Temario. Recurso Solar. 1. El Sol. 2. Efecto atmosférico sobre la radiación solar. 3. Medida de la radiación solar. 4.

Transcripción

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2 Temario Recurso Solar 1. El Sol 2. Efecto atmosférico sobre la radiación solar 3. Medida de la radiación solar 4. Posición del Sol 5. Cálculo de sombras

3 1. El Sol El Sol se formó hace 4600 millones de años junto con la tierra y demás planetas del Sistema Solar, a partir de la contracción paulatina de una gigantesca nube de hidrógeno. Este proceso duró cerca de 10 millones de años hasta que la temperatura del astro alcanzó los C, suficientes para empezar a producir energía transformando hidrógeno en helio. Constituida por 72% de gas hidrógeno, 26% de helio y el 2% restante de los demás elementos químicos, es una estrella común y corriente entre las 100 millones que existen en la galaxia (como ejemplo, Canopus y Sirio son entre 1500 y 25 veces más luminosas, respectivamente)

4 Posee el 98% de la masa total del Sistema Solar, un diámetro de kilómetros. Produce energía a través de la siguiente reacción nuclear: Cada segundo convierte unas de toneladas de hidrógeno en toneladas de helio, lo que significa que de toneladas se convierten en energía.

5 Estructura: Zona interna: Núcleo Zona radiactiva Zona convectiva Zona externa (atmósfera): Fotosfera Cromosfera Corona

6 Zona interna 1. Núcleo: Es la región más activa, aquí se genera la energía que sale al exterior a través de la zona radiactiva y la zona convectiva. Temperatura: C. Espesor km. 2. Zona radiactiva: Aquí las partículas o fotones que transportan la energía intentan escapar al exterior; sin embargo, lo logran a ritmo lento debido a que son absorbidas y cambian constantemente de dirección, de hecho pueden tardar unos años en llegar a la superficie o fotosfera. Temperatura: C. Espesor: km. 3. Zona convectiva: En esta área la energía se transmite a través de bolsas de gas caliente que suben a la superficie, después se enfrian y vuelven a descender. Esto suele ocurrir una y otra vez durante varios meses hasta que la energía logra salir. Temperatura: C. Espesor: km.

7 Zona externa (atmósfera) 4. Fotosfera: Es la superficie exterior, la capa visible que emite la luz y el calor que recibe la Tierra, curiosamente es el área menos caliente y siempre está en constante cambio. Temperatura: C. Espesor: 500 km. 5. Cromosfera: Rodea a la fotosfera y expulsa ráfagas de gas incandescente, las cuales llegan a medir km de longitud. Es posible verla con telescopio durante un eclipse total de sol. Temperatura: C. Espesor: km. 6. Corona: Se trata de la segunda capa más caliente y por mucho la más extensa de la atmósfera solar. Está constituida por gases en permanente ebullición y campos magnéticos. Puede apreciarse durante un eclipse total de sol: es la luz blanca que aparece alrededor del astro cuando es ocultado por la Luna. Temperatura: C. Espesor: km.

8 Distribución espectral de la radiación solar

9 2. Efecto atmosférico sobre la radiación solar La distribución temporal de la energía solar que alcanza la superficie es muy irregular. No solamente varía la insolación máxima diaria (horas en las que el Sol está por encima del horizonte del lugar) sino que la radiación es más o menos atenuada según la composición instantánea de la atmósfera que la atraviesa. Prácticamente el 47% de la radiación incidente sobre la atmósfera terrestre alcanza la superficie del planeta. El 31% lo hace directamente y el otro 16% después de ser dispersada por partículas en suspensión, vapor de agua y moléculas del aire. La energía restante, un 53% es reflejada hacia el espacio exterior o absorbida por la atmósfera.

10 Efecto atmosférico sobre la radiación solar

11 Irradiancia y Constante Solar La potencia de la radiación solar que se recibe en un instante dado sobre un metro cuadrado de superficie se conoce como irradiancia (I S ) y se expresa en W/m 2. Para una distancia media Tierra Sol el valor de la irradiancia en un plano exterior a la atmósfera y perpendicular a los rayos del sol se conoce como Constante Solar (S s ). El valor determinado por la NASA indica que la constante solar es de 1353 (±1.6%) W/m 2.

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13 Componentes de la Radiación en Superficie La atmósfera terrestre está constituida por gases, nubes y partículas sólidas en suspensión. Los diversos constituyentes de la atmósfera provocan la atenuación de la radiación. A medida que la radiación solar atraviesa la la masa de aire sufre de procesos de absorción, reflexión y refracción. En cuanto a la absorción: los rayos X y otras radiaciones de onda corta del espectro solar son absorbidas en la ionosfera por el N 2 y el O 2 ; la mayor parte de la radiación ultravioleta sufre el efecto del O 3 y para longitudes de onda superiores a 2.5 μm se produce una fuerte absorción por el CO 2 y el H 2 O.

