Ce guide est destiné à passer en revue les aspects du transfert de chaleur qui sont importants dans la conception et l'analyse des capteurs et des systèmes solaires. Il commence par un examen du transfert de chaleur par rayonnement, qui fait souvent l'objet d'un traitement superficiel dans le transfert de chaleur standard.
Le rôle du transfert de chaleur par convection et conduction dans les performances des systèmes solaires est évident. Le transfert de chaleur par rayonnement joue un rôle dans l'apport d'énergie à la terre, mais le rôle important que joue le transfert de chaleur par rayonnement dans le fonctionnement des capteurs solaires n'est pas si évident. Dans la pratique habituelle de l'ingénierie, le transfert de chaleur par rayonnement est souvent négligeable. Dans un capteur solaire, le flux d'énergie est souvent inférieur de deux ordres de grandeur à celui d'un équipement de transfert de chaleur conventionnel, et le rayonnement thermique est un mode de transfert de chaleur important.
Le spectre électromagnétique
Le rayonnement thermique est une énergie électromagnétique qui se propage dans l'espace à la vitesse de la lumière. Pour la plupart des applications d'énergie solaire, seul le rayonnement thermique est important. Le rayonnement thermique est émis par les corps en raison de leur température ; les atomes, les molécules ou les électrons sont élevés à des états excités, reviennent spontanément à des états d'énergie inférieurs et, ce faisant, émettent de l'énergie sous forme de rayonnement électromagnétique. Étant donné que l'émission résulte de changements dans les états électroniques, rotationnels et vibrationnels des atomes et des molécules, le rayonnement émis est généralement distribué sur une gamme de longueurs d'onde.
Le spectre du rayonnement électromagnétique est divisé en bandes de longueur d'onde. Ces bandes et les longueurs d'onde représentant leurs limites approximatives sont présentées dans la figure ci-dessous. Les limites de longueur d'onde associées aux différents noms et au mécanisme produisant le rayonnement ne sont pas clairement définies. Il n'y a pas de distinction fondamentale entre ces gammes de rayonnement autre que la longueur d'onde qu'elles parcourent toutes à la vitesse de la lumière et ont une fréquence telle que :
où C est la vitesse de la lumière dans le vide et est l'indice de réfraction.
Les longueurs d'onde importantes dans l'énergie solaire et ses applications se situent dans la gamme de l'ultraviolet au proche infrarouge, c'est-à-dire de 0,29 à environ 25 μm. Cela inclut le spectre visible, la lumière étant une partie particulière du spectre électromagnétique à laquelle l'œil humain réagit. Le rayonnement solaire à l'extérieur de l'atmosphère a la majeure partie de son énergie dans la plage de 0,25 μm à 3 μm, tandis que l'énergie solaire reçue au sol se situe sensiblement dans la plage de 0,29 à 2,5 μm.
Rayonnement photonique
À certaines fins dans les applications de l'énergie solaire, la vision classique des ondes électromagnétiques du rayonnement n'explique pas les phénomènes observés. À cet égard, il est nécessaire de considérer l'énergie d'une particule ou d'un photon, qui peut être considérée comme une «unité d'énergie» de masse nulle et de charge nulle. L'énergie du photon est donnée par :
où est la constante de Planck (6,62607004 × 10-34m2kg/s). Il en résulte que comme la fréquence v augmente (c'est-à-dire que la longueur d'onde λ diminue), l'énergie du photon augmente. Ce fait est particulièrement important lorsqu'une énergie photonique minimale est nécessaire pour provoquer un changement requis (par exemple, la création d'une paire trou-électron dans un dispositif photovoltaïque). Il existe donc une limite supérieure de longueur d'onde de rayonnement qui peut provoquer le changement.
Le corps noir : parfait absorbeur et émetteur
Par définition, un corps noir est un parfait absorbeur de rayonnement. Quelles que soient les longueurs d'onde ou les directions décrivant le rayonnement incident sur un corps noir, tout le rayonnement incident sera absorbé. Un corps noir est un concept idéal puisque toutes les substances réelles réfléchiront un certain rayonnement.
