LA RADIACIÓN SOLAR

5

2. LA RADIACIÓN SOLAR

2.1. EL SOL COMO FUENTE DE ENERGÍA

El Sol es la principal fuente de energía para todos los procesos que tienen lugar en

nuestro planeta. Localizado a una distancia media de 150 millones de kilómetros, tiene

un radio de 109 veces el de la Tierra y está formado por gas a muy alta temperatura.

En su núcleo se producen continuamente reacciones atómicas de fusión nuclear que

convierten el hidrógeno en helio. Este proceso libera gran cantidad de energía que sale

hasta la superficie visible del Sol (fotosfera), y escapa en forma de rayos solares al

espacio exterior.

Se calcula que en el interior del Sol se queman cada segundo unos 700 millones de

toneladas de hidrógeno, de las que 4,3 millones se transforman en energía. Una parte

importante de esta energía se emite a través de los rayos solares al resto de planetas,

lunas, asteroides y cometas que componen nuestro sistema solar. Más concretamente,

hasta la Tierra llega una cantidad de energía solar equivalente a 1,7x1014 KW, lo que

representa la potencia correspondiente a 170 millones de reactores nucleares de 1.000

MW de potencia eléctrica unitaria, o lo que es lo mismo, 10.000 veces el consumo

energético mundial.

Si tenemos en cuenta que las previsiones actuales apuntan a que, en los próximos

6.000 millones de años, el Sol tan solo consumirá el diez por ciento del hidrógeno que

contiene en su interior, podemos asegurar que disponemos de una fuente de energía

gratuita, asequible a todos y respetuosa con el medio ambiente, por un periodo de

tiempo prácticamente ilimitado.

2.2. LA RADIACIÓN SOLAR A SU PASO POR LA ATMÓSFERA

La radiación solar a su paso por la atmósfera sufre diversos procesos de reflexión,

atenuación y difusión como resultado de su interacción con los distintos componentes

atmosféricos: aerosoles, nubes y moléculas de ozono, dióxido de carbono, oxígeno,

vapor de agua, etc. Los principales efectos atmosféricos sobre la irradiancia solar son

los siguientes:

LA RADIACIÓN SOLAR

6

Disminución de la energía que se recibe a nivel del suelo debido a la interacción

con los componentes atmosféricos.

Modificación de las características espectrales de la irradiancia solar.

Modificación de la distribución espacial de la irradiancia recibida en la

superficie terrestre.

La reflexión de la irradiancia solar se debe principalmente a la interacción con las

nubes y partículas en suspensión.

La absorción de la irradiancia solar, debido los componentes atmosféricos, es

responsable de la disminución de aproximadamente un 20% de la energía solar

incidente. Los principales componentes que producen la atenuación son el ozono, el

vapor de agua y el dióxido de carbono.

La difusión (o scattering) produce la atenuación de la radiación solar que llega al límite

superior de la atmósfera, haciendo que ésta se distribuya en todas las direcciones. Los

componentes atmosféricos que producen este efecto son el vapor de agua, los

aerosoles y las componentes moleculares. El efecto de scattering está relacionado

directamente con el tamaño del constituyente y su concentración. El tamaño medio de

la partícula se define a partir del coeficiente adimensional Θ:

Θ Ec. 2-1

siendo q el tamaño de la partícula y λ la longitud de onda incidente. Se pueden

distinguir tres tipos de difusión:

Difusión de Rayleigh. Se origina cuando la longitud de onda de la irradiancia

solar es mayor que la dimensión de las partículas responsables (Θ<< λ). Este

proceso se produce por moléculas de oxígeno y nitrógeno. El scattering de

Rayleigh es proporcional a , por lo tanto, afecta a longitudes de onda cortas

y es responsable del color azul del cielo. Este fenómeno se da principalmente

en las capas altas de la atmósfera.

LA RADIACIÓN SOLAR

7

Difusión de Mie. Se produce cuando la longitud de onda de la irradiancia solar

tiene el mismo orden de magnitud que las moléculas causante del efecto

(Θ<50). Su causa fundamental se debe al vapor de agua, polvo y aerosoles.

Tiene efecto sobre todas las longitudes de onda del canal visible y se da en las

capas bajas de la atmósfera.

Difusión no selectiva. Se produce cuando la longitud de onda es menor que la

dimensión de las partículas (Θ>> λ). Este efecto es causado principalmente por

las gotas de agua que forman las nubes o nieblas.

Integrando a lo largo de todo el espectro radiativo la intensidad o potencia de la

irradiancia solar, la energía solar que llega a la superficie terrestre dependerá del

espesor de la capa atmosférica que tienen que atravesar los rayos antes de alcanzar la

superficie terrestre, y de la concentración de componentes moleculares y partículas en

suspensión que encuentra en su camino.

La masa óptica relativa del aire ( ) cuantifica la longitud del camino óptico que

recorre la radiación solar. Generalmente la masa óptica se define en relación al camino

óptico vertical en dirección cenital (cuando el sol está en el cenit) y en un lugar situado

a nivel del mar. Este recorrido óptico unidad, se corresponde con una columna vertical

de 1 cm2

de sección desde la altura 0 (nivel del mar) hasta el límite superior de la

atmósfera. Si ésta fuese homogénea y estuviese en condiciones normales de presión y

temperatura, la altura de esta columna sería de unos 8 km. aproximadamente.

Para alturas solares próximas a 90˚ y suponiendo una atmósfera plana, no refractiva y

completamente homogénea, se tendría la aproximación:

( ) Ec. 2-2

LA RADIACIÓN SOLAR

8

Una expresión más general, que tiene en cuenta el efecto de la refracción, debida a

Kasten y Young (1989) para el caso de atmósfera estándar, viene dada por:

( )

Ec. 2-3

Siendo la altura solar corregida por refracción, expresada en grados.

Ec. 2- 4

Ec. 2-5

2.3. MEDIDA Y REGISTRO DE LA RADIACIÓN SOLAR

La radiación emitida por el Sol se distribuye en un amplio espectro de longitudes de

onda, como se puede observar en la figura 2.1, correspondiendo la mayor parte de la

energía radiada, a la porción comprendida entre 0.2 y 3.0 μm, con una distribución

espectral muy similar a la producida por un radiador integral (cuerpo negro) a 5777 K.

Alrededor de la mitad de dicha energía se encuadra dentro de la banda visible (0.39-

0.77 μm). El resto corresponde casi por completo a radiación infrarroja, con un

pequeño porcentaje de radiación ultravioleta.

La distribución espectral de la radiación solar, ha sido estudiada por muchos

investigadores, llegándose a propuestas diferentes aunque próximas. Las más

conocidas son las de Jonson y Thekaekara (NASA) y la de Frölich y Wehrli del WRC.

LA RADIACIÓN SOLAR

9

Figura 2.1 Espectro solar extraterrestre, espectro de un radiador integral a 5777 K y espectro a nivel de tierra

La radiación solar se mide usualmente mediante instrumentos especiales destinados a

tal propósito denominados radiómetros. Existen varias clases de radiómetros,

dependiendo del tipo de radiación a medir. Los más comunes son:

Radiación directa: La radiación solar directa se mide por medio de

pirheliómetros, instrumento de tipo telescópico con una apertura de pequeño

diámetro. Las superficies receptoras del pirheliómetro deben mantenerse en

todo momento perpendiculares a la dirección de la radiación solar, por lo que

el uso de un sistema de seguimiento adecuado (solar tracker) es ineludible. Las

aperturas de este dispositivo están dispuestas de forma que sólo la radiación

procedente del disco solar y de una estrecha franja anular en torno al mismo

alcanzan el receptor.

Radiación global y difusa: La radiación global se define como la radiación solar

recibida de un ángulo sólido de 2π estereorradianes sobre una superficie

horizontal. La radiación global incluye la recibida directamente del disco solar y

también la radiación celeste difusa dispersada al atravesar la atmósfera. El

LA RADIACIÓN SOLAR

10

instrumento necesario para medir la radiación global es el piranómetro. Éste

se utiliza a veces para medir la radiación incidente sobre superficies inclinadas y

se dispone en posición invertida para medir la radiación global reflejada

(albedo). Para medir solamente la componente difusa de la radiación solar, la

componente directa se cubre por medio de un sistema de pantalla o

sombreado.

Las medidas de la radiación son importantes para:

Estudiar las transformaciones de la energía en sistema Tierra-Atmósfera.

Analizar las propiedades y distribución de la atmósfera, los elementos que la

constituyen, tales como los aerosoles, el vapor de agua, el ozono, etc.

Estudiar la distribución y variaciones de la radiación incidente, reflejada y total.

Satisfacer las necesidades derivadas de las actividades de la biología, de la

medicina, de la agricultura, de la arquitectura, de la ingeniería y de la industria

relacionadas con la radiación.

En los últimos años, gracias al desarrollo experimentado por la radiometría absoluta,

se ha mejorado enormemente la precisión de las medidas de la radiación. Por ello se

ha definido una Referencia Radiométrica Mundial (WRR) a partir de los resultados

obtenidos con la realización de numerosas comparaciones de 15 pirheliómetros

absolutos individuales.

La WRR se considera representativa de las unidades físicas de irradiancia total con una

precisión superior a +- 0-3 %, fue adoptada por el congreso de la Organización

Meteorológica Mundial (O.M.M.) en 1979 y se crea El Grupo Mundial de Normalización

(WSG), con objeto de garantizar la estabilidad a largo plazo de la nueva referencia,

como WSG se utiliza por lo menos un grupo de cuatro pirheliómetros absolutos de

distinto diseño.

LA RADIACIÓN SOLAR

11

2.4. MÉTODOS PARA LA ESTIMACIÓN DE LA RADIACIÓN DIRECTA NORMAL

Desde muchos puntos de vista es importante predecir, en función del tiempo, la

cantidad global de radiación solar, descompuesta en sus componentes directa y difusa,

que alcanza un lugar de la superficie terrestre. Este cálculo, que resultaría fácil de

realizar si no existiese atmósfera, se antoja prácticamente imposible debido en gran

parte a la variabilidad en la composición de la atmósfera terrestre. Por tanto, no cabe

más que recurrir a métodos indirectos para la estimación del recurso solar.

A continuación, se comentarán cuatro metodologías diferentes que pueden emplearse

para la determinación de la radiación incidente sobre la superficie terrestre:

1. Modelos Radiométricos

La importancia de los modelos radiométricos para estimar la radiación solar sobre la

superficie terrestre queda de manifiesto cuando se revisa la amplísima literatura

existente al respecto. Esto es debido principalmente al gran interés en el conocimiento

del recurso solar casi en la totalidad del planeta junto con la escasez de estaciones

radiométricas disponibles. Coincidiendo con el desarrollo del uso de la radiación solar

como fuente energética, se han desarrollado un gran número de modelos de diferente

alcance y complejidad, cuyos objetivos varían desde la estimación de la irradiancia

anual para un determinado emplazamiento hasta la estimación espectral sobre una

determinada superficie, empleando desde métodos estadísticos relativamente simples

(regresión) hasta modelos de transferencia de calor por radiación muy detallados,

siendo las fuentes de información igualmente variadas.

En el capítulo 3, se describirán y detallarán algunos ejemplos de modelos

radiométricos de tipo paramétrico y de regresión, así como su clasificación propuesta

por Maxwell (1995).

LA RADIACIÓN SOLAR

12

2. Estimación a partir del análisis de series temporales

A partir del análisis de series temporales de valores medidos de irradiación

(normalmente irradiación global en plano horizontal) medidos o calculados a partir de

series de horas de Sol, y del estudio estadístico de estas series, se obtienen las

componentes directa y difusa y de ellas la global, en cualquier lugar de la superficie

terrestre, del cual se tenga información medida. Últimamente, este método se está

apoyando adicionalmente en imágenes de satélite que permite una mayor extensión

espacial. En cualquier caso, hay que apoyarse en medidas realizadas en la superficie

terrestre.

3. Estimación a partir de bases de datos de medidas de radiación directa

Un tratamiento estadístico adecuado permite realizar una estimación fiable del

recurso solar si se dispone de una base de datos de calidad y estadísticamente

significativa desde el punto de vista temporal. Una base de datos de radiación directa

adecuada para la estimación del recurso solar debe satisfacer los requisitos de calidad,

es decir, las medidas deben haber sido realizadas con un dispositivo adecuado,

debidamente validado y mantenido, y abarcar un período lo suficientemente largo

como para que las estimaciones realizadas puedan considerarse fiables. Sin embargo,

es realmente infrecuente disponer de una base de datos que cumpla ambos requisitos.

4. Estimaciones a partir de las medidas por satélite

La estimación de la radiación solar en la superficie terrestre a partir de imágenes de

satélites geoestacionarios comienza a finales de la década de los 70, cuando se

presentaron los primeros modelos empleando imágenes del satélite GOES (Tarpley,

1979; Gautier et al., 1980). Desde sus comienzos, los modelos propuestos se han

podido clasificar en dos categorías: modelos físicos y modelos estadísticos o

semiempíricos. Los primeros se basan en la aplicación de leyes físicas sobre estructuras

atmosféricas definidas por un conjunto de parámetros provenientes de la climatología,

y necesitan, por tanto, de información precisa sobre los componentes de la atmósfera.

LA RADIACIÓN SOLAR

13

Los modelos estadísticos son más sencillos, empleando relaciones empíricas obtenidas

con medidas en tierra para cuantificar la transmitancia de la atmósfera terrestre. La

gran ventaja de los modelos estadísticos es su sencillez y su facilidad de

implementación y operación. Sin embargo, requieren de una buena base de datos

experimentales y suelen tener carácter local. Las incertidumbres de los modelos

estadísticos para estimar la radiación solar provienen tanto de la incertidumbre en los

datos de satélite como la de los datos medido en tierra.

La tendencia actual apunta hacia la unificación a través de modelos híbridos, en los

que la formulación inicialmente de tipo estadístico se complementa con parámetros

físicos relacionados con el espesor óptico o con relaciones paramétricas basadas en

modelos de transferencia radiativa para conocer la atenuación de la radiación solar en

condiciones de cielo despejado (Pereira et al., 2000; Pérez et al., 2004; Schillings et al.,

2004; Mueller et al., 2004c).