la energía solar

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La energa solar

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1

LA ENERGA SOLAR

NDICE

MOTIVACIN ........................................................................................ 3 PROPSITOS ....................................................................................... 4 PREPARACIN PARA LA UNIDAD ............................................................ 5 1. ASPECTOS ENERGTICOS DIRECTOS ................................................. 7

1.1. INTRODUCCIN A LA ENERGA SOLAR......................................... 7 1.2. LA CONSTANTE SOLAR.............................................................. 8 1.3. ESPECTRO SOLAR .................................................................... 9 1.4. RADIACIN SOLAR.................................................................. 13 1.5. LA RADIACIN SOLAR ATRAVIESA LA ATMSFERA ..................... 14

2. PARMETROS DE LA POSICIN SOL-TIERRA..................................... 17 2.1. LAS ESTACIONES.................................................................... 17

2.1.1. Determinacin del medioda solar ................................................. 19 2.2. POSICIONAMIENTO SOLAR ...................................................... 21

3. CMO APROVECHAR LA ENERGA SOLAR? ..................................... 24 3.1. LA NATURALEZA EN PRIMER LUGAR ......................................... 24 3.2. PROCESOS DE APROVECHAMIENTO ARTIFICIALES .................... 25 3.3. ABSORCIN TRMICA DIRECTA................................................ 25

3.3.1. Conversin a energa elctrica...................................................... 26 CONCLUSIONES ................................................................................. 29 RECAPITULACIN ............................................................................... 30 AUTOCOMPROBACIN ........................................................................ 31 SOLUCIONARIO .................................................................................. 35

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PROPUESTAS DE AMPLIACIN ............................................................. 36 BIBLIOGRAFA .................................................................................... 37

3

LA ENERGA SOLAR

MOTIVACIN

Seguro que los motivos que te han impulsado a estudiar esta unidad son muy diversos: pretendes mejorar tu situacin laboral, quieres realizar una pequea instalacin en una casa que tienes en el campo, cada vez escuchas o ves ms noticias en los medios de comunicacin (televisin, radio, Internet, etc) relacio-nadas con las energas renovables, te has enterado de las nuevas normativas y planes fijados por el Gobierno o por las comunidades autnomas en materia de energas renovables, etc.

Est claro que la situacin de las energas renovables no es la misma ahora que 10 aos atrs.

Vamos a ver una serie de conceptos bsicos relacionados con el Sol, que es la fuente de todas estas tecnologas renovables, como intensidad radiante, irradia-cin, acimut, altura solar, radiacin directa, difusa, albedo, etc. que luego nos sern muy tiles.

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PROPSITOS

Al finalizar el estudio de esta unidad, sers capaz de:

Conocer cmo se produce la energa solar y la forma en que llega a la Tierra.

Definir los conceptos de intensidad radiante, irradiacin y constante solar. Identificar las distintas formas de radiacin solar sobre una superficie:

directa, difusa y albedo.

Saber cmo se puede posicionar el Sol en cada instante con respecto a un observador inmvil situado en un plano horizontal: altura solar y acimut.

Identificar los procesos principales de aprovechamiento artificiales de la energa solar: absorcin trmica directa y conversin a energa elctrica.

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LA ENERGA SOLAR

PREPARACIN PARA LA UNIDAD

En el Universo hay muchas estrellas, de las cuales no vemos todas, y la ms cercana es el Sol. A su vez, tambin es la ms importante, ya que nos da la vida. Es una estrella del tipo medio y su radio es de 700.000 km. con una masa supe-rior a la de la Tierra en 300.000 veces. Tiene ms de 5.000 millones de aos y afortunadamente le queda mucha ms vida.

De no ser por esta pequea estrella, tan cercana a nosotros, nuestro planeta sera un desierto donde no tendra lugar la vida. Al Sol le debemos las estacio-nes, las transformaciones energticas tiles para la vida, transformaciones artifi-ciales energticas necesarias para nuestra evolucin, bienestar, etc. Incluso has-ta hace un par de milenios se le daba culto, considerndolo un dios en muchas civilizaciones (Antiguo Egipto, Aztecas, Mayas etc).

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LA ENERGA SOLAR

1. ASPECTOS ENERGTICOS DIRECTOS

Concntrate al comienzo de la unidad, ya que es importante que incluso en el principio prestes la mxima atencin posible.

1.1. INTRODUCCIN A LA ENERGA SOLAR

Un fotn es la cantidad mnima de energa de las partculas que constituyen la luz o cualquier otra radiacin electromagntica.

La energa solar se produce por las reacciones nucleares de fusin que tienen lugar en el interior del Sol a gran profundidad. Los tomos de hidrgeno se com-binan entre s para formar tomos de helio liberando energa. Esta energa va desde el interior hasta la superficie solar o fotosfera y desde all se irradia en todas las direcciones.

La energa que se irradia llega a la Tierra a travs del espacio en cuantos de energa llamados fotones. La energa E de un fotn se expresa mediante la si-guiente ecuacin:

E = h

8

Donde:

h Constante de Planck de valor 6,626 x 10-34 julios segundo. Frecuencia del fotn en hercios.

La investigacin de Marx Planck sobre los cuerpos negros, hizo que se diera cuenta de que la cuantizacin de la energa explica-ba el comportamiento de la luz.

Deduciendo ya en 1900 la ecuacin E = h , siendo Robert Millikan quien le dio valor en 1916.

Los fotones se desplazan a una velocidad de 299.792 km/s, por lo que tardan 8 minutos en llegar a la Tierra, que est a 150 millones de kilmetros del Sol. El Sol irradia en todas las direcciones y en un segundo emite una energa de 4x1026 julios, por lo que genera una potencia de 4x1023 kW. Para hacernos una idea de la cantidad de potencia generada, diremos que todas las plantas indus-triales del mundo generan una potencia 200 billones de veces ms pequea. La energa que proviene del Sol es mucho ms que la que el ser humano ha estado gastando a lo largo de su historia, lo que ocurre es que no podemos aprovechar toda esta energa que genera el Sol.

1 kW = 1000 julios/seg.

1 UA = 150 millones de kilmetros.

1.2. LA CONSTANTE SOLAR

La energa solar est repartida en una superficie en forma de esfera, ya que el Sol irradia energa en todas las direcciones. La intensidad de radiacin ser mayor cuanto ms cerca del Sol se est al repartirse la energa solar sobre una superficie cada vez menor y menor cuanto ms nos alejemos del Sol, al repartirse sobre una superficie cada vez mayor. Por lo tanto, diremos que la radiacin se debilita al alejarnos del Sol. El valor aproximado de la intensidad radiante a la distancia del Sol a la que se en-cuentra nuestro planeta lo vamos a calcular, mediante la siguiente frmula:

SPI =

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LA ENERGA SOLAR

En este caso P = 4 1026 vatios (potencia emitida) y S (superficie de la esfera) tiene el valor 4 pi R2, siendo R = 1,5 1011 metros (distancia media de la Tierra al Sol). Por lo tanto:

( )22

211

26

m/KW4.1m/W104.1105.14

104I 3 =pi

=

Este valor es similar al medido por los satlites en el espacio, justo sobre la atmsfe-ra. Este valor, o valor medio, se denomina constante solar y es de 1.353 W/m2. Dicha constante tiene alguna variacin, debido a que la distancia entre el Sol y la Tierra vara segn en qu punto de la rbita se encuentre el planeta (poca del ao). En diciembre y enero la distancia es menor y su valor disminuye debido al ngulo de incidencia de los rayos solares, mientras que en junio y julio sucede lo contrario. Sera lgico pensar a la inversa si fusemos habitantes del hemisferio Sur.

La constante solar es el valor de la intensidad radiante que llega a la Tierra medida justo sobre la atmsfera y su valor medio es de 1353 W/m2.

1.3. ESPECTRO SOLAR

El apartado que aparece a continuacin es fundamental. En l se introducen los conceptos de irradiacin e intensidad radiante. Al finalizar dicho apartado debers tener claros estos dos concep-tos. Lelo detenidamente.

Se define la irradiacin E como la cantidad de energa radiante que llega a una superficie determinada en un tiempo determinado. Por lo tanto, diremos que es la energa que incide sobre una superficie. Se podr expresar como cualquier tipo de energa, aunque nosotros utilizaremos el julio. No confundir E con la in-tensidad radiante I, que en algn libro suele llamarse irradiancia, y que es la energa que incide por unidad de tiempo y de superficie:

StEI = o lo que es lo mismo que: E = ISt

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Donde:

E Energa. Se mide en julios, aunque suele darse tambin en caloras. Para pasar de caloras a julios debe usarse la frmula 1 calora = 4,18 julios. I Intensidad radiante o irradiancia. Se mide en W/m2 (vatios partidos por metro cuadrado). S Superficie. Se mide en metros cuadrados (m2).

t Tiempo. En la frmula hay que ponerlo en segundos. Si nos lo dan en horas, habr que pasar-lo sabiendo que 1 hora = 3.600 segundos.

La cantidad de energa debida a la radiacin directa que puede captar una su-perficie que est expuesta a los rayos solares depende del ngulo existente en-tre la superficie y los rayos del sol. Cuando dicho ngulo sea de noventa grados, su valor ser mximo e ir decreciendo al disminuir este.

