Radiación solar

La intensidad de la radiación de Sol, al propagarse por el espacio, disminuye a medida que se aleja del Sol, con un valor que, como ya sabemos, será inversamente proporcional al cuadrado de la distancia al emisor (Sol). I = P/ 4π.R2 P = 4 x 10E26 vatios, energía que irradia el Sol. R = 150 x 10E9 metros, distancia del Sol a la Tierra.

Por tanto si operamos nos quedaría: I = 1,4 kW/m²

Este valor así calculado coincide efectivamente con el de la intensidad de la radiación solar medida en el espacio vacío inmediato por encima de la atmósfera que rodea a nuestro planeta.

Interacción Sol-Tierra

Constante Solar

Hemos visto que nuestro planeta recibe 1,4 kW/m² (con más precisión 1.353 W/m²). Este valor es conocido con el nombre de “constante solar”. La constante solar sufre ligeras variaciones debidas al hecho de que la distancia de la Tierra al Sol no es rigurosamente constante. Sabemos que nuestro planeta describe en realidad una elipse, en uno de los focos se encuentra el Sol. Dicha elipse no es muy acentuada (casi es una circunferencia) pero lo suficiente como para hacer notar sus efectos. Si fuese una orbita circular perfecta, la radiación interceptada sería la misma durante todo el año. Al ser la intensidad inversamente proporcional al cuadrado de la distancia Tierra-Sol, será máxima cuando estemos “un poco más cerca” (meses de diciembre y enero) y mínima cuando estemos “un poco más lejos” (meses de junio y julio).

Efecto de la atmósfera

No toda la radiación solar interceptada por nuestro planeta llega hasta su superficie. Esto es debido a las capas atmosféricas que rodean la Tierra, las cuales suponen un obstáculo al libre paso de la radiación causando varios efectos. En primer lugar, un 20% aproximadamente de la radiación que llega rebota en la atmósfera y es lanzada de nuevo al espacio exterior (las nubes son las principales responsables de este fenómeno de reflexión). Los distintos fenómenos hacen que la intensidad de la radiación disminuya y que el valor de la constante solar pase de valer 1.353 W/m² fuera de la atmósfera a valer solamente unos 1.000 W/m² al nivel del mar.

Astronomía de posición solar

Coordenadas celestes

La primera de estas coordenadas es sencillamente, la altura, “h”, a la que el Sol está sobre el horizonte, medida por el ángulo que forman los rayos solares con la superficie horizontal. También, en lugar de éste ángulo podríamos medir el “ángulo cenital”, que es el que forma el rayo con la vertical, llamándolo entonces “distancia cenital”. Es claro que la distancia cenital es igual a 90º-h. La segunda coordenada es el “azimut o ángulo acimutal, A”, que es el ángulo de giro del Sol, medido en el plano horizontal y tomando como origen el Sur terrestre. Resulta fácil comprender que el azimut y la altura a que el Sol se encuentra en un mismo momento serán distintas si son medidas por dos observadores en distintos puntos del planeta, por lo que al usar tablas que nos den estas coordenadas, hay que fijarse bien para qué punto geográfico están calculadas.

Variaciones estacionales de la radiación

Si los rayos solares forman un ángulo “alfa” con la perpendicular a la superficie que los recibe, la energía incidente será menor. En efecto, será E la energía incidente sobre una superficie, S, perpendicular a los rayos, esto es, cuya normal sea paralela a los mismos. Si dicha superficie, sin variarse área, se inclina “alfa” grados, su normal también formará un ángulo “alfa” con los rayos. La energía E´ que entonces recibirá será: E´= E. cos a

                              Como cos a < 1   E´< E

Variaciones climáticas locales En los cálculos e instalaciones de energía solar, principalmente en aquellas que utilizan paneles fotovoltaicos, resulta útil el concepto del número de “horas pico de sol” (abreviado HPS). La unidad de medida es el kilojulio por metro cuadrado. 1000J/k.seg.4k.3600seg/1h

      HPS = 1000W/m²              4HPS    
                                  4000.3600 Julios/m²

Las horas pico de sol representan el número de horas a las que un metro cuadrado (1m2) de superficie horizontal debería teóricamente estar sometido de forma constante a un kilovatio de potencia (1kW) radiante, para que recibiera, en total, la misma energía que la realmente recibida durante todo el día si estuviese situado en la localidad que nos interesa y en la época considerada. La media diaria en una provincia de número de HPS será, simplemente, la energía media diaria, expresada en kW x h, que incide por metro cuadrado de superficie horizontal en esa provincia.

Instrumentos de medida de la radiación incidente

Nos limitaremos a citar únicamente en piranómetro (se usa más) y el pirheliómetro. El primero mide la radiación total (directa + difusa), mientras que el segundo solamente la directa. El pirheliómetro tiene un interés más bien en medidas de carácter científico que técnico, puesto que para cálculos de sistemas de energía solar existen datos suficientes acerca de la intensidad y espectro de la radiación solar directa. Los piranómetros, cuando están colocados sobre superficies horizontales, correctamente nivelados, y libres de obstáculos en sus alrededores que pudieran arrojar sombra sobre ellos, reciben la radiación de toda la bóveda celeste, dando la medida en unidades “estándar” o específicas según la marca del aparato. Si se montan perfectamente acoplados a la superficie de un colector, nos sirven para saber, con gran exactitud, la energía que éste recibe. También nos permiten hacer las correcciones de posición necesarias para un mejor aprovechamiento del sistema.

Conversión útil de la energía de radiación solar

Se trata de aprovechar al máximo los efectos físicos de la radiación, adecuando los dispositivos de captación de la misma a fin de mejorar su eficacia, es decir, su capacidad de obtener la mayor cantidad posible de energía utilizable y en la forma que se precise en cada necesidad. Diremos que la conversión es directa cuando se realiza una sola conversión e indirecta cuando la forma final de energía requerida proviene de la energía solar a través de dos o más procesos intermedios.

Conversión directa: procesos térmicos

La radiación solar calienta los cuerpos sobre los cuales incide. Una superficie altamente reflectante devolverá la mayor parte de la energía que reciba, no pudiendo absorber nada más que una mínima parte. Por el contrario, los cuerpos poco reflectantes aprovecharán casi toda la energía radiante que les llegue, convirtiéndola en general en térmica y, por lo tanto, calentándose apreciablemente.

Efecto concentración

Consiste en concentrar mediante espejos planos, convenientemente orientados o parabólicos, la luz de los haces paralelos que provienen directamente del Sol en una zona muy reducida en donde está colocado el receptor. La intensidad de radiación en dicha zona puede ser cientos o incluso miles de veces mayor que la que incidirá de forma natural.

Se denomina “factor de concentración” al cociente entre la intensidad de la luz concentrada y la incidente sin concentrar.

El mayor inconveniente en el aprovechamiento de este efecto es el hecho de que los espejos han de estar dirigidos constantemente hacia el Sol.

Concentración mediante lentes de Fresnel

En vez de utilizar espejos se pueden emplear unas lentes especiales llamadas de Fresnel. Pueden ser rectangulares o circulares. Las lentes de Fresnel se basan, al igual que las convencionales, en el fenómeno de la refracción o cambio de dirección de los rayos, al atravesar una superficie de vidrio o plástico. En las lentes convencionales la focalización del haz se consigue dando una curvatura continua a toda la superficie de la lente.

En la variante denominada lente de Fresnel, se consigue la convergencia de los rayos mediante una variación escalonada del ángulo de incidencia del rayo en la superficie.