Determinación del potencial solar. ENAC0108

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Determinación del potencial solar. ENAC0108

Autor: Francisco José Entrena González

1ª Edición

© IC Editorial, 2014

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ISBN: 978-84-16271-41-2

Nota de la editorial: IC Editorial pertenece a Innovación y Cualificación S. L.

Presentación del manual

El Certificado de Profesionalidad es el instrumento de acreditación, en el ámbito de la Administración laboral, de las cualificaciones profesionales del Catálogo Nacional de Cualificaciones Profesionales adquiridas a través de procesos formativos o del proceso de reconocimiento de la experiencia laboral y de vías no formales de formación.

El elemento mínimo acreditable es la Unidad de Competencia. La suma de las acreditaciones de las unidades de competencia conforma la acreditación de la competencia general.

Una Unidad de Competencia se define como una agrupación de tareas productivas específica que realiza el profesional. Las diferentes unidades de competencia de un certificado de profesionalidad conforman la Competencia General, definiendo el conjunto de conocimientos y capacidades que permiten el ejercicio de una actividad profesional determinada.

Cada Unidad de Competencia lleva asociado un Módulo Formativo, donde se describe la formación necesaria para adquirir esa Unidad de Competencia, pudiendo dividirse en Unidades Formativas.

El presente manual desarrolla la Unidad Formativa UF0212: Determinación del potencial solar,

perteneciente al Módulo Formativo MF0842_3: Estudios de viabilidad de instalaciones solares,

asociado a la unidad de competencia UC0842_3: Determinar la viabilidad de proyectos de instalaciones solares,

del Certificado de Profesionalidad Eficiencia energética de edificios.

Índice

Portada

Título

Copyright

Presentación del manual

Índice

Capítulo 1 Fundamentos de la energía solar

1. Introducción

2. El Sol como fuente de energía

3. El Sol y la Tierra

4. Resumen

Ejercicios de repaso y autoevaluación

Capítulo 2 Conversión de la energía solar

1. Introducción

2. Tipos de procesos

3. Conceptos básicos

4. Acumulación de la energía

5. Sistemas energéticos integrados

6. Resumen

Ejercicios de repaso y autoevaluación

Capítulo 3 Potencial solar de una zona

1. Introducción

2. Potencial solar de una zona

3. Tablas y sistemas de medida

4. Resumen

Ejercicios de repaso y autoevaluación

Bibliografía

Capítulo 1

Fundamentos de la energía solar

1. Introducción

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.

2. El Sol como fuente de energía

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:

1 Núcleo: es la capa más interna y donde, debido a las enormes presiones y temperaturas existentes, se dan las condiciones necesarias para llevar a cabo el proceso de fusión.

2 Fotosfera: capa formada por gases a altas presiones donde se almacena gran parte de energía en forma de luz y calor.

3 Cromosfera: es una fina capa que mantiene los campos magnéticos solares.

4 Corona: es la capa más externa del Sol y se compone principalmente de gases a altísimas temperaturas formando una cobertura plasmática.

2.1. Conceptos básicos

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?

2.2. Radiación solar

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:

1 Piranómetro: mide la radiación solar total.

2 Heliógrafo: mide la cantidad de horas que brilla el Sol durante el día.

3 Pirheliómetro: mide la radiación solar directa.

Los piranómetros son aparatos formados por una célula fotosensible que permiten medir el espectro electromagnético de una radiación.

2.3. La constante solar

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.

2.4. Balance de radiación solar

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).

2.5. Concepto de masa atmosférica

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 cos_α 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 cos_α, 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.

2.6. Distribución espectral de la masa atmosférica

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.

1 Troposfera: alcanza los 18 km de altura en el Ecuador y en ella se producen los movimientos de las masas de aire (viento). A medida que se asciende en altura, disminuye la temperatura hasta llegar a −70 °C.

2 Estratosfera: se extiende hasta una altura de 50 km y se invierte la tendencia, aumentando la temperatura conforme se asciende hasta llegar a valores cercanos a los 0 °C. En esta capa se producen fuertes vientos de hasta 200 km/h.

3 Mesosfera: alcanza una altura comprendida entre los 50 y los 80 km de altura. En esta capa ocurre el fenómeno de la ionización, que da lugar a importantes reacciones químicas de los elementos.

4 Ionosfera: abarca una distancia que va desde los 80 km de altura aproximadamente hasta los 650 km. En esta capa, parte de la energía radiada es absorbida por el aire ionizado, mientras que otra es refractada o desviada hacia la superficie de la Tierra.

5 Exosfera: constituye el límite exterior de la atmósfera y su altura asciende hasta los 9.600 km.

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:

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?