Figura 1. Radiacin sobre una superficie inclinada

La irradiacin solar E se suele designar con la letra H cuando hablamos de irradiacin solar sobre una superficie horizontal. Puedes ver el valor de la irradiacin que incide sobre un m2 de superficie horizontal en un da medio de cada mes para todas las localidades de Espaa en la tabla 5 del anexo A, que puedes descargarte en el campus virtual.

Tambin va a variar la intensidad sobre una superficie, al variar el ngulo de in-cidencia; por lo tanto, si llamamos I' a la intensidad en una superficie inclinada:

I=I cos

Esto produce que se reciba mucha ms energa al medioda que en las primeras o ltimas horas del da, ya que en estos ltimos casos el rayo solar roza la su-perficie terrestre y el ngulo de incidencia es muy grande.

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LA ENERGA SOLAR

Por tanto, cuando los rayos del Sol no son perpendiculares a una superficie para calcular la irradiacin E utilizaremos la frmula:

E = I .cos . S . t

El ngulo de incidencia es el formado por los rayos del Sol y la normal a la superficie y se designa por la letra . Del valor de este ngulo depender la energa captada por una superficie.

Utiliza el tarjetn para ocultar la respuesta y realiza el siguiente ejer-cicio.

Un haz de rayos de sol con una intensidad de 625 W/m2

incide sobre una superficie horizontal de 80 cm2 de rea,

formando un ngulo de 50 con la recta normal a la misma

Cunta energa, expresada en caloras, recibe dicha su-

perficie en 5 minutos? y en julios?

CASO PRCTICO

Solucin:

230,8 cal y 964,74 julios

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El hecho de que las regiones alejadas del Ecuador reciban menos calor que las que estn cercanas al mismo se debe a la inclinacin de los rayos solares, tal y como muestra la figura.

Utiliza el tarjetn para ocultar la respuesta y realiza el siguiente ejercicio.

En un mismo da y a la misma hora, dnde se recibir mayor ener-ga sobre una superficie horizontal? Y por qu?

a) En Madrid. b) En Zaragoza. c) En Cdiz. d) En La Corua.

CASO PRCTICO

Solucin:

Respuesta c), ya que los rayos solares inciden de forma ms perpen-

dicular y por lo tanto llega ms energa a la superficie.

El piranmetro mide la irradiacin total que recibe una superficie en un nmero de das; este aparato detecta la intensidad de la radiacin en cada instante y con un ordenador, se guardan los datos del nmero de das estudiados.

Ha de estar en una superficie horizontal, perfectamente visible y sin obstculos que den sombra, para recibir toda la energa solar posible, lo que permite ver la energa disponible en una zona determinada y ver si es viable un sistema que aproveche dicha energa.

Tambin hay que nombrar la energa difusa, definida como la enviada por la b-veda celeste, y la de albedo, que es la reflejada por los cuerpos y que debemos sumar a la directa y difusa. Cuanto ms claro sea el color del cuerpo, mayor ser el albedo del mismo. Esta ltima forma de energa es despreciable en un colec-tor solar aislado, de forma que solo se tendr en cuenta cuando haya paredes blancas detrs de l pero esto solamente nos proporcionar un pequeo incre-mento energtico.

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LA ENERGA SOLAR

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Empareja los conceptos sobre radiacin de energa solar con las frases correctamente.

1 Radiacin directa

2 Radiacin difusa

3 Albedo

4 Piranmetro

Despreciable a

No sufre desviaciones b

Mide irradiacin totalc

Enviada por la bveda celested

RELACIONA

Solucin: 1b, 2d, 3b, 4c.

1.4. RADIACIN SOLAR

Se ha podido deducir que la temperatura en la superficie del Sol es de 5.900 K, siendo mucho mayor en su interior (alcanza los 20 millones de grados Kelvin en sus regiones centrales), lo cual significa que la emisin de radiacin de un cuer-po negro ideal ser similar a la del Sol.

Sabemos que dicha emisin se describe con un espectro de intensidad radiante, el cual dice en qu proporcin han de situarse las distintas longitudes de onda de las que se compone la radiacin.

Un gran nmero de los fotones que el Sol emite tienen una longitud de onda com-prendida entre 0,3 m y 3 m, aunque solo las que estn entre 0,4 y 0,7 m pue-den ser captadas por el ojo humano, siendo esto lo que se denomina como luz visible. La luz no visible o la que no est entre 0,4 y 0,7 m, tambin es energa y la hemos de tener en cuenta.

Para pasar de grados Kelvin (K) a grados centgrados, basta sumar a estos ltimos 273. Ejemplo: 10C = 283 K. Adems, recuerda que 1 m (micrmetro) = 10-6 metros.

