kT $ : $B_\nu^{RJ}(T)=\frac{2\nu^2}{c^2}kT$
\item Loi de Wien $h\nu \gg kT$ : $B_\nu^W (T) = \frac{2h\nu^3}{c^2}exp(-\frac{h\nu}{kT})$
\end{itemize}

La puissance surfacique reçue en fonction de la température est elle d'après la loi de Boltzmann:
\[
  P_s = \sigma T^4
\]
\subsection{Notion d'Air-Masse}

\begin{itemize}
\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:
\[
  m = \frac{P}{1013}\frac{1}{sin(\alpha)}exp\left(\frac{-z}{7.8}\right)
\]
\begin{description}
\item[P] Pression atmosphérique en hPa ou millibar
\item[$\alpha$] élévation du soleil sur l'horizon
\item[$z$] altitude en km (7.8 km est l'épaisseur moyenne de l'atmosphère)
\end{description}
\item On défini alors les conditions d'ensoleillement par les lettres AM suivi de $m$:
  \begin{itemize}
  \item AM0 correspond aux conditions hors atmosphère
  \item AM1 au sol lorsque le soleil est au zénith
  \item AM2 au sol lorsque le soleil est à $30^o$ sur l'horizon.
  \end{itemize}
\end{itemize}

En pratique le flux recu ne dépasse 1000$W/m^2$ (1367 $W/m^2$ pour AM0).
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.


\emph{blabla sur le rayonnement direct et indirect}


\section{Principe de la conversion: la cellule photovoltaïque}
\subsection{Historique}
\subsection{La jonction PN}
\emph{cf UE 232}
\subsection{Effet photovoltaïque}

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).

Il faut pour cela que l'énergie du photon soit supérieur à l'énergie de gap (Pour le silicium $E_g=1.1eV$).

\subsection{La photodiode}




\section{Mise en oeuvre}






\end{document}

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