14 Componentes de la Radiación en Superficie Dadas las condiciones óptimas en cuanto a transmisión atmosférica la atenuación de la radiación hasta la superficie es de un 25%. De aquí que un valor promedio o estándar de 1000 W/m 2 sea empleado como de referencia en ingeniería. La interacción de la radiación solar con la atmósfera da lugar a dos componentes de la radiación solar: directa y difusa. El efecto de la radiación solar que se refleja en una superficie con respecto al total incidente, llamado reflectividad, depende de la longitud de onda de la radiación y de la naturaleza de la superficie. La reflectividad global considerando todo el espectro de la radiación solar se conoce como albedo de superficie.

15 Componentes de la Radiación Solar

16 Albedo de diferentes superficies Nieve virgen Agua (ángulos de incidencia grandes) Suelos (arcillas) Bosques de coníferas Hojas en descomposición Hierba seca Hierba verde Grava Paredes oscuras (ladrillo rojo) Paredes claras (pinturas luminosas)

17 Irradiancia global y difusa en diferentes condiciones Condiciones climatológicas Cielo claro Parcialmente nublado Completamente cubierto Irradiancia (W/m 2 ) Componente difusa (%)

18 Masa de aire Es un concepto que caracteriza el efecto de una atmósfera clara sobre la radiación solar. Es la longitud de la trayectoria solar desde la superficie externa de la atmósfera hasta la superficie de la Tierra.

19 3. Medida de la Radiación Solar La irradiación (H S ) corresponde al valor acumulado de la irradiancia en un intervalo de tiempo determinado. Existen dos tipos básicos de dispositivos para la medida de la radiación solar: el piranómetro y el pirheliómetro.

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23 4. Posición del Sol Junto a las condiciones atmosféricas hay otro factor que determina la incidencia de la radiación sobre un captador solar, el movimiento aparente del Sol a través de la bóveda celeste, a lo largo del día y del año. La Tierra describe un movimiento de traslación alrededor del Sol que sigue una trayectoria en forma de elipse, con una excentricidad del 3%. La orbita imaginaria que describe esta trayectoria se denomina eclíptica. Durante el movimiento de traslación el eje de rotación terrestre forma siempre el mismo ángulo de 23,5 con la perpendicular al plano de la eclíptica. El ángulo que forma el plano de la eclíptica con el plano del ecuador varía a lo largo del año. Este ángulo se denomina declinación y varía entre -23,5 el día de solsticio de invierno (hemisferio norte) y 23,5 el día del solsticio de verano (hemisferio norte).

24 Movimiento de la Tierra Alrededor del Sol

25 Movimiento de la Tierra Alrededor del Sol

26 Solsticio de Invierno (Hemisferio Norte) Solsticio de Verano (Hemisferio Sur)

27 Solsticio de Verano (Hemisferio Norte) Solsticio de Invierno (Hemisferio Sur)

28 Equinoccio de Primavera (Hemisferio Norte) Equinoccio de Otoño (Hemisferio Sur)

29 Geometría del Movimiento del Sol (Geometría Solar) Desde el punto de vista de un observador sobre la superficie de la Tierra, el Sol parece describir una arco de círculo desde su salida (orto) hasta su puesta (ocaso).

30 La posición del Sol se puede referir en dos sistemas de coordenadas centradas en el observador según el sistema de referencia escogido: horarias (δ S declinación, ω S ángulo horario) y horizontales (h S altura solar, a s acimut). Estas coordenadas determinan el vector solar entendido como un vector con origen en el observador y extremo en el Sol. Coordenadas horarias δ S = declinación solar ( ), es el ángulo que forma el plano del ecuador terrestre con la dirección en que se encuentra el Sol. Varía a lo largo del año siendo nulo en los equinoccios, máximo en el solsticio de verano (hemisferio norte) y mínimo en el solsticio de invierno (hemisferio norte). Según Lokmanhekim: δ = cos x 0.229cos 2x 0.243cos 3x senx sen2x 0.055sen3x x = 2πz 365

