Capítulo 1
Fundamentos de la energía solar
Las reacciones nucleares de fusión que se producen en el Sol liberan al espacio una gran cantidad de energía. Parte de esta llega a la Tierra a través del espacio interactuando con la atmósfera y la superficie terrestre.
Los cuantos son pequeños paquetes de fotones producidos por el Sol y muchos organismos en la Tierra aprovechan directamente esta energía para llevar a cabo reacciones tales como la fotosíntesis.
El hombre siempre ha considerado el Sol como una fuente inagotable de energía, sin embargo, hasta hace poco no se ha percatado de todo el potencial que este ofrece. La aparición de energías renovables que aprovechan el Sol como fuente de energía ha constituido una nueva industria centrada en todos los procesos que tienen como origen el Sol. Es por ello que determinar el potencial solar de una zona o área adquiere gran relevancia en la actualidad.
Emplear el Sol como fuente de energía ha dejado de ser un reto del hombre para convertirse en una realidad. Hoy en día existen viviendas totalmente autónomas que emplean medios como la energía fotovoltaica para generar electricidad o la energía térmica solar para calentar agua.
El Sol, como fuente de energía, presenta la ventaja de ser inagotable a escala humana y su coste es cero. No obstante, no todas las regiones de la Tierra pueden aprovecharse de este recurso natural, ya que existen zonas donde su incidencia en determinadas épocas del año puede llegar a ser inexistente durante días.
El Sol es una esfera gaseosa formada principalmente por hidrógeno, sobre un 90%, y helio. En su interior se producen reacciones de fusión donde dos partículas de hidrógeno se fusionan (unen) para formar una nueva partícula de helio. El proceso genera grandes cantidades de energía que son liberadas hacia el espacio.
Sabía que...
La temperatura del Sol oscila entre los 15 millones de grados centígrados de su interior y los 6.000 °C de su capa más externa.
Las partes que componen el Sol son:
El Sol es una de tantas estrellas que conforman el universo, su vida se estima en 5.000 millones de años y tiene un radio aproximado de 700.000 km con una masa de unas 300 mil veces mayor que la de la Tierra.
De todas las capas que componen el Sol, es en su parte más externa donde se producen las reacciones de fusión responsables de la producción lumínica y energética que emite. Además de este hecho, el Sol es catalogado como cuerpo negro, ya que por su intensa gravedad es capaz de absorber energía a la vez que la emite.
La energía emitida por el Sol en forma de onda electromagnética viaja a través del espacio en pequeñas unidades energéticas llamadas fotones, los cuales viajan a una velocidad de 300.000 km por segundo.
Energéticamente hablando, el Sol se comporta como un enorme reactor de fusión nuclear capaz de liberar 4 × 1026 julios a una temperatura constante de 5.800 grados Kelvin.
Sabía que...
El color azul del cielo se debe al choque de la radiación solar con las moléculas de oxígeno y nitrógeno de la atmósfera terrestre.
Actividades
1. Conociendo la velocidad a la que viaja la luz, y considerando una distancia media aproximada entre el Sol y la Tierra de 149.600.000 km, ¿cuánto tiempo tardará un rayo de luz solar en alcanzar la Tierra?
La radiación es la trasferencia de energía por medio de ondas electromagnéticas. Las ondas pueden desplazarse a través del universo sin la necesidad de un medio material de propagación, de esta manera la Tierra es alcanzada por la radiación que emite el Sol.
Representación de la radiación solar
Se puede determinar la energía de las ondas electromagnéticas gracias a la frecuencia y la longitud de onda que presentan. Además de la energía, las ondas electromagnéticas pueden presentar ciertas características como la capacidad de penetración o una mayor visibilidad.
Nota
Las ondas electromagnéticas se desplazan en el vacío espacial a una velocidad media de 300.000 km/s.
No todas las radiaciones electromagnéticas presentan la misma longitud de onda; al conjunto de todas las longitudes de onda electromagnética se le denomina espectro electromagnético.
La radiación solar se puede medir mediante instrumentos:
Los piranómetros son aparatos formados por una célula fotosensible que permiten medir el espectro electromagnético de una radiación.
La constante solar es el valor de la radiación solar que incide sobre una superficie o área de 1 m2 medido en la capa más externa de la atmósfera. Si se considera la distancia media entre el Sol y la Tierra, esta constante adquiere un valor aproximado de 1.366 vatios por metro cuadrado (W/m2). No obstante, este valor varía cada 30 años en un 0,2%.
Debido a la atmósfera, no toda la radiación llega a la superficie terrestre, sino que parte es absorbida o dispersada. Por este hecho, la energía solar aprovechable en la superficie terrestre es menor que la constante solar.
Nota
Casi el 30% de la energía solar que llega a la Tierra se consume en el ciclo del agua generando lluvias y corrientes fluviales. Estas corrientes pueden ser aprovechadas para generar energía hidroeléctrica a través de turbinas.
El valor de la constante solar es uno de los parámetros necesarios para determinar el potencial solar de una zona o área.
La constante solar se obtiene de la división entre la cantidad de energía emitida por el Sol y la superficie incidente sobre un cuerpo en la capa más externa de la superficie terrestre.
Cuando la radiación solar alcanza la superficie externa de la atmósfera, una parte de la radiación es reflejada. Además de la radiación que consigue penetrar la atmósfera, una parte es devuelta de nuevo al espacio al ser reflejada por la superficie terrestre; por tanto, puede hablarse de un balance de radiación solar.
El balance de radiación solar es la diferencia entre la cantidad de radiación solar entrante y la radiación terrestre saliente. La radiación neta es el resultado que se obtiene de esta operación. Para que la Tierra no se enfríe o se caliente excesivamente, este balance debe ser constante, ya que, si se produjese una entrada de radiación excesivamente mayor que la cantidad de radiación expulsada, se produciría un sobrecalentamiento terrestre aumentando la temperatura global. Del modo contrario, si se produjese un escape de radiación mayor que la recibida, la Tierra se enfriaría excesivamente, convirtiéndose en ambos casos en un lugar inhóspito para la vida.
Radiación solar entrante
La radiación solar con valores de longitud de onda corta que llega a la Tierra procedente del Sol concentra la mayor parte de la energía. Aunque la atmósfera es transparente, si se asigna a la radiación que llega a la capa más externa de la atmósfera el valor de 100%, solo un 25% llega directamente a la superficie de la Tierra mientras que otro 25% es dispersado por la atmósfera en forma de radiación difusa hacia la superficie.
Las partículas que componen la atmósfera producen desvíos de los rayos solares generando el fenómeno conocido como dispersión atmosférica y que evita que gran parte de la energía incida directamente sobre la Tierra.
Una gran parte de la energía que incide sobre el borde exterior de la atmósfera es reflejada, produciendo una reducción de aproximadamente un 30% de la energía entrante en la atmósfera. Esta cantidad de energía reflejada puede variar en función del instante en el que se toma, ya que fenómenos como la formación de nubes aumenta el porcentaje de reflexión de energía.
Formación nubosa: aumento del fenómeno de albedo
Definición
Albedo
Cantidad porcentual de radiación que cualquier superficie refleja cuando incide sobre ella la radiación solar.
Los gases de la atmósfera, además de reflejar o dispersar parte de la radiación solar, pueden absorber parte de la radiación. Este fenómeno de absorción puede representar una merma del 15% de la radiación total entrante. Entre los elementos existentes en la atmósfera, el oxígeno y el ozono actúan como buenos absorbedores de radiación solar.
Radiación solar saliente
Aunque una gran parte de la radiación solar alcanza el suelo terrestre, parte de esta es reflejada hacia la atmósfera nuevamente. Esta energía reflejada puede ser emitida hacia el espacio, o bien devuelta nuevamente a la Tierra por la atmósfera. Un exceso de radiación solar saliente puede provocar un descenso del nivel térmico global terrestre, mientras que una radiación solar saliente insuficiente puede aumentar progresivamente la temperatura de la Tierra.
Nota
Los gases que producen el efecto invernadero, como el dióxido de carbono, el óxido nitroso o el metano, son los causantes de impedir que parte de la energía irradiada por el suelo terrestre salga hacia el exterior de la atmósfera, causando un aumento artificial de la temperatura global terrestre.
Actividades
2. Realizar un esquema del balance de radiación solar que recibe la Tierra donde se recojan los factores que intervienen tanto en las radiaciones entrantes como salientes (acompañar dicho esquema de un dibujo explicativo).
Se denomina masa atmosférica a la cantidad de gases atmosféricos que ha de atravesar un rayo solar para alcanzar la superficie terrestre. De esta manera, cuando los rayos solares inciden perpendicularmente (formando un ángulo de 90°) con respecto a la superficie horizontal terrestre, se dice que el Sol ha alcanzado su zenit y, por tanto, la masa atmosférica que este ha de atravesar en dicho punto es la menor posible. Fuera del zenit los rayos solares han de recorrer una mayor distancia a través de la atmósfera, generándose mayores pérdidas del potencial electromagnético.
La atmósfera está formada por varias capas de aire y gases (termosfera, mesosfera, estratosfera, etc.) que en su conjunto forman la masa atmosférica.
En la posición zenital del Sol, a la masa atmosférica se le asigna el valor 1 en la vertical del lugar, teniendo como presión media en el nivel del mar 1 atm (760 mmHg). Se puede calcular la masa atmosférica para cualquier otra posición mediante la expresión:
Masa atmosférica = P / 760·cosα
Donde α es el ángulo formado entre la posición zenital (perpendicular a la superficie terrestre) y la posición del Sol en el momento de estudio.
El cosα varía entre 0 y 1 cuando el ángulo está comprendido entre los 90° y los 0°, respectivamente.
Recuerde
La masa atmosférica que atraviesan los rayos solares en el zenit es la menor posible, siendo para cualquier otra posición inversamente proporcional cosα, que al ser un valor <1 siempre será mayor que 1.
Ejemplo
¿Cuál será el valor de la masa atmosférica para una inclinación del Sol respecto a la superficie de 25°?
Si se dibuja el enunciado se obtiene lo siguiente:
Para calcular α:
α = 90° − 25° = 65°
Aplicando la ecuación de masa atmosférica al nivel del mar, las presiones se simplifican y quedaría:
Masa atmosférica = 1 / cos 65°
Masa atmosférica = 1 / 0,4266 = 2,366
Lo que indica que, para una altura del Sol de 25° con respecto a la horizontal, la distancia que deberá recorrer un rayo solar será más del doble del que recorrería en su zenit y, por tanto, las pérdidas son mayores.
Aplicación práctica
Para la ejecución de una instalación solar fotovoltaica se precisa realizar los cálculos de la cantidad de radiación solar que recibirán los módulos o los captadores a lo largo de un día para diferentes estaciones del año. El software que se emplea necesita que se introduzcan a mano los valores de masa atmosférica. Para finalizar con la simulación se debe calcular la masa atmosférica para una posición solar de 135° con respecto a la horizontal terrestre. Realice un dibujo que recoja los ángulos y la posición del sol respecto al zenit.
SOLUCIÓN
Dibujando los ángulos se obtiene lo siguiente:
El valor de 135° indica que el Sol se encuentra en el Oeste.
Para calcular α:
α = 135° − 90° = 45°
Aplicando la ecuación de masa atmosférica al nivel del mar, las presiones se simplifican y quedaría:
Masa atmosférica = 1 / 0,707 = 1,414
Masa atmosférica = 1/ cos 45°
Lo que indica que, para una altura del Sol de 135° con respecto a la horizontal, el Sol se encuentra en un punto no demasiado alejado de su zenit.
Una mayor distancia en el recorrido de la radiación solar a lo largo de la atmósfera produce unas mayores pérdidas por absorción, reflexión y dispersión de la luz solar.
La luz se refleja cuando incide sobre superficie reflectante como puede ser el caso del agua, el vidrio o las moléculas de oxígeno y nitrógeno de la atmósfera. Cada rayo que incide sobre una partícula es reflejado en una dirección determinada con un ángulo de incidencia. La energía luminosa también es absorbida por parte de estas partículas con las que entra en contacto, es entonces cuando la radiación se convierte en calor o en luz de diferente color para ser emitida de nuevo; además, algunos procesos químicos que se producen en la atmósfera se deben a la energía aportada por la radiación electromagnética.
Cuando la radiación solar se separa en las diferentes longitudes de onda que la constituyen, se produce el fenómeno de la dispersión. Este recorrido genera cambios en el rango de frecuencias que conforma el espectro luminoso solar variando las intensidades.
Sabía que...
Los colores rojizos anaranjados del Sol del amanecer y la puesta solar se deben a que la luz solar atraviesa una mayor masa atmosférica que varía su espectro.
Como se ha estudiado anteriormente, la atmósfera está formada por una masa de aire o una mezcla de gases en la que se encuentran partículas sólidas y líquidas en suspensión. En la atmósfera se producen fenómenos climatológicos, además de que actúa como filtro o capa protectora para la vida terrestre.
Más del 90% de la radiación solar está comprendida entre las longitudes de onda de 0,15 μm (micras) y 4 μm. La atmósfera terrestre actúa como un filtro que reduce el espectro de radiación, limitando a una longitud de onda inferior por encima de 0,29 μm debido a la fuerte acción de absorción llevada a cabo por las partículas de ozono y oxígeno. Los rayos X y otras radiaciones de onda muy corta del espectro solar son absorbidos por el nitrógeno contenido en su mayoría en la ionosfera. La longitud de onda superior que alcanza la Tierra no es mayor de 24 μm. El dióxido de carbono, las gotas de agua en la atmósfera y el vapor de agua que conforman las nubes son los responsables de absorber la mayor parte de la radiación infrarroja y las radiaciones de onda muy larga.
El espectro atmosférico se compone de varias capas que se distinguen según la altura respecto a la superficie terrestre y la composición de la misma.
En la siguiente imagen puede observarse un gráfico representativo de la composición de los gases de la atmósfera:
Asimismo, en la siguiente tabla se pueden ver los cambios ocasionados en la distribución espectral de la radiación solar provocados por la atmósfera:
| Exosfera | Formada principalmente por helio, absorbe casi toda la radiación ultravioleta y parte de la radiación infrarroja. |
| Mesosfera | Presenta grandes concentraciones de sodio y en ella se reflejan las ondas largas reflejadas en la Tierra. |
| Ionosfera | Capa ionizada por las radiaciones solares que presenta una gran conductividad eléctrica debido a la cantidad de energía absorbida. |
| Troposfera | Capa muy densa formada por las tres cuartas partes de la masa de aire atmosférica que permite el paso de la luz visible y de parte de la radiación ultravioleta. |
Actividades
3. De las capas que conforman la atmósfera, investigar en cuál de ellas se llevan a cabo los fenómenos de transmisión de frecuencias de onda. ¿A qué se debe?
El Sol emite una gran gama de radiaciones, entre ellas la luz blanca visible (400 a 700 nm), los rayos ultravioleta (100 a 400 nm) y los rayos infrarrojos (700 a 1.500 nm), que es lo que se conoce por espectro solar.
| Longitud de onda del espectro visible medida en micrómetros | |
| Color | λ (μ m) |
| Ultravioleta | <0,35 |
| Violeta | 0,4 |
| Azul | 0,45 |
| Verde | 0,5 |
| Amarillo | 0,55 |
| Naranjo | 0,6 |
| Rojo | 0,7 |
| Infrarrojo | > 0,75 |
Actividades
4. Realizar una tabla en la que aparezcan todos los tipos de radiaciones estudiados. ¿En qué categoría se incluirían los siguientes ejemplos?
Partiendo del 100% de la radiación que llega a la atmósfera, se estima que solo un 50% de la radiación alcanza la superficie terrestre, y que de ese 50% solo un 20% es absorbido por el terreno, siendo el resto reflejado.
Recuerde
Analizando factores como la dispersión de la luz, el albedo y la reflexión puede estimarse la cantidad de energía que alcanza la superficie terrestre.
Si se consideran estos datos, y conociendo que la cantidad de energía que alcanza la Tierra en su capa más externa de la atmósfera es de 1.366 W/m2, podría concluirse que la energía realmente aprovechable en la superficie es de 683 W/m2 en el caso de que se construya una superficie totalmente captadora y no refleje nada (el 50% del total). Sin embargo, la tecnología tanto fotovoltaica como térmica permite aprovechar parte de esa energía que se dispersa en la atmósfera y parte de la reflejada por el albedo.
Para conocer realmente la cantidad de energía que incide sobre una superficie captadora en la Tierra debe abordarse el estudio de la composición de la radiación solar extraterrestre.
Captador solar térmico
La cantidad de energía recibida del Sol en la capa externa de la atmósfera, dividida por la unidad de superficie, se define como radiación solar extra-terrestre, considerando la superficie de estudio un plano situado en la capa más externa de la atmósfera. Los valores de la radiación solar extraterrestre dependen en cada momento de la distancia existente entre el Sol y la Tierra, la declinación, la latitud del lugar de estudio y el ángulo horario.
Definición
Declinación solar
Es el ángulo comprendido entre el plano que genera la proyección del Ecuador terrestre con la línea que une los centros del Sol y la Tierra.
El total de radiación extraterrestre procedente del Sol que incide en una superficie situada en la Tierra está compuesto por:
La radiación solar se puede estimar mediante varios métodos. Los más empleados son:
La radiación solar extraterrestre se calcula en función de la distancia Sol-Tierra a lo largo del año. Este valor recibe el nombre de irradiancia (G) y para su cálculo debe tenerse en cuenta el ángulo de incidencia a lo largo del año.
Gon = Gsc [1 + 0,033 cos (360*n / 365)] (W/m2)
Gon = Gsc [1 + 0,033 cos (360*n / 365)] (W/m2)
Donde:
Definición
Irradiancia (G):
Es el flujo de radiación solar que incide sobre la unidad de superficie por unidad de tiempo.
También se puede calcular el valor de la irradiancia sobre un plano horizontal (G0) mediante la ecuación:
Go = Gon cosθz
Donde θz es el ángulo entre los rayos directos del Sol y la perpendicular de la superficie de estudio.
Por otra parte, también puede calcularse la irradiancia solar extraterrestre sobre un plano inclinado (Goβ) mediante la ecuación:
Goβ = Gon cos θ
Debe tenerse en cuenta que β es la inclinación de la superficie de captación, por tanto, el cálculo de la radiación se hará igual que anteriormente pero teniendo en cuenta dicho ángulo para los cálculos geométricos. Para diferenciar entre la radiación recibida por un captador plano y otro inclinado se incluye la designación β para las superficies inclinadas.
Otro concepto muy importante es la irradiación, que es la cantidad de energía recibida por unidad de superficie durante un periodo de tiempo determinado. Si se considera un periodo de tiempo en horas, se representa con el símbolo I; en cambio, si el periodo de tiempo considerado es de un día, se representa con el símbolo H y la unidad de medida empleada es J/m2 (Julios por metro cuadrado). Más adelante se estudiará que la irradiación diaria se obtiene de la integración relativa al tiempo que el Sol está en el horizonte.
En el caso de la irradiación horaria extraterrestre, el tiempo se introduce en horas:
Io = Go · t
En el caso de la irradiación diaria extraterrestre, el tiempo se introduce en días:
Ho = Go · t
Importante
La irradiación es la cantidad de energía recibida por unidad de superficie durante un periodo de tiempo determinado.
En definitiva, la radiación que alcanza a una superficie se puede expresar como la suma de la radiación directa, la difusa y la reflejada.
Actividades
5. Realizar un resumen que recoja los tipos de radiación solar en la superficie de la Tierra. ¿Cuáles son los aspectos más importantes?
6. ¿Qué diferencia existe entre irradiancia e irradiación?
A continuación se indica el cálculo de los valores medios de la radiación solar en diferentes situaciones.
Partiendo de la constante solar Gsc = 1.366 W/m2, se va a calcular la irradiancia extraterrestre (Gon) para el 24 de junio.
Para el cálculo debe aplicarse la ecuación:
Gon = Gsc [1 + 0,033 cos (360*n / 365)]
Sustituyendo, queda:
Gon = 1.366 [1 + 0,033 cos (360*175 /365)]
Donde n para el 24 de junio es n = 175.
Gon = 1.321,29 W/m2
Ahora se va a calcular la irradiancia sobre un plano horizontal (G0) situado a una latitud de 37.01 N y una longitud de 4.33 O a las 12 del mediodía, donde la altura solar es de 76° y el azimut 0°.