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La longitud de onda es la distancia en metros entre dos crestas consecutivas de una onda. La radiacin solar, al ser una onda, tiene tambin ese parmetro.

1.5. LA RADIACIN SOLAR ATRAVIESA LA ATMSFERA

La atmsfera es un obstculo a la radiacin solar. En la parte superior de las nubes hay una importante reflexin de la energa solar y un poco ms abajo, hay que tener en cuenta la absorcin de otra parte de la energa por las molculas que forman el aire de la atmsfera. Este ltimo efecto hace que an en das despejados, en los que posiblemente llegue mucha energa, rara vez se consi-gan tomar valores superiores a los 1.000 W/m2.

Figura 2. Disminucin de la intensidad de la radiacin solar al atravesar la atmsfera

Tambin tenemos que pensar que la trayectoria de la energa solar no es recta, ya que al llegar a la atmsfera rebota y se producen cambios importantes en su di-reccin. A pesar de que esta energa llega tambin a la superficie, no lo hace co-mo si llegase del Sol, sino que lo hace como si nos viniese de la bveda celeste. A esta radiacin se la conoce como radiacin difusa y a la que llega directamente del Sol, se la llama directa (llega en lnea recta). Si sumamos todas las radiaciones, tenemos la radiacin total, que es la que nos interesa. Otro dato que debemos mencionar es que la radiacin difusa hace que un cuerpo reciba siempre energa por todas partes, hasta por las que no alcanza la energa directa.

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LA ENERGA SOLAR

Figura 3. Energa recibida en un da. La lnea continua corresponde al Ecuador, la de trazos a Espaa y la de puntos al Polo Norte

Cuando salga un trmino nuevo o que no conozcas debes con-sultar el diccionario en el campus virtual, investigar, preguntar a tu tutor, etc. Lo que sea, pero no hay que quedarse con la duda.

En los das nublados, la nica forma de energa es la difusa, la cual se filtra por la bveda celeste y la capa de nubes. Esta radiacin suele ser una tercera parte de toda la radiacin recibida a lo largo del ao. En los das claros, la energa directa es muchsimo mayor. Un ejemplo lo tenemos en la figura, donde se hace la media anual a lo largo de un ao en la ciudad de Zaragoza.

Figura 4. Radiacin directa y difusa en Zaragoza

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Otro dato que hay que nombrar es el de la energa en forma no visible, que al-canza casi el 40% de la radiacin que llega a la Tierra, teniendo una gran impor-tancia para el estudio de la energa solar.

La energa recibida en das nublados es mayormente difusa, mientras que en un da despejado la mayor parte de la energa recibida es directa.


Qu falta en el texto? Deduce por el contexto y completa el p-rrafo.

La constante solar medida justo sobre la __________ 1 tiene un valor de __________ 2. En cambio rara vez la radiacin que llega a la superficie terrestre tiene un valor de __________ 3, ya que la energa recibida puede ser __________ 4 o__________ 5.

COMPLETA

Solucin: 1 atmosfera.

2 1353 w/m2. 3 1000 w/m2.

4 directa. 5 difusa.

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LA ENERGA SOLAR

2. PARMETROS DE LA POSICIN SOL-TIERRA

Sabemos que el Sol sale por el este y se pone por el oeste elevndose ms o menos en el cielo, dependiendo de la poca del ao en la que nos encontremos.

Hace mucho tiempo se pensaba que el Sol se mova, pero en la actualidad se sabe que ese movimiento aparente es debido al movimiento de giro de la Tierra sobre s misma, efectuando una vuelta cada 24 horas. Para el estudio de lo que nos interesa, vamos a suponer que el elemento que se mantiene inmvil es la Tierra y es el Sol el que gira a su alrededor.

En el campus virtual cada cuatro meses se te activar la

posibilidad de que nos enves una encuesta para valorar

nuestra labor y tu grado de satisfaccin. Te pedimos que

la rellenes y nos la enves, ya que tu opinin para nosotros

cuenta mucho.

2.1. LAS ESTACIONES

La Tierra se mueve en una rbita en forma de elipse alrededor del Sol. El eje de rotacin de la Tierra forma un ngulo de 23,5 con la normal al plano de la elipse, y es responsable de la duracin del da y la noche en las distintas estaciones del ao.

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Figura 5.

La siguiente figura nos muestra las posiciones de la Tierra en sus puntos extre-mos (solsticio de verano e invierno). En Espaa, tenemos mucho ms tiempo de Sol en junio que en diciembre, ya que ilumina el hemisferio norte mucho mejor. En el hemisferio sur, sera al revs.

Figura 6.

El equinoccio se produce cuando tenemos igual tiempo de oscuridad que de luz, suele ser el 21 de marzo y el 23 de septiembre (comienzo de primavera y de otoo).

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LA ENERGA SOLAR

En el solsticio de verano tenemos el da ms largo, es el 21 de junio, mientras que el de menor duracin es en el solsticio de invierno el 22 de diciembre. Las estaciones quedan delimitadas por los equinoccios y los solsticios. En la siguien-te figura puedes ver la trayectoria de la Tierra alrededor del Sol y cmo se suce-den las estaciones.

Figura 7.

El verano ocupa una amplia trayectoria y el Sol se eleva sobre la bveda celeste, estando mucho tiempo en el horizonte. En el invierno tendremos el caso contra-rio, tal y como muestra la primera figura.

Cmo va tu trabajo respecto al plan fijado al principio?

Si necesitas reajustes, habla con tu tutor o preparador.

Recuerda que el objetivo que nos hemos planteado contigo es una carrera de fondo.

2.1.1. DETERMINACIN DEL MEDIODA SOLAR

La hora civil y la solar no coinciden. Esto es as ya que esta ltima solo tiene en cuenta la posicin real del Sol en la bveda celeste.

Dicha diferencia aumenta cuanto mayor sea la diferencia entre el valor del meridiano del lugar y el que sirve como meridiano de referencia o estndar para hallar la hora asignada a cada pas. Es conveniente poner la misma hora civil en un pas o gran parte del mismo, a pesar de que la posicin del Sol es distinta en cada punto.

El problema es hallar la hora exacta del medioda solar, es decir, las 12 horas solares o el instante en que el acimut solar es 0 en un lugar concreto. En este

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instante, el sol tiene su mxima elevacin y las longitudes de las sombras que produce son mnimas, ya que coinciden con la direccin del meridiano. Esto es muy importante para orientar los colectores solares.

Ya sabemos, por lo tanto, que no va a coincidir el medioda solar con las 12 del medioda que marque nuestro reloj, incluso si no tenemos en cuenta los adelan-tos o retrasos que experimenta el cambio de hora por decisin oficial, para apro-vechar mejor las horas de luz natural. Para hallar la desviacin Dt, en minutos, de la hora civil con la solar local, utilizaremos esta ecuacin:

Dt = Et+L/15

Donde Et es el valor dado por la curva de la siguiente figura, que representa la desviacin del tiempo en minutos en funcin del mes y L es la diferencia en mi-nutos de arco entre la longitud geogrfica del punto y el meridiano estndar del pas para fijar la hora legal. Por ejemplo, Espaa tiene el meridiano 0 (0, 0', 0'').

Figura 8. Variacin anual de Et

En Espaa por convenio con Europa se suman dos horas en ve-rano para calcular la desviacin de la hora civil con respecto de la solar y una hora en invierno.


A qu hora civil sern las 12 horas solares el 11 de enero

para un lugar situado en la provincia de Pontevedra con

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LA ENERGA SOLAR

una longitud geogrfica de 839 Oeste?

Solucin:

13 h y 24.6 min.

Date un respiro pero no pierdas mucho tiempo en l,

porque ya sabes que cuando algo tan importante como tu

futuro est en juego hay que ir a por todas.

2.2. POSICIONAMIENTO SOLAR

Para saber con precisin en qu posicin est el sol en cada instante con res-pecto a un observador que se encuentra inmvil en un plano horizontal, utiliza-remos la altura solar h y acimut solar A.

Figura 9. Posicionamiento solar

La altura solar (h) o elevacin es el ngulo que forman los rayos solares con la superficie horizontal. El ngulo cenital o distancia cenital es el que forma el rayo con la vertical, es decir, el complementario de la altura, tal y como muestra la figura anterior.

El acimut solar (A) es el ngulo de giro del Sol medido sobre el plano horizontal mediante la proyeccin del rayo sobre dicho plano y tomando como origen el Sur.

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Otra vez te lo tenemos que recordar?

Cuando salga un trmino nuevo o que no conozcas debes con-sultar el diccionario en el campus virtual, investigar, preguntar a tu tutor, etc. Lo que sea, pero no hay que quedarse con la duda.

En la siguiente figura podemos ver grficamente la altura y el acimut, siendo ne-gativo este ltimo cuando el Sol est en el Este (por la maana).

Figura 10. Esfera celeste (hemisferio norte)

Tanto la altura como el acimut en un instante van a ser distintos para dos obser-vadores que se encuentran en distintos lugares de la Tierra, por lo que vamos a tener en cuenta para qu latitud geogrfica los hemos calculado.

Para definir la posicin del Sol en cualquier instante del ao y en cualquier lugar se utilizan dos coordenadas llamadas altura solar (h) y acimut solar (A).

El nmero de horas de Sol tericas ser el tiempo que hay entre el amanecer y la puesta del Sol. Esta duracin del da va a depender del punto geogrfico con-siderado y de la poca del ao y no debemos confundirlos con el periodo total de 24 horas que dura un giro terrestre.

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LA ENERGA SOLAR

Figura 11. Duracin del da durante el ao (latitud aproximada 40)

En la tabla 10 del anexo A, que recuerda, podrs descargarte del campus virtual, puedes ver los acimuts y alturas solares en fun-cin del lugar y la hora solar.

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3. CMO APROVECHAR LA ENERGA SOLAR?

La radiacin solar es la principal fuente energtica de todas las energas conoci-das, incluidas las asociadas a procesos vitales.

3.1. LA NATURALEZA EN PRIMER LUGAR

Un tercio de la radiacin que nos llega es devuelta al espacio por reflexin. Casi la mitad se transforma en calor al ser absorbida por la atmsfera, suelo y mar. La cuarta parte se utiliza en la evaporacin del agua de los ocanos, lagos y ros, as como en el proceso hidrolgico completo (ciclo del agua). Una cantidad casi despreciable es la responsable de los movimientos atmosfricos y del ocano y solo dos centsimas de la energa que nos llega se utiliza en la produccin de la materia viviente. Aparte de los procesos qumicos y luminosos de menor cuanta, este es el nico proceso natural y no tiene que convertirse antes en energa tr-mica, como suele pasar en el resto de los procesos.

Las plantas verdes tienen clorofila y utilizan los fotones para hacer la sntesis de hidratos de carbono, partiendo del dixido de carbono de la atmsfera y del agua, y produciendo oxgeno.

La energa solar se almacena en los hidratos de carbono que se han producido, los cuales liberan la energa al romperse cuando la planta se destruye. Por eso hay un equilibrio energtico, ya que la planta acaba devolviendo al sistema toda la energa que recoge.

Si las plantas se destruyen bajo tierra, no pueden generar toda la energa que almacenan y con el tiempo acaban formando combustibles fsiles, como el car-bn y el petrleo. De estos combustibles el hombre ha obtenido su energa para desarrollar la civilizacin humana.

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LA ENERGA SOLAR

Este capital energtico almacenado da a da no puede durar mucho tiempo, debido a que las necesidades aumentan por el uso ilimitado de la sociedad in-dustrial que tenemos. An se acumula energa pero de forma lenta y cuidadosa, por lo que pronto existir un dficit lgico.

Los animales, al alimentarse de las plantas, utilizan la energa que tienen con la ayuda de procesos metablicos. Dicha energa se emplea en trabajo mecnico producido por los msculos, en la sntesis de protenas o de los tejidos y en la produccin de calor. La energa que tiene el cuerpo humano tiene tambin su origen en el Sol.

Te planteamos una frase para la reflexin: el saber es la nica propiedad que no se puede perder.

No pierdas la oportunidad de saber un poco ms. para ello sigue siendo exigente contigo.

3.2. PROCESOS DE APROVECHAMIENTO ARTIFICIALES

Estos procesos tratan de aprovechar al mximo la energa solar para obtener otra forma de energa que podamos utilizar. La conversin es directa si la hacemos en una sola etapa, al pasar de un fotn de luz solar a la forma final que nosotros po-damos utilizar. Ser indirecta cuando el cambio lo hagamos en dos o ms pasos.

La energa solar se puede transformar en energa trmica y elctrica de una for-ma directa, siendo los procesos actuales ms importantes.

De forma indirecta, podemos producir energa til a travs de procesos interme-dios, como el viento, cuya energa se puede utilizar en otros fines. Otros proce-sos pueden ser los termodinmicos, donde la energa trmica se transforma en cintica y acaba produciendo energa elctrica.

3.2.1. ABSORCIN TRMICA DIRECTA

La radiacin solar calienta el cuerpo sobre el que incide y la cantidad de energa que este cede va a depender de la intensidad y de la capacidad de absorcin del cuerpo en cuestin. Si un cuerpo es muy reflectante, no se calentar casi nada y si el cuerpo es poco reflectante, va a absorber casi todo.

Un cuerpo oscuro tiene dicho aspecto porque su superficie absorbe la energa solar y no se irradia luz visible. Por eso lo vemos negro, porque no emite luz visible. Si un cuerpo es blanco, es porque refleja la luz de una manera desmesurada. Por este mo-tivo, si sometemos a radiacin solar dos objetos iguales, uno blanco y otro negro, al mismo tiempo, entonces veremos que el negro se calentar antes que el otro.

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Para captar la energa solar y poderla utilizar despus se utilizan los llamados colectores solares. La energa, una vez recogida, se emplea en procesos trmi-cos, como sera calentar un gas o un lquido que luego se distribuye.

La eficacia de un colector la podemos optimizar con tcnicas que se basan en efectos fsicos, por ejemplo el efecto invernadero, el cual evita que la energa trmica se escape del colector, siendo muy aprovechado en la mayor parte de los colectores solares que hay hoy en da.

Algunos sistemas utilizan la concentracin de los rayos solares con ayuda de es-pejos de forma curva o lentes para elevar la intensidad de la radiacin incidente sobre la superficie que va a absorber la energa solar logrando alcanzarse tempe-raturas muy altas, a veces necesarias para procesos especficos. Estos son los sistemas de concentracin, los cuales implican una mayor complejidad tecnolgi-ca, estando su uso restringido para aplicaciones especiales, lo que va a evitar que se estudien en este curso.

Figura 12. Colectores solares

3.2.2. CONVERSIN A ENERGA ELCTRICA

Vamos a mencionar dos tipos de interaccin: el fotoelctrico externo y el efecto fotovoltaico. El primero de ellos consiste en la liberacin de electrones de la su-perficie de los metales, al chocar con dicha superficie fotones de suficiente ener-ga, dando lugar a una corriente elctrica denominada fotoelctrica. Las clulas que llevan este nombre se basan en este efecto.

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LA ENERGA SOLAR

Albert Einstein, en 1905 consigui explicar el efecto fotoelctri-co, considerando que la luz se poda comportar como un conjun-to de partculas en determinados casos, aportando as nuevas ideas que llevaran al desarrollo de la teora cuntica.

Para nosotros es mucho ms ventajoso y aprovechable el llamado efecto fotovol-taico con el que se consigue ms cantidad de energa que con el fotoelctrico y es mucho ms rentable. Los materiales llamados semiconductores pueden generar fuerza electromotriz con la cual podemos producir energa elctrica. Algunos son elementos qumicos puros, como son el Silicio, Boro, Selenio, etc. y otros son compuestos qumicos, como por ejemplo, el Arseniuro de galio, CIS, etc. Existen dos tipos de semiconductores: los denominados de tipo N y los de tipo P. Los de tipo N tienen un exceso de electrones y los de tipo P un exceso de hue-cos. Si ponemos en contacto los dos tipos de semiconductores se crea una unin P-N, que tiene unas propiedades especficas.

Figura 13. Unin PN

El dopado de un semiconductor consiste en aadir impurezas, dependiendo de las cuales obtendremos un semiconductor tipo N, si la impureza es Fsforo (P-Si), o de tipo P, si las impure-zas son de Aluminio (Al-Si).

En la superficie comn de separacin se dispersan los electrones que hay en el semiconductor N con el semiconductor P, no habiendo una diferencia de ellos en esa zona muy clara, penetrando un poco al otro lado de dicha frontera. Esta di-fusin de electrones y huecos hace que el semiconductor N se cargue positiva-mente y el P negativamente crendose una diferencia de potencial de algunas dcimas de voltio la cual da lugar a un campo elctrico que restablece el equili-brio, evitndose que contine el flujo de los portadores.

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Si incide luz sobre la zona de unin, los fotones van a liberar electrones adicio-nales al mismo tiempo que dejan huecos en su lugar. Estos pares electrn-hueco, debido al campo elctrico generado en la unin, adquieren movimiento y se pueden recoger con la ayuda de un conductor, apareciendo una corriente elctrica que cesar en cuanto se suprima la incidencia de luz.

Figura 14.

Las clulas fotovoltaicas suministran un voltaje proporcional a la intensidad de la radiacin incidente, aunque no son capaces de aprovechar todas las longitudes de onda de la misma que les llegan. Segn el material, tendremos una u otra efectividad, variando para el Silicio entre los 3.000 y los 11.000 Angstrom con un mximo de eficacia en torno a 8.000 Angstrom.

1 Ao

(Angstrom) = 10-10 metros.

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LA ENERGA SOLAR

CONCLUSIONES

La energa que llega a la Tierra procedente del Sol es mucho mayor que la que consumimos, es decir, si pudiramos aprovechar el 100% de la energa del Sol no precisaramos de ningn tipo de energa ms.

La cantidad de energa que va a recibir una determinada superficie de-pende de muchas cosas: la intensidad solar, la superficie, el tiempo y el ngulo de incidencia.

La energa directa es la que ms nos interesa captar, sin olvidarnos de la energa difusa que es tambin muy importante.

Los colectores solares trmicos, sean de placa plana, de tubos de vaco o de polipropileno transforman la energa solar en trmica y los paneles fotovoltaicos transforman de forma directa la energa solar en electrici-dad.

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RECAPITULACIN

La energa que irradia el Sol llega a la Tierra a travs del espacio en cuantos de energa llamados fotones.

La atmsfera no deja pasar toda la radiacin solar, parte es reflejada y parte absorbida, aunque estemos en un da despejado.

La irradiacin E mide la energa que incide sobre una superficie en un tiempo determinado y se suele expresar en julios.

La energa que llega a una superficie puede ser de forma directa, sin su-frir desviaciones o difusa, a travs de la bveda celeste.

La intensidad radiante I se define como la energa que incide por unidad de tiempo y superficie y se mide en W/m2.

La altura solar, h, es el ngulo que forman los rayos solares con la super-ficie horizontal y el acimut solar, A, es el ngulo que forma la proyeccin del rayo solar sobre el plano horizontal tomando como origen el sur.

Entre las principales formas de aprovechamiento artificial de la energa solar se encuentra la absorcin trmica directa (solar trmica) y la con-versin a energa elctrica (solar fotovoltaica).

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LA ENERGA SOLAR

AUTOCOMPROBACIN

1. El valor medio de la constante solar, valor muy importante, se cifra en:

a) 1.353 W/m2. b) 1.600 W/m2. c) 1.800 W/m2. d) 1.000 W/m2.

2. Qu diferencia hay entre la irradiacin E y la intensidad radiante I?

a) Que la irradiacin E es la cantidad de energa por unidad de tiempo y su-perficie.

b) Que la intensidad radiante es la cantidad de energa por unidad de tiem-po y superficie.

c) Ambas indican igual magnitud. d) Que la intensidad radiante es la cantidad de potencia por unidad de tiem-

po y calor.

3. Por qu solamente llega a la superficie de la Tierra una energa de unos 1.000 W/m2?

a) Porque el resto se emplea en aprovechamiento de la energa solar. b) Porque la energa solar no se transmite en el espacio. c) Porque el resto es absorbido por las nubes y el aire de la atmsfera. d) Porque la radiaccin se disipa con el tiempo.

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4. En das nublados, la nica energa que llega a la superficie terrestre es:

a) La directa. b) La difusa. c) La de albedo y la directa. d) Radiante.

5. Por qu en Espaa tenemos ms das de luz en junio que en diciembre? a) Porque en diciembre es Navidad. b) Porque estamos en el hemisferio norte. c) Porque estamos en el hemisferio sur. d) Por que estamos ms cerca del Sol.

6. El medioda solar se determina:

a) Aplicando una frmula que tiene en cuenta desviaciones. b) Cuando en nuestro reloj den las 12 h. c) Cuando anochezca. d) Con un reloj de arena.

7. Se define el ngulo de giro del Sol, medido sobre el plano horizontal y to-mando como origen el sur, como:

a) ngulo cenital. b) Acimut. c) Altura solar. d) Gamma.

8. A qu llamamos nmero de horas de sol tericas?

a) A las 24 h del da. b) A las que nos ofrece el Sol sin nubes. c) A las que van desde el amanecer hasta el anochecer. d) Siempre 8 horas.

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LA ENERGA SOLAR

9. Las formas ms importantes de aprovechamiento artificial de la energa so-lar son:

a) Transformndola en clorofila. b) Transformndola en energa trmica y elctrica. c) Transformndola en hidratos de carbono. d) Enfriando el ambiente.

10. El principal modo de transformacin de la energa solar a elctrica es:

a) El trmico. b) El ACS. c) El fotovoltaico. d) Elico.

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LA ENERGA SOLAR

SOLUCIONARIO

1. a 2. b 3. c 4. b 5. b

6. a 7. b 8. c 9. b 10. c

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PROPUESTAS DE AMPLIACIN

Si ests interesado en profundizar en los conceptos que se han visto en esta primera unidad os proponemos un ejercicio muy sencillo. Introduce en el buscador de Google (www.google.es) palabras como radiacin solar directa, intensidad radiante, irradiacin, acimut solar, altura solar, etc. Te das cuenta de la cantidad de informacin que tienes a tu alcance?

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LA ENERGA SOLAR

BIBLIOGRAFA

TIPLER. Fsica. Editorial Reverte SA, 1997. DE CUSA, J. Energa Solar para Viviendas. Barcelona: Grupo Editorial

Ceac, 1996. JARABO FRIEDRICH, F. y ELORTEGUI ESCARTIN, N. Energas Re-

novables. Madrid: SAPT. Publicaciones Tcnicas, SL, 2000. LOPEZ LARA, G. RAINER KASPER, B. y WEYRES-BORCHERT, B.

Instalaciones Solares Trmicas (Manual para uso de instaladores). Sevi-lla: SODEAN, SA, 2004.

Biblioteca de Consulta Encarta, 2003. (Adjunta REA: Diccionario de la lengua espaola, Madrid, 2001).

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