Recurso Solar1. El Sol2. Efecto atmosfrico sobre la radiacin solar3. Medida de la radiacin solar4. Posicin del Sol5. Clculo de sombras

Temario

Recurso Solar1. El Sol

El Sol se form hace 4600 millones de aos junto con la tierra y dems planetas del Sistema Solar, a partir de la contraccin paulatina de una gigantesca nube de hidrgeno. Este proceso durcerca de 10 millones de aos hasta que la temperatura del astro alcanz los 12000000 C, suficientes para empezar a producir energa transformando hidrgeno en helio.

Constituida por 72% de gas hidrgeno, 26% de helio y el 2% restante de los dems elementos qumicos, es una estrella comn y corriente entre las 100 millones que existen en la galaxia (como ejemplo, Canopus y Sirio son entre 1500 y 25 veces ms luminosas, respectivamente)

Posee el 98% de la masa total del Sistema Solar, un dimetro de 1391.000 kilmetros. Produce energa a travs de la siguiente reaccin nuclear: Cada segundo convierte unas 600000.000 de toneladas de hidrgeno en 596000.000 toneladas de helio, lo que significa que 4000.000 de toneladas se convierten en energa.

Recurso Solar

Estructura:

Zona interna: Ncleo Zona radiactiva Zona convectiva

Zona externa (atmsfera): Fotosfera Cromosfera Corona

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Zona interna

1. Ncleo: Es la regin ms activa, aqu se genera la energa que sale al exterior a travs de la zona radiactiva y la zona convectiva. Temperatura: 15000.000C. Espesor 223.000 km.

2. Zona radiactiva: Aqu las partculas o fotones que transportan la energa intentan escapar al exterior; sin embargo, lo logran a ritmo lento debido a que son absorbidas y cambian constantemente de direccin, de hecho pueden tardar unos 100.000 aos en llegar a la superficie o fotosfera. Temperatura: 3000.000C. Espesor: 300.000 km.

3. Zona convectiva: En esta rea la energa se transmite a travs de bolsas de gas caliente que suben a la superficie, despus se enfrian y vuelven a descender. Esto suele ocurrir una y otra vez durante varios meses hasta que la energa logra salir. Temperatura: 1500.000C. Espesor: 31.000 km.

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Zona externa (atmsfera)

4. Fotosfera: Es la superficie exterior, la capa visible que emite la luz y el calor que recibe la Tierra, curiosamente es el rea menos caliente y siempre esten constante cambio. Temperatura: 5.500C. Espesor: 500 km.

5. Cromosfera: Rodea a la fotosfera y expulsa rfagas de gas incandescente, las cuales llegan a medir 100.000 km de longitud. Es posible verla con telescopio durante un eclipse total de sol. Temperatura: 30.000 C. Espesor: 10.000 km.

6. Corona: Se trata de la segunda capa ms caliente y por mucho la ms extensa de la atmsfera solar. Est constituida por gases en permanente ebullicin y campos magnticos. Puede apreciarse durante un eclipse total de sol: es la luz blanca que aparece alrededor del astro cuando es ocultado por la Luna. Temperatura: 6000.000C. Espesor: 1000.000 km.

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Distribucin espectral de la radiacin solar

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2. Efecto atmosfrico sobre la radiacin solar

La distribucin temporal de la energa solar que alcanza la superficie es muy irregular. No solamente vara la insolacin mxima diaria (horas en las que el Sol est por encima del horizonte del lugar) sino que la radiacin es ms o menos atenuada segn la composicin instantnea de la atmsfera que la atraviesa. Prcticamente el 47% de la radiacin incidente sobre la atmsfera terrestre alcanza la superficie del planeta. El 31% lo hace directamente y el otro 16% despus de ser dispersada por partculas en suspensin, vapor de agua y molculas del aire. La energa restante, un 53% es reflejada hacia el espacio exterior o absorbida por la atmsfera.

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Efecto atmosfrico sobre la radiacin solar

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Irradiancia y Constante Solar

La potencia de la radiacin solar que se recibe en un instante dado sobre un metro cuadrado de superficie se conoce como irradiancia (IS) y se expresa en W/m2. Para una distancia media Tierra Sol el valor de la irradiancia en un plano exterior a la atmsfera y perpendicular a los rayos del sol se conoce como Constante Solar (Ss). El valor determinado por la NASA indica que la constante solar es de 1353 (1.6%) W/m2.

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Componentes de la Radiacin en Superficie

La atmsfera terrestre est constituida por gases, nubes y partculas slidas en suspensin. Los diversos constituyentes de la atmsfera provocan la atenuacin de la radiacin. A medida que la radiacin solar atraviesa la la masa de aire sufre de procesos de absorcin, reflexin y refraccin. En cuanto a la absorcin: los rayos X y otras radiaciones de onda corta del espectro solar son absorbidas en la ionosfera por el N2 y el O2; la mayor parte de la radiacin ultravioleta sufre el efecto del O3 y para longitudes de onda superiores a 2.5 m se produce una fuerte absorcin por el CO2 y el H2O.

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Componentes de la Radiacin en Superficie

Dadas las condiciones ptimas en cuanto a transmisin atmosfrica la atenuacin de la radiacin hasta la superficie es de un 25%. De aqu que un valor promedio o estndar de 1000 W/m2 sea empleado como de referencia en ingeniera. La interaccin de la radiacin solar con la atmsfera da lugar a dos componentes de la radiacin solar: directa y difusa.

El efecto de la radiacin solar que se refleja en una superficie con respecto al total incidente, llamado reflectividad, depende de la longitud de onda de la radiacin y de la naturaleza de la superficie. La reflectividad globalconsiderando todo el espectro de la radiacin solar se conoce como albedo de superficie.

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Componentes de la Radiacin Solar

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Albedo de diferentes superficies

0.60Paredes claras (pinturas luminosas)

0.27Paredes oscuras (ladrillo rojo)

0.13Grava

0.26Hierba verde

0.20Hierba seca

0.30Hojas en descomposicin

0.07Bosques de conferas

0.14Suelos (arcillas)

0.07Agua (ngulos de incidencia grandes)

0.95Nieve virgen

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Irradiancia global y difusa en diferentes condiciones

50 - 150

200 500

750 1000

Irradiancia (W/m2)

90 - 100Completamente cubierto

20 90Parcialmente nublado

10 20Cielo claro

Componente difusa (%)Condiciones climatolgicas

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Masa de aire

Es un concepto que caracteriza el efecto de una atmsfera clara sobre la radiacin solar. Es la longitud de la trayectoria solar desde la superficie externa de la atmsfera hasta la superficie de la Tierra.

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3. Medida de la Radiacin Solar

La irradiacin (HS) corresponde al valor acumulado de la irradiancia en un intervalo de tiempo determinado.

Existen dos tipos bsicos de dispositivos para la medida de la radiacin solar: el piranmetro y el pirhelimetro.

Recurso Solar

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4. Posicin del Sol

Junto a las condiciones atmosfricas hay otro factor que determina la incidencia de la radiacin sobre un captador solar, el movimiento aparente del Sol a travs de la bveda celeste, a lo largo del da y del ao.

La Tierra describe un movimiento de traslacin 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 eclptica. Durante el movimiento de traslacin el eje de rotacin terrestre forma siempre el mismo ngulo de 23,5 con la perpendicular al plano de la eclptica.

El ngulo que forma el plano de la eclptica con el plano del ecuador vara a lo largo del ao. Este ngulo se denomina declinacin y vara entre -23,5el da de solsticio de invierno (hemisferio norte) y 23,5 el da del solsticio de verano (hemisferio norte).

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Movimiento de la Tierra Alrededor del Sol

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Movimiento de la Tierra Alrededor del Sol

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

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

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Equinoccio de Primavera (Hemisferio Norte) Equinoccio de Otoo (Hemisferio Sur)

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Geometra del Movimiento del Sol (Geometra Solar)

Desde el punto de vista de un observador sobre la superficie de la Tierra, el Sol parece describir una arco de crculo desde su salida (orto) hasta su puesta (ocaso).

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La posicin del Sol se puede referir en dos sistemas de coordenadas centradas en el observador segn el sistema de referencia escogido: horarias (S declinacin, S ngulo horario) y horizontales (hS altura solar, asacimut). Estas coordenadas determinan el vector solar entendido como un vector con origen en el observador y extremo en el Sol.

Coordenadas horarias

S = declinacin solar (), es el ngulo que forma el plano del ecuador terrestre con la direccin en que se encuentra el Sol. Vara a lo largo del ao siendo nulo en los equinoccios, mximo en el solsticio de verano (hemisferio norte) y mnimo en el solsticio de invierno (hemisferio norte). Segn Lokmanhekim:

xsenxsensenxxxx

3055.02002.0851.33cos243.02cos229.0cos93.22302.0

++=

3652 zx =

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Otra ecuacin no tan aproximada pero mucho ms sencilla es propuesta por Cooper:

Donde: es la declinacin en grados sexagesimales y z es el nmero del da del ao (para el 1 de Enero, z = 1, para el 31 de Diciembre, z = 365)

S = ngulo horario solar (), desplazamiento angular del Sol sobre el plano de la trayectoria solar. Se toma como origen del ngulo horario el medioda solar y valores crecientes en el sentido del movimiento del Sol. Cada hora es igual a 15.

+=365

28436045,23 zsen

( )1215 = TSVS

Recurso Solar

Recurso SolarDeclinacin Solar Anual

-30

-20

-10

0

10

20

30

0 30 60 90 120 150 180 210 240 270 300 330 360

Dias del ao

D

e

c

l

i

n

a

c

i

n

[

G

r

a

d

o

s

]

Declinacin Ec. Lokmanhekim Declinacin Ec. Cooper

Recurso SolarDeclinacin Solar Anual bisiesto

-30

-20

-10

0

10

20

30

0 30 60 90 120 150 180 210 240 270 300 330 360

Dias del ao

D

e

c

l

i

n

a

c

i

n

[

G

r

a

d

o

s

]

Declinacin Ec. Lokmanhekim Declinacin Ec. Cooper

El TSV (Tiempo Solar Verdadero) es la hora que indicara un reloj hipottico que repartiera la duracin del da solar en 24h. Obviamente no es as. 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 ao. La diferencia entre ambos tiempos se conoce como Ecuacin del Tiempo (ET).

Donde:

Donde, HO es la hora oficial, e es el adelanto con respecto a la hora civil, m es la longitud del meridiano medio del huso horario adoptado y es la longitud del meridiano que pasa por el punto considerado.

senBBBsenET 5.1cos53.787.9 2 = ( ) ( )( )36481360 = JB

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TSMTSVET =

( ) ++= mETeHOTSV 151

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Ecuacin del tiempo

-20

-15

-10

-5

0

5

10

15

20

0 30 60 90 120 150 180 210 240 270 300 330 360

dias del ao

M

i

n

u

t

o

s

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Coordenadas horizontales (angulares)

Empleando trigonometra esfrica calculamos las coordenadas horizontales a partir de las coordenadas horarias, relacionadas mediante las siguientes ecuaciones:

A partir de estas ecuaciones es posible obtener los valores del ngulo horario de puesta del sol y el azimut correspondiente

Scoscoscossensensencos +==( ) sencoscoscossencos

1cos S =

cos

sencossen S=

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tantancos S = SS sencossen =( ) tantan-arcostd = 15

2

Diagramas de la Trayectoria Solar

La proyeccin de la trayectoria solar en la bveda 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 proyeccin vertical de la trayectoria del Sol sobre la bveda celeste.

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5. Clculo de Sombras

Las prdidas de radiacin solar que experimenta una superficie debido a sombras proyectadas por obstculos circundantes varan a lo largo de un da, dependiendo de la latitud del lugar, la fecha y la hora. Las cuestiones de sombreado afectan a las aplicaciones de la energa solar en diferentes mbitos: sombreado entre captadores de una instalacin; sombreados de captadores y edificios por otros obstculos y reduccin de cargas por la intercepcin de la radiacin en elementos exteriores a un edificio.

La relacin bsica entre la longitud de la sombra (Lsombra), la altura del obstculo (Hobst) y la altura solar (hS) es:

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sombra

obstS L

Hh tg =

La separacin entre lneas de colectores se establece de tal manera, que al medioda solar del da ms desfavorable (altura solar mnima) del periodo de utilizacin, la sombra de la arista superior de una fila se proyecte, comomximo, sobre la arista inferior de la siguiente:

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Radia

cin

Solar

Por lo tanto la distancia mnima entre hileras de colectores ser:

Donde LC es la longitud del colector (m), C su inclinacin y L es la longitud de la sombra (m).

La determinacin de sombras proyectadas sobre captadores por parte de obstculos prximos se realiza de manera similar, aunque se recomienda seguir estos dos pasos:

Obtencin del perfil de obstculos. Representacin del perfil de obstculos.

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( ) ( )( )[ ]CSCC cosh tansenLddL +=+= 21

Por lo tanto la distancia mnima entre hileras de colectores ser:

Donde LC es la longitud del colector (m), C su inclinacin y L es la longitud de la sombra (m).

La determinacin de sombras proyectadas sobre captadores por parte de obstculos prximos se realiza de manera similar, aunque se recomienda seguir estos dos pasos:

Obtencin del perfil de obstculos. Representacin del perfil de obstculos.

Recurso Solar

( ) ( )( )[ ]CSCC cosh tansenLddL +=+= 21

Bibliografa:

Ibaez Plana, M. et al. Tecnologa Solar. Ediciones Mundi-Prensa. Madrid. 2005. 544 p. ISBN: 84-8476-199-1

Lluis, Jutglar. Energa Solar. Editorial CEAC. Barcelona. 2004. 268 p. ISBN: 84-329-1063-5.

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