La ecuación que debe aplicarse es:
Go = Gon cosθz
El cálculo del ángulo θz se obtiene de restar la altitud solar al zenit:
θz = 90° − 76° = 14°
Por tanto, queda:
Go = 1.321,29 cos 14° = 1.282,04 W/m2
Partiendo de los datos anteriores se va a calcular la irradiancia solar extra-terrestre sobre un plano inclinado (Goβ), donde la inclinación de este es de 10° y el azimut 0° (lo que significa que la perpendicular al plano apunta directamente hacia el Sur y no existe desfase con respecto al Sol ya que también se encuentra con azimut 0°).
Para el cálculo se debe aplicar la ecuación:
Goβ = Gon cos θ
En este caso, el ángulo θ se obtiene de la siguiente manera:
θz = 90° − 76° − 10° = 4°
Por lo que, sustituyendo, se obtiene:
Goβ = 1.321,29 cos4° = 1.318,07 W/m2
Si se comparan los valores con los obtenidos en una superficie horizontal se puede observar que en la superficie inclinada, al incidir la radiación en un ángulo cercano al perpendicular de la superficie, la irradiancia resultante es mayor.
Si se quiere conocer la irradiación solar diaria tendría que realizarse el cálculo de las irradiaciones para las distintas altitudes solares a lo largo de un mismo día. Para facilitar los cálculos y reducir el tiempo en el diseño de una instalación, existen tablas que recogen los valores medios de irradiaciones para los distintos meses del año, las distintas latitudes y las distintas inclinaciones de los captadores. Estas tablas se obtienen recogiendo las mediciones realizadas en las diferentes estaciones meteorológicas existentes y pueden ser consultadas en la web del Instituto de la Energía de la Unión Europea. Las tablas deben usarse para estimar de manera rápida y aproximada los valores de radiación para una zona específica.
| Ejemplo de tabla de la cantidad de radiación solar media mensual según la latitud | ||||||||||||
| Lat ª Norte | Hemisferio Norte Ra en MJ · m−2 · día−1 | |||||||||||
| Ene | Feb | Mar | Abr | May | Jun | Jul | Ago | Sep | Oct | Nov | Dic | |
| 0.0 | 36.1 | 37.6 | 38.0 | 36.8 | 34.8 | 33.4 | 33.8 | 35.5 | 37.1 | 37.4 | 36.5 | 35.7 |
| 2.0 | 35.3 | 37.1 | 37.9 | 37.1 | 35.4 | 34.2 | 34.5 | 36.0 | 37.2 | 37.1 | 35.8 | 34.8 |
| 4.0 | 34.5 | 36.6 | 37.7 | 37.4 | 36.0 | 34.9 | 35.2 | 36.4 | 37.3 | 36.8 | 35.1 | 33.9 |
| 6.0 | 33.6 | 36.0 | 37.5 | 37.6 | 36.6 | 35.6 | 35.8 | 36.8 | 37.3 | 36.4 | 34.3 | 33.0 |
| 8.0 | 32.7 | 35.4 | 37.3 | 37.8 | 37.1 | 36.3 | 36.4 | 37.2 | 37.2 | 35.9 | 33.5 | 32.1 |
| 10.0 | 31.8 | 34.7 | 37.0 | 38.0 | 37.5 | 36.9 | 37.0 | 37.5 | 37.1 | 35.4 | 32.7 | 31.1 |
| 12.0 | 30.9 | 34.0 | 36.7 | 38.0 | 38.0 | 37.5 | 37.6 | 37.8 | 37.0 | 34.9 | 31.8 | 30.1 |
| 14.0 | 29.9 | 33.3 | 36.3 | 38.1 | 38.4 | 38.1 | 38.0 | 38.0 | 36.8 | 34.3 | 30.9 | 29.0 |
| 16.0 | 28.9 | 32.5 | 35.8 | 38.1 | 38.7 | 38.6 | 38.5 | 38.2 | 36.6 | 33.7 | 30.0 | 27.9 |
| 18.0 | 27.8 | 31.7 | 35.4 | 38.1 | 39.0 | 39.1 | 38.9 | 38.3 | 36.4 | 33.0 | 29.1 | 26.9 |
| 20.0 | 26.7 | 30.8 | 34.8 | 38.0 | 39.3 | 39.5 | 39.3 | 38.4 | 36.0 | 32.3 | 28.1 | 25.7 |
| 22.0 | 25.6 | 29.9 | 34.3 | 37.8 | 39.5 | 39.9 | 39.6 | 38.4 | 35.7 | 31.6 | 27.0 | 24.6 |
| 24.0 | 24.5 | 29.0 | 33.7 | 37.7 | 39.7 | 40.3 | 39.9 | 38.5 | 35.3 | 30.8 | 26.0 | 23.4 |
| 26.0 | 23.4 | 28.1 | 33.0 | 37.4 | 39.8 | 40.6 | 40.2 | 38.4 | 34.9 | 30.0 | 24.9 | 22.3 |
| 28.0 | 22.2 | 27.1 | 32.4 | 37.2 | 39.9 | 40.9 | 40.4 | 38.3 | 34.4 | 29.2 | 23.8 | 21.1 |
| 30.0 | 21.1 | 26.1 | 31.6 | 36.9 | 40.0 | 41.1 | 40.6 | 38.2 | 33.9 | 28.3 | 22.7 | 19.8 |
Sabía que...
La estación internacional extrae la energía para su funcionamiento de la radiación solar. Debido a que el espacio carece de atmósfera la cantidad de radiación recibida en el espacio es mucho mayor permitiendo a la estación internacional cubrir sus energéticas con la mitad del campo fotovoltaico del que necesitaría en la superficie de la terrestre. Sin embargo la carencia de atmósfera obliga tanto a los astronautas como a la propia estación internacional a protegerse de la excesiva radiación solar recibida. Una de las formas es emplear el color blanco tanto en los módulos espaciales, como transbordadores o los propios trajes de los astronautas para reflejar la mayor cantidad de luz solar.
Aplicación práctica
Una fábrica de aluminios quiere estudiar la posibilidad que ofrece la cubierta de una de sus naves para realizar una instalación fotovoltaica que cubra la demanda eléctrica de la nave. El técnico de la empresa encargada del estudio del proyecto debe calcular el potencial solar que ofrece la nave, y para ello necesita obtener la irradiancia para el 15 de julio y sobre un plano inclinado 25° sobre la horizontal.
Los datos que conoce son:
SOLUCIÓN
Primero se debe calcular la irradiancia extraterrestre mediante la ecuación:
Gon = Gsc [1 + 0,033 cos (360*n / 365)]
El 15 de julio se corresponde con el día n = 196 del año.
Sustituyendo, se obtiene:
Gon = 1.366 [1 + 0,033 cos (360*196 / 365)]
Gon = 1.322,13 W/m2
Lo siguiente es calcular la irradiancia para una superficie inclinada, y para ello se emplea la ecuación:
Goβ = Gon cos θ
El ángulo se corresponde con:
θ = 90° − 45° − 25° = 20°
Por tanto, Goβ será:
Goβ = 1.322,13 cos 20° = 1.242,39 W/m2
La Tierra es un planeta que orbita alrededor del Sol a una distancia aproximada de 150 millones de kilómetros. Su forma es esférica achatada por sus polos y presenta un radio aproximado de 6.378 km.
La Tierra es el tercer planeta más cercano al Sol y su movimiento de traslación (giro alrededor del Sol) tarda en completarse un año. A su vez, gira sobre sí misma en un movimiento llamado rotación, el cual tarda 1 día en completarse.
Se estima que la Tierra tiene una edad cercana a los 4.600 millones de años.
El aprovechamiento de la energía solar se debe a dos motivos principalmente:
La energía procedente del Sol incide sobre la superficie de la Tierra generando el fenómeno climatológico; además, los rayos solares inciden sobre la superficie exterior de la Tierra, ya sea directamente difuminada por la atmósfera o reflejada por el entorno, generando cambios atmosféricos de magnitud considerable.
La cantidad de energía solar disponible en un punto de la Tierra depende del día del año, de la hora y de la latitud.
Nota
Para mejorar la cantidad de radiación solar recibida debe orientarse de forma idónea el dispositivo receptor, con el fin de hacer lo más efectiva posible la captación solar.
La latitud es la distancia angular existente entre el Ecuador y el punto de estudio. En cambio, la longitud es el ángulo resultante de la medición a lo largo del Ecuador desde el meridiano de Greenwich (considerando Londres como punto de partida) y el punto de estudio. Los meridianos son semicircunferencias (mitad de una circunferencia) imaginarias que se trazan alrededor de la Tierra, paralelas al eje terrestre y que tienen su principio y fin en los polos. Gracias a los meridianos se pueden determinar las coordenadas horarias de una localidad o zona.
Definición
Paralelos
Aquellos círculos cuya intersección forma planos perpendiculares al eje de rotación terrestre. En cambio, los meridianos son semicírculos que pasan por los polos y cuya intersección forma planos paralelos al eje rotacional.
Un ángulo a tener en cuenta para los cálculos del potencial solar es el azimut, que es el ángulo existente entre el Sur y la situación del Sol en proyección horizontal.
Nota
El viento se produce por una interacción entre el Sol, los océanos y la atmósfera. Esto se debe a la existencia de masas de aire a distintas temperaturas produciendo una constante circulación de las mismas.
La curva que describe la Tierra alrededor del Sol se denomina elíptica, y trazando la curva completa se obtiene el plano orbital terrestre. A lo largo de un año, mientras la Tierra recorre dicha curva, existen dos momentos en los que el Sol alcanza su zenit en el paso por el plano situado en el Ecuador terrestre, dando lugar a los equinoccios. Los equinoccios son las fechas en las que los días y las noches tienen igual duración. Por otra parte, los solsticios son las fechas del año en las que el Sol alcanza su mayor o menor altura aparente en el cielo, y por tanto la duración del día o de la noche son las máximas del año, respectivamente.
Como se vio anteriormente, la declinación solar es el ángulo comprendido entre el plano que genera la proyección del Ecuador terrestre con la línea que une los centros del Sol y la Tierra. Su valor varía a lo largo del año, siendo de 23,5° el 21 de junio y de −23,5° el 21 de diciembre, así como de 0° en los equinoccios de primavera y otoño.
Por otra parte, los solsticios son los días del año en los que el Sol aparece más alto o más bajo en su recorrido diurno por el cielo.
Los fenómenos climáticos como las estaciones del año, los vientos, las tormentas, los huracanes, los casquetes polares, los desiertos, etc., tienen su origen en el Sol.
La relación entre Sol y Tierra está determinada por la distancia existente a lo largo del periodo orbital de la Tierra alrededor del Sol, además de la inclinación del eje terrestre con respecto al plano orbital.
El periodo orbital es el tiempo que tarda la Tierra en volver a pasar por ese mismo punto de la órbita después de un recorrido completo alrededor del Sol, mientras que el plano orbital es el plano imaginario sobre el cual orbita la Tierra, cada planeta describe su propio plano orbital con respecto al Sol.
La órbita que describe la Tierra alrededor del Sol tiene forma de elipse y el Sol se sitúa en uno de los focos de la elipse; debido a esto y al cambio del eje rotacional de la Tierra, se producen las estaciones.
El 21 de junio se produce el solsticio de verano, que es cuando el hemisferio norte se inclina hacia el Sol aumentando la duración de los días; en cambio, el 21 de diciembre se produce el solsticio de invierno, que es cuando el hemisferio sur se inclina hacia el Sol produciendo que la duración de las horas de Sol en el hemisferio norte se acorten.
Actividades
7. ¿Qué es el equinoccio? Buscar información sobre los días en los que ocurre y qué fenómeno curioso se produce.
8. Buscar información de las fechas en las que se producen los equinoccios.
La Tierra se desplaza orbitando alrededor del Sol realizando dos movimientos principales:
Aunque también se pueden encontrar los siguientes movimientos terrestres:
La traslación es la causante de la cantidad de luz y calor de la superficie terrestre a lo largo de un día, además de los cambios de estaciones. El movimiento de traslación se debe a la fuerza de atracción gravitatoria que ejerce el Sol sobre la Tierra.
La rotación es la causante de la alternancia entre día y noche, y su giro se debe a la existencia de una inercia de giro inicial, que al no encontrar resistencia en el espacio se mantiene constante.
Sabía que...
La tierra tarda exactamente 23 horas, 56 minutos y 4,09 segundos en rotar sobre sí misma, es por ello que el día solar presenta aproximadamente 4 minutos de diferencia.
El movimiento de rotación de la Tierra presenta un giro de oeste a este, por lo que el Sol aparece por oriente y se pone por occidente. Gracias a la rotación terrestre se puede localizar cualquier punto de su superficie, así como dividir el tiempo en horas.
Para orientarse en el hemisferio norte de la superficie terrestre basta con posicionarse de tal forma que, si se sitúa el brazo derecho hacia la salida del Sol y el brazo izquierdo hacia la puesta, se estará mirando directamente hacia el Norte y a la espalda se podrá encontrar el Sur.
Además de las estaciones, la traslación es la causante de las zonas térmicas de la Tierra. Debido a la variación de la cantidad y la intensidad de radiación solar que llegan a la superficie terrestre según la latitud y las estaciones del año, se establecen las grandes zonas térmicas y climáticas, donde se diferencian un área cálida en la zona intertropical, dos zonas templadas en las latitudes medias de ambos hemisferios y dos zonas frías o polares.
Aplicación práctica
La empresa SunSolar SA tiene un programa de ayuda para los países menos desarrollados. Va a colaborar en un proyecto para realizar una instalación fotovoltaica en el sur de África, y para ello ha enviado a un grupo de personal a la zona. Durante la visita, el grupo analiza el terreno para la instalación y quiere comprobar si unos árboles cercanos crearán sombra. Para ello debe determinar los puntos cardinales y no dispone de brújula. Explique cómo procedería el grupo y qué consideraciones debería tener respecto a las sombras, dado que se encuentra en el hemisferio sur.
SOLUCIÓN
Puesto que no dispone de brújula, procederá a orientarse mediante la salida y la puesta del Sol. Para ello se situará de forma que el brazo derecho apunte hacia la salida del Sol y el brazo izquierdo hacia la puesta. De frente encontrará el Norte y a la espalda el Sur.
Al encontrase en el hemisferio sur, las sombras se proyectarán hacia el Sur, justo al contrario que en el hemisferio norte. Por lo que, si el árbol se encuentra en la zona norte de la instalación, podría causar sombras en función de la cercanía y la altura de este.
Como se ha estudiado anteriormente, la Tierra, que no es completamente esférica puesto que se encuentra achatada por los polos, dibuja un recorrido elíptico alrededor del Sol que, junto a los movimientos de desfase de su eje (precesión y nutación), hace que presente diferentes posiciones según la época del año.
Traslación
La Tierra tarda 365 días, 6 horas, 9 minutos y 10 segundos en completar una vuelta alrededor del Sol, conociéndose este intervalo como año sidéreo. Una de las consecuencias que provoca el movimiento de traslación en la Tierra es la sucesión de las estaciones. Las estaciones se deben a la inclinación que presenta el eje de la Tierra sobre el plano orbital.
Definición
Año sidéreo
Es el intervalo de tiempo existente entre dos pasos consecutivos de la Tierra por un mismo punto de su órbita, teniendo como referencia las estrellas. Por otra parte, el año trópico es el intervalo de tiempo que transcurre entre dos periodos consecutivos donde el eje de rotación de la Tierra forma una perpendicular alineada con el Sol en el equinoccio de invierno.
Rotación
Es el movimiento que realiza la Tierra sobre su propio eje. La rotación lleva aparejado otro fenómeno denominado declinación que se corresponde con la inclinación de 23.5° de desfase entre el plano de traslación y el eje de rotación. Es decir, la oblicuidad elíptica es el ángulo de inclinación del eje de la Tierra con respecto a la perpendicular del plano orbital. Además, la oblicuidad elíptica es la responsable de las estaciones del año.
Precesión
El movimiento de precesión es el movimiento circular que describe el eje inclinado de la Tierra, además de ser el responsable de los equinoccios.
El fenómeno del equinoccio ocurre dos veces al año, uno en primavera y otro en otoño. En este día, tanto la noche como el día tienen la misma duración en todos los puntos de la Tierra.
Nutación
Recibe el nombre de nutación el ligero oscilamiento que sufre el eje de la Tierra. Este oscilamiento debe ser tenido en cuenta cuando se pretenda calcular el potencial solar que presenta un punto.
La nutación se debe al achatamiento de los polos y a la atracción que se produce con la Luna sobre el Ecuador. Este movimiento se produce junto con el movimiento de precesión.
Actividades
9. Realizar un resumen de los movimientos de la Tierra y acompañarlo de un dibujo representativo.
La posición de un observador sobre la superficie terrestre se puede fijar mediante tres tipos de coordenadas:
Coordenadas geocéntricas
En este sistema se toma como coordenadas de partida el origen del centro de masa de la Tierra y como plano para los ejes el Ecuador terrestre. De esta manera, aparecen los siguientes conceptos:
Como meridiano de referencia se establece el eje rotacional en dirección y sentido hacia el Norte.
Coordenadas geodésicas
Este sistema de referencia se establece transformando la Tierra en un elipsoide de revolución.
Definición
Elipsoide de revolución
Cuerpo geométrico en forma de elipse que se obtiene al cortar una esfera y extender su superficie sobre un plano.
La latitud geodésica es el parámetro empleado para referenciar al sistema de coordenadas y puede encontrarse en mapas, atlas y diccionarios geográficos:
Mapa geodésico
Sabía que...
Históricamente, los meridianos de referencia se han definido por diferentes observatorios astronómicos. El Imperio británico definió como meridiano de referencia el que atraviesa el Observatorio Real de Greenwich, y actualmente es el meridiano de referencia general.
Coordenadas geográficas
Las coordenadas geográficas determinan la latitud y la longitud mediante observaciones astronómicas. Para ello se establecen las mediciones con respecto al meridiano local o meridiano de estudio a través de la vertical y el polo celeste (Polo Norte o Polo Sur según el hemisferio). La vertical se obtiene por plomada o por nivel de burbuja. El meridiano local es el círculo mayor de la esfera celeste que es perpendicular al horizonte local. Normalmente, en el cálculo del potencial solar se emplean las coordenadas geográficas.
La esfera celeste representa una extensión de la esfera terrestre de radio infinito sobre la cual se proyectan los cuerpos celestes (estrellas) y donde el centro de referencia es el observador. La esfera celeste se compone de circunferencias y elementos de referencia. Es una forma clásica de representación del cielo que consiste en imaginar una esfera concéntrica con la Tierra. Cada uno de los puntos de la esfera representa una dirección del cielo vista desde la Tierra. Las coordenadas ecuatoriales se definen sobre la esfera celeste, por lo que existen polos y ecuador celeste, y se definen en relación con los de la Tierra.
Cuando se observan las estrellas en el cielo, se pueden identificar las direcciones que estas presentan, pero no la distancia a la que se encuentran. Es por ello que se asemeja a una esfera (esfera celeste) donde las estrellas se proyectan como puntos luminosos.
Importante
Cuando se habla de esfera terrestre se hace tomando como punto de referencia el situado en la superficie terrestre, mientras que cuando se habla de esfera celeste se toma como punto de referencia el centro de la Tierra.
Gracias a la esfera celeste se pueden establecer unos sistemas de referencia, importantes para mediciones u observaciones situando las estrellas en puntos fijos.
A partir de la esfera celeste se generan las coordenadas ecuatoriales de los astros, las cuales no dependen de la posición que ocupa el observador en la Tierra y presentan la ventaja de no variar de forma apreciable en el tiempo. Las coordenadas ecuatoriales emplean como referencia el ecuador celeste para la declinación en el punto de Aries o equinoccio vernal (el punto de Aries es el punto de proyección del Sol al pasar del hemisferio sur al norte), y su importancia reside en la posibilidad de establecer la posición de un objeto en la esfera celeste de forma absoluta, es decir, sin hacer referencia a la posición que ocupa el observador en la Tierra.
Esfera celeste en el hemisferio norte
Sabía que...
Las coordenadas ecuatoriales se emplean para catalogar las posiciones de los astros en la esfera celeste.
Debido al movimiento rotacional de la Tierra, un observador situado en la superficie terrestre aprecia un movimiento aparente del Sol en el horizonte, en lugar del propio giro de la misma. Si se observa el movimiento del Sol en el transcurso de un día, se aprecia que este sale por el Este y se pone por el Oeste. Estos puntos pueden ser usados como referencia para orientarse en la superficie terrestre.
Conocer la posición relativa del Sol respecto a una superficie horizontal permitirá poder calcular y determinar la cantidad de energía que esa superficie es capaz de captar en una determinada época del año y a una determinada hora del día. Además, permite identificar las zonas más favorables para realizar la instalación de dispositivos de captación solar, comparando el potencial solar que presentan dos zonas.
La salida gradual del Sol va dando paso al día, este fenómeno recibe el nombre de amanecer. En la puesta del Sol, a los últimos minutos de luz solar, se le denomina atardecer.
Cuando se observa el movimiento del Sol sobre el cielo, puede establecerse que este realiza un recorrido que abarca 15° cada hora aproximadamente o, lo que es lo mismo, el Sol recorre 5° cada 20 minutos.
Para la determinación del potencial solar es necesario conocer en cada momento la posición relativa del Sol respecto a una superficie de estudio horizontal. Determinar el potencial solar significa establecer la cantidad de energía y el número de horas que el Sol está irradiando en una determinada zona. El potencial solar no solo varía diariamente sino también a lo largo de un año.
Centrándose en el estudio del potencial solar a lo largo de un día, cuantas más horas de Sol, y durante más tiempo permanezca este en el zenit, mayor y más intensa será la energía solar captada. Por otra parte, a lo largo de un año las épocas estivales presentan una mayor duración de los días y una mayor intensidad solar, siendo más aprovechable el potencial solar en esta época. Gracias al conocimiento de la posición relativa del Sol en un año, se puede determinar la existencia de sombras sobre la superficie de estudio; a partir del cálculo de la posición solar se establecen los posibles objetos que pueden generar sombras y la influencia de estas en la superficie de estudio para las distintas épocas del año y durante el recorrido solar diario.
El tiempo solar está basado en la medida del tiempo conforme al movimiento aparente del Sol sobre la horizontal del emplazamiento. A lo largo de un año, el Sol no presenta un movimiento regular, y debido a esto el tiempo solar se divide en:
El tiempo solar medio se corresponde con el tiempo que tarda en pasar el Sol dos veces consecutivas por el meridiano local, se emplea de manera oficial y está coordinado mediante el Tiempo Universal Coordinado. El principal estándar de tiempo por el cual se regulan los relojes de todo el mundo es el UTC, que en español son las siglas de Tiempo Universal Coordinado, y se calcula mediante un reloj atómico de alta precisión.
Actividades
10. ¿Qué diferencia existe entre el tiempo solar medio y el aparente? Explicarlo mediante ejemplos.
La ecuación del tiempo es la diferencia entre el tiempo solar aparente y el tiempo solar medio, y en ciertas ocasiones la diferencia entre ambos llega a ser de 16 minutos.
El tiempo oficial local (LCT) se mide respecto a la coordenada de longitud en el punto de estudio del observador y se calcula mediante la ecuación:
Donde:
Por otra parte, si se quiere calcular el tiempo solar verdadero (LST), basta con aplicar la expresión:
LST = LCT + ecuación del tiempo (ET)
La ecuación del tiempo varía en función del día de estudio. A continuación se muestra una gráfica para su cálculo:
Ejemplo
Se va a calcular el tiempo solar verdadero (LST) de una ciudad española en la Península ibérica con una longitud de -4 grados en el meridiano de Greenwich. A la hora en la que se realiza la lectura, el reloj marca las 13:30 del 15 de abril, con lo que el huso horario es GTM+1.
Para calcular el tiempo solar verdadero es necesario calcular el tiempo oficial local (LCT), cuya ecuación es:
LCT = TR − 12 + (LM-LH) / 15 − Ao
En este caso se tiene que:
TR = 13,5 (13:30).
LM = -4.
LH = 15 (porque GTM+1 es 1 hora de adelanto y cada hora significa 15° solares).
Ao = 1 hora (porque es el horario de adelanto en verano).
LCT = 13,50 h − 12 h + ((−4) − 15) / 15 -1
LCT = −0,77 h = -46 min
Para calcular la ecuación del tiempo se debe obtener el día del año e introducirlo en la gráfica. El 15 de abril se corresponde con el día n = 105 del año, que si se introduce en la gráfica se obtiene un Et = 0 aproximadamente. Por tanto, el tiempo solar verdadero será:
LST = LCT + Et = -46
Lo que indica que, a las 13:30 del día 15 de abril en el punto de estudio, faltan unos 46 minutos para que el Sol llegue al medio día solar.
Actividades
11. Localizar en la gráfica de la ecuación del tiempo el tiempo de adelanto o atraso que le corresponde al día de hoy.
Aplicación práctica
Como montador de instalaciones de la empresa FotoRenovable SA acaba de terminar la instalación de una planta fotovoltaica en Málaga (longitud = −4). Llega el momento de configurar los inversores que serán los encargados de verter la electricidad generada en la red eléctrica; y para ello uno de los parámetros que le pide el aparato es la introducción del tiempo oficial local. Es el día 28 de agosto y la hora que marca su reloj de pulsera es las 12:00. Obtenga el parámetro para introducirlo en el inversor.
SOLUCIÓN
Para calcular el tiempo oficial local (LCT) debe aplicarse la ecuación:
LCT = TR − 12 + (LM – LH) / 15 − Ao
En este caso se tiene que:
TR = 12:
LM = −4.
LH = 15, porque España emplea GTM+1.
Ao = 1 hora (porque es el horario de adelanto en verano).
Sustituyendo:
LCT = 12 − 12h + (-4 − 15) / 15 − 1
LCT = -1,36 h = -1 hora, 21 min y 3 seg.
Por tanto, el tiempo oficial local se obtiene restándole 1 hora, 21 minutos y 3 segundos al tiempo que marca el reloj de pulsera.
La posición del Sol en el cielo para un determinado punto se obtiene por la altura solar (A), que es la elevación solar sobre el horizonte, y mediante el azimut (Z), que es la proyección del ángulo del Sol sobre el horizonte y el Sur, presentando valores negativos hacia el Este y con valores positivos hacia el Oeste.
La obtención de los valores de altura solar y azimut dependen de la latitud (φ), la declinación (δ) y el ángulo horario (ω0). La declinación se obtiene de la ecuación:
Donde n = al número del día en el año. Por ejemplo, el 20 de febrero es el n = 51.
En el cálculo de la posición del Sol es necesario establecer un sistema de referencias, y para ello se tomará el plano que forma el punto de estudio con el horizonte y es tangente a dicho punto.
El ángulo horario (w0) es el comprendido entre el plano que describe el meridiano en el punto de estudio y el plano que describe el meridiano solar. El ángulo horario varía a lo largo de un día, en el medio día solar el ángulo se establece en 0°. El Sol recorre 15° cada hora y los valores del ángulo solar se consideran negativos antes del mediodía solar y positivos posteriormente. La ecuación del ángulo horario es:
w0 = 15 (Tsv − 12)
Donde Tsv significa tiempo solar verdadero y se calcula mediante la ecuación:
Donde:
Donde:
La altura solar (A) es el ángulo que forma la línea que une el centro del Sol con el punto de estudio y la proyección horizontal de la posición del Sol. El complementario de la altura solar es el ángulo cenital (θ).
La altura solar se obtiene mediante la ecuación:
sen A = cos θ = sen φ sen δ + cos φ cos δ cos w0
A = arcsen (sen φ sen δ + cos δ cos w0)
El azimut (Z) es el ángulo que abarca la proyección del Sol sobre el plano horizontal y la dirección Sur, y se considera positivo si la proyección solar está desplazada hacia el Oeste y negativo hacia el Este.
El azimut se calcula con la expresión:
Mediante la latitud, la fecha, la hora y las ecuaciones aproximadas se puede calcular la posición solar. Las ecuaciones aproximadas son una serie de ecuaciones matemáticas que permite ubicar la posición del Sol para un determinado día y hora de forma aproximada. Para reducir tiempo a la hora del cálculo se emplean cartas solares cilíndricas, que son la representación del Sol sobre el cielo para una determinada latitud considerando su desplazamiento contenido en la superficie de un cilindro.
En la gráfica, la curva interna representa el movimiento del Sol en los meses de invierno (diciembre-enero), mientras que la curva externa representa los meses más soleados y, por tanto, de verano (julio-agosto).
Ejemplo
Se va a determinar mediante la carta cilíndrica anterior la posición del Sol para el mes de mayo a las 15:00 horas.
El mes de mayo se corresponde aproximadamente con la cuarta curva comenzando desde el centro, por lo que se obtienen los siguientes valores:
Aplicación práctica
Va a realizar el presupuesto de una planta solar, y para ello necesita los datos de azimut y altura solar. Un compañero que ha visitado la zona donde se va a instalar la planta ha medido un azimut de −20 grados a las 11:00 horas del mediodía en el mes de agosto en Murcia.
Explique cómo obtendría la altura solar de la zona a partir de la siguiente carta cilíndrica:
Solución
Para obtener la altura solar de la zona se podrían aplicar las ecuaciones aproximadas, pero en este caso resulta más sencillo y rápido hacerlo mediante la carta solar cilíndrica de Murcia.
Para el mes de agosto, un azimut de −20° y las 11:00 horas, se tiene una altura solar de:
Cuando se habla de una superficie plana, se está haciendo referencia a una superficie de captación solar plana que será irradiada por el Sol.
Para establecer la posición relativa del Sol con respecto a una superficie plana se debe calcular el ángulo de incidencia del Sol (ψ). Este ángulo recorre la normal a la superficie con la radiación solar directa.
Como se vio anteriormente, la posición del Sol depende de varios factores como la declinación, la latitud, etc. En el caso de la posición del Sol relativa a una superficie plana, debe contarse además con la orientación de la que dispone la superficie plana de captación.
El ángulo de incidencia solar (ψ) se calcula mediante la expresión:
cosψ = senδ · senφ · cos s - senδ · cosφ · sens · cosγ + cos φ · cosφ · cos s · cos w0 + cosδ semφ sens · cosγ cos w0 + cosδ · sen s · senγ · sen w0
En el caso de tratarse de una superficie de estudio horizontal, la inclinación de la superficie sería de 0°, con lo que la expresión quedaría de la siguiente forma:
cosψ = senδ · senφ + cosδ · cosφ · cos w0
Que se corresponde con el ángulo cenital:
Cuando se emplean superficies captadoras planas para la recolección de la energía solar, se busca aumentar la capacidad de captación solar aumentando el número de horas y maximizando el potencial total aplicando orientaciones e inclinaciones de la superficie captadora de manera que la diferencia entre la normal de la superficie plana y la radiación solar directa sea la menor posible. En función del proyecto y las necesidades energéticas, también debe valorarse la necesidad de obtener el máximo potencial posible para los meses de vera-no o para un año completo. De esta forma, se sabe que en invierno la altura solar es más baja, por lo que requiere inclinaciones más altas de la superficie captadora, mientras que en verano la altura solar es bastante más elevada, por lo que se busca orientar el plano captador prácticamente paralelo al suelo, es decir, totalmente horizontal.
Como puede verse en la siguiente imagen, lo que se busca es captar el máximo de Sol en las horas de mayor radiación de todo el año, siendo mejor aquel dimensionado que consiga una curva más plana y abarque más horas solares.
Ejemplo
Se va a calcular el ángulo de incidencia solar con respecto a una superficie plana horizontal y compararla con otra inclinada 25° con = 5°. Los datos que se tienen son:
En el caso de la superficie horizontal se tiene:
Para el caso de la superficie plana inclinada a 25° se tiene:
Obtener energía del Sol es cada vez más una realidad integrada en nuestra sociedad, pues poco a poco la humanidad empieza a ser consciente de la posibilidad cercana de un agotamiento total de los recursos naturales basados en el petróleo, el gas o el carbón. Conocer cómo interactúa el Sol con la Tierra es fundamental para aprovechar al máximo el potencial que este ofrece como fuente energética.
Cualquier diseño de una instalación basada en energía solar precisa de un conocimiento básico de la radicación solar, su composición y su incidencia en la superficie terrestre, teniendo en cuenta su paso por la atmósfera.
En el cálculo de una instalación solar es fundamental precisar el punto exacto en el que se encuentra el Sol para cada momento del día o del año, con el fin de obtener un mayor rendimiento de la instalación.
Finalmente, conocer cómo influyen los cambios sobre la inclinación o la orientación de una superficie captadora plana permitirá realizar instalaciones que se adecúen al rendimiento buscado en cada momento.
Ejercicios de repaso y autoevaluación
1. Las partes que componen el Sol son: núcleo, fotosfera, cromosfera y corona. Indique de qué se compone cada una.
2. El Sol en el cielo...
3. Relacione.
4. ¿Qué diferencia existe entre nutación y precesión?
5. Un observador sobre la superficie terrestre puede fijar su posición mediante...
6. Complete la tabla.
| Rotación | |
| Traslación | |
| Radiación recibida por los efectos de dispersión atmosféricos | |
| Límite exterior de la atmósfera que alcanza los 9.600 km de altura |
7. ¿Cuál es la ecuación del tiempo oficial local (LCT)?
8. Complete.
La cantidad de energía recibida del Sol en la capa externa de la _______________, dividida por la unidad de superficie de estudio, se define como _____________________________________.
9. La siguiente ecuación se corresponde con...
w0 = 15 (Tsv – 12)
10. Complete.
La ____________ luz del día, antes de que aparezca el Sol sobre la horizontal, recibe el nombre de ________. Por el contrario, el __________ es la última luz del día.
11. ¿Cuánto mide aproximadamente el radio de la Tierra? ¿Qué distancia separa a la Tierra del Sol?
12. ¿Cuáles son las unidades de la irradiancia extraterrestre y con qué letras se designan?
13. Complete
Partiendo del 100% de la radiación que llega a la atmósfera, se estima que solo un ______de la radiación alcanza la superficie terrestre y que de ese _____solo un 20% es absorbido por _____________, siendo un el resto _____________.
14. ¿En qué se descompone la radiación extraterrestre?
15. ¿Para qué se emplea la carta solar cilíndrica?