Naturaleza y disponibilidad de la radiación solar

La energía radiante proveniente del Sol tiene su origen en una serie de reacciones de fusión, de las cuales la más importante es aquella en que cuatro átomos de hidrógeno se fusionan para dar un átomo de helio, dos positrones y dos neutrinos según la Ecuación 1:

En la reacción se produce una transformación de masa en energía, de acuerdo con la ecuación de Einstein.

4𝐻→ 𝐻𝑒24 + 2𝑒+¿

11 +2𝑣+26.2𝑀𝑒𝑉 𝐸𝑐 .(1)¿

𝐸=∆𝑚𝑐2

DATOS:

La emisión de 26,2 MeV de energía radiante se entiende por:

4,19 x 10 -12 J / 4 átomos

DESARROLLO DE LA ECUACIÓN

Así, por cada cuatro gramos de hidrógeno fusionados se producirán:

O bien:

/4 mol

2,52 𝑥1012 𝐽4𝑚𝑜𝑙 𝑥

4𝑚𝑜𝑙4𝑔 𝑥1000𝑔 /𝑘𝑔=6,3𝑥 1014 𝐽 /𝑘𝑔=631𝑇𝐽 /𝑘𝑔=631210𝐺𝐽 /𝑘𝑔

CONSTANTE SOLAR

De acuerdo con el valor de la constante solar, el Sol emite energía al espacio a un ritmo de 3,85 x 1026 W.

Para ello, si toda la energía generada proviniera de la reacción de fusión del hidrógeno, debería consumir 611 millones de toneladas de hidrógeno por segundo, de acuerdo con el cálculo siguiente:

  

De esta cantidad, la Tierra intercepta el 4,57 x 10–8 %, es decir, a la Tierra está llegando energía radiante a un ritmo de:

Por lo tanto, el ritmo al que llega energía solar a la Tierra es 13534 veces el de consumo por los seres humanos. Si se divide 3,85 x 1026 W por la superficie de la esfera con centro en el Sol y radio igual a la distancia media Sol-Tierra = r0 = 150 x 106 km = 1,5 x 1011 m, se tiene:

3.85 𝑥1026𝑊 𝑥 4.57 𝑥10− 10=175945 𝑥1012𝑊=175945𝑇𝑊

𝐺0=3.85 𝑥1026𝑊

4𝜋𝑟 02 =

3.85 𝑥1026𝑊4𝜋 (1.5𝑥 1011)2𝑚2

=1362𝑊𝑚2

𝐺0:𝐶𝑜𝑛𝑠𝑡𝑎𝑛𝑡𝑒𝑠𝑜𝑙𝑎𝑟

FORMA ALTERNATIVA DE ENCONTRAR LA CONSTANTE SOLAR

Considerar al Sol y a la Tierra como dos esferas situadas a una distancia:

d = 1,498 x 1011 m El Sol, cuyo diámetro es 1,392

x 109 m, se considera que se comporta como un cuerpo negro que emite a una temperatura TS = 5780 K.

La constante de Stefan–Boltzmann vale:

La potencia total recibida a través de una esfera de radio igual a la distancia Tierra–Sol, será igual a la potencia por m2 en ese punto, que es G0 multiplicada por la superficie total de la esfera, 4πd2. Esa potencia es igual a la emitida por un cuerpo negro que tuviera la misma superficie que el Sol, que viene dada por:𝑆𝑆=4𝜋 𝑅𝑆

2

𝜎=5.67 𝑥10−8 𝑊𝑚2𝐾 4

DESARROLLO DE LA ECUACIÓN

 

La constante solar, G0, es decir, la cantidad de energía radiante que llega hasta el límite de la atmósfera por unidad de superficie, dispuesta perpendicularmente a la dirección de la radiación incidente, y por unidad de tiempo, tiene un valor de 1367 W/m2 con un error del 1%, cuando se toma la distancia media Tierra–Sol, la denominada unidad de longitud astronómica.

La trayectoria que describe la Tierra alrededor del Sol es una elipse, denominada eclíptica, uno de cuyos focos está ocupado por el Sol. La eclíptica es excéntrica, por lo que la irradiación o energía solar que alcanza la Tierra varía para cada día del año siguiendo una curva como la de la Figura 2.1.

Donde n es el número de orden del día en el año, es decir, el día 1 de enero tiene n = 1, y el 31 de diciembre, n = 365.

Figura 2.1. Variación de la constante solar a lo largo del año a causa de la trayectoria elíptica de la Tierra alrededor del Sol, lo que da lugar a una variación de la distancia Tierra-Sol de alrededor del 1.7%. Puede observarse que, como consecuencia de ello, la potencia de la radiación solar fuera de la atmósfera varía en aproximadamente un 3%. (Página 63)

La potencia de la radiación solar fuera de la atmósfera, G0 = 1362 W m2, sólo llega a una superficie cuando se encuentra situada en dirección perpendicular a la dirección de la radiación. Esta radiación sería la máxima que llegaría a la superficie de la Tierra, si no fuera debilitada por la presencia de la atmósfera y por el horizonte (Figura 2.1).

La suma de la potencia solar que incide sobre una superficie, que forma un ángulo h con la dirección de la radiación, hay que calcularla teniendo en cuenta que este ángulo h cambia a lo largo del día. Por lo tanto, la suma de la potencia por día que incide sobre esa superficie situada fuera de la atmósfera se calcula como la suma de todos los valores producidos a lo largo del día.

 

Donde n representa el número de orden del día en el año. La suma a lo largo del mes, G0 m, se hace sumando los valores individuales de cada día del mes.

𝐺0 (𝑛 )=𝐺0 (𝑛 ) ∫𝑑 í 𝑎

❑

𝑠𝑒𝑛𝑏 (𝑡 )

Figura 2.2. Potencia de la radiación solar fuera de la atmósfera terrestre que incide sobre una superficie que forma un ángulo con ella. (Pág. 63) 

ABSORCIÓN Y DISPERSIÓN DE LA LUZ POR LA ATMÓSFERA

¿CÓMO LLEGA LA ENERGÍA DEL SOL A LA TIERRA?

La energía producida en el Sol se transmite por el espacio en forma de ondas electromagnéticas.

Este tipo de ondas no precisan de un medio material para propagarse.

CARACTERÍSTICAS DE ESTAS ONDAS

Las ondas electro-magnéticas que llegan a la Tierra procedentes del Sol tienen longitudes de onda comprendidas entre unos 250 y 6000 nm.

¿QUÉ ES EL ESPECTRO SOLAR?

El conjunto de las ondas electro-magnéticas que llegan a la Tierra forman el denominado espectro solar.

En otros términos, es una distribución de la densidad de potencia relativa (en W / m2, por unidad de intervalo de longitud de onda) frente a longitud de onda.

¿CÓMO SE PRODUCE LA ABSORCIÓN Y CONVERSIÓN DE LA ENERGÍA RADIANTE EN CALOR?

La radiación electromagnética procedente del Sol interacciona con las moléculas de los gases componentes de la atmósfera.

Este calor producido es reemitido al espacio en forma de radiación de onda larga.

¿QUÉ OTROS FENÓMENOS SE PRODUCEN?

Dispersión: es un cambio de dirección de la radiación, que depende de la longitud de onda.

Reflexión: es un cambio de dirección de la radiación, que no depende de la longitud de onda.

RADIACIÓN DIRECTA Y RADIACIÓN DIFUSA

Se denomina radiación directa a la luz solar que parece proceder directamente del sol.

Se denomina radiación difusa a la radiación solar procedente de todas las demás direcciones que no sea la del sol.

UTILIDAD La radiación directa es útil para

la generación de temperaturas elevadas en concentradores de radiación

La radiación difusa puede ser útil para aplicaciones de baja temperatura, como la producción de agua caliente para calefacción y usos domésticos por medio de colectores solares.

Es fundamental para que se dé el proceso de fotosíntesis en las plantas.

¿CÓMO ABSORBEN LOS COMPUESTOS DE LA ATMÓSFERA A LAS RADIACIONES EMITIDAS POR EL SOL? La radiación ultravioleta

con λ < 0.3 µm es eliminada del espectro solar que llega a la superficie por absorción de , , O, y por iones derivados a ellas.

Alrededor del 20% de la región del infrarrojo próximo (0.7 µm< λ < 2.5µm) es absorbida O(v) y

Figura 2.3. Radiación solar incidente sobre la Tierra. Distribución espectral en la atmósfera exterior y sobre la superficie de la Tierra. A la derecha se presenta el espectro de radiación característico de la Tierra a la temperatura media de 15 ºC. Este espectro está formado por radiaciones de onda larga pertenecientes al infrarrojo lejano, que son reemitidas al espacio exterior. Esta energía radiante, degradada en forma de radiaciones de baja energía, es la misma que había sido absorbida (70% de la radiación incidente) en forma de radiaciones de mayor energía (es decir, de longitudes de onda más corta).

FUENTE

González Velasco, Jaime. (2009). “Energías renovables”. México: Reverté.

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