ENERGIA DE SISTEMAS SOLARES

EN3431 – Energia de Sistemas Solares

Térmicos

Bacharelado em Ciências e Tecnologia

Engenharia de Energia

Prof. Sérgio Henrique Ferreira de Oliveira

Sala 613, 6º. andar, torre 1, bloco A

E-mail:

[email protected]

Centro de Engenharia, modelagem e ciências sociais aplicadas

Formação: bacharel em física

Dia

Tópico

10/02 Apresentação da disciplina, discussões iniciais e formação de grupos

17/02 Radiação solar I - Geometria Sol-Terra; Temas dos seminários e discussão do projeto final 24/02 Radiação solar II – disponibilidade – métodos de estimativa

02/03 Sistemas solares de aquecimento doméstico I 09/03 Sistemas solares de aquecimento doméstico II 16/03 Aplicações dos sistemas de aquecimento solar

23/03

Sistemas de aquecimento solar – planejamento: Legislação, aspectos econômicos

13/04 Seminário II 20/04 Seminário III 27/04 Prova

04/05 Discussões finais: instalações no mundo, consumo evitado , demanda/mercado, importância

Avaliação

: Prova (3) + Seminário (2) + Projeto Final (2)

• Temas para o seminário:

1. Sistemas solares térmicos (SST) para aquecimento de piscinas 2. SST para acondicionamento de ambientes (teoria e casos, hibridos) 3. SST para refrigeração (teoria e casos)

4. Tipos de coletores solares térmicos: características, teoria envolvida... 5. Sistemas heliotérmicos para geração de eletricidade: teoria, casos 6. Instalação e manutenção de SST (normas técnicas)

7. Demanda energética para SST: identificação e caracterização, demanda evitada 8. Legislação de incentivo e promoção de SST: princípio (teoria) e estudo de casos 9. Legislação e normas técnicas para o uso de SST – o caso brasileiro

Critério de avaliação dos seminários: Qualidade, amplitude e profundidade do tema apresentado, clareza na apresentação, estrutura da apresentação.

Prof. Sérgio H. F. de Oliveira

• Projeto Final:

A partir das discussões desenvolvidas em sala de aula e de pesquisas bilbiográficas, cada grupo deverá propor, projetar e construir um sistema de aquecimento solar de baixo custo, capaz de atender uma determinada demanda/carga térmica.

Como regra geral, espera-se que a demanda atendida pelo SST seja o aquecimento de água para uso doméstico, mas é possível considerar algum tipo distinto/específico e demanda térmica no projeto.

Os critérios para a avaliação dos projetos levará em consideração a idéia que motiva o projeto, o detalhamento do projeto(ex: teoria envolvida), aspectos construtivos e performance testada em campo.

Ainda não está confirmado, mas pretende-se realizar ao menos dois encontros fora do horário da aula – possivelmente aos sábados) ao longo do quadrimestre: o primeiro para a construção e realização de testes preliminares e o segundo para a

apresentação do resultado

sugestão de datas: ? - ( 17/03 ) e ( 12/04 )

O Sol sempre chamou a atenção dos seres humanos, desde os primórdios das

civilizações lendas e mitos são criadas envolvendo o “astro rei”...

• O Sol é uma esfera de gases incandescentes, composta, principalmente, por

átomos de hidrogênio e hélio. A energia cinética destes corresponde a milhões

de graus no centro da estrela, e vai diminuindo até uma superfície mais ou

menos definida (fotosfera) onde a energia dos átomos equivale (em média) a

uns 5770 graus Kelvin.

• A fotosfera emite uma enorme quantidade de radiação: em torno de 72 milhões

de watts por metro quadrado, numa esfera com 650.000 km de raio. Ao

deslocar-se no espaço, com a velocidade da luz, essa energia deve repartir-se

em esferas concêntricas de raio cada vez maior. Ao chegar à órbita terrestre (a

149,5 milhões de quilômetros do centro do Sol), ela caiu para 1367 w/m

(constante solar).

• A radiação solar chega em todos os comprimentos de onda ou freqüências,

mas, principalmente, entre 200 e 3000 nanômetros (ou 0,2-3 mícrons). O

máximo de emissão se verifica no comprimento de onda de 0,48 mícrons. A

distribuição corresponde aproximadamente àquela de um corpo negro a 5770

_K.

O Sol é nossa principal fonte de energia a qual se

manifesta na forma de luz e calor.

Somente é perceptível a capa exterior chamada

fotosfera que tem uma temperatura de 6.000 ºC,

com zonas mais frias (4.000 ºC) denominadas

manchas solares.

Dados sobre o sol

A Terra

Tamanho (radio equatorial): 695.000 km

6.378 km

Período de rotação sobre o eixo: de 25 a 36 dias* 23,93 horas

Massa comparada com a Terra: 332.830

1

Gravidade superficial na fotosfera: 27,4 m/s2

9,78 m/s2

Temperatura media superficial: 6.000 ºC

15 ºC

* O período de rotação da superficie do Sol vai desde os 25 dias no equador até os 36 días perto dos polos. No interior parece que tudo gira cada 27 dias.

O SOL COMO FONTE DE VIDA

“O Sol é a estrela responsável por permitir a vida na Terra"

O Sol fornece anualmente para a atmosfera terrestre cerca de 5,511024 J, isto é 1,531018

kWh por ano. Esta é uma quantidade significativa de energia. Para dar uma idéia da magnitude deste valor, toda a energia primária consumida no planeta, ao longo do ano de 1993 foi de 7,80 GTEP, ou seja, 9,061014 _{kWh, cerca de 0,059% deste valor}

Com relação aos fluxos verticais medios de energia no sistema terrestre (atmosfera e superficie), os mais importantes são os 342 W/m2 _{de energia solar que penetram a atmosfera e os 390 W/m}2 _{que saem do solo}

em ondas infravermelhas.

A parte do efeito estufa causado pelo incremento de CO₂ devido às emissões antrópicas supõe na atualidade um aumento radiativo de 1,4 W/m2_{, que se adicionam aos 324 W/m}2 _{de radiação infravermelha}

absorbida pelo solo. O incremento do metano antrópico adiciona 0,7 W/m2 _{e o ozônio troposférico, o óxido}

nitroso e outros gases um pouco a mais.

• No Estado de São Paulo incide anualmente cerca de 1.570 kWh/m2 _{na superfície horizontal ou cerca de}

1.650 kWh/m2 _{em planos inclinados de cerca de 30 graus.}

• O Estado tem aproximadamente 228.000 km2, assim, a incidência anual de irradiação é de 6,721014 _kWh

no plano horizontal ou 7,021014 _{kWh no plano inclinado.}

• O consumo anual de energia primária no Estado de São Paulo foi de 6,051011 _{kWh (1995), cerca de}

0,09% da energia incidente no plano horizontal ou 0,08% se supondo uma inclinação para a superfície receptora.

• Matematicamente, a massa de ar é definida da seguinte forma: AM = 1/cos, onde  é a distância angular entre o feixe solar e a vertical no local de incidência.

• Quando o Sol está no zênite do local, o caminho ótico percorrido pela radiação dentro da atmosfera terrestre é igual a 1, ou seja AM 1,0. AM igual a 1,0 não é sinônimo de meio dia terrestre, pois o Sol, ao meio dia, não está necessariamente no zênite local.

• A medida que cresce o ângulo entre o feixe solar e a vertical local (ângulo zenital - z), aumenta a massa de ar. Isto ocorre aproximadamente com a secante de z , deste modo, ao atingir aproximadamente 48O, a massa de ar é de 1,5 e com z = 60O _{a massa de ar chega a}

2,0.

A massa de ar, AM, é definida como sendo o caminho percorrido pela radiação solar desde sua incidência na atmosfera até atingir a superfície terrestre – Vale destacar que a massa de ar acaba influindo no formato do espectro da radiação proveniente do Sol.

B (T) =

a

(e - 1)



a

 2

. . .



h c

2

_b

h c

k



.

A radiação emitida pelo Sol pode ser aproximadamente representada pela

função de distribuição de Planck, dada pela expressão abaixo. Esta função

fornece a quantidade de radiação que um corpo negro, a temperatura T, emite

em cada comprimento de onda .

B(T) é a emissividade espectral de um corpo negro à temperatura T

onde h é a constante de Planck, h = 6,6310-27 erg.s;

“c” é a velocidade da luz; c = 300.000 km/s e

k é a constante de Boltzmann; k = 1,38

10-16 ergs/K

Comprimentos de onda:

• Ultravioleta (UV) - 200 a 380 nm

• Luz visível - 380 nm (violeta) a 700 nm (vermelho) • Infravermelho - 700 nm a 3000 nm

Os fótons mais energéticos do espectro solar possuem cerca de 12,4 eV (0,1 m), enquanto que o pico de emissão está nos fótons com energia de 2,48 eV (0,5 m).

Constante Solar = densidade média do fluxo da radiação solar

= 1367 W/m

A constante solar é definida como sendo o fluxo radiante que incide em uma

superfície unitária, perpendicularmente ao feixe da radiação solar, a uma distância

média entre a Terra e o Sol.

Sua determinação foi alvo de inúmeras discussões, sendo reavaliada cada

vez que uma nova técnica de determinação era encontrada.

Até recentemente, as estimativas da constante solar eram feitas a partir da

superfície terrestre, depois de a radiação atravessar a atmosfera e ser absorvida

ou espalhada por seus componentes.

Componentes da Radiação eletromagnética proveniente do Sol

INSTITUTO DE ELETROTÉCNICA E ENERGIA - LABORATÓRIO DE SISTEMAS FOTOVOLTAICOS

Heliógrafo

É o instrumento que mede a insolação, número de horas diárias que a irradiância

solar

é superior a um determinado valor preestabelecido. Este tipo de informação tem

como característica importante a grande quantidade de dados disponíveis. Pela sua

importância nas pesquisas relacionadas à agricultura, existem séries de dados extensas

no tempo e densamente distribuídas no espaço.

Este equipamento, inventado por Campbell em 1853 e modificado por Stokes em

1879, consiste em uma esfera sólida de vidro polido comportando-se como uma lente

convergente capaz de concentrar, em uma região, toda a luz incidente sobre ela.

Colocando-se nesta região uma carta que, como resultado da exposição à irradiação,

acima de um certo valor, se enegrece, é possível estimar a insolação diária medindo-se

o comprimento da mancha enegrecida formada

Instrumentos de estimação e medida da radiação solar

Sua principal vantagem é não precisar de calibração. Basta que sua construção esteja de acordo com as recomendações da Organização Meteorológica Mundial, estejam corretamente testados assegurando-se uma homogeneidade com dados tomados em diferentes latitudes. Por outro lado, deve-se seguir rigorosamente o compromisso da manutenção diária como as trocas das cartas de papel, limpeza básica para minimizar os efeitos causados por intempéries como a incidência de neve, poeira, ventos.

HELIÓGRAFO

Este instrumento está disponível em grande quantidade de estações meteorológicas e pode ser utilizado sobre condições das mais adversas.

Um problema relacionado com este tipo de equipamento, surge devido à imprecisão na tomada dos dados feita, essencialmente, através das mãos imprecisas do homem.

Também chamado de Actinômetro ou Piranógrafos. É um instrumento muito utilizado devido ao seu baixo custo. Tem uma relativa importância histórica por realizar longas séries de medidas. Mede a radiação solar total ou difusa, possuindo o sensor e o registrador acoplados na mesma unidade.

Idealizado originalmente por Robitzsch em 1915, é constituído essencialmente por um receptor bimetálico preso por um extremo e livre pelo outro. Quando a radiação incide sobre o receptor, este se curva devido à diferença entre os coeficientes de dilatação dos metais que o compõem. Uma pena presa na extremidade livre registra esta deformação, proporcional à intensidade da radiação incidente, em uma carta de papel montada sobre um tambor acionado por um mecanismo de engrenagens mecânicas.

Os actinógrafos só devem ser utilizados para medições de totais diários de radiação solar global ou difusa, sendo necessária a planimetria da carta com o registro. Contando toda a operação, estima-se que os erros sejam da ordem de 20% e mesmo com calibrações periódicas, os erros não são inferiores a 5%, além disso, sua resposta a variações na radiação é lenta e não há uma compensação de temperatura, sendo considerado um instrumento de terceira classe.

Denominados também como solarímetros, estes instrumentos medem a irradiação global (direta + difusa). São instrumentos com os quais são feitas a maioria das medidas de radiação existentes. Existem basicamente dois tipos de piranômetros mais freqüentemente utilizados, a saber: piranômetros fotovoltaicos e piranômetros termelétricos.

• A maior restrição a este instrumento, diz

respeito à seletividade espectral de sua resposta, fenômeno inerente ao comportamento do detetor, por isso impossível de se corrigir. Outros problemas como a refletividade das células e a dependência da resposta com a temperatura já possuem correções satisfatórias.

• Como sua utilização é simples e seus custos

são baixos, são instrumentos úteis para realizar medidas secundárias, como a interpolação de estações com piranômetros termelétricos.

Piranômetro Fotovoltaico

São radiômetros que possuem como elemento sensível uma célula solar de silício, em geral monocristalino que ao ser iluminado gera uma corrente elétrica devido a fótons com energia suficiente para serem absorvidos pelo material - efeito fotovoltaico. Esta corrente, na condição de curto-circuito, é proporcional à intensidade da radiação incidente.

Estes aparelhos utilizam, como elemento sensível uma pilha termelétrica, constituída por termopares em série. Tais elementos geram uma tensão elétrica proporcional à diferença de temperatura entre suas juntas, fenômeno conhecido como efeito Seebeck. Portanto, é possível relacionar a diferença de potencial medida na saída do instrumento com a radiação incidente.

PIRANÔMETRO TERMELÉTRICO

Por ser um instrumento delicado, uma série de cuidados devem ser tomados na manutenção e instalação do equipamento. Cuidados que vão desde uma estrutura firme e alta para fixar o equipamento, até tomar cuidado para que não haja obstáculos que possam obstruir a passagem da radiação. É importante ter informações sobre constantes de calibração, formato do anel sombreador, (caso esteja instalado no equipamento), etc para que se possam fazer as devidas correções na medida.

Por ter um ângulo de abertura pequeno, capaz de captar a radiação proveniente do Sol e cercanias (região circumsolar), é um instrumento utilizado para medir a radiação direta. Em geral, utiliza-se uma montagem equatorial de seguimento Solar, com movimento em torno de um único eixo, ajustado periodicamente para corrigir a variação da declinação solar. São instrumentos de grande precisão. Quando corretamente utilizados, apresentam erros da ordem de 0,2% a 0,5%.

PIROHELIÔMETRO

Existem vários tipos de piroheliômetros, alguns são conhecidos como padrões de referências: piroheliômetro de Ângstrom, piroheliômetros de disco de prata de Abbot, piroheliômetro de circulação de água de Abbot. Com características distintas, mas denominados piroheliômetros auto-calibráveis, piroheliômetro de termopar, Eppley N.I.P, Kipp & Zonen

7:03 12:03 17:03 Hora do dia 0 200 400 600 800 1000 Irradiância (W/m2) dia nublado, 1.8 kWh/m2

dia sem nuvens, 6.0 kWh/m2

jan Fev Mar Abr Mai Jun Jul Ago Set Out Nov Dez São Paulo 4,5 5,0 4,0 3,6 3,2 2,9 3,2 3,7 3,7 4,0 5,0 4,5 Belo Horizonte 4,2 5,5 4,0 4,3 3,7 3,7 4,0 4,4 4,6 4,4 4,8 4,3 Brasília 4,7 5,6 4,5 5,0 4,7 4,7 5,0 5,5 5,2 4,7 4,7 4,7 Mossoró 5,4 5,3 5,1 4,8 5,0 4,7 5,0 5,9 6,0 6,4 6,4 5,9 Porto Velho 4,1 4,1 4,5 4,2 4,4 4,6 5,1 5,0 4,8 4,7 4,6 4,4

IRRADIAÇÃO SOLAR DIÁRIA MENSAL EM SUPERFÍCIE HORIZONTAL (kWh/m2)

São Paulo 1439 kWh/m2

Belo Horizonte 1578 kWh/m2

Brasília 1953 kWh/m2

Mossoró 2300 kWh/m2

Porto Velho 1658 kWh/m2

IRRADIAÇÃO SOLAR ANUAL EM SUPERFÍCIE HORIZONTAL

Declinação (): é o ângulo compreendido pelo plano determinado pelo equador terrestre e o plano da eclítica variando constantemente ao longo do ano, entre os valores -23.45O <  < +23.45O.

Seu valor pode ser determinado através da equação abaixo



( )



23 45

,



sen



_

360 284



(



d

)



_

365

onde d_n é o dia Juliano do ano, 1 < d_n < 365

A latitude, , é a distância angular medida sobre a superfície da Terra a partir do equador até o ponto em questão. É considerada positiva no hemisfério norte e negativa no hemisfério sul. -90o <  < +90o.

A declinação, , é a posição angular do Sol, ao meio dia, em relação ao plano do equador. Quando o Sol está ao norte do equador, a declinação é positiva, caso contrário, negativa. -23,45o <  < +23,45o.

A inclinação, , de uma superfície é o ângulo entre o plano da superfície em questão e a horizontal do local. 0 <  < 180o.

O ângulo azimutal, , é a distância angular entre a projeção da normal ao plano na horizontal e o meridiano local.  é igual a zero quando a superfície está voltada para o sul, negativa para leste e positiva para oeste. -180o <  < +180o.

A posição relativa entre um plano qualquer situado na superfície da Terra e o Sol é determinada em função de uma série de ângulos.

O ângulo de incidência, , é o ângulo entre o feixe da radiação direta que incide no plano e a reta normal ao mesmo.

O ângulo zenital, z, é o ângulo entre o feixe de radiação e a vertical do local. z coincide com  quando o plano está na horizontal.

O ângulo horário, , é a distância angular entre o feixe solar e o meridiano local. w é considerado negativo no período da manhã (Sol antes do meridiano local), e positivo no período da tarde. Cada hora do dia corresponde a uma variação de 15o em .

A altura solar, h, é o ângulo entre a radiação direta e o plano horizontal. É numericamente igual a 90-z.

cos

cos

cos

cos

cos cos cos cos

cos

cos cos

cos cos



 





 











  









 











sen sen

sen

sen

sen sen

sen sen

cos



_z



cos cos cos









sen sen











_s

 

arccos



tg tg

 

Para determinar o ângulo de incidência da radiação direta em uma superfície qualquer, , pode-se utilizar a expressão abaixo

Para calcular _z, basta fazer a inclinação  do plano igual a zero, neste caso,

=_z. Assim, chegamos à seguinte expressão:

Em alguns casos, é importante conhecer o ângulo horário do pôr ou nascer do Sol, _s. Para tal, utiliza-se a seguinte expressão para, no caso o nascer do Sol:

O ângulo horário de saída do Sol sobre uma superfície com inclinação de  graus com a horizontal, _s,,, pode ser encontrada através da seguinte expressão:







_s

_,

_

 

arccos



tg tg

  

(



)

O número de horas que o Sol ficará acima do horizonte da superfície em questão, N, ou seja, o comprimento em horas do dia é dado pela seguinte fórmula:

N



2

_s

15

arccos( )



A Radiação Extraterrestre: As variações na radiação total emitida pelo Sol são inferiores a 1,5%. Pode-se dizer, com razoável precisão, que a radiação incidente no topo da atmosfera depende apenas da distância entre o Sol e a Terra, que pode ser aproximada por:

R



R





d



















1 0 0167

360

365

,

cos

G

G

d

1 0 0167

360

365





,

cos

cos



















 



Define-se como irradiância extraterrestre média diária, G_0,d, como sendo o fluxo de radiação incidente em uma superfície unitária, disposta perpendicularmente ao feixe, localizada no topo da atmosfera terrestre à distância de 1 u.a. do Sol, em um determinado dia. Para estabelecer o seu valor, utiliza-se a “constante solar”, G_sc, e o dia do ano. Para um dia qualquer do ano, d_n, a irradiância fora da atmosfera pode ser calculada através da seguinte expressão

GEOMETRIA SOL-TERRA

ao desprezar os termos de segunda ordem encontramos:

G

G

d

w

1 0 033

360

365

,





,

cos

(cos cos cos

sen sen )



















 











onde G_0,dn é a irradiação no plano horizontal incidente no dia d_n no topo da atmosfera, G_sc é a constante solar e _z o ângulo zenital.

Tratamento Estatístico da Radiação

H

G

dt

2

 



cos



Prof. Sérgio H. F. de Oliveira