ENERGIA SOLAR TERMICA

LINA MARCELA BARRETO OLMOSCODIGO: 20122279047CARLOS ADOLFO CHAVES ROCHACOD. 20132579050EDISON GUTIERREZ RIVERACODIGO: 20132579010JULIAN DAVID GONZALEZ SACHICACODIGO: 20122279006

Ing. HUMBERTO GARCES

FISICA AMBIENTALUNIVERSIDAD DISTRITAL FRANCISCO JOS DE CALDASINGENIERIA CIVILBOGOT, D.C.2014

ContenidoENERGA SOLAR TRMICA31.RELACIONES ASTRONMICAS SOL TIERRA4La Relacin Entre El Sol y La tierra4Distancia tierra sol7Declinacin del sol8Posicin relativa del sol respecto a una superficie horizontal111.ESPECTRO ELECTROMAGNTICO12RADIACIN TRMICA122.CARACTERISTICAS DE LA RADIACION SOLAR15Aspectos Fsicos de la Radiacin Solar153.ESTIMACIN DE LA RADIACIN SOLAR184.SISTEMA PARA EL CALENTAMIENTO DE AGUA21

INTRODUCCIONENERGA SOLAR TRMICA

Se dice que la cantidad de energa que la radiacin solar aporta diariamente sobre la Tierra es diez mil veces mayor que la que se consume al da en todo el planeta y por eso es una fuente ilimitada de energa, aunque su aprovechamiento est condicionado por al rea de exposicin a la radiacin solar y por la temperatura a la cual se va a aprovechar. La energa solar trmica, segn su utilizacin, se puede clasificar en baja, media o alta temperatura y slo sta ltima es vlida para la produccin de energa elctrica.

La energa solar trmica o termo-solar es aquella en la que se capta y aplica la energa aportada por la radiacin solar con el fin de generar calor de forma limpia y amable con el medio ambiente. Consiste bsicamente en transformacin de la energa radiante solar en calor o energa trmica. La energa solar trmica se encarga de calentar generalmente agua de forma directa sobre la tubera en la cual circula el fluido alcanzando temperaturas que oscilan entre los 40y 50 gracias a la utilizacin de paneles solares (siempre temperaturas inferiores a los 80C). El agua caliente queda almacenada para su posterior consumo. La eficiencia del sistema depende del diseo del mismo para lo cual se usan materiales que conduzcan bien el calor (debe ser obscuro para absorber la mayor cantidad de energa posible) adems de otros parmetro que se describirn ms adelante.

A diferencia de otras tecnologas, cuya energa hay que consumirla en el momento de su generacin, la solar trmica es una tecnologa renovable con capacidad de almacenamiento, capaz de aportar electricidad a la red incluso en horas sin luz solar.

Este tipo de energa puede ser altamente aprovechable y ayuda a disminuir ostensiblemente el consumo de energas fsiles y elctricas, disminuyendo as las emisiones de CO2. Adems de generar un ahorro econmico a largo plazo. Entre sus aplicaciones se tienen: calentamiento del agua, calefaccin, climatizacin de piscinas, refrigeracin y entre otros de carcter industrial.

OBJETIVOS

Investigar sobre la energa solar trmica. Averiguar las relaciones que tienen el sol y la tierra para producir la energa solar trmica. Investigar sobre el espectro electromagntico producido por la energa solar trmica la clasifica por la frecuencia, la longitud de onda y el nmero de onda. Investigar las caractersticas de la radiacin solar y su estimacin. Investigar sistemas usados para el calentamiento del agua por medio de la energa solar trmica.

1. RELACIONES ASTRONMICAS SOL TIERRA

La radiacin solar tiene su origen en el Sol, una de las ms de 135.000 millones de estrellas de la Va Lctea. El Sol es un inmenso reactor de fusin termonuclear que quema cada segundo 600.000.000 toneladas de hidrgeno a 20 millones de grados Kelvin, irradiando una cantidad de energa equivalente a 3,7x1023 kW, lo que representa 64.070 kW por m2 de superficie solar. El Sol est localizado a una distancia media de 150 millones de kilmetros respecto de la Tierra, distancia conocida como unidad astronmica (UA) y tiene una vida estimada de varios miles de millones de aos, por lo cual tenemos asegurado su funcionamiento seguro y sin ningn gasto de inversin ni mantenimiento. Es importante recalcar que La energa solar que ingresa a la Tierra representa su principal fuente energtica; el Sol proporciona el 99.97% de la energa usada para todos los procesos naturales.

La cantidad de radiacin solar que se recibe en una superficie en el la tierra depende de variables como las distintas posiciones relativas entre el sol y la tierra que vienen determinadas por distintos ngulos que sirven para conocer en cada momento la posicin relativa del sol respecto a un punto en la tierra. Adems de otros factores como las condiciones geografas y climatolgicas del rea en estudio. La radiacin electromagntica proveniente del Sol se propaga radialmente en el espacio vaco; su intensidad disminuye con el cuadrado de la distancia, y su comportamiento se describe empleando las ecuaciones de Maxwell de la teora electromagntica o mediante la teora quntica y relativista.

La energa proveniente del Sol viaja a travs del espacio como ondas electromagnticas y plasma. En la parte superior de la atmsfera terrestre, sobre una superficie perpendicular a la radiacin, se presenta una potencia promedio de 1.367 W/m, cantidad denominada Constante Solar. Las variaciones de la constante solar dependen de la actividad solar asociada al nmero de manchas presentes en la superficie solar y a cambios en la distancia Tierra-Sol como consecuencia de la rbita elptica terrestre.

La Relacin Entre El Sol y La tierra

Cualquier persona que quiera aprovechar la energa solar debe ser capaz de responder a la pregunta de qu cantidad de energa llega al lugar donde prev realizar la captacin, cada hora, cada mes, cada ao o en promedio (horario, mensual, anual). Para ello es necesario comprender el movimiento relativo de la Tierra y el Sol. La Tierra gira alrededor del Sol describiendo una rbita elptica. Al mismo tiempo, la Tierra gira sobre ella misma alrededor de un eje, tardando un da en hacer este giro. De toda la energa irradiada por el Sol, el sistema atmsferaTierra intercepta durante su viaje alrededor del mismo slo una parte: el equivalente a 1,7x1014 kW, lo que representa que una superficie perpendicular a los rayos solares recibe 1.367 W/m2. Esta unidad se conoce como constante solar.En la superficie terrestre la insolacin diaria queda bastante alejada de los niveles extra-atmosfricos, por efecto de la absorcin, la reflexin (efecto albedo) y la dispersin de radiacin por parte de las nubes y del resto de elementos qumicos en suspensin que, adems de recortar los niveles de radiacin directa que llega a la Tierra la transforman en radiacin difusa. Como ejemplo, en das soleados mas del 90% de la radiacin es directa, superando 1.000 W/m2 a nivel de la superficie de la Tierra; en cambio, para das seminublados se reduce hasta 600 W/m2, en das nublados llega a 300 W/m2 y en das con niebla se puede llegar hasta 100 W/m2. La fraccin de energa solar absorbida por la Tierra equivale a 1,2x1014 kW, lo que representa ms de 19.000 kW/habitante, la potencia correspondiente a 120 millones de reactores nucleares de 1.000 MW de potencia elctrica unitaria o 340.000 veces la potencia nuclear instalada en el mundo. A lo largo de un ao representa 14.000 veces el consumo energtico mundial o 28.000 veces la produccin mundial de petrleo.

El eje perpendicular al eje de rotacin de la Tierra est inclinado 23,45 respecto al plano orbital marcado por la lnea Tierra-Sol, con lo cual el eje que forman el Ecuador terrestre y el plano orbital varia a lo largo del ao entre + 23,45. Este ngulo es lo que conocemos como declinacin, y da lugar a las distintas estaciones del ao, ya que hace que los rayos del Sol incidan con mayor o menor ngulo sobre la superficie terrestre. La posicin relativa del Sol en el firmamento respecto a un punto de la superficie terrestre se puede definir por dos ngulos: la altitud solar que es el ngulo entre la lnea que pasa por el punto y el Sol, y la lnea tangente a la superficie terrestre y el acimut solar que es el ngulo entre la proyeccin del Sol en el horizonte y la lnea norte-sur (toma valores positivos hacia el este y negativo hacia el oeste en ambos hemisferios). El ngulo complementario a la altitud solar se denomina zenit solar. La posicin del Sol en el firmamento depender, pues, de la situacin del punto en la Tierra, de la poca del ao y del momento del da.Por todo ello, para vencer los efectos que la declinacin tiene sobre el ngulo de incidencia de la radiacin solar y conseguir interceptar esta radiacin de la forma ms perpendicularmente posible, los captadores solares tienen que estar inclinados un cierto ngulo respecto al suelo, y a la vez orientados lo ms al sur posible.

Distancia tierra sol

La Tierra en su movimiento alrededor del Sol describe una rbita elptica en la cual la distancia promedio Tierra-Sol es de aproximadamente 149.46 x 106 km km (valor llamado una Unidad Astronmica U. A.). La rbita de la Tierra se puede describir en coordenadas polares mediante la siguientes expresiones:

Donde: R = distancia Tierra-Sol a = unidad astronmica (semieje mayor de la elipse) e = excentricidad de la rbita terrestre (e = 0,01673) = posicin angular de la Tierra en la rbita Nd = nmero del da del aoCuando = 180, la Tierra se encuentra en la posicin ms distante del Sol (afelio); en este punto:

Cuando = 180, la Tierra se encuentra en la posicin ms distante del Sol (afelio); en este punto:

La distancia R para efectos radiomtricos, se puede expresar mediante una ecuacin de fcil cmputo. Spencer expres la distancia en trminos de una serie de Fourier, con un error mximo de 0,01 por ciento:

Donde Ro = distancia promedio Tierra-Sol (1 U.A)

Declinacin del sol

Cuando se analiza el movimiento de rotacin y translacin de la Tierra, se encuentra que su eje de rotacin, con respecto al plano de translacin alrededor del Sol, tiene una inclinacin fija de aproximadamente 23,45 (no precisa o gira, siempre se encuentra en la misma direccin respecto del plano de translacin. El eje siempre tiene la misma orientacin). El ngulo formado entre el plano ecuatorial de la tierra y la lnea Tierra-Sol se denomina declinacin solar . Debido al movimiento de la Tierra alrededor del Sol el valor de este ngulo vara durante el ao. El signo de la declinacin es positivo (+) cuando el Sol incide perpendicularmente sobre algn lugar en el hemisferio norte, entre el 21 de marzo (equinoccio de primavera) y el 23 de septiembre (equinoccio de otoo), y negativo (-) cuando incide perpendicularmente sobre algn lugar en el hemisferio sur, entre el 23 de septiembre (equinoccio de otoo) y el 21 de marzo(equinoccio de primavera), y vara entre -23,45, cuando el Sol se encuentra en la parte ms baja del hemisferio sur (solsticio de invierno 21/22 de diciembre), y +23,45, cuando se halla en la parte ms alta del hemisferio norte (solsticio de verano 21/22 de junio). Dos veces durante el ao toma valor cero, cuando el Sol pasa sobre el Ecuador terrestre, durante los equinoccios. Los valores diarios de la declinacin solar pueden calcularse con un error mximo de 0,0006rad mediante otra frmula obtenida por Spencer:

Figura 1.3Declinacin del sol

Posicin relativa del sol respecto a una superficie horizontal

Para calcular la radiacin solar que llega a una superficie horizontal en la tierra, es necesario conocer las relaciones trigonomtricas entre la posicin del sol y esta superficie. Para conocer la posicin del sol en el cielo en cualquier momento se utilizan dos ngulos, conocidos como acimut y altura solar:

En el sistema de coordenadas celestes horizontales se determina la posicin del Sol mediante los ngulos llamados azimut Az, y la distancia cenital Zo, o su complemento, la altura solar h. La distancia cenital es la distancia angular entre el zenit del observador y la posicin del Sol; su complemento, la altura solar (h), es la distancia angular entre el horizonte del observador y el Sol. El azimut es la distancia angular, medida desde el sur del lugar del observador y la proyeccin sobre el horizonte del meridiano del Sol que pasa por el cenit del observador (Az es negativo hacia el Este y positivo hacia el Oeste; por lo tanto, vara entre -180 Az 180).

Figura 1.4 Posicin relativa del sol respecto a una superficie horizontal

La Esfera Celeste

Clsicamente, el cielo ha sido representado mediante una esfera imaginaria cuyo centro se fija en la Tierra,llamada esfera celeste, lo cual permite ubicar los diferentes astros como si un observador los estuviera mirando desde la Tierra y donde cada uno de sus puntos representa una direccin al cielo. La interseccin con el plano imaginario del Ecuador terrestre define el Ecuador celeste. Los puntos de interseccin con el eje polar terrestre se llaman polos celestes.

Durante el movimiento de la Tierra alrededor del Sol,la posicin relativa del Sol respecto de los dems astros en la esfera celeste cambia, y puede describirse utilizando esta forma de representacin como un movimiento del Sol alrededor de la Tierra en un crculo cuyo plano forma un ngulo de 23.45 con el plano del Ecuador. Dicho crculo se denomina Eclptica.

El Sol recorre la Eclptica una vez al ao; y la esfera celeste, debido a la rotacin terrestre, gira una vez al da alrededor de la Tierra, que permanece fija en estarepresentacin. De esta forma, el Sol describe diariamente alrededor de la Tierra un crculo, al igual que los dems astros. Sin embargo, en la medida en que se presenta este movimiento, en la realidad la distancia Tierra-Sol cambia, da a da siendo mnima en el solsticio de invierno y mxima en el solsticio de verano.En el curso de un ao podemos observar cmo vara la posicin del Sol y su recorrido en el cielo. Para explicar este fenmeno, recurrimos a la esfera celeste. En este sistema de referencia, la Tierra permanece en el centro y el Sol describe un movimiento aparente a lo largo de la Eclptica a razn de un grado aproximadamente por da. Cuando el Sol alcanza los puntos Aries y Libra ocurren los equinoccios (del latn: noche igual), ya que la noche y el da tienen la misma duracin en todos los lugares de la Tierra. Tomando como referencia un observador localizado en el hemisferio norte, entre ambos equinoccios hay dos posiciones significativas denominadas solsticios (latn: parada prolongadadel Sol). El solsticio de verano ocurre el 21 de junio, el da ms largo del ao, y el solsticio de invierno, el 22 de diciembre, que es el da ms corto.Los puntos por donde el Sol sale y se pone en el horizonte cambian en el curso del ao. El primer da de la primavera y del otoo el Sol sale exactamente por elEste y se pone por el Oeste (analizar la rotacin terrestre en los equinoccios.Al acercarnos al solsticio de verano, las posiciones de salida y ocaso avanzan hacia el Norte, aumentando tambin su recorrido del sol en el cielo, que es mximo en este solsticio. Desde el equinoccio de otoo la salida y puesta del Sol retroceden hacia el Sur, alcanzando la trayectoria del Sol un valor mnimo en el solsticio de invierno. En el hemisferio norte, el ngulo que forma la vertical del lugar con la direccin de los rayos del Sol es ms pequeo en el solsticio de verano, donde los rayos solares son casi perpendiculares a la superficie.

Por el contrario, en invierno el ngulo es mayor y los rayos caen oblicuamente; por est razn, y porque los das son ms largos, hace ms calor en verano que en invierno. Hay lugares en la Tierra, como la parte central del Crculo Polar rtico, donde el Sol no se pone, durante seis meses, en el verano, al contrario de lo que ocurre en invierno, cuando las noches duran igual tiempo.

Sistemas de coordenadas

La posicin del Sol en la esfera celeste se puede determinar mediante los sistemas de coordenadas horizontales y ecuatoriales.Sistema de coordenadas celestes horizontalesEn el sistema de coordenadas celestes horizontales ilustrado se determina la posicin del Sol mediante los ngulos llamados azimut, Az, y la distancia zenital, Zo, o su complemento, la altura solar h. La distancia zenital es la distancia angular entre el zenit del observador y la posicin del Sol; su complemento, la altura solar (h), es la distancia angular entre el horizonte del observador y el Sol. El azimut es la distancia angular, medida desde el sur del lugar del observador y la proyeccin sobre el horizonte del meridiano del Sol que pasa por el zenit del observador (Az es negativo hacia el Este y positivo hacia el Oeste; por lo tanto, vara entre -180 Az 180).

Sistema de coordenadas celestes horizontales

Coordenadas celestes ecuatoriales

En el sistema ecuatorial, la posicin del Sol est determinada por la declinacin () y el ngulo horario (). El ngulo horario () es el ngulo formado en el polopor la interseccin entre el meridiano del observador y el meridiano del Sol se expresa en unidades de arco (grados) o en unidades de tiempo (horas); suconversin es: 1 hora = 15.

Donde t es la hora local.

Sistema de coordenadas celestes ecuatoriales.

Tringulo astronmico para la obtencin de la posicin del SolCombinando los dos sistemas de coordenadas, horizontales y ecuatoriales, se puede obtener el tringulo astronmico de la Figura 1.8, el cual se toma de laesfera celeste en la Figura 1.7 y es conformado por el Polo Norte, N; el zenit, Z, y el Sol. En otras palabras, resulta de proyectar el meridiano del lugar (el que pasapor el zenit y los polos), el crculo horario (que pasa por los polos y el astro) y la vertical del astro (crculo que pasa por el zenit-nadir y el astro).

Triangulo astronomico.A partir de la posicin del Sol en este tringulo esfrico es posible establecer el ngulo de incidencia de la luz solar sobre una superficie horizontal o inclinadautilizando la llamada ley de los cosenos descrita por la ecuacin de la trigonometra esfrica.

Para hallar el valor de la altura solar se sustituyen los lados del tringulo astronmico (Polo Norte, N; el zenit, Z, y el Sol, o sea NQP) por los valores

Aplicando las propiedades trigonomtricas obtenemos. Donde la altura del Sol queda en funcin de la latitud del lugar, la declinacin y el ngulo horario.

2. ESPECTRO ELECTROMAGNTICO

El espectro electromagntico

Es un diagrama en el que se encuentran todas las radiaciones electromagnticas ubicadas desde las frecuencias ms altas a las ms bajas. En la parte superior del espectro estn los rayos X y los rayos gamma, y al final se encuentran los campos elctricos y magnticos. Estas radiaciones pueden ser divididas en 3 grupos principales:1- Radiacin electromagntica indirectamente ionizante:peligrosa porque puede inducir a cambios moleculares debido a la gran cantidad de energa almacenada en las ondas de alta frecuencia. Aqu se encuentran los rayos ultravioletas, los rayos X y los gamma.2- Visible:no es peligrosa. Corresponde a los colores del arco iris.3- Radiacin no ionizante:este tipo produce efectos trmicos e incluye a los rayos infrarrojos, las microondas y las radiofrecuencias. Los efectos nocivos de este tipo de radiacin estn sujetos a una amplia discusin y a extensa investigacin.

RADIACIN TRMICA La materia puede emitir radiacin trmica debida a la agitacin de molculas y tomos. el espectro electromagntico de radiacin se compone de rayos , rayos X, radiacin ultravioleta, luz, calor, ondas de radio y ondas de radar. La radiacin trmica se emite por agitacin asociada a la temperatura de la materia y de compone de luz y calor. El ojo humano es buen detector de la luz pero no del calor. Como mostraremos ms tarde mucha de la radiacin solar que alcanza la superficie de la tierra se encuentra en el rango de la radiacin trmica.

La radiacin electromagntica se clasifica por la frecuencia, la longitud de onda y el nmero de onda. La radiacin trmica est comprendida dentro del rango 0.2 1000 m. El espectro visible comprende entre 0.39 y 0.77 m y la divisin espectral en los diferentes colores es como sigue:

violeta ... 0.390-0.455 mazul ........0.455-0.492 verde .....0.492-0.577 amarillo ..0.577-0.597 naranja .. 0.597-0.622 rojo ...... 0.622-0.770

El espectro ultravioleta se divide en tres bandas:

UV prximo....... 0.3-0.4 mUV lejano ........ 0.2-0.3 UV mximo ..... 0.001-0.2

La regin infrarroja se divide en dos partes: IR cercano 0.77-25 m y lejano: 25-1000 m Otra subdivisin de la radiacin trmica es en larga y corta longitud de onda. El lmite entre las dos es a veces arbitrario: en energa solar la mayor porcin de radiacin solar se considera en la regin de la longitud de onda corta y el lmite es entre 3 y 4 m . La radiacin emitida por la tierra y su atmsfera se denomina radiacin terrestre, Figura 1 muestra el espectro electromagntico. La energa emitida por el sol, se traslada en forma de radiacin electromagntica, la descomposicin de esta radiacin origina el espectro solar que est formado por tres bandas de longitud de onda comprendidas entre:

Ultravioleta UV: 0,35nm Visible: 0,35- 0,75nm Infrarrojo: 0,75nm

Cada longitud de onda transporta una cantidad de energa: Visible: el 47% Infrarrojo: el 46% Ultravioleta: el 7%

Se denomina espectro electromagntico a la distribucin energtica del conjunto de las ondas electromagnticas. Referido a un objeto se denomina espectro electromagntico o simplemente espectro a la radiacin electromagntica que emite (espectro de emisin) o absorbe (espectro de absorcin) una sustancia, dicha radiacin sirve para identificar la sustancia de manera anloga a una huella dactilar.

Los espectros se pueden contemplar mediante espectroscopios que, adems de permitir observar el espectro, permiten realizar medidas sobre el mismo, como son la longitud de onda, la frecuencia y la intensidad de la radiacin. La longitud de una onda es el perodo espacial de la misma, es decir, la distancia que hay de pulso a pulso. La frecuencia es una magnitud que mide el nmero de repeticiones por unidad de tiempo de cualquier fenmeno o suceso peridico.

El espectro electromagntico se extiende desde la radiacin de menor longitud de onda, como los rayos gamma y los rayos X, pasando por la luz ultravioleta, la luz visible y los rayos infrarrojos, hasta las ondas electromagnticas de mayor longitud de onda, como son las ondas de radio. Se cree que el lmite para la longitud de onda ms pequea posible es la longitud de Planck mientras que el lmite mximo sera el tamao del Universo aunque formalmente el espectro electromagntico es infinito y continuo. Para su estudio, el espectro electromagntico se divide en segmentos o bandas, aunque esta divisin es inexacta.

3. CARACTERISTICAS DE LA RADIACION SOLAR

CARACTERISTICAS DE LA RADIACION SOLAR

Absorcin:el flujo de radiacin penetra en la atmsfera y transformada en energa trmica, aumenta su temperatura y la hace irradiar calor hacia la Tierra y el espacio interplanetario. Las radiaciones trmicas de la atmsfera que alcanzan la superficie terrestre atenuan el enfriamiento de la misma, especialmente durante la noche; este fenmeno se conoce como amparo trmico de la atmsfera.Reflexin:se produce cuando parte de la radiacin solar al incidir sobre un cuerpo es desviada o devuelta, sin modificar sus caracteres: la atmsfera refleja la radiacin que incide sobre gases y partculas slidas en suspensin; la que llega a la superficie de la tierra en parte se absorbe y en parte se refleja.Dispersin:fenmeno similar a la reflexin, pero la radiacin modifica sus caracteres al ser devuelta o desviada. En la alta atmsfera la radiacin solar es dispersada por las molculas de los gases del aire: los rayos luminosos de onda ms corta (violeta y azul) son ms fcilmente dispersados, dando el color azulado al cielo.

Aspectos Fsicos de la Radiacin Solar La energa que emite el sol se genera en las reacciones de fusin nuclear producidas en su interior, donde la temperatura estimada es del orden de 10 a 40 millones de grados kelvin. Esta energa se absorbe y se transmite a travs de las diversas capas solares y finalmente se emite en la cromosfera en forma de radiacin electromagntica y viento solar (partculas cargadas). La radiacin electromagntica proviene del sol es lo que se denomina comnmente como radiacin solar.

El parmetro que indica la intensidad de la radiacin solar fuera de la atmosfera terrestre es la llamada constante solar. Las ultimas determinaciones de la constante solar realizadas mediante satlites artificiales, proporcionan un valor de 1367 W/m2. La energa de radiacin solar se distribuye desigualmente en las distintas longitudes de onda del espectro. La onda de este espectro se aproxima mucho al que emitira un cuerpo negro a la temperatura de 6000 K. Figura 1. Al atravesar la atmosfera terrestre, la radiacin solar sufre una serie de interacciones con los componentes de esta, producindose los efectos siguientes:

Absorcin de la radiacin solar en ciertas longitudes de onda originada fundamentalmente por la accin de las molculas de agua y de dixido de carbono. Dispersin de la radiacin solar motivada por las siguientes causas: la accin de las nubes, el polvo existente en la atmosfera y las molculas de los componentes de la atmosfera.

Constante solar: Se define como la energa incidente en la unidad de tiempo, sobre una superficie unitaria, perpendicular a la radiacin y situada en el exterior de la atmosfera terrestre ala distancia media anual entre el sol y la tierra.

La figura 2 muestra esquemticamente el recorrido de la radiacin solar hasta la tierra tras sufrir los fenmenos de absorcin y dispersin. Es evidente, que el efecto de la atmosfera disminuye la cantidad de energa que alcanza la superficie terrestre. As, en los das ms claros la intensidad de la radiacin solar puede llegar a alcanzar los 1000 W/m2 y en das muy cubiertos puede llegar a valores tan bajos como 60 W/m2. La dispersin de la radiacin solar por la atmosfera hace que se distingan dos tipos de radiacin solar, que se definen a continuacin:

a) Radiacin Directa: Es la que proviene dl disco solar sin sufrir variaciones en su direccin original. Se caracteriza porque produce sombra y puede concentrarse mediante lentes o redirigirse por medio de espejos. b) Radiacin Difusa: ES la que proviene de cualquier direccin del suelo exceptuando el disco solar (directa).

A la suma de la radiacin directa y la radiacin difusa se la denomina radiacin global. La distribucin de la radiacin global entre la radiacin directa y difusa depende de las condiciones de la atmosfera. Para das muy claros puede llegar a ser un 85% en directa y 15% en difusa. En cambio, en das cubiertos el 100% de la radiacin es difusa.

Cuando se caracterizan las propiedades de la radiacin solar se emplean una serie de conceptos y definiciones cuyo conocimiento resulta importante para una mejor comprensin del tema.

Irradiancia Solar

Corresponde a la intensidad de la radiacin solar o energa solar que incide en una superficie en la unidad de tiempo. Se mide generalmente en vatios por metro cuadrado (w/m2).

Irradiacin Solar

Es la cantidad de energa solar que incide en una superficie dada en un tiempo determinado. Se expresa en las siguientes unidades: Kilojulios por metro cuadrado (kJ/m2) o en kilovatios-hora por metro cuadrado (KW-h/m2).

Por lo general en los modelos tericos que se utilizan para calcular la irradiacin, se determina primeramente la irradiancia a diferentes horas del da y, posteriormente, se integra en el transcurso del da para obtener el valor de la irradiacin.

Insolacin

Es el nmero de horas en las que el sol no est cubierto por nubes.

ndice de claridad

Es el cociente entre la irradiacin que recibe una superficie horizontal en la superficie terrestre y la irradiacin que hubiera recibido si estuviera fuera de la atmosfera terrestre. Por lo tanto, es un parmetro que permite conocer el grado de atenuacin global que sufre la radiacin solar al atravesar la atmosfera terrestre en un lugar geogrfico determinado.

4. ESTIMACIN DE LA RADIACIN SOLAR

La radiacin solar en la energa procedente del sol en forma de ondas electromagnticas y que van desde el infrarrojo hasta el ultravioleta, para poder aprovechar esta radiacin solar se hace necesario contar con registros confiables que puedan emplearse en el diseo de equipos con los que se pueda utilizar al mximo esta energa; actualmente se cuenta con mapas de radiacin que muestran registros de valores promedios diarios, mensuales o anuales tiles para determinar geogrficamente las zonas con alto potencial de radiacin.

La radiacin solar media recibida en la superficie expresada W/ M en oscila entre valores de una mximo de 275 W/ M en regiones como Sahara y arabia y un mnimo de 75 W/ M en lugares como el rtico; arrojando as un promedio global de 170 W/ M Intensidad.

La radiacin solar puede ser estimada para un determinado plano, ya sea horizontal, inclinado o normal a los rayos solares mediante un solarmetro (instrumento meteorolgico usado para medir la radiacin solar incidente en la superficie de la tierra.)

Radiacin solar en plano horizontal Este valor representa a la radiacin solar incidente sobre una superficie horizontal. Generalmente se utiliza para determinar la insolacin sobre plantas vegetales, calentamiento de estanques.

Radiacin solar en plano inclinado Este valor representa la radiacin solar incidente sobre una superficie inclinada y se utiliza para disear calentadores solares de agua, sistemas fotovoltaicos, etc.

Radiacin solar en plano perpendicular a los rayos solares Este valor representa a la radiacin solar incidente sobre una superficie perpendicular a los rayos solares y se utiliza para dimensionar colectores solares de enfoque, cocinas solares, etc.

ECUACIN DEL SOLARIMETRO

Consiste en medir el tiempo que demanda un incremento determinado de temperatura. Estos datos se ingresan en la ecuacin del solarmetro, para obtener finalmente el valor de la radiacin solar instantnea. A partir de este valor, se determina la cantidad de energa solar diaria mediante la integracin de valores hallados cada hora en el transcurso del da. La ecuacin considera una constante, la cual es propia del solarmetro casero en cuestin. Esta constante fue determinada a partir de la calibracin con un solarmetro de referencia Haeni Solar 130.

Donde R: Radiacin solar instantnea (W/m2) J: Constante del solarmetro T: Diferencia de temperatura del agua despus de tiempo t de exposicin (C) t: Tiempo de exposicin (segundos)

Procedimiento para estimar la radiacin solar

Ubicacin: En funcin de la aplicacin deseada, el solarmetro se coloca bajo cualquiera de las siguientes formas: a) Plano horizontal b) Plano inclinado a los rayos solares c) Plano perpendicular a los rayos solares

Equipos necesarios a) Solarmetro casero b) Cronmetro Determinacin de la radiacin solar instantnea a) Medir la temperatura del aire ambiental b) Llenar el solarmetro con 62 ml de agua destilada c) Definir la ubicacin del solarmetro d) Exponer el solarmetro a la radiacin solar segn la ubicacin definida anteriormente e) Esperar que la temperatura del agua alcance la temperatura del aire ambiental f) Medir el tiempo que demanda un incremento de la temperatura del agua entre dos a cinco C g) Retirar el solarmetro de la exposicin a la radiacin solar h) Calcular la radiacin solar a partir de la ecuacin del solarmetro

ESTIMACION DE LA RADIACION SOLAR Entre los mtodos de estimacin de la radiacin solar ms utilizados podemos destacar: - Utilizar datos de estaciones cercanas. Esta opcin, nicamente es vlida si se trata de un terreno llano y la distancia entre estaciones es menor a 10 Km. - Interpolar valores a partir de medidas de la radiacin solar en otras estaciones. Esta solucin, es aplicable cuando la red de estaciones de radiacin solar tiene una densidad considerable y dependiendo del tipo de terreno, puede precisarse una densidad de entre 50 y 20 Km de distancia entre estaciones. - Modelos de interpolacin que tienen en cuenta la topografa. Estos modelos, an teniendo en cuenta la topografa como dato de entrada, precisan una densidad de estaciones de medida en el orden de los 100 Km. - Modelos de tratamiento de imgenes de satlite. Se basa en el tratamiento de imgenes de satlite geoestacionarios. Estas imgenes son el resultado de la reflexin de los rayos solares en la superficie de la Tierra, por lo que ya han sufrido y llevan implcitas los posibles efectos de la topografa as como de los principales fenmenos atmosfricos que se producen cuando los rayos solares atraviesan la atmsfera.

Valores de radiacin solar sobre superficie horizontal

Disponibilidad de datos energticos

En el dimensionado de sistemas de aprovechamiento de energa solar es necesario conocer la disponibilidad energtica del emplazamiento de la instalacin, tanto cuantitativa como cualitativamente. En concreto, en sistemas fotovoltaicos es preciso determinar la cantidad de radiacin directa, difusa y reflejada que recibir el sistema; en el caso de los sistemas fotovoltaicos aislados, para poder calcular bien cul es el tamao adecuado de la instalacin para cubrir las necesites o demandas energticas; en el caso de los sistemas conectados a red para poder estimar el periodo de amortizacin previsto de la misma. Para el dimensionado de instalaciones fotovoltaicas se utilizan valores de radiacin histricos, de periodos anteriores. Sin embargo, en la actualidad para muchas localidades no se disponen de datos histricos de las dos componentes de la radiacin, a saber: radiacin directa y difusa, y a veces, ni siquiera de radiacin global.

El tipo de valores de radiacin necesarios para el dimensionado de un sistema fotovoltaico autnomo depende de la exactitud con que sea necesario realizar el mismo, es decir, de la aplicacin de que se trate. As habr sistemas que puedan dimensionarse con valores medios mensuales de radiacin global, mientras que en otros ser necesario utilizar series de datos horarios de varios de aos. En los siguientes esquemas se detallan los pasos a seguir en el clculo de los valores de radiacin necesarios para el dimensionado de sistemas fotovoltaicos y se referencia el apartado en el que se estudiarn las correlaciones que se han propuesto entre estos distintos tipos de datos. La disponibilidad de datos ser la que determine la utilizacin de unas expresiones u otras.

Mtodos para obtener valores de radiacin global sobre superficie horizontal

Para un emplazamiento en que slo se dispongan de datos de horas de sol se detallan en los apartados siguientes qu correlaciones se pueden utilizar para obtener valores medios mensuales de radiacin diaria y horaria, respectivamente. Por ejemplo, partiendo de 12 valores (horas de sol), uno para cada mes, se obtienen otros 12 valores, en el caso de los valores diarios. Este aparatado se entiende como complementario al tema, ya que es raro disponer slo de este tipo de valores; casi siempre, podremos, localizar valores medios mensuales de radiacin diario para cualquier emplazamiento

Valor medio mensual de radiacin global diaria a partir del valor de horas de sol Para muchas localidades, el nico dato registrado de manera sistemtica por el INM es el nmero de horas de sol, definido en una seccin anterior. Por eso, se han propuesto varios modelos que permiten estimar (de una manera aproximada) el valor de radiacin global recibido en la superficie de la tierra partiendo del nmero de horas de sol. Estos modelos se basan en la relacin que existe entre estas dos variables:

Los datos que se han utilizado para ajustar los modelos propuestos provienen, en general, de estaciones de Estados Unidos. De entre las expresiones que se han propuesto para estimar esta relacin, se pueden citar las siguientes: Correlacin de Angstrm: utiliza como variables independientes del modelo, el nmero de horas de sol y la radiacin global recibida en un da claro (Hc). La expresin que propone es

N es el valor medio mensual de las horas de sol diarias, y Nd es la longitud media de los das del mes,

Y n1 y n2 son los nmeros de los das (1..365) del principio y fin del mes, es la latitud del lugar y la declinacin de cada da Los coeficientes a1 y b1 son empricos, obtenidos a partir de un anlisis de regresin utilizando valores medidos de H. Para localidades con caractersticas climatolgicas similares a las de los datos utilizados para la regresin. Angstrm recomienda utilizar los valores de 0.25 y 0.75 respectivamente. Sin embargo, con estos coeficientes se estiman valores de radiacin menores que los reales. Fritz y MacDonald proponen los valores de 0.35 y 0.61, obtenidos a partir de datos de 11 localidades de USA. Otro problema que presenta el utilizar esta correlacin es el conseguir una buena definicin de "perfecto da claro", necesaria para calcular Hc. Correlacin de Prescott: se basa en la utilizacin del ndice de transparencia atmosfrico diario.

Estimacin a partir de imgenes de satlite.

Los satlites se pueden clasificar de diversas maneras dependiendo de la caracterstica que se considere. As, suelen clasificarse en cuanto al tipo de rbita y/o en cuanto al uso principal.

En cuanto al tipo de rbita en el que se encuentran, los satlites se clasifican en:

Satlites polares: son aquellos que se encuentran en rbitas polares alrededor de la Tierra.

Estos satlites, no mantienen fijo su campo de visin sobre la misma zona de la Tierra, sino que lo van cambiando, con una frecuencia determinada de paso sobre la misma zona. Dependiendo de los objetivos de cada uno de estos satlites, se encontrarn en orbitas que se acercan o alejan ms de la superficie, permitiendo resoluciones que varan desde valores inferiores al metro (caso de satlites espas) hasta un kilmetro (en el caso de satlites meteorolgicos).

Satlites geoestacionarios: son aquellos que se encuentran en la rbita geoestacionaria de la Tierra. Esta rbita es un lugar del espacio, situado a 36.000 km del Ecuador aproximadamente, en la que se anula la fuerza de atraccin de la Tierra. En esta circunferencia, se disponen los satlites meteorolgicos geoestacionarios de manera que entre todos abarcan la superficie completa de la Tierra. Los satlites, se mueven con el movimiento de la Tierra por lo que observan continuamente la misma regin. La zona del Ecuador es la zona de la Tierra que ven con mayor resolucin, mientras que la resolucin disminuye hacia los polos por aumentar la distancia al satlite, efecto que se ve acusado por el radio de curvatura de la Tierra.

Ventajas e inconvenientes.

El uso de imgenes de satlite para el clculo de la radiacin solar, presenta grandes ventajas, destacndose sobre todas: Los satlites ven simultneamente grandes reas de terreno, lo que permite conocer la distribucin espacial de la informacin, as como determinar diferencias relativas de unas zonas a otras. Cuando la informacin disponible (imgenes de satlite) es superponible, es decir, corresponde a la misma rea, es posible estudiar la evolucin de los valores en un pxel de la imagen, o en una zona geogrfica concreta. Es posible conocer situaciones anteriores en caso de disponer de imgenes de satlite almacenadas de momentos precedentes.

Como diferencia fundamental con las medidas piranomtricas, la metodologa de tratamiento de imgenes de satlite proporciona una estimacin simultnea de un amplio territorio, detectando diferencias relativas de unos lugares a otros en un mismo instante y con un mismo sensor. Asimismo, suministra informacin de los puntos intermedios entre lugares de medida. Este hecho sera prcticamente imposible de conocer de otra forma, ya que para alcanzar con medidas piranomtricas las mismas resoluciones que con el procesado de imgenes de satlite habra que disponer un piranmetro cada (7x7) (4x4) km aproximadamente, dependiendo de las imgenes utilizadas.

5. SISTEMA PARA EL CALENTAMIENTO DE AGUA

Los colectores solares son dispositivos utilizados para colectar, absorber y transferir energa solar a un fluido, que puede ser agua o aire. La energa solar, puede ser utilizada para calentar agua, para sistemas de calefaccin o para climatizacin de piscinas. Un colector necesita ser seleccionado cuidadosamente de acuerdo a la temperatura del fluido que debe proporcionar, para la aplicacin prevista y de acuerdo al clima del lugar en el cul va a estar emplazado. Un colector diseado para aplicaciones en las que se necesitan fluidos a alta temperatura no resulta ms eficiente cuando operan a bajas temperaturas.

TIPOS DE COLECTORES SOLARES PARA CALENTAR AGUA

Colectores de placa plana con cubierta (Glazed flat-plate collectors) Colectores Concentradores Parablicos Compuestos (CPC) Estacionarios Colectores de placa plana sin cubierta (Unglazed flat-plate collectors) Colectores de tubos de vaco (Evacuated-tube collectors)

COLECTORES DE PLACA PLANA CON CUBIERTA Los colectores de placa plana son los ms usados para calentar agua en los hogares y para los sistemas de calefaccin. Un colector de placa plana se compone bsicamente de una caja metlica con aislamiento con una cubierta de vidrio o de plstico (la ventana) y de una placa absorbedor de color oscuro. La radiacin solar es absorbida por la placa que est construida de un material que transfiere rpidamente el calor a un fluido que circula a travs de tubos en el colector.

Este tipo de colectores, calientan el fluido que circula a una temperatura considerablemente inferior a la del punto de ebullicin del agua y son los ms adecuados para aplicaciones donde la demanda de temperatura es de 30-70 C. Son los ms utilizados para calentar agua en sistemas domsticos y comerciales y en piscinas cubiertas.

Un colector de placa plana consiste en un absorbedor, una cubierta transparente, un marco, y aislacin. La cubierta transparente transmite una gran cantidad de la luz de onda corta del espectro solar y al mismo tiempo, slo deja pasar muy poca radiacin de onda larga (calor emitido por el absorbedor) produciendo un efecto invernadero, adems, la cubierta transparente evita que el viento y las brisas se lleven el calor colectado. Junto con el marco, la cubierta protege el absorbedor de las condiciones meteorolgicas adversas. Tpicamente el marco est fabricado de materiales de aluminio y de acero galvanizado, tambin se utiliza plstico reforzado con fibra de vidrio. La aislacin en la parte posterior del absorbedor y en las paredes laterales reduce las prdidas de calor por conduccin. Esta aislacin es por lo general de la espuma de poliuretano, lana mineral, fibra de lana de vidrio, etc. Estos colectores demostraron poseer una muy buena relacin precio/calidad y tienen una amplia gama de posibilidades para su montaje (en el techo, como parte del techo, o solos).

COLECTORES CPC ESTACIONARIOS Su funcionamiento e instalacin es exactamente la misma que los colectores de placa plana convencionales.

Estos colectores poseen un sistema de concentracin de radiacin solar tipo Concentradores Parablicos Compuestos, para obtener temperaturas ms elevadas y un mayor rendimiento. Estas caractersticas se deben a que el rea de prdidas es menor al rea de coleccin logrando una minimizacin de las prdidas y alcanzando un rendimiento cercano al 50%. Son colectores concentradores, de alto rendimiento y alta calidad.

a) Esquema de un relector CPC b)marcha de rayo de un colector tipo CPC

COLECTRORES DE PLACA SIN CUBIERTA

Este tipo de colectores, sencillos y baratos, consisten en un absorbedor pero carecen de la cubierta transparente. No incluyen ningn aislamiento adicional, de manera que la ganancia de temperatura queda limitada a unos 20 C sobre la del aire del ambiente, son los ms adecuados para aplicaciones de baja temperatura. Actualmente, son utilizados para la calefaccin de piscinas al aire libre, pero existen otros mercados, incluidos los de calefaccin de temporada en las piscinas cubiertas, calefaccin de agua para lavar coches, Y calefaccin del agua utilizada en piscicultura. Tambin existe un mercado potencial de estos colectores para calentamiento de agua en lugares remotos, como campamentos de verano. Los absorbedores de estos colectores son generalmente de plstico negro tratado para resistir la luz ultravioleta, o estn construidos por tubos de metal o plstico recubiertos de pigmentos ennegrecidos por los que circula el agua. Dado que estos colectores no tienen cubierta, una gran parte de la energa solar absorbida se pierde principalmente por conveccin.

COLECTORES DE TUBOS DE VACIO Estos colectores se componen de un conjunto de tubos de vaco (o evacuados) cada uno de los cuales contienen un absorbedor (generalmente una plancha de metal con tratamiento selectivo o de color negro), el cual recoge la energa solar y la transfiere a un fluido portador (calo-portador).

Gracias a las propiedades aislantes del vaco, las prdidas de calor son reducidas y pueden alcanzarse temperaturas en el rango de 77 C a 177 C. De esta manera, este tipo de colectores resultan particularmente apropiados para aplicaciones de alta temperatura.

Por su forma cilndrica, aprovechan la radiacin de manera ms efectiva que los colectores planos, al permitir que los rayos de sol incidan de forma perpendicular sobre los tubos durante la mayor parte del da. Estos colectores son hasta unos 30% ms eficientes que los colectores planos, pero son bastante caros, por unidad de superficie suelen costar aproximadamente el doble que un colector de placa plana.

En los ltimos aos la China ha perfeccionado la construccin de este tipo de colectores a precios competitivos con los colectores planos y ha entrado a competir con xito en el mercado mundial. En la actualidad la China est produciendo el 70 % de los colectores usados a nivel mundial. Estn bien adaptados para aplicaciones industriales de calefaccin y tambin puede ser una alternativa eficaz a los colectores de placa plana para la calefaccin domstica, especialmente en regiones donde hay poca radiacin o escasa heliofana.

La tcnica de vaco utilizada por los fabricantes de tubos fluorescentes, entre otros, se ha desarrollado hasta el punto de hacer rentable la produccin en masa y la comercializacin de sus equipos. Mediante la aplicacin de esta tecnologa, ha sido posible la construccin de los colectores solares de vaco que se comercializan en la actualidad y el mantenimiento de su elevado vaco. Debido a sus caractersticas geomtricas, reciben el nombre de colectores de tubos de vaco. Existen dos tipos de colectores tubulares de vaco, segn sea el mtodo empleado para el intercambio de calor entre la placa y el fluido calor portador:

De flujo directo. Con tubo de calor (heat pipe)

De Flujo Directo Estos consisten en un grupo de tubos de vidrio dentro de cada uno de los cuales hay una aleta de aluminio absorbedor, conectada a un tubo de metal (normalmente cobre) o tubo de vidrio. La aleta posee un recubrimiento selectivo que absorbe la radiacin solar, e inhibe la prdida de calor radiactivo. El fluido de transferencia de calor es el agua y se distribuye a travs de las tuberas, una para la entrada del lquido y el otro para la salida de fluidos (Figura 6). Los colectores de tubos de vaco de corriente directa vienen en varias variedades de acuerdo al tipo de tubera utilizada.

1. Fluido concntrico de entrada y salida (vidrio-metal). Estos utilizan un nico tubo de vidrio. Dentro de este est la tubera de cobre adosada a la aleta. Este tipo de construccin permite que cada una de las tuberas roten para otorgar el ngulo de inclinacin deseado y permitir la mxima absorcin en la aleta, aun cuando el colector se monta horizontalmente. El diseo de vidrio y metal es eficiente, pero pueden tener problemas, las diferentes tasas de expansin trmica del vidrio y los tubos de metal pueden hacer que la juntura entre ellos se debilite y provocar una prdida de vaco. Sin el vaco, la eficiencia de estos colectores no es mejor, y puede ser peor que la de un colector de placa plana.

2. Tuberas de entrada y salida separadas (vidrio-metal). Este es el tipo tradicional de colectores de tubos de vaco. El absorbedor puede ser plano o curvo. Como en el caso del diseo de tubos concntricos, la eficiencia puede ser muy elevados, sobre todo cuando se requieren temperaturas de trabajo relativamente bajas. La posible prdida de vaco despus de algunos aos de funcionamiento vuelve a ser el inconveniente.

3. Dos tubos de vidrio fundido juntos en un extremo (vidrio-vidrio). El tubo interior est revestido con un absorbedor integrado cilndrico de metal. En general no son tan eficientes como los tubos de vidrio-metal, pero son ms baratos y tienden a ser ms confiables. Para aplicaciones de muy alta temperatura, los tubos de vidrio-vidrio pueden ser ms eficientes que sus homlogos de vidrio y el metal.

Con Tubo de Calor (Heat Pipe)

En este sistema los tubos de vaco llevan un fluido vaporizante que no puede salir del interior del tubo y que funciona como calor portador. Este fluido se evapora por efecto de la radiacin solar, asciende hasta el extremo superior del tubo que se encuentra a temperatura inferior, esto hace que el vapor se condense, ceda su energa y retorne a su estado lquido cayendo por accin de la gravedad a la parte inferior del tubo, donde al recibir ms radiacin, vuelve a evaporarse y comienza un nuevo ciclo.

Los tubos de calor son considerados como los superconductores del calor, debido a su muy baja capacidad calorfica y a su excepcional conductividad (miles de veces superior a la del mejor conductor slido del mismo tamao). El uso del tubo de calor est muy extendido en la industria y, basndose en este principio de funcionamiento se fabrican los actuales colectores de vaco con tubo de calor.

Calentador de agua solar tpico:

Uncalentador de agua solartpico reduce unos dos tercios la necesidad de utilizar el calentador convencional, minimiza el coste de la electricidad o del combustible fsil para calentar el agua y reduce las consecuencias asociadas para el medio ambiente. Aunque los calentadores de agua solar inicialmente cuestan ms que los calentadores de agua convencionales, al poco tiempo resultan un ahorro porque el combustible que utilizan el sol, que es gratis. El coste anual producido por los calentadores de agua solares es un 50% a un 85% ms bajo que el producido por los calentadores de agua elctricos.

Esquema simplificado de una instalacin solar trmica para calentar agua

Componentes de un calentador de agua solarLa mayora de los calentadores de agua solares tienen dos partes principales: un colector solar un tanque de reservaLos calentadores de agua solares utilizan el sol en el colector para calentar agua o un fluido conductor de calor, junto con un sistema convencional adicional para cuando sea necesario. El agua caliente se reserva entonces en el tanque de almacenamiento para su uso. El tanque puede ser un calentador de agua estndar modificado, pero normalmente es ms grande y est muy bien aislado. Los calentadores de agua solares pueden ser activos o pasivos, pero los ms comunes son los activos.

Calentadores solares de agua activosLos calentadores solares de agua activos utilizan bombas elctricas y reguladores para hacer circular el agua (u otro fluido conductor de calor) a travs de los colectores. stos son los principales tipos de calentadores solares activos: Calentador solar activo con sistemas de circulacin directa:utilizan bombas para hacer circular agua potable presurizda directamente a travs de los colectores. Este tipo sistemas son apropiados en reas sin bajas temperaturas durante largos periodos de tiempo y donde el agua no es ni muy cida ni muy bsica. Calentador solar activo con sistemas de circulacin indirecta:bombean fluidos conductores de calor a travs de los colectores. Los fluidos conductores de calor transfieren el calor al agua potable. Algunos sistemas indirectos tienen una proteccin para el colector y el fluido conductor contra el sobrecalentamiento cuando la carga es baja y la intensidad de la radiacin solar entrante es alta.

Calentadores solares de agua pasivosLos calentadores solares de agua pasivos utilizan la gravedad y la tendencia natural del agua a circular cuando se calienta. Como no contienen ningn componente elctrico, los sistemas pasivos son generalmente ms fiables y ms fciles de mantener. Los dos tipos de sistemas pasivos ms comunes son: Sistemas de almacenamiento colector-integral:consisten en uno o ms tanques de almacenamiento colocados en una caja aislada con revestimientos laterales esmaltados enfocados al sol. Estos colectores solares son apropiados en reas donde las temperaturas raramente son ms bajas de 0 grados centgrados. Son tambin apropiados para casas con necesidades de agua caliente por el da y por la tarde, pero no funcionan bien en casas con necesidades de agua caliente por la maana predominantemente, ya que durante la noche pierden la mayora de la energa almacenada. Sistemas de termosifn:es una opcin econmica y fiable, especialmente en viviendas nuevas. Estos sistemas se basan en la natural circulacin del agua caliente, que se levanta para circular a travs de los colectores y al tanque (situado sobre el colector). A medida que el agua se calienta en el colector solar, se vuelve ms ligera y se levanta de forma natural al tanque de arriba. Mientras tanto, el agua ms fria fluye hacia abajo al fondo del colector, aumentando la circulacin.El tipo de sistema apropiado para ti, tipo de colector y si es activo o pasivo, depende de varios factores, como el sitio, el clima donde vivas, la instalacin, coste, y cmo quieres utilizar el calentador de agua solar.

CONCLUSIONES

Es una energa muy abundante.

La energa proviene de una fuente inagotable.

Es un sistema de aprovechamiento de energa idneo para zonas donde el tendido elctrico no llega (campo, islas).

La intensidad de energa solar aprovechable en un punto determinado de la Tierra depende, de forma complicada pero predecible, del da del ao, de la hora y de la latitud. Adems, la cantidad de energa solar que puede recibir un dispositivo receptor depende de la orientacin.

BIBLIOGRAFIA

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https://www5.uva.es/guia_docente/uploads/2012/469/45764/1/Documento6.pdf RADIACIN SOLAR

PDF ENERGIA RENOVABLES PARA TODOS SOLAR TERMICA, Energas Renovables para todos es una coleccin elaborada por Haya Comunicacin, editora de la revista Energas Renovables (www.energias-renovables.com),con el patrocinio de Iberdrola.

PDF Atlas de Radiacin Solar de Colombia APENDICE A.

http://dtxtq4w60xqpw.cloudfront.net/sites/all/files/docpdf/14solucionesdeenergiarenovable.pdf, SolucionesdeEnergaRenovableSistemasSolaresTrmicosSistemasdeAguaCalienteSanitaria(ACS)