31 Otra ecuación no tan aproximada pero mucho más sencilla es propuesta por Cooper: z δ = 23,45sen Donde: δ es la declinación en grados sexagesimales y z es el número del día del año (para el 1 de Enero, z = 1, para el 31 de Diciembre, z = 365) ω S = Ángulo horario solar ( ), desplazamiento angular del Sol sobre el plano de la trayectoria solar. Se toma como origen del ángulo horario el mediodía solar y valores crecientes en el sentido del movimiento del Sol. Cada hora es igual a 15. ω S = 15( TSV 12)

32 Declinación Solar Anual Declinación [Grados] Dias del año Declinación Ec. Lokmanhekim Declinación Ec. Cooper

33 Declinación Solar Anual bisiesto Declinación [Grados] Dias del año Declinación Ec. Lokmanhekim Declinación Ec. Cooper

34 El TSV (Tiempo Solar Verdadero) es la hora que indicaría un reloj hipotético que repartiera la duración del día solar en 24h. Obviamente no es así. Para solventar ese problema se define un TSM (Tiempo Solar Medio) el cual es un tiempo ficticio que deriva de suponer a la tierra como una esfera que se desplaza a velocidad constante a lo largo del año. La diferencia entre ambos tiempos se conoce como Ecuación del Tiempo (ET). Donde: ET = TSV = B( ) = 360 (( J 81) 364) 2 ET 9.87sen B 7.53cos B 1. 5senB TSV TSM 1 = HO e + ET + m 15 ( λ λ) Donde, HO es la hora oficial, e es el adelanto con respecto a la hora civil, λ m es la longitud del meridiano medio del huso horario adoptado y λ es la longitud del meridiano que pasa por el punto considerado.

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36 Ecuación del tiempo Minutos dias del año

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38 Coordenadas horizontales (angulares) Empleando trigonometría esférica calculamos las coordenadas horizontales a partir de las coordenadas horarias, relacionadas mediante las siguientes ecuaciones: cosψ = senβ = senφ senδ + cosφ cosδ cosωs 1 cosα = ( senφ cosδ cosωs cosφ senδ ) cosβ cosδ senωs senα = cosβ A partir de estas ecuaciones es posible obtener los valores del ángulo horario de puesta del sol y el azimut correspondiente cosω S = tanφ tanδ senα S = cosδsenωs t d = 15 2 arcos (- tanφ tanδ )

39 Diagramas de la Trayectoria Solar La proyección de la trayectoria solar en la bóveda celeste sobre un plano horizontal es conocida como diagrama de la trayectoria solar. Otro tipo de diagrama de la trayectoria solar es el rectangular. Esta carta es una proyección vertical de la trayectoria del Sol sobre la bóveda celeste.

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42 5. Cálculo de Sombras Las pérdidas de radiación solar que experimenta una superficie debido a sombras proyectadas por obstáculos circundantes varían a lo largo de un día, dependiendo de la latitud del lugar, la fecha y la hora. Las cuestiones de sombreado afectan a las aplicaciones de la energía solar en diferentes ámbitos: sombreado entre captadores de una instalación; sombreados de captadores y edificios por otros obstáculos y reducción de cargas por la intercepción de la radiación en elementos exteriores a un edificio. La relación básica entre la longitud de la sombra (L sombra ), la altura del obstáculo (H obst ) y la altura solar (h S ) es: tg h = S H L obst sombra

43 La separación entre líneas de colectores se establece de tal manera, que al mediodía solar del día más desfavorable (altura solar mínima) del periodo de utilización, la sombra de la arista superior de una fila se proyecte, como máximo, sobre la arista inferior de la siguiente: Radiación Solar

44 Por lo tanto la distancia mínima entre hileras de colectores será: L = d1 + d2 = L C [(( senβ ) ( tan h )) + cosβ ] C Donde L C es la longitud del colector (m), β C su inclinación y L es la longitud de la sombra (m). S C La determinación de sombras proyectadas sobre captadores por parte de obstáculos próximos se realiza de manera similar, aunque se recomienda seguir estos dos pasos: Obtención del perfil de obstáculos. Representación del perfil de obstáculos.

45 Por lo tanto la distancia mínima entre hileras de colectores será: L = d1 + d2 = L C [(( senβ ) ( tan h )) + cosβ ] C Donde L C es la longitud del colector (m), β C su inclinación y L es la longitud de la sombra (m). S C La determinación de sombras proyectadas sobre captadores por parte de obstáculos próximos se realiza de manera similar, aunque se recomienda seguir estos dos pasos: Obtención del perfil de obstáculos. Representación del perfil de obstáculos.

46 Bibliografía: Ibañez Plana, M. et al. Tecnología Solar. Ediciones Mundi-Prensa. Madrid p. ISBN: Lluis, Jutglar. Energía Solar. Editorial CEAC. Barcelona p. ISBN: