2.ElSolysuRadiación

PetrosAxaopoulosTEIdeAtenasGrecia

Resultadosdelaprendizaje

Despuésdeestudiarestecapítulo,loslectorespodráncomprender:

• Laestructurabásicadelsol• Ladistribuciónespectraldelaradiaciónextraterrestreyaniveldelmar• Losprincipalesfactoresqueafectanlaradiaciónsolardurantesupasoporla

atmósferaterrestre• Lasdefinicionesdemasadeaireydelaconstantesolar• Ladistinciónentreextraterrestre,hazyradiaciónsolardifusa• Elfuncionamientodedispositivosparalamediciónderadiaciónsolaryladuración

delasol

Elpropósitodeestecapítuloesintroducirlascaracterísticasbásicasdelsolysuradiación,laradiaciónsolarfueradelaatmósferaysuinfluenciaenlaatmósferaterrestre.Porotraparte,quesedefinenloscomponentesdelaradiaciónsolaralcanzalasuperficiedelatierraylanocióndemasadeaire.Puestoquetodaslasaplicacionesdeenergíasolarrequierendatosderadiaciónsolar,losinstrumentosparalamedicióndelaradiaciónsolartambiénseestándiscutiendo. 2.1ElSolElsolesunagranesferademateriagaseosamuycalienteconundiámetrode1.39x106

km,masade2×1030kgyunadistanciamediade150×106kmdelatierra.Unacomparaciónalatierra,quetieneundiámetrode12700kmyunamasade6×1024kg,puedeverseenlafigura2.1.Elsolsecomponede74%hidrógeno(H2),25%helio(He)yelresto1%esunamezclademásde100elementosquímicos.Girasobresupropioejedeoesteaesteysuperíododerotacióndependedelalatitudsolar.Vistodesdelatierra,laregiónecuatorialgiradentrodeunperíododecercade27días,mientrasqueelperíododerotaciónmáscercaalospolosesdeunos32días.

Figura2.1geometríadesolalatierraLatemperaturacercadelcentrodelsolseestimasermuyalta,delordende15×106K.Enesterégimendetemperatura,laenergíasegeneraporlasreaccionesdefusióntermonuclear,dondeseconviertehidrógenoenhelio.Esteprocesoliberaenergíainmensadentrodelabase,queestransferidahaciaelexteriorporirradiaciónyconvecciónprocesosy,posteriormente,irradiadaalespacio.Lamayorpartedelasalidadeenergíadelsolesenformaderadiaciónelectromagnéticacentradacercadelaporciónvisibledelespectro.EltiemponecesarioparaquelaradiaciónviajarladistanciaSol-Tierraesaproximadamente8minutos.Elinteriordelsolsecomponedelabase,lacaparadiactivaylaconectiva.Fig.2.2muestraunarepresentaciónesquemáticadelaestructuradelsol.Lacaparadiactivacircundanteunealaenergíaproducidaenelnúcleo.Estacapatieneunefectoaislantequeayudaalabaseparamantenerlatemperaturaalta.Fueradeestacapaseiniciaelprocesoconectivoylacapasedenominacapaconectiva.Enestacapalatemperaturaesmenor,ylaradiaciónesmenossignificativa,conlaenergíatransportadahaciaelexteriorprincipalmenteporconvección.Debidoalamuyaltadensidaddelnúcleo,laenergíaproducidaenelnúcleopuedetardartantocomo50millonesdeañosparallegaralacapadeirradiación,loquesignificaqueinclusosilosprocesosenelnúcleodelsolrepentinamentedejansusuperficieseguirábrillandodurantemillonesdeaños. Laparteexternadelsolconsisteentrescapas:lafotosfera,lacromosferaylacorona.Lafotosferaeslamásestabledelostresyunadelasmásfríascapasdelsol,conunatemperaturadeunos6000K.Eslapartedelsolvisibleasimplevistacomoundiscobrillante.Estedisconoesuniformementebrillanteporquelaluzdelbordeprovienedecapassuperioresymásfríasquedelcentro.Porencimadelafotosferaesunacapagaseosadenominadacromosfera,contemperaturamásaltaqueladelafotosferaylademenor

densidad.Porúltimo,lacapadelacoronacontienegasesaltamenteionizadosdemuybajadensidadyunatemperaturamuyaltade106K.Lacoronaesunaimportantefuentederayosxquepenetranlaatmósferaterrestre.Lacromosferaylacoronasonlavarianteconmástiempoquelafotosfera.Paraobtenermásinformaciónsobrelaestructuradelsolsonproporcionadospor[1].

Figura2.2estructuradelsolcontrescapasdiferentesElporcentajederadiaciónsolarrecibidaenellímitesuperiordelaatmósferaterrestre,conocidacomoradiaciónextraterrestreylaradiacióndecuerponegro5760k,enelultravioleta,visibleeinfrarrojaderegión,semuestranenelcuadro2.1.Estatablamuestraclaramentequeladesviaciónentreladistribuciónespectraldelaradiaciónsolarextraterrestreylaradiacióndecuerponegroesinferioral3%.Así,paraproblemasdeingenieríaenaplicacionesdeenergíasolar,laradiaciónextraterrestrepuedeconsiderarseaproximadamenteequivalentealadeuncuerponegroaunatemperaturadeK.5760Tabla2.1porcentajederadiaciónsolarextraterrestreylaradiacióndelcuerponegro.Λeslalongituddeondadelaradiación.

