Curso de Capacitación Virtual Ciudad de Quito, Ecuador 17 al 28 de septiembre 2009

1. Organización Latinoamericana de Energía Curso de Capacitación VirtualCiudad de Quito, Ecuador17 al 28 de septiembre 2009 Introducción al estudio de la termoconversión de la energía solar Isaac Pilatowsky Figueroa y Oscar Jaramillo Salgado Centro de Investigación en Energía, Universidad Nacional Autónoma de México ipf@cie.unam.mx ojs@cie.unam.mx www.cie.unam.mx

2. Organización Latinoamericana de Energía Curso de Capacitación VirtualCiudad de Quito, Ecuador17 al 28 de septiembre 2009 Sesión II La radiación solar Isaac Pilatowsky Figueroa Centro de Investigación en Energía UNAM Ipf@cie.unam.mx 18 de septiembre 2009

3. SESION IIEl recurso solarInstructor: Isaac Pìlatowsky Figueroa Contenido Parte I: El sol y el origen de su energía. Parte II: Leyes físicas de la radiación. Parte III: Interacción radiación- Materia Parte IV: Radiación solar Parte V: Atenuación atmosférica. Parte VI: Principios de medición e instrumentación. Parte VII: Interacción Tierra-Sol Parte VIII: Fuentes de información para la estimación de la irradiancia solar.

4. Parte I Parte I El sol, y el origen de su energía

5. ¿Que es el Universo? El Universo es el todo, sin excepciones., materia, energía, espacio y tiempo, todo lo que existe forma parte del Universo. Es muy grande, pero no infinito. En cuanto a la materia, el universo es, sobre todo, espacio vacío.El Universo contiene galaxias, cúmulos de galaxias y estructuras de mayor tamaño llamadas supercúmulos, además de materia intergaláctica. Todavía no sabemos con exactitud la magnitud del Universo, a pesar de la avanzada tecnología disponible en la actualidad. La materia no se distribuye de manera uniforme, sino que se concentra en lugares concretos: nebulosas, galaxias, estrellas, planetas ... Sin embargo, el 90% del Universo es una masa oscura, que no podemos observar.

6. Medidas del Universo Medir el Universo es complicado. A menudo no sirven las unidades habituales. Las distancias, el tiempo y las fuerzas son enormes y, como es evidente, no se pueden medir directamente. Medidas astronómicas

7. Usted está aquí

8. El Sol se formó hace 4.650 millones de años y tiene combustible para 5.000 millones más. Después, comenzará a hacerse más y más grande, hasta convertirse en una gigante roja. Finalmente, se hundirá por su propio peso y se convertirá en una enana blanca, que puede tardar un trillón de años en enfriarse

9. El periodo de rotación de la superficie del Sol va desde los 25 días en el ecuador hasta los 36 días cerca de los polos. Más adentro parece que todo gira cada 27 días.El Sol (todo el Sistema Solar) gira alrededor del centro de la Vía Láctea, nuestra galaxia. Da una vuelta cada 200 millones de años. Ahora se mueve hacia la constelación de Hércules a 19 Km./s.Actualmente el Sol se estudia desde satélites, como el Observatorio Heliosférico y Solar (SOHO), dotados de instrumentos que permiten apreciar aspectos que, hasta ahora, no se habían podido estudiar. Además de la observación con telescopios convencionales, se utilizan: el coronógrafo, que analiza la corona solar, el telescopio ultravioleta extremo, capaz de detectar el campo magnético, y los radiotelescopios, que detectan diversos tipos de radiación que resultan imperceptibles para el ojo humano.

10. Estructura y composición del Sol Desde la Tierra sólo vemos la capa exterior. Se llama fotosfera y tiene una temperatura de unos 6.000 ºC, con zonas más frías (4.000 ºC) que llamamos manchas solares. El Sol es una bola que puede dividirse en capas concéntricas. De dentro a fuera son:Núcleo: es la zona del Sol donde se produce la fusión nuclear debido a la alta temperatura, es decir, el generador de la energía del Sol. Zona Radiativa:: las partículas que transportan la energía (fotones) intentan escapar al exterior en un viaje que puede durar unos 100.000 años debido a que éstos fotones son absorbidos continuamente y reemitidos en otra dirección distinta a la que tenían. Zona Convectiva: en ésta zona se produce el fenómeno de la convección, es decir, columnas de gas caliente ascienden hasta la superficie, se enfrían y vuelven a descender.

11. Estructura del Sol Fotosfera: es una capa delgada, de unos 300 Km, que es la parte del Sol que nosotros vemos, la superficie. Desde aquí se irradia luz y calor al espacio. La temperatura es de cerca de 6000°C. En la fotosfera aparecen las manchas oscuras y las fáculas que son regiones brillantes alrededor de las manchas, con una temperatura superior a la normal de la fotosfera y que están relacionadas con los campos magnéticos del Sol.Cromosfera: sólo puede ser vista en la totalidad de un eclipse de Sol. Es de color rojizo, de densidad muy baja y de temperatura altísima, de medio millon de grados. Esta formada por gases enrarecidos y en ella existen fortísimos campos magnéticos.Corona: capa de gran extensión, temperaturas altas y de bajísima densidad. Está formada por gases enrarecidos y gigantescos campos magnéticos que varían su forma de hora en hora. Ésta capa es impresionante vista durante la fase de totalidad de un eclipse de Sol.

12. Origen de la energía Solar La energía solar se crea en el interior del Sol, donde la temperatura llega a los 15 millones de grados, con una presión altísima, que provoca reacciones nucleares. Se liberan protones (núcleos de hidrógeno), que se funden en grupos de cuatro para formar partículas alfa (núcleos de helio).Cada partícula alfa pesa menos que los cuatro protones juntos. La diferencia se expulsa hacia la superficie del Sol en forma de energía. Un gramo de materia solar libera tanta energía como la combustión de 2,5 millones de litros de gasolina.La energía generada en el centro del Sol tarda un millón de años para alcanzar la superficie solar. Cada segundo se convierten 700 millones de toneladas de hidrógeno en cenizas de helio. En el proceso se liberan 5 millones de toneladas de energía pura; por lo cual, el Sol cada vez se vuelve más ligero.El Sol también absorbe materia. Es tan grande y tiene tal fuerza que a menudo atrae a los asteroides y cometas que pasan cerca. Naturalmente, cuando caen al Sol, se desintegran y pasan a formar parte de la estrella.

13. Reacciones termonucleares • Ciclo protón-protón: suministra el 90% de la energía del sol, con emisiones de positrones β+(radiación beta) neutrinos ν, neutrinos y fotones γ (radiación electromagnética). • Ciclo de Carbón (Ciclo de Bethe) suministra el 10% restante. Se consumen 4 núcleos de hidrógeno, para transformarse en un núcleo de helio con emisiones de 3 fotones γ, dos positrones β+ y 2 neutrinos ν. • Estos dos ciclos se pueden resumir por una ecuación global, (omitiendo la radiación γ.):

14. El Sol es una estrella común, ni grande ni pequeña, ni caliente ni fría, ni joven ni vieja. Se calcula que su edad es de 5,000 millones de años y que seguirá brillando con la misma intensidad otros tantos. Cuando el sol alcance la edad de 11,000 millones de años habrá agotado todo el hidrogeno que está utilizando como combustible, y empezará a consumir helio en sus reacciones nucleares.Entonces el sol pasará de ser una estrella normal a convertirse en una gigante roja. El volumen del Sol crecerá hasta las proximidades del actual planeta Mercurio, todos los planetas hasta Marte serán atraídos y englobados en la masa del Sol. Nuevas transformaciones convertirán al Sol en una estrella pulsátil, y después en una enana blanca, en la que toda su masa se concentrará en un tamaño similar al de nuestra Tierra. Los planetas más lejanos se contraerán o se extinguirán, alterándose toda la mecánica de nuestro sistema solar y posiblemente influyendo en el de las estrellas próximas.

15. El viento solar El viento solar es un flujo de partículas cargadas, principalmente protones y electrones, que escapan de la atmósfera externa del sol a altas velocidades y penetran en el Sistema Solar.Algunas de estas partículas cargadas quedan atrapadas en el campo magnético terrestre girando en espiral a lo largo de las líneas de fuerza de uno a otro polo magnético. Las auroras boreales y australes son el resultado de las interacciones de estas partículas con las moléculas de aire. El viento Solar La velocidad del viento solar es de cerca de 400 kilómetros por segundo en las cercanías de la órbita de la Tierra. El punto donde el viento solar se encuentra que proviene de otras estrellas se llama heliopausa, y es el límite teórico del Sistema Solar. Se encuantra a unas 100 UA del Sol. El espacio dentro del límite de la heliopausa, conteniendo al Sol y al sistema solar, se denomina heliosfera.

16. Cual es la potencia radiada por el Sol? Si se considera el flujo solar como un valor promedio de 1353 Wm2 de superficie receptora, perpendicular a los rayos solares (constante solar) y consideremos a la tierra como una esfera a una distancia igual a la unidad astronómica (ua =150 millones de km), la potencia radiad es: P* = 4π (150 x 109) (1353) = 3.83 x 1026 W

17. Leyes físicas de la radiación Parte II

18. Radiación electromagnética La radiación solar se transporta como una onda electromagnética que transporta su energía a través de un espacio, cuya propagación es de tipo ondulatorio. Una onda electromagnética consiste de campos perpendiculares eléctrico y magnético transversales a la dirección de propagación de la onda. Un flujo de radiación puede ser tratado como flujo individual de partículas llamadas fotones. La energía trasmitida por el flujo radiativo es almacenada en los fotones, en donde cada uno es portador de una cierta cantidad de energía: E = h en donde (h) es la constante de Planck y () la frecuencia. Una onda esta caracterizada por una cresta, la amplitud y la distancia entre crestas en un campo electromagnético, llamada longitud de onda (  ). La frecuencia es el número de crestas pasando en un punto dado por unidad de tiempo. La frecuencia es invariable a la propagación.

19. Radiación electromagnética En general la radiación electromagnética tiene una dirección y velocidad de propagación, longitud de onda o frecuencia, estado de polarización y una cierta cantidad de energía que transporta. La velocidad de propagación de la radiación electromagnética en el vació es de c = 2.99776 x1010 cm/s . En un medio diferente al espacio vacío, la velocidad se determina por medio del índice de refracción ( n ), el cual es característico del medio de propagación y varía a través del espectro electromagnético: v = c/n La frecuencia es invariable a la propagación y ( ) depende del índice de refracción: v =  f  = n c/f Las unidades de longitud de onda dependiendo del ancho de banda pueden ser angstroms , nanómetro, micrones  o micrómetrom, milímetro mm, centímetros cm., metros m e inclusive kilómetros km.

20. Dependencia angular de la radiación Para muchas aplicaciones prácticas se requiere la velocidad de propagación de la energía en una dirección dada. Esto se describe en términos de intensidad de radiación. Para lo anterior es necesario explicar el concepto de ángulo sólido. El ángulo sólido (w) se define como la relación del área (s), de una superficie esférica al cuadrado de su radio (R), siendo: en unidades de steradianes (Sr).

21. Leyes físicas de la radiación: Ley de Planck. • La ley básica propuesta por Planck, relaciona la intensidad energética de la radiación en cada longitud de onda a la temperatura de emisión de la superficie . Idealmente esta ley se refiere a una superficie descrita como un “ radiador perfecto “, o más rigurosamente como un “ cuerpo negro “. Un “ cuerpo negro “no sólo absorbe toda la radiación que incide sobre el, sino que también emitirá radiación en una manera únicamente dependiente de su temperatura. La intensidad y distribución espectral de la radiación emitida, depende de la temperatura del cuerpo radiante y de su naturaleza: • en donde Eem y Eab son las energías emitidas y absorbidas por el cuerpo, en esta última no se consideran las energías reflejadas o trasmitidas. Para un cuerpo negro perfecto o ideal; Eab = 1. Un cuerpo que emite radiación cuya intensidad es menor que la de un cuerpo negro a todas las longitudes de onda, se le llama “ cuerpo gris “, cuya temperatura de emisión puede ser calculada a partir de la ley de Stefan-Boltzman, siendo esta más baja que la temperatura real.

22. ley de Planck La ley de Planck esta referida a la distribución espectral de la energía de la radiación de un cuerpo negro: En donde E d es la cantidad de energía linealmente polarizada emitida por un cuerpo negro en equilibrio con sus alrededores por una unidad de área en la región  + d, por segundo y por unidad de ángulo sólido. En la ecuación  es el ángulo con respecto a la normal al área emitida, h la constante de Planck ( 6.626 x10-27 erg s-1 ), k la constante de Boltzman ( 1.3807 x10-16 erg grado-1 ) y c la velocidad de la luz.

23. Ley de Stefan-Boltzman Esta ley establece que la cantidad total de energía emitida por un cuerpo caliente, por unidad de superficie y unidad de tiempo, es proporcional a la cuarta potencia de su temperatura absoluta. La temperatura determinada de esta forma se le conoce como negra, efectiva o temperatura de radiación. De acuerdo a esta ley, la energía total emitida por un cuerpo negro por unidad de área ( cm-2 ) y tiempo ( s ) es igual a: en donde  es la constante de Stefan - Boltzman y es igual a 5.73 x10-5 erg cm-2 grado-4 s-1 .

24. Ley de Wien Otra ley asociada a la de Planck es la ley de Wien, la cual establece que el producto de la longitud de onda correspondiente a la máxima energía en el espectro del cuerpo negro a la temperatura absoluta de emisión, por la temperatura es una constante o que la longitud de onda portadora de la intensidad máxima en el espectro emitido por un cuerpo caliente a una cierta temperatura absoluta, es inversamente proporcional a esta temperatura:

25. ley de Beer- Lambert De uso más práctico es la relación entre la transmitancia de una muestra ( ) a una frecuencia específica, el espesor (b), la concentración ( c) del componente en la muestra y la absortividad (  ) del componente a la frecuencia especificada, estos factores están relacionados a través de la ley de Beer-Lambert de absorción, la cual queda expresada como:

26. Atenuación de la radiación Una propiedad invariante de la intensidad de radiación consiste en que, dada una dirección en un medio ideal, la intensidad resulta independiente de la posición a lo largo de esa dirección. El flujo por unidad de ángulo sólido es constante en la dirección considerada. Una manera de cuantificar los efectos de emisión absorción a por medio de los cambios de intensidad de la radiación, en donde Kλ de dimensiones L-1 es el coeficiente de Extinción del material, siendo una propiedad del mismo.

27. Coeficiente de extinción El coeficiente de extinción se compone de dos partes, una relativa a la absorción y otra a la dispersión:

28. Coeficiente de absorción Al pasar la radiación térmica a través de un gas, no solo se tiene el efecto de absorción, sino que esta misma provoca que algunas partículas emitan energía. Esta emisión estimulada o inducida se puede considerar como una absorción “negativa” y es completamente diferente a la emisión espontánea, que se debe al decaimiento de un estado excitado inestable de las partículas del gas

29. Absortancia La absortancia es la fracción de la energía incidente en el ángulo sólido (dω) que es absorbida en el volumen a lo largo de un segmento de trayectoria (s):

30. Emitancia La emitancia direccional de un volumen de gas uniforme es el cociente de la energía emitida por el volumen en una dirección dada entre la energía emitida por un cuerpo negro a la misma temperatura. Dada la validez de la ley de Kirchoff para propiedades espectrales direccionales:

31. Flujos de radiación • Energía y potencia están asociadas a los flujos de radiación. La energía transferida o emitida en forma de radiación se representa por la unidad de Joule (J) y la potencia como un flujo de radiación en unidades de Watt (W) que es equivalente a J s-1 . Si incluimos una unidad de área ( m2 ), se obtiene una densidad de energía en unidades J m-2 , con una densidad de flujo igual a W m-2 . • Si el flujo es recibido o emitido por la superficie, es necesario incluir la noción de dirección. En este caso se utiliza el concepto de radiancia (L ó L’ ), definido como la densidad de flujo por unidad de ángulo sólido ( esteradianes, Sr) en la dirección considerada , con unidades de W m-2 Sr-1 . • La densidad de flujo interceptada por un cuerpo le corresponde el término de irradiancia, en unidades de W m-2. La densidad de la energía recibida sobre un intervalo dado de tiempo se le conoce como irradiación o exposición radiante en unidades de J m-2 .

32. Simbología de los flujos radiativos La Organización Mundial Meteorológica (OMM), recomienda utilizar la siguiente simbología: • Energía: Q(J). • Potencia: Q’ ( W ó J s-1 ). • Energía referida a radiación:  ( J). • Flujo de radiación o potencia referida a un flujo de radiación: ’ ( W). • Densidad de energía de radiación: F ( J m-2 ). • Densidad del flujo de radiación: F’ (W m-2 ). • Densidad de energía de radiación en una dirección dada: L ( J m-2 Sr-1 ). • Densidad del flujo de radiación en una dirección dada: L’ ( Wm-2 Sr-1 ). • Irradiancia: I ( Wm-2 ). • Exposición radiante : ( J m-2 ).

33. Interacción radiación - materia Parte III

34. Interacción radiación solar -materia La interacción entre la radiación y los cuerpos terrestres permite establecer una clasificación de materiales dependiendo de las características propias de la radiación, en nuestro caso particular de estudio, podemos clasificarlas en radiación de onda corta correspondiente a la emisión del espectro continuo solar ( RS ) y radiación de onda larga característica de la emisión de los cuerpos terrestres ( RT). Las longitudes de onda de la radiación terrestre se localizan exclusivamente en el infrarrojo lejano desde aproximadamente 4 a 100 m. Esta radiación existe de manera natural en forma difusa y el límite de longitud de onda entre 4 y 5 m, permite separarla de la radiación solar

35. Propiedades ópticas de materiales α α α ρ ρ τ ρ transparente absorbedor reflector

36. Clasificación de materiales que interaccionan con la radiación 1. Materiales absorbedores de radiación solar ( cuerpo negro integral) y de radiación terrestre. 2. Materiales reflectores de la radiación solar y cuerpo negro para la radiación infrarroja. 3. Materiales transparentes para la radiación solar y cuerpos negros para la radiación terrestre. 4. Materiales que se comportan como cuerpos negros para la radiación solar y reflectores de la radiación terrestre. 5. Materiales reflectores para la radiación solar y reflectores para la radiación terrestre. 6. Materiales transparentes para la radiación solar y transparentes para la radiación terrestre. 7. Materiales con selectividad espectral en el infrarrojo. 8. Materiales absorbedores de la radiación solar y de la radiación terrestre.

37. Materiales absorbedores de radiación solar ( cuerpo negro integral) y de radiación terrestre. Un material negro perfecto no existe en la naturaleza, el concepto de cavidad isotérmica propuesto por la física es una idealización, no obstante, muchas superficies con recubrimientos en base a carbón, negro de acetileno o cubiertas de óxidos ( negros de fierro, níquel, cobre, etc.,) son buenos “ cuerpos negros” para las radiaciones solar y terrestre, con una absortancia entre un 95 y 98%.

38. Materiales reflectores de la radiación solar y cuerpo negro para la radiación infrarroja. Existe una gran cantidad de materiales con estas características, en particular la mayoría de los cuerpos blancos, como óxidos, los cuales reflejan y dispersan la radiación solar y se comportan como “cuerpos negros” para la propia radiación infrarroja. La reflexión de la radiación solar depende del índice de refracción, del estado de división del sólido y de su proporción en base en una pintura. Por ejemplo las pinturas con óxido de zinc dan una reflexión alrededor del 70 al 75%, mientras que las de óxidode titanio son más reflectoras y tienen mayor estabilidad química y fotoquímica.

39. Materiales transparentes para la radiación solar y cuerpos negros para la radiación terrestre • Este es el caso típico del comportamiento del agua y del vidrio. Una capa de 10 a 20 micras de agua o de vidrio presentan una excelente transparencia a la radiación solar hasta algunas micras. Para longitudes de onda mayores, el agua se comporta como un “ cuerpo negro”. • Las propiedades del agua en estado líquido, sólido o vapor son diferentes en el dominio del infrarrojo. Por ejemplo, el equivalente en agua líquida del vapor de agua contenido en una columna a atmosférica puede ser del orden de un centímetro, sin que afecta la transparencia del cielo, sin embargo, una decena de micrones de agua líquida detiene toda la radiación infrarroja.. • En esta clasificación se incluyen también los vidrios y algunos plásticos, los cuales dejan pasar la radiación solar hasta 3 o 4 micrones y son “cuerpos negros” para la radiación infrarroja

40. Materiales que se comportan como cuerpos negros para la radiación solar y reflectores de la radiación terrestre • Estos materiales no existen en la naturaleza es necesario fabricarlos. De manera general, el poder reflector de los metales y las aleaciones aumentan con la longitud de onda y tiende hacia un valor muy elevado (95 al 98%) para el infrarrojo. • Este tipo de superficies selectivas puede prepararse por tratamiento electrolito o químico. Se pueden obtener depósitos de películas delgadas de CuO, CuS, MoO3 , MnO2 , NiS, Fex Oysobre metales pulidos como la plata, cobre, latón, níquel, acero inoxidable y aluminio • Es relativamente sencillo obtener una superficie con una absorción de radiación del 90% y una emisividad infrarroja inferior al 10%. Los métodos empleados son muy diversos y la prueba principal es la adherencia del revestimiento sobre el metal pulido que sirve de soporte.

41. Materiales reflectores para la radiación solar y reflectores para la radiación terrestre. Este tipo de material corresponde a los metales pulidos o depósitos sobre superficies lisas o pulidas, que presentan una reflectividad infrarroja muy importante a la radiación solar. Los valores de reflectividad para algunas superficies se enlistan a continuación: Plata 0.97, Aluminio 0.91, Oro 0.83, Platino 0.75, Paladio 0.65, Cu 0.65, Níquel-Cromo 0.58, Titanio 0.5, Cromo 0.49 y Fierro 0.48. El aluminio es el metal común que permite la realización de grandes superficies reflectoras infrarrojas. Laminado en hojas muy delgadas, 1/10 mm, o algún más delgadas entre 25 a 30 micras. El factor de reflexión para la radiación solar es del orden del 85%, mientras que para la radiación infrarroja es de 98% o incluso mas. El mejor reflector infrarrojo, además de la plata es el oro, el cual se deposita por vaporización térmica, sobre las hojas de vidrio de 1mm de espesor. La capa de oro que da la opacidad óptica, es de algunas décimas de micrón. El factor de reflexión infrarroja es prácticamente del 100% en un intervalo de longitud de onda muy grande ( 5 a 100 micras).

42. Materiales transparentes para la radiación solar y transparentes para la radiación terrestre. • Esta clase de materiales tiene una gran importancia para la captación de la energía solar. Existe un gran número de materiales cuya transparencia se extiende en el infrarrojo, lo suficiente como para cubrir el dominio de las “ ventanas” de la atmósfera. • Por lo general se utilizan películas plásticas con buena resistencia mecánica. El polietileno de alta densidad, con espesores entre 12 a 200 micras, el material que da el espectro más adaptado a una buena transparencia “ en las ventanas atmosféricas”. • Otros plásticos como el polipropileno, poliestireno, el nylon, el teflón, etc., presentan bandas más o menos importantes en la ventana principal de 8 a 13 micras. El cloruro de polivinilo tiene un espectro de transmisión entre 0 y 30 micras, que cubre prácticamente la ventana principal.

43. Radiación solar Parte IV

44. Espectro electromagnético de la radiación solar

45. Distribución espectral

46. Distribución espectral

47. La constante solar 1367 W/m2 Si se coloca una superficie plana de 1 m2 de superficie en el límite de la atmósfera, la potencia recibida será función de la distancia Tierra-Sol, en donde el flujo solar varía poco con el tiempo. El valor a la distancia promedio Tierra-Sol, (150 x 106 km) se conoce como la constante solar: *C= 1367 W/m2 Atmosfera Tierra *Desviación estándar de 1.6 y máxima de ± 7 W/m2

48. Radiación solar extraterrestre incidente mediante, (In) R = distancia Tierra – Sol I0 = Constante solar R0= distancia promedio Tierra-Sol (unidad astronómica; 149.46 x 106 km Variación anual de la radiación extraterrestre

49. Atenuación de la radiación solar Parte V

50. Astronómicos El espectro solar entre 0.3 y 5 micras y la magnitud de la constante solar. Variación de la distancia Tierra-Sol. Variación de la declinación solar. Variación con el ángulo horario. Geográficos Variación de la latitud. Variación de la longitud. Variación de la presión atmosférica. Geométricos Dependencia de la altitud solar. Dependencia con el ángulo azimutal. Factores que influyen en la intensidad de la radiación solar