Même si un vrai corps noir n'existe pas dans la nature, certains matériaux se rapprochent d'un corps noir. Par exemple, une épaisse couche de noir de carbone peut absorber environ 99 % de tout le rayonnement thermique incident. Cette absence de rayonnement réfléchi est la raison du nom donné à un corps noir. L'œil percevrait un corps noir comme étant noir. Cependant, l'œil n'est pas un bon indicateur de la capacité d'un matériau à absorber le rayonnement, car l'œil n'est sensible qu'à une petite partie de la gamme de longueurs d'onde du rayonnement thermique. Les peintures blanches sont de bons réflecteurs du rayonnement visible, mais la plupart sont de bons absorbants du rayonnement infrarouge.
Un corps noir est également un parfait émetteur de rayonnement thermique. En fait, la définition d'un corps noir aurait pu être définie comme un corps qui émet le maximum de rayonnement possible. Une simple expérience de pensée peut être utilisée pour montrer que si un corps est un parfait émetteur de rayonnement, alors il doit aussi être un parfait absorbeur de rayonnement. Supposons qu'un petit corps noir et un petit corps non noir soient placés dans une grande enceinte sous vide faite d'un matériau de corps noir. Si l'enceinte est isolée de l'environnement, alors le corps noir, le corps réel et l'enceinte atteindront avec le temps la même température d'équilibre. Le corps noir doit, par définition, absorber la totalité du rayonnement incident sur lui, et pour maintenir une température constante, le corps noir doit également émettre une quantité égale d'énergie. Le corps non noir dans l'enceinte doit absorber moins de rayonnement que le corps noir et émettra par conséquent moins de rayonnement que le corps noir. Ainsi, un corps noir absorbe et émet à la fois la quantité maximale de rayonnement.
Loi de Planck et loi de déplacement de Wien
Le rayonnement dans la région du spectre électromagnétique d'environ 0,2 à environ 1000 μm est appelé Radiation thermique et est émis par toutes les substances en raison de leur température. La distribution en longueur d'onde du rayonnement émis par un corps noir est donnée par la loi de Planck.
où h est la constante de Planck et k est la constante de Boltzmann. Les groupes et sont souvent appelés les première et deuxième constantes de rayonnement de Planck et étant donné les symboles c1 et c2, respectivement.
- C1 : 3.7405 * 108 μm4 /m2
- C2 : 14387.8 μm·k
Il est également intéressant de connaître la longueur d'onde correspondant à l'intensité maximale du rayonnement du corps noir. En différenciant la distribution de Planck et en l'équivalant à zéro, la longueur d'onde correspondant au maximum de la distribution peut être dérivée. Cela conduit à la loi de déplacement de Wien, qui peut s'écrire :
La loi de Planck et la loi de déplacement de Wien sont illustrées dans la figure ci-dessous, qui montre la distribution spectrale du rayonnement du corps noir provenant de sources à 6000, 1000 et 400 K. La forme de la distribution et le déplacement de la longueur d'onde d'intensité maximale sont clairement indiqués. Notez que 6000 K représente une approximation de la température de surface du soleil, de sorte que la distribution indiquée pour cette température est une approximation de la distribution du rayonnement solaire à l'extérieur de l'atmosphère terrestre. Les deux autres températures sont représentatives de celles rencontrées dans les surfaces chauffées par le soleil à basse et haute température.
Les mêmes informations présentées dans la figure ci-dessus ont été retracées sur une échelle linéaire normalisée dans la figure ci-dessous. L'ordonnée sur cette figure, qui va de 0 à 1, est le rapport de la puissance émissive spectrale à la valeur maximale à la même température. Cela montre clairement la division de longueur d'onde entre une source à 6000 K et des sources à plus basse température à 1000 et 400 K.
Équation de Stefan-Boltzmann
La loi de Planck donne la distribution spectrale du rayonnement d'un corps noir, mais dans les calculs d'ingénierie, l'énergie totale est souvent plus intéressante. En intégrant la loi de Planck sur toutes les longueurs d'onde, l'énergie totale émise par unité de surface par un corps noir est :
où α est la constante de Stefan-Boltzmann et est égale à 5,670367 × 10-8kg s-3K-4. Cette constante apparaît dans pratiquement toutes les équations de rayonnement.