Región espectral

Porcentaje de extraterrestres

radiación solar

Porcentaje de cuerpo negro

radiación

% %

ULTRAVIOLETAΛ < 0,38 µm 7 9.9

Visible0,38 < < 0,78 µm λ 47.3 46.4

Infrarrojos0,78 < λ < 15 µm 45.1 43.6

Latasadeemisióndeenergíadelsol(P),puedeobtenerseenlasiguienteecuacióndeStefan-Boltzmann,suponiendoqueeldiámetrodelsolcomod=1,39×106kmysutemperaturaefectivakT=5760.

P=πd2σT4=3.8×1023kW (2.1)DondeσeslaconstantedeStefan-Boltzmannconunvalordeσ=5.669x10-8W/m2K4.Deestacantidad,lasuperficiedelatierrarecibealrededorde1,7×1014kW,loquesignificaqueenmenosdeunahorasuficienteenergíallegaalatierraparasatisfacerlademandaenergéticatotaldelapoblaciónhumanadurantetodounaño.Ladistribuciónmediadeestaenormecantidadsemuestraenlafigura2.3.,23%delaradiaciónsereflejaysedispersa,principalmenteporlasnubes,8%sereflejaporlasuperficiedelatierra,47%esconvertidoencalordebajatemperaturayenelespacio,ysobre20%daenergíaalciclodelaevaporaciónylaprecipitacióndelaBiosfera;menosdeunporcientosetransformaenlaenergíacinéticadelvientoylasolasyalmacenamientofotosintéticoenlasplantasverdes.

Figura2.3distribuciónpromediodelairradiaciónsolarenlatierra.

2.2RadiaciónSolarExtraterrestreyEfectosAtmosféricos Laradiaciónsolarrecibidaenellímitesuperiordelaatmósferaterrestresellamaradiaciónsolarextraterrestre.LadistribuciónespectraldelaradiaciónsolarextraterrestresigueaproximadamenteladistribucióndeuncuerponegroaunatemperaturadeK5760,mientrasquelosvaloresdelespectroderadiaciónsolaraniveldelmarsonsiempremásbajos,debidoalainfluenciadelaatmósferaterrestre(Figura2.4).

Figura2.4ladistribuciónespectraldelaradiaciónextraterrestreyaniveldelmar,encomparaciónconlaradiacióndecuerponegro.Radiaciónsolarextraterrestreesdisponibleentodaslasregionesdelatierra,perosólounafraccióndeestaradiaciónllegaalatierra.Estafracciónpuedevariardependiendodelascondicionesclimáticasypuedesertanaltacomo85%enundíaclaroatanbajocomo5%enundíamuynublado.

0

500

1500

1000

2000

2500

1 2 3

Εκτός γήινης ατµόσφαιρας ηλιακή ακτινοβολία

Ηλιακή ακτινοβολία στο επίπεδο της θάλασσας (m=1)

Καµπύλη µέλανος σώµατος σε 5762Κ

Ηλιακή ακτινοβολία

µW

/ m

.m

2

Μήκος κύµατος µmWavelength

Wav

elen

gth

Extraterrestrial solar radiation Wavelength Solar radiation at sea level (m=1)

CO2

Blackbody radiation at 5762 K

Sol

ar S

pect

ral I

rradi

ance

Lareduccióndelaradiaciónsolardurantesupasoporlaatmósferaterrestreestáinfluidaporlossiguientescomponentes:AbsorciónporconstituyentesatmosféricosDispersiónlasmoléculasdeaireypartículasdeaerosol.Estaspartículasdeaerosolesseorigendeunnúmerodediversasfuentes.Consistenprincipalmentedepartículasdepolvodelasgotitasdeaguaytierraocristalesdehielodelasnubesfinas.Además,puedehaberhumoovapores,contaminantesfotoquímicos,gotitasdeácidosulfúricoocualquieradeunavariedaddesólidos,líquidoomaterialesheterogéneosquesonlosuficientementepequeñoscomoparaseraerotransportada.Losefectosanterioresserealizansimultáneamente,sonmuycomplejosydependenengranmedidadelacomposicióndelaatmósfera,lalongituddeondadelaradiaciónsolarysulongituddelarutaatravésdelaatmósferaantesdellegaralasuperficiedelatierra.Reflexiónporlasnubesqueesindependientedelalongituddeonda.Laabsorcióndelaradiaciónsolarporlasmoléculasdegasesenlaatmósferaocurreselectivamente.Ozono(O3),oxígeno(O2),dióxidodecarbono(CO2)yvapordeagua(H2O)absorbenlaradiaciónsolardeciertalongituddeondaycausanlasbandascaracterísticasdeabsorcióndelespectrosolaraniveldelmar.Enlafigura2.4,eláreasombreadaindicalasvariasbandasdeabsorción.Laformayanchuradeestasbandasdependendelatemperaturaylapresióndelgas.Absorcióndeozonodelaradiaciónsolarenlaregiónultravioletaesmuyalta,entre0.2y0.29μm,mientrasquelaabsorciónesinsignificanteen0.35μm.Otrabandadeabsorciónseextiendedesdeacercade0.44a0,7μm.Oxígenotieneunabandadeabsorciónderadiaciónsolarestrechode0.762a0.69μm.Absorcióndedióxidodecarbonoesaltaenlongitudesdeondamayoresque2,2μm,mientrasquehayunaabsorciónselectivaenel0.7-gamadelongituddeondade2,2μm.Absorcióndevapordeaguaesaltaenlongitudesdeondamayoresque2,3μm,mientrasquehayvariasbandasdeabsorciónenel0.7-2.3μmRangodelongituddeonda.Másalláde2,5μmlaradiaciónsolaralcanzalatierraesmuypocodebidoalaaltaabsorcióndedióxidodecarbono,juntoconlaradiaciónextraterrestrebaja(fig.2.4).Paralongitudesdeondamenosa0,3μm,laradiaciónsolaralcanzalatierraesinsignificantedesdeelpuntodevistaenergético,debidoalaaltaabsorciónporelozonoyporlotantonopuededesempeñarcualquierfunciónenaplicacionesterrestrescomolautilizacióndelaenergíasolar.Paraaplicacionesdeenergíasolarterrestresrelacionadoscondeproblemasingenieríasólolasradiaciónlongitudesdeondadesde0,3a2,5μmsepuedenconsiderarinteresantes.

Elsegundofactorqueafectaalareduccióndelaradiaciónsolardurantesupasoporlaatmósferaterrestreesladispersióndelasmoléculasdeaireypartículasdeaerosol.Laradiacióndispersasedistribuyeentodaslasdireccionessincambiarsulongituddeonda.Delaradiacióndispersadasedispersaenelespacioyalgodeélalcanzalasuperficieterrestre.Longitudesmáscortasdeladispersióndelasmoléculasdeaireligeramenteymáslongitudesdeondafuertemente.Tambiéndispersanmáslaluzazulyéstaeslarazónqueelcielopareceazul.Seproporcionamásinformaciónsobrelaatenuaciónatmosféricadelaradiaciónsolaren[2-5].Elgradodeabsorciónydispersióndelaradiaciónporlaatmósferadependendelalongituddelatrayectoriadelosrayossolaresysucomposición.Engeneral,másradiaciónsolarestápresenteduranteelmediodíadelamañanaolatarde.Almediodía,elsolestéaltoenelcieloyseacortalatrayectoriadelosrayosdelsolatravésdelaatmósferaterrestre.Enconsecuencia,menosradiaciónsolarsedispersaoesabsorbidaymásradiaciónsolaralcanzalasuperficieterrestre.Paratenerencuentaelefectodelainclinaciónenlalongituddelcaminoatravésdelaatmósfera,unacantidadadimensionalm,llamadolamasadeaire,sedefinecomoelcocientedelamasadelaatmósferaenlarutadelsoldelatierrarealdelavigaalamasadelaatmósferaqueexistiríasielsolestuvieradirectamentearribaniveldelmar.Porlotanto,m=1correspondealcasocuandoelsolestádirectamentearribaym=0enlapartesuperiordelaatmósferayaquenoexistengasesoaerosolesenelespacioentreelsolylapartesuperiordelaatmósferaterrestre.Paralosusosmásprácticosunmodelodetierraplanaaproximaalamasadeairem.Enestecaso,lacurvaturadelatierraylarefracciónnosetomanencuentaasícomolaslíneasdeltriánguloABC,sepuedeconsiderarcomolíneasrectas(Figura2.5).Porlotanto,eltriánguloABCesuntriángulorectánguloylatasademasasesigualalatasadecaminos(AB)/(BC).

Figura2.5longituddetrayectoriaatmosféricaparaladeterminacióndelamasadeaire

7

dimensionless quantity m, called the air mass, is defined as the ratio of the mass of the atmosphere in the actual earth-sun path of the beam to the mass of atmosphere which would exist if the sun were directly overhead at sea level. Therefore, m=1 corresponds to the case when the sun is directly overhead and m=0 at the top of the atmosphere because there are no gases or aerosols in the space between the sun and the top of the earth's atmosphere. For most practical applications a flat earth model approximates the air mass m. In this case, the curvature of the earth and the refraction are not taken into account so as the lines of the triangle ABC, can be considered as straight lines (Figure 2.5). Therefore, the triangle ABC is a right triangle and the rate of masses is equal to the rate of paths (AB)/(BC).

Figure 2.5 Atmospheric path length for air mass definition Consequently, the air mass for solar zenith angle greater than about 10°, is related to the solar zenith angle zθ , by the following simple relation:

( ) 1( ) cos z

ABmBC θ

= ≅ (2.2)

More detailed discussions of air mass are found in [6],[7] and [1]. 2.3 Components of solar radiation The scattered radiation reaching the earth's surface coming from all parts of the sky, apart from the direct sun, is called diffuse radiation. It should be distinguished clearly from the atmospheric thermal radiation which, although it also is diffuse in nature, consists of much longer wavelengths. The magnitude of diffuse sky radiation depends on solar altitude, the amount and

ATMOSPHERE

EARTH

C

SUN

Enconsecuencia,lamasadeaireparaelángulocenitalsolardemásdeunos10°,se

relacionaconelzenithsolaránguloθ

z ,porlasiguienterelaciónsimple:

(2.2)Discusionesmásdetalladasdelamasadeaireseencuentranen[6],[7]y[1].2.3componentesdelaradiaciónsolarLaradiacióndispersaalcanzalasuperficieterrestreprovenientedetodaspartesdelcielo,apartedelsoldirecto,sellamaradiacióndifusa.Debeserdistinguidoclaramentedelaradiacióntérmicaatmosféricaque,sibientambiénesdifusoenlanaturaleza,consisteenmuchomásdelargolongitudesdeonda.Lamagnituddelaradiacióndifusadelcielodependedealtitudsolar,lacantidadytipodenubesyaerosoles.Tambiénestáinfluenciadaporlafraccióndelaradiaciónsolarqueesreflejadadesdeelsuelo,yaquelaradiaciónreflejadadelasuperficiedelatierrasedispersadetrásdelaatmósferahastaciertopunto.Elcomponentedifusodelaradiaciónsolaresunafracciónsignificativadelaradiaciónsolartotalquealcanzalasuperficieterrestre,yestaradiacióndifusaanisótropasedistribuyeatravésdelcielo.Enundíanublado,casitodalaradiaciónsolarenlatierraesdifusa,yenundíaclaro,cercade15-20%delaradiaciónsolartotalllegaralsueloesdifuso.Laradiaciónquellegaalasuperficieterrestredirectamentedeldiscodelsolsedenominaradiacióndelhaz(Fig.2.6).Lamagnituddelaradiacióndelhazdependedelaatenuaciónporlaatmósferadebidoaladispersiónyabsorción.Enundíaclaro,cercade80%delaradiaciónquellegaalatierraesdelhaz.Estasdistincionessonimportantesparalasaplicacionesdeenergíasolar,porqueloscolectoressolaresdeconcentraciónsólopuedenutilizarlaradiaciónsolardelhaz,mientraslaplacadecolectoressolaresplanospuedenutilizarlaradiaciónsolartotal.Lasnubesabsorbenmuypocaradiaciónsolar,loqueexplicaporquéquenoseevaporanenlaluzdelsol.Elefectodelasnubessobrelaradiaciónsolaresprincipalmentedispersiónyreflexión.Tambiéncontaminaciónatmosféricaurbana,humodeincendiosforestalesyaerotransportadodecenizaresultantedelaactividadvolcánicareducelaradiaciónsolar,aumentandoladispersiónylaabsorcióndelaradiaciónsolar.Estotieneunimpactomásgrandeenradioterapiaqueenlaradiaciónsolartotal.

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dimensionless quantity m, called the air mass, is defined as the ratio of the mass of the atmosphere in the actual earth-sun path of the beam to the mass of atmosphere which would exist if the sun were directly overhead at sea level. Therefore, m=1 corresponds to the case when the sun is directly overhead and m=0 at the top of the atmosphere because there are no gases or aerosols in the space between the sun and the top of the earth's atmosphere. For most practical applications a flat earth model approximates the air mass m. In this case, the curvature of the earth and the refraction are not taken into account so as the lines of the triangle ABC, can be considered as straight lines (Figure 2.5). Therefore, the triangle ABC is a right triangle and the rate of masses is equal to the rate of paths (AB)/(BC).

Figure 2.5 Atmospheric path length for air mass definition Consequently, the air mass for solar zenith angle greater than about 10°, is related to the solar zenith angle zθ , by the following simple relation:

( ) 1( ) cos z

ABmBC θ

= ≅ (2.2)

More detailed discussions of air mass are found in [6],[7] and [1]. 2.3 Components of solar radiation The scattered radiation reaching the earth's surface coming from all parts of the sky, apart from the direct sun, is called diffuse radiation. It should be distinguished clearly from the atmospheric thermal radiation which, although it also is diffuse in nature, consists of much longer wavelengths. The magnitude of diffuse sky radiation depends on solar altitude, the amount and

ATMOSPHERE

EARTH

C

SUN

Figura2.6efectosatmosféricossobrelaradiaciónsolar

Lapalabraradiaciónseutilizageneralmenteparalaenergíadelsol,yunadistinciónentrepotenciayenergíaserequiere,seutilizanlostérminosdeirradiaciónoirradiación.Lairradiaciónesunamedidadelaproporcióndelaenergíasolarrecibidaporunidaddeáreaytieneunidadesdevatiospormetrocuadrado(W/m2),donde1vatio(W)esiguala1Joule(J)porsegundo.lairradiaciónintegradaconrespectoaltiempoduranteunintervalodetiempoespecificado.Porlotanto,lairradiaciónesunamedidadelaenergíasolarrecibidapormetrocuadradoduranteunperíododeunahora.Porejemplo:unairradiaciónpromediode500W/m2durante1horaproduceunairradiaciónde500Wh/m2o1800KJ/m2.Lossímbolosutilizadosgeneralmenteparalaradiaciónsolarsonlassiguientes:Gseutilizaparavaloresinstantáneos,queseutilizaparavaloresporhorayHseusaparavaloresdiarios,semanales,mensualesyanuales.Estossímbolosseutilizanavecesjuntoconsubíndicesbpararadioterapia,dparalaradiacióndifusa,oderadiaciónporencimadelaatmósferaterrestre,Tdelaradiaciónsobreunplanoinclinadoynparalaradiaciónsobreunplanonormalaladireccióndepropagación.LasumadelhazGbylaradiacióndifusaGddesdeelcielo,sobreunasuperficiehorizontalsedenominaradiaciónsolartotal,(G)ysepuedeescribircomo:

G = Gb + Gd (2.3)

Laradiaciónsolartotalamenudosedenominaradiaciónsolarglobal.Figura2.7muestralairradiaciónsolartotalmedidaenunasuperficiehorizontalparaunclaroyundíanubladoennoviembreenAtenas(37058'N).Lairradiaciónsolartotalllegaalatierra,enestedíatotalmentenubladosóloesdifusa.Cabeseñalarque,enEuropacentral,aproximadamenteel50%delairradiaciónsolartotalanualesdifusa.

Figura2.7irradiaciónsolarTotalmedidoenunasuperficiehorizontalparaunclaroyundíanubladoennoviembreenAtenas(37058'N).Elincidentedelairradiaciónsolarsobreunasuperficieporunidad,orientaciónnormalalosrayosdelsol,fueradelaatmósferadelatierra,aladistanciamediasol-tierra,sellamaconstantesolar(Gsc).Sehanhechoesfuerzosconsiderables[8]-[14]paradeterminarlosvaloresdelaconstantesolar.Unvalorenlaliteraturadelaenergíasolares1353Wm-2.Sinembargo,elvaloractualmenteaceptadobasadoenmedicionesrecientesyanálisisdedetallededatos,es:

Gsc = 1367 Wm-2 (2.4)

Despuésdedécadasdeconstantemonitoreoporsensoresabordodevariossatélites,ahorasereconocequeesta"constantesolar"esmalllamadaporquelasalidaenergéticasolarvaríaconeltiempo.Sinembargo,lasvariacionesnosonlosuficientementegrandes

comoparasermotivodepreocupaciónpráctica.Hoyendía,estasalidasolardiferentedebeserreferidaacomolairradiaciónsolartotal(TSI),mientrasqueeltérmino"constantesolar"debeusarsesóloparadescribirellargoplazomedioTSI.Teóricamente,seemiteradiacióndelsolenlongitudesdeondadetodos,paraquelaintegracióndelairradiaciónsolarsobretodaslaslongitudesdeondaesigualalaconstantesolar.Sinembargo,el95%delaradiaciónextraterrestreseencuentraenelrango0.2a2.6μmdelongituddeonday99%enelμmdelagama0.217a10.94.

2.8anualdelafiguradelatierraórbitaelípticaalrededordelsolDebidoalaórbitaelípticadelatierraalrededordelsol(Fig.2.8),ladistanciaentreelsolylatierravaríalevementeatravésdelaño,desdeunmínimoconocidocomoperihelioyocurrealrededorde3deenero,hastaunmáximo,conocidocomoafelio,alrededorde5dejulio.Hayuntiempodondelatierraestámáscercanaalsolduranteelinviernodelhemisferionorteymásalejadodelsolduranteelveranodelhemisferionorte.Enconsecuencia,varíatambiénlairradiaciónsolarextraterrestreysuvalordeGenunplanonormalalaradiacióneneldíandelaño,contadosapartirdeEnero1st,puedecalcularsepor[15]:

Lavariaciónanualdelairradiaciónsolarextraterrestresemuestraenlafigura2.9.

10

Figure 2.7 Total solar irradiance measured on a horizontal surface for a clear and a cloudy day in November in Athens (370 58' N). The solar irradiance incident on a unit surface area, oriented normal to the sun’s rays, outside the atmosphere of the earth, at the mean sun-earth distance, is called the solar constant (Gsc). Considerable efforts have been made [8]-[14] to determine the values of the solar constant. A value quoted in the solar energy literature is 1353 Wm-2. However, the currently accepted value based on recent measurements and detail analysis of data, is:

Gsc = 1367 Wm-2 (2.4)

After a few decades of constant monitoring by sensors on board various satellites, it is now recognized that this “solar constant” is misnamed because the solar energetic output does vary over time. However, the variations are not large enough to be of practical concern. Nowadays, this varying solar output should be referred to as total solar irradiance (TSI), whereas the term “solar constant” should be used only to describe the long-term average TSI. Theoretically, radiation is emitted from the sun at all wavelengths, so that the integration of solar irradiance over all wavelengths is equal to the solar constant. However, 95% of the extraterrestrial radiation lies in the wavelength range 0.2 to 2.6 μm and 99% in the range 0.217 to 10.94 μm.

Figure 2.8 The earth’s annual elliptical orbit around the sun Due to elliptical orbit of the earth around the sun (Fig. 2.8), the distance between the sun and the earth varies slightly through the year, from a minimum known as the Perihelion and occurs around January 3, to a maximum, known as Aphelion, around July 5. So there is a time where the earth is closest to the sun during the Northern

11

hemisphere winter and farthest from the sun during the Northern hemisphere

summer. Consequently, the extraterrestrial solar irradiance also varies and its value

onG on a plane normal to the radiation on the nth day of the year, counted from

January 1st

, can be calculated by [15]:

3601 0.033cos365on sc

nG G = + (2.5)

The yearly variation of the extraterrestrial solar irradiance is shown in fig. 2.9.

Month

1320

1340

1360

1380

1400

1420

Extra

terre

stria

l irr

adia

nce

W/m

2

Jan Feb Mar Apr May Jun Jul Aug Sep Oct DecNov

1367

Figure 2.9 Yearly variation of the extraterrestrial solar irradiance 2.4 European distribution of solar irradiation Maps are the one of the easiest forms to get information on solar radiation data. The

maps give a general impression of the large-scale features of the availability and

distribution of solar radiation without details on local meteorological conditions. For

this reason these data must be used with care. Solar radiation is measured by ground

networks of measuring stations.

Figure 2.10 shows a map of the annual total solar irradiation on a horizontal surface,

across Europe. This map offers knowledge on the solar irradiation available at

ground level, which is of primary importance for solar engineering applications. This

map is available from “MeteoNorm” [16], and is based on numerous climatological

databases and computational models. Recently, similar maps have been produced,

(2.5)

Figura2.9variaciónanualdelairradiaciónsolarextraterrestre2.4DistribuciónEuropeadeirradiaciónsolarLosmapassonunadelasformasmásfácilesparaobtenerinformaciónsobredatosderadiaciónsolar.Losmapasdanunaimpresióngeneraldelascaracterísticasagranescaladeladisponibilidadydistribucióndelaradiaciónsolarsinentrarendetallessobrelascondicionesmeteorológicaslocales.Porestarazónestosdatosdebenutilizarseconcuidado.Radiaciónsolarsemideporlasredesdetierradeestacionesdemedición.Figura2.10muestraunmapadelairradiaciónsolartotalanualsobreunasuperficiehorizontal,entodaEuropa.Estemapaofrececonocimientosobrelairradiaciónsolardisponibleaniveldelsuelo,queesdevitalimportanciaparaaplicacionesdeingenieríasolares.Estemapade"MeteoNorm"[16]sebasaennumerosasbasesdedatosclimatológicosymodeloscomputacionales.Recientemente,sehanproducidomapassimilares,usandotambiénimagendesatéliteparalasmedicionesdelaradiaciónsolarparazonasconbajadensidaddemedidasdetierrabasado.Deestemapa,quedaclaroquelosnivelesdeirradiaciónsolargeneralmentedisminuyenconelaumentodelatitud,porquelosrayosdelsoltienenuncaminomáscortoatravésdelaatmósferaenlatitudesmásbajasqueenaltaslatitudes.Porlotanto,enpaísesdelsureuropeosladisponibilidaddelaenergíasolaresmásfavorablequeenpaísesdelnortedeEuropa.Ademásdelefectolatitudinal,puedeversedesdeestemapaquetambiénesunavariacióndelairradiaciónsolardebidoalascondicionesclimatológicaslocalesenunazonadelatitudsola.UnabasededatosderadiaciónsolarmuyimportanteparaEuropatambiénestádisponibleenel"AtlasderadiaciónSolarEuropeo"[17,18].Estaesunapoderosaherramientapara

ingenierossolares,investigadoresyestudiantes.Esteatlasproporciona,entreotrascosas,mapascoloreadosdeltotalmediamensual,hazyradiacióndifusasobresuperficiehorizontal.

Figura2.10totalirradiaciónanualsolardeEuropaensuperficiehorizontal(METEONORM).

Figura2.11mensualtotalydifusadelaradiaciónsolarsobresuperficiehorizontalenAtenas(37058'N),Praga(50°06'N)yReikiavik(64°08'N).Defigurade2.11puedeverselainfluenciadelalatitudenlatotalirradiaciónsolarsobresuperficiehorizontaldetresciudadeseuropeas.Porlotanto,laanualirradiaciónsolartotalsobresuperficiehorizontalenAtenas(37°58'N)esde1564kWh/m2,enPraga(50°06'N)es996delkWh/m2yenReikiavik(64°08'N)es781kWh/m2.Además,laporcióndelairradiaciónsolartotalqueesdifusaaumentaenperiododeinvierno.Así,endiciembreenPraga,laporcióndelairradiaciónsolartotalqueesdifusaes86%,mientrasqueenjunioesdel61%.Estafiguramuestratambiénquelalatitudafectalairradiacióndifusamuypocoenelperíododeverano.2.5.Lamedicióndelaradiaciónsolar

Diseño,dimensionamiento,evaluacióndeldesempeñoeinvestigacióndeaplicacionesdeenergíasolar,senecesitanparámetrosderadiaciónsolar.Estosparámetrosincluyenlaradiaciónsolartotal,radioterapia,radiacióndifusayladuracióndelsol.Losinstrumentosparalamedicióndelosparámetrosderadiaciónsolarsedescribenbrevementeenlasseccionesposteriores.Haymuchasversionesdeestosinstrumentosylaseleccióndependedesucosto,niveldeprecisiónycomplejidad.Delaradiaciónsolartotalserealizanmediantepiranómetros,mientrasquelaradioterapiapuedesermedidaporuninstrumentollamadoPirheliómetro.Elpiranómetrotambiénpuedemedirlaradiaciónsolardifusa,sielelementodedetecciónestásombreadodelaradiacióndelhaz.Laradiaciónsolartotaleslavariableprincipalparaeldiseñodesistemasdeenergíasolar.MedidasPirheliómetrassonesencialesparadarlosdatosnecesariosyparapredecirelrendimientodecolectoressolaresdeconcentración.Además,lamedicióndeladuracióndelsol,utilizaunagrabadoradesol.Lasmedicionesdeladuracióndelsolpuedenentrarenmodelosparaestimarlairradiaciónsolartotal[19,20].

2.5.1piranómetro

Elinstrumentodemedicióndelairradiaciónsolartotaldesdeunángulosólido2πenunasuperficieplanasellamapiranómetro.Lamayoríadelospirómetrosutilizadoshoyendíasebasaenlatermoeléctricaoelefectofotoeléctrico.Elefectotermoeléctricoconsisteenlageneracióndeunafuerzaelectromotrizenpresenciadeunadiferenciadetemperaturaentredoscrucesquesehacenconsusextremosconectadosentresípordosconductoresdiferentes.Estocausaunacorrientecontinuaalflujoenlosconductoressiformanunlazocompleto.Latensióncreadaesdelordendevariosmicrosvoltiosporgradodediferencia.Elpirómetro,quesebasaenelefectotermoeléctrico,generalmenteconstadeunasuperficienegraquesecalientacuandoestáexpuestoalaradiaciónsolar.Lasensambladurascalientesseunenalasuperficienegra,mientrasquelasunionesfríasestánsituadasdetalmaneraquenorecibenlaradiación.Lafuerzaelectromotrizresultante

generadaporladiferenciadetemperaturaentreelnegroylasuperficienoexpuestaserelacionaconlacantidaddelaradiaciónincidente.Lasuperficienegraestáprotegidadelaintemperiepordoscúpulasdevidrioópticohemisféricoconcéntricoconcaracterísticasdetransmisiónexcelente.Larespuestaeslinealycalibrada,paraquelasalidaeléctricapuedeserfácilmentedetectada,registradaeintegradaconeltiempo.Enlafigura2.12semuestraunasecciónesquemáticadeunpiranómetro.

Seccióndefigura2.12diagramadelpiranómetroHayalgunospirómetrosconaltaexactitud.Constandeundiscodecerámicanegro(Al2O3)queactúacomounelementodedetección,absorcióndeenergíaradiante.Cientermoparesseimprimenenestedisco.Sólolafronteradeldiscoestáencontactotérmicoconelcuerpodelpirómetro,queactúacomoundisipadordecalor.Cienensambladurasfríasseencuentrancercadeestafrontera.Lascienensambladurascalientesseencuentrancercadelcentrodeldiscoenunarreglorotaciónsimétrica.Cuandoseirradiaelpirómetro,losresultadosdelaenergíaabsorbidaenuncalorfluyendesdeelcentrohastaelbordedeldisco.Ladiferenciadetemperaturaatravésdelaresistenciatérmicadeldiscocreaunafuerzaelectromotrizquesemideporunvoltímetro.Doscúpulasdevidrioprotegenelelementodedeteccióndetiempo.Algunospiranómetrosestánequipadosconescudosderadiaciónquereducenelcalentamientodelcuerpodelinstrumentoporlairradiaciónsolar.lospirómetrosmásbaratosconmenorprecisiónestándisponiblesparaelusomásgeneral.Unodetalinstrumentossealterna(negro)deabsorciónyreflexión(blanco)secciones(fig.2.13).Cuandoestossonexpuestosalairradiaciónsolar,lasseccionesabsorbentessecalentaránaunatemperaturamásaltaquelasseccionesquereflejanylairradiaciónsolarsemidemediantelamedicióndelatensióneléctricaproducida.

Lospiranómetrosquesebasanenelefectofotoeléctricotienenunacélulasolarfotovoltaicadesiliciocomoelementodedetección.Lacélulaesunsemiconductorqueconviertelaluzdirectamenteenelectricidaddecorrientedirecta.Aunquelaexactitudnoesalta,puedeseradecuadoparamuchasaplicacionesintegracióndeperíodosdeundíaomás.Inexactitudesenlasmedicionesprovienendevariascaracterísticasindeseablesdelascélulasdesilicio,comosurespuestaespectralselectiva.

Figura2.13elpiranómetroblancoynegroElpirómetrotambiénpuedeutilizarseparalamedicióndelairradiaciónsolardifusa,siestáequipadaconunabandadesombraespecialparaexcluiralairradiaciónsolardelhazdelacúpuladevidrioenterodelpiranómetro.Labandadesombrasemontaconsuejetituladoaunánguloconlahorizontaligualalalatituddelsitio,talqueelplanodelabandaesparaleloalplanodefinidoporelmovimientodiariodelsol.Porquelabandadesombraactualcomounapantallaenunaporciónconsiderabledelcielo,lasmedicionesrequierencorreccionesporpartedelaradiacióndifusaobstruidaporlabanda.Laexactituddeestacorrecciónesimportanteyaquecualquiercálculoposteriordelcomponentedirectoseveafectada,especialmenteparaaltosánguloscenitales.Lascorreccionesdebenaplicarsesegúnlasinstruccionesdelfabricante.2.5.2PirheliómetroElinstrumentodemedicióndelaradiaciónsolardehazsellamapirheliómetroElelementodedeteccióndepirheliómetrosecolocaenlaparteinferiordeuntubocilíndricoconunaseriedediafragmasanularesasílaradiaciónsolarincidentesólopuedellegaralaparteinferiordeltubo.Comousoengeneralelpirheliómetroelelementodedetecciónsebasa

enelefectotermoeléctrico,conlaaberturacirculardelotroladodeltuboconunángulodeaperturadeunos6°alrecibirlaradiaciónsolar.Puestoqueeldiscodelsolsubtiendeunángulodeaproximadamente0.5°,esevidentequeelPirheliómetromideunapequeñaporcióndelcieloalrededordelsol.UnaseccióndedibujodelaPirheliómetrosemuestraenlafigura2.14.

Figura2.14esquemáticodelPirheliómetroUntalPirheliómetroutilizaunaensambladura40diferentesconductores(constantanmanganin)conlasjunturascalientesoncalentadasporlaradiaciónylajunturafríaenbuencontactotérmicoconelcaso.Cuandoestossonexpuestosalaradiaciónsolarcalientanlasensambladurascalientesaunatemperaturamásaltaquelasunionesfríasyladiferenciaenlastemperaturasproporcionaunamedidadelaradiaciónincidente.Desdeelángulodeaberturadepirheliómetroespequeño,yparaproporcionarmedicionescontinuas,eltubodebeserconstantementeseñaladodirectamentealsol.Porestarazónquealgunospirheliómetrosestánmontadossobreunsistemadeseguimientosolar,paraseguirelmovimientoaparentediarioyestacionaldelsol.2.5.3ElRegistradordeSolElregistradordesolesuninstrumentoparamedirladuracióndelsol...Laduracióndelasolsedefinecomoeltiempoduranteelsoleslosuficientementeintensoparadarsombra.LaOrganizaciónMeteorológicaMundialdefineelmismocomoeltiempodurantequeelhazdeirradiaciónsolarsuperaelnivelde120W/m2.Dostiposderegistradoresdesolsonesencialmenteenusoamplio.Elprimeroeselenfoqueyelsegundosebasaenelefectofotoeléctrico.Elenfoquedelregistradordesolconsisteenuncristalsólidoesferaaproximadamente10cmdediámetro,montadoconcéntricamenteenunaseccióndeunrecipienteesférico,cuyodiámetroestalquelosrayosdelsolsepuedencentrarenunatarjetaespecialconeltiempomarcado,ensulugarporsurcosenelrecipiente(Fig.2.15).La

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The pyranometer can also be used for the measurement of diffuse solar irradiance, if it is equipped with a special shadow band to exclude the beam solar irradiance from the entire glass dome of the pyranometer. The shadow band is mounted with its axis titled at an angle to the horizontal equal to the latitude of the site, such that the plane of the band is parallel to the plane defined by the daily motion of the sun. Because the shadow band screens a considerable portion of the sky, the measurements require corrections for the part of the diffuse radiation obstructed by the band. The accuracy of this correction is important since any subsequent calculation of the direct component is affected, particularly for high zenith angles. The corrections should be applied according to manufacturer’s instructions. 2.5.2 Pyrheliometer The instrument measuring the beam solar radiation is called pyrheliometer. The sensing element of the pyrheliometer is placed at the bottom of a cylindrical tube fitted with a series of annular diaphragms so that only nearly normal incident solar radiation can reach the bottom of the tube. For the most commonly used pyrheliometer the sensing element is based on thermoelectric effect, with the circular opening of the other side of the tube having an aperture angle of about 6° to receive the solar radiation. Since the sun’s disc subtends an angle of approximately 0.5°, it is evident that the pyrheliometer measures a small portion of the sky around the sun. A section drawing of the pyrheliometer is shown in Figure 2.14. Figure 2.14 Schematic section of the pyrheliometer One such pyrheliometer uses a 40-junction dissimilar conductors (constantan-manganin) with the hot junctions heated by radiation and the cold junction in good thermal contact with the case. When these are exposed to the solar radiation the hot junctions will heat to a higher temperature than the cold junctions and the

Sensing element

tarjetasequemasiemprequeexistaunsolbrillante.Así,laporcióndelatrazaquemadaproporcionaráladuracióndelasolparaeldía.Haytresjuegosdetarjetasderegistro:tarjetasdecurvalargasonparaelverano,tarjetasdecortacurvasonparaelinviernoytarjetasrectasparaperíodoscercadelosequinoccios.

Figura2.15elregistradordelsolEstetipoderegistradordesolnorespondeenlapartedeldíadetempranoydetardeporqueintensidadesdelosrayosdelsolsondemasiadobajos.También,lahumedadpuedeafectarelpapeldelatarjetaderegistro.Porlotanto,enunambientesecolaquemadurapuedecomenzarencercade70W/m2mientrasqueenunambientemuyhúmedolaquemaduranoseiniciehasta280W/m2.Elgrabadordesol,quesebasaenelefectofotoeléctrico,constadedoscélulasfotovoltaicasconunacélulaexpuestaalaradiaciónsolardelhazylaotracélulasombreadadeellaporunanillocortinado.Enelcasoderadiacióndifusa,lasdoscélulastienenlamismasalida.Laradioterapiaproduceunasalidadelacélulaexpuestaqueesmayorqueladelacélulasombreada.Ladiferenciaderadiaciónentrelasdoscélulasesunamedidadeladuracióndelsol.Referencias[1] Robinson,N.1966.(ed.),SolarRadiation,Elsevier,Amsterdam.[2] Iqbal,M.1983.“AnintroductiontoSolarRadiation”.AcademicPress,Toronto.[3] ManiA.andO.Chacko.1980.“Attenuationofsolarradiationintheatmosphere”SolarEnergy24,347-349.[4] BoerK.W.1977.“Thesolarspectrumattypicalclearweatherdays”.SolarEnergy,19,525-538.[5] Thekaekara,M.P.1977.‘‘Solarirradiance,totalandspectral’’InSolarEnergyengineering,ed.Sayigh,A.A.M.,AcademicPress,London.[6] Garg,H.P.1982.TreatiseonSolarEnergy,Vol.I,Wiley-Interscience,Chichester.

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