5 Energia Solar:
B. Características da Radiação Solar Incidente
A energia do Sol que atinge diariamente a Terra (em uma média anual) varia de 600 B t u / p é2/ d i a (6.800 k j / m2/ d i a ) no norte da Europa a 2.000 B t u / p é2/ d i a (23.000 k j / m2/ d i a )
nas regiões áridas próximas ao Equador. A quantidade de radiação solar que chega à Terra é chamada de insolação — forma reduzida de "radiação solar incidente". Na parte conti-
nental dos Estados Unidos, a insolação diária anual média sobre uma superfície horizontal varia entre 1.100 e 1.900 B t u / p é2/ d i a (12.000 a 22.000 k j / m2/ d i a ) . (Outras unidades de in-
solação são discutidas na próxima seção.) Em um ano, a quantidade de energia solar que cai sobre todo o território norte-americano é aproximadamente 2.000 vezes maior que a quanti- dade de energia gerada pela atual produção de carvão do país. O sol do meio-dia de um dia de verão abastece um metro quadrado de terra com um kilowatt de energia. Com a atual tecnologia, a luz solar que ilumina uma casa típica pode fornecer de um terço a metade da energia necessária para aquecer esta casa em qualquer lugar dos Estados Unidos, mesmo nas regiões persistentemente nubladas.
FIGURA 5.1
Consumo de energia renovável nos Estados Unidos (por fonte), como fração da energia total, 1999. A geração de eletricidade é responsável por aproximadamente metade dos recursos renováveis, (U S E I A )
Cap. 5 Energia Solar: Características e Aquecimento 111 A reação nuclear predominante no Sol e que é responsável por esta energia é a fusão dos núcleos de hidrogênio em núcleos de hélio. Nestas reações, uma gigantesca quanti- dade de energia é liberada à medida que a matéria é convertida em energia: aproximada- aaEaoe 4 bilhões de quilos de matéria por segundo! Enquanto a temperatura interior do Sol é de mais de 40 milhões de graus Celsius, os gases na sua superfície estão a aproximada- mente 6.000 ºC.
A
Figura 5.2 mostra a intensidade relativa da radiação eletromagnética r e - •BÜda no topo da atmosfera terrestre em função do comprimento de onda. Em torno de 9% da radiação é ultravioleta, ou de comprimento de onda muito curto, cerca de 40% se lo- caliza na região visível e aproximadamente 50% é infravermelha ou de comprimento de onda longo. Contudo, apenas algo em torno da metade desta radiação atinge a superfície da Terra. Grande parte da radiação ultravioleta é absorvida pelo oxigênio, nitrogênio e ozônio presentes na atmosfera superior do planeta. Uma parte da radiação de compri-mento onda longo é seletivamente absorvida pelo vapor d'água e pelo dióxido de car- bono da atmosfera inferior.
Aproximadamente 19% da radiação recebida pela atmosfera do planeta é absorvida pelas nuvens e por outros gases e 31% são refletidos de volta para o espaço pelas nuvens e pela atmosfera (Figura 5.3). A fração de luz refletida pelo planeta e por sua atmosfera é chamada de albedo. Os 50% restantes da energia solar incidente chegam à superfície da
Terra e são quase que completamente absorvidos (3% são refletidos). A temperatura relati- -amente constante do planeta é resultante do equilíbrio de energia entre a radiação solar que chega e a energia irradiada pela Terra. A maior parte da radiação infravermelha emi- tida pelo planeta é absorvida pelo C 02 e pela H2O (e por outros gases) da atmosfera e,
então, é reirradiada de volta para a Terra ou para o espaço exterior. Esta reirradiação de
FIGURA 5.2
Espectro da radiação solar que atinge o topo da atmosfera e o nível do solo da Terra. (Os mínimos no espectro ao nível do solo são resultantes da absorção pelo vapor d'água, C 02, 02, N2 e ozônio
[03].) Aproximadamente 40% da radiação solar está
volta para a Terra é conhecida como efeito estufa e é ela que mantém a temperatura da su-
perfície do planeta aproximadamente 40°C mais alta do que seria se não houvesse ab- sorção (ou seja, a temperatura média da superfície da Terra seria de mais ou menos -15°C se não existisse a atmosfera). Este equilíbrio energético e o efeito que causamos sobre ele
devido à emissão de C 02 a partir da queima de combustíveis fósseis são discutidos de
forma mais detalhada no Capítulo 8.
A quantidade de insolação que atinge o topo da atmosfera terrestre é de aproximada- mente 1.360 W / m2 ou 430 B t u / p é2/ h . Este número, denominado constante solar, varia
minimamente durante o tempo. Existem muitas maneiras de se tabular a insolação, depen- dendo das unidades utilizadas e do intervalo de tempo selecionado; alguns coeficientes de
conversão são listados na Tabela 5.2 para referência futura.
FIGURA 5.3
Balanço energético da Terra. O planeta recebe aproximadamente 50% da radiação solar incidente: 21% de radiação direta e 29% são dispersos através das nuvens. A energia que deixa a superfície terrestre vem da evaporação e da condução para a atmosfera (33%) e da radiação infravermelha (aqui denominada irradiação terrestre). A maior parte da radiação infravermelha (113%) é absorvida pela atmosfera e reirradiada de volta à superfície (o efeito estufa). Para se manter o equilíbrio térmico da superfície do planeta, a entrada de energia tem de ser igual à saída de energia. Nesta figura, 50% (energia incidente) = 3% (refletida) + 33% (evaporação) + 14% (irradiação terrestre líquida: 113%+ 6 % - 105%).
Cap. 5 Energia Solar: Características e Aquecimento 113 A insolação recebida em um determinado local da superfície terrestre pode variar entre 0 e 1.050 W / m2
(330 B t u / p é2
/ h ) , dependendo da latitude, da estação, do horário do dia e do grau de nuvens presentes. Os dois primeiros fatores são resultantes da geometria da ór- bita da Terra ao redor do Sol. A órbita da Terra ao redor do Sol é quase circular, mas o eixo em torno do qual a Terra gira ao redor de si mesma é inclinado 23,5° em relação a este plano de movimento (Figura 5.4). Conseqüentemente, o Pólo Norte está inclinado em direção ao Sol durante o verão do Hemisfério Norte e na direção oposta durante o inverno. Desta forma, o Hemisfério Norte fica exposto a um maior número de horas de sol durante o verão (chegando a um máximo em 22 de junho, o solstício de verão) e a quantidade de radiação
solar que atinge uma superfície horizontal é maior. No inverno, a insolação é dispersa sobre uma área horizontal maior devido ao ângulo de inclinação e os raios solares devem atraves- sar uma maior profundidade da atmosfera; assim, menos radiação atinge a Terra por causa da absorção e da dispersão pela atmosfera. Estes dois efeitos estão exibidos na Figura 5.5 no gráfico da insolação em um dia claro sobre uma superfície horizontal na latitude 40°N em função do horário do dia para três meses diferentes. Infelizmente, a insolação tem seu menor valor no inverno, exatamente quanto a demanda por calor é maior.
T a b e l a 5.2 COEFICIENTES DE CONVERSÃO PARA INSOLAÇÃO 1 Btu/pé2/hora = 3,16 W / m2 1.000 W / m2 = 317 Btu/pé2 /hora 1 Langley = 1 c a l / c m2 = 3,69 Btu/pé2 1 Btu/pé2 = 11,35 k J / m2 Constante solar:* 1.354 W / m2 429 Btu/pé2/h 1,94 Langleys/min 4.870 kJ/m2/hora 1,52 HP/jarda
•Radiação solar incidente sobre o t o p o da atmosfera terrestre por unidade perpendicular aos raios solares. A p r o x i m a d a m e n t e 5 0 % desta insolação atinge a superfície da Terra.
FIGURA 5.4