Energia solar térmica

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1 Universidade do Vale do Rio dos Sinos UNISINOS Programa de Pós-Graduação em Engenharia Mecânica Energia solar térmica Agosto, 2016 Ementa: Conceitos de radiação solar e disponibilidade; Transferência de calor em sistemas de energia solar; Radiação em meios opacos e transparentes; Absorção da radiação em coletores; Teoria dos coletores planos; Dimensionamento de sistemas de aquecimento; Sistemas de concentração; Simulação de sistemas de energia solar; Aplicações. 2 1

2 Bibliografia: IQBAL, H. An introduction to solar radiation. Toronto: Academic Press, HULSTRON, R. L. Solar resources. Massachusetts: The MIT Press, DUFFIE, J.A.; BECKMAN, W.A. Solar engineering of thermal processes. 3th ed. New York: John Wiley, RABL, A. Active solar collectors and their applications. New York: Oxford University Press, LORENZO, E. Radiación solar y dispositivos fotovoltaicos. Vol. II, Sevilla: Progenza, KALOGIROU, S.A., Solar energy engineering: process and systems. Academic Press, Disponível em: Macagnan, M.H. Introdução à radiação solar. Apostila da disciplina. Disponível em: 3 Links interessantes: International Energy Agency -Solar Heating & Cooling Programme SANDIA National Laboratories - Sistemas de Concentração NREL -National Renewable Energy Laboratory IRENA - International Renewable Energy Agency Fraunhofer-Institut für Solare Energiesysteme ISE 4 2

3 Bibliografia: 5 Bibliografia: 6 3

4 Bibliografia: 7 Introdução: O Sol é a maiorfonte de energia da Terra: grátis, limpa, autônoma, etc., mas Mercado da energia solar em crescimento; Crescente preocupação mundial em relação à sustentabilidade, aquecimento global, meio ambiente, green buildings, etc.; Uso extensivo na China e Austrália para aquecimento doméstico de água; Na Europa, através de políticas de incentivo, para aquecimento de água e espaço além da geração de energia com módulos fotovoltaicos. Em países do Mediterrâneo é utilizada em sistemas de dessalinização ou, mais recentemente, para refrigeração por absorção; Nos Estados Unidos, através de política de impostos ou de programas de concessionárias como reação à volatilidade do preço do petróleo (a maioria das instalações é da década de 80); No Brasil 8 4

5 Introdução Fonte: Dasol, Energia solar térmica. Abrava. 9 Introdução Fonte: Dasol, Energiasolar térmica. Abrava. 10 5

6 Introdução Participação das fontes no aquecimento de água para banho em domicílios. Fonte: EPE, Empresade PesquisaEnergética, Plano decenalde expansãode energia2024. Ministériode Minas e Energia. 11 Introdução Domicílios com água quente para banho. Fonte: EPE, Empresade PesquisaEnergética, Plano decenalde expansãode energia2024. Ministériode Minas e Energia. 12 6

7 Introdução: A capacidade atual instalada, através de coletores solares térmicos, nos 55 países membros do IEA(International Energy Agency) é aproximadamente 195,8 GWth, o quecorresponde a uma produçãode energia da ordem de GWh(= 583,649 TJ). Isso corresponde a uma economia da ordem de 17,3 milhões de toneladas equivalentes de óleo; Isso também representa a não geração de 53,1 milhões de toneladas de CO Introdução: 14 7

8 Introdução: 15 Introdução: 16 8

9 Water Collectors* * * Air Collectors* * * Country TOTAL [MWth] unglazed FPC ETC unglazed glazed Albania Australia 3, , ,820.9 Austria , ,191.3 Barbados* Belgium Brazil , ,278.0 Bulgaria Canada Chile China 9, , ,600.0 Cyprus CzechRepublic Denmark Estonia Finland Franceincl. DOM , ,598.0 Germany , ,627.6 Greece 2, ,860.9 Hungary India 2, ,790.4 Ireland Israel , ,917.8 Italy , ,813.9 Japan 3, ,049.6 Jordan Korea, South 1, ,096.4 Latvia Lebanon** Lithuania Luxembourg Macedonia* Malta Mexico ,078.0 Morocco** Namibia Netherlands NewZealand* Norway Poland Portugal Romania Slovakia Slovenia South Africa Spain , ,722.0 Sweden Switzerland ,312.6 Taiwan 0.1 1, ,432.1 Thailand* Tunisia Turkey 9, ,323.1 United Kingdom United States 13, , ,316.7 Uruguay* Zimbabwe TOTAL 21, , , , Surpreende notar que entre as aplicações menos difundidas mundialmente está a de aquecimento solar de processos industriais, principalmente sabendo que em diversos setores da indústria, conforme mostra abaixo, aproximadamente 60% da demanda de calor está nas faixas de média (100 a 400 ºC) ou baixa temperatura (abaixo de 100 ºC). Distribuição da demanda de calor na indústria por nível de temperatura Fonte: Vannoni et al. (2008, p.4) 18 9

10 Aplicações 19 Aquecimento de água quente sanitária. Aplicações Edifícios multifamiliares

11 Aplicações Aquecimento de piscinas. 21 Aplicações em sistemas passivos 22 11

12 Aplicações Calor de processo (com concentração). Aquecimento de água e calefação. 23 Aplicações Ciclo de potência Concentrador tipo calha parabólica Capacidades das 9 plantas localizadas no Deserto de Mojave, Califórnia

13 Aplicações 25 Aplicações Ciclo de potência Central tipo Torre

14 Aplicações 27 Aplicações 28 14

15 Aplicações 29 Aplicações Ciclo de potência com coletor Fresnel Linear Puerto Errado 2 (Espanha) Condensado 30 Vapor superaquecido 15

16 Aplicações 31 Aplicações Refrigeração com ciclo de absorção

17 Aplicações Tratamento de água através de UV 33 Variabilidade da fonte solar 34 17

18 Variabilidade da fonte solar 35 Variabilidade da fonte solar 36 18

19 O Sol Estrela de massa gasosa (H e He), possuindo uma temperaturaefetiva de corpo negro de 5.777K 37 O Sol 38 19

20 A constante solar Constante solar, G sc 1367 W/m Btu/ft 2 h 4,92 MJ/m 2 h Distância média Sol-Terra = 1 UA (unidade astronômica) 39 A constante solar A radiação térmica (radiação na região do espectro desde 0,2 até µm) é emitida por todas as substâncias em virtude de sua temperatura. A distribuição espectral da radiação emitida por um corpo negro é dada pela Lei de Planck. 2 2πhC E = o λb 5 hc λ exp o 1 λkt onde hé a constante de Planck, ké a constante de Boltzmann. Os grupos 2πhC o2 e hc o /k são chamados de primeira e segunda constante de radiação, C 1 e C 2, cujos valores são 3,7405x10 8 W µm 4 /m 2 e ,8 µmk, respectivamente. Integrando-se a equação acima em todos os comprimentos de onda, chega-se na equação de Stefan-Boltzmann, que calcula a energia total emitida pelo corpo negro, por unidade de área. Eb 4 Eλ bdλ = σt 0 onde σ é a constante de Stefan-Boltzmann, igual a 5,6697x10-8 W/m 2 K 4. = 40 20

21 A constante solar Considerando que o raio do Sol, r s, seja igual a 6,965x10 8 m, a potência térmica emitida pelo Sol pode ser calculada. E sol = A s 0 26 [ ] 3, 8496x10 W ( πr ) = ( 5, 6697x10 )( ) 4π ( x10 ) 4 E dλ = σt 4 = λb s A fração dessa potência recebida na superfície externa da Terra pode ser calculada em função da distância média Terra-Sol, r e, que é igual a 1,496x10 11 m. r e G sc 2 ( 4πrs ) 2 ( 4πr ) E = σ 4π 2 sol 4 4 s 2 = σt = T W/m 2 2 re e re r ou seja, a energia/potência recebida em uma superfície é inversamente proporcional ao quadrado da distância entre a fonte emissora e a superfície receptora. 41 A constante solar Variabilidade da TSI(total solar irradiance). Fonte: Richter, C., Lincot, D. e Gueymard, C.A. (ed.)., 2013, Solar Energy, Springer: New York

22 A constante solar Variabilidade da TSI(total solar irradiance) por três composites. Fonte: Richter, C., Lincot, D. e Gueymard, C.A. (ed.)., 2013, Solar Energy, Springer: New York. 43 O espectro da radiação solar Radiação que seria recebida na Terra na ausência da atmosfera

23 O espectro da radiação solar 45 A extinção da radiação solar 46 23

24 A extinção da radiação solar Na absorção a energia de um fóton é retida pela matéria enquanto que na dispersão a radiação é desviada do processo de propagação em linha reta. Assim, absorção atmosférica é um processo de extinção da radiação que reduz a disponibilidade da energia solar na superfície da Terra de maneira considerável. Exemplo: Ozônio (O 3 ) presente na alta atmosfera absorve quase que completamente a radiação de ondas curtas em comprimentos de onda menores que 290 nm. Vapor de água absorve fortemente a parte da radiação no espectro do infravermelho, com bandas de absorção em 1, 1,4 e 1,8 µm. Dióxido de carbono (CO 2 ) também absorve fortemente a radiação no infravermelho. Devido a esses dois gases, a transmissão de radiação acima de 2,5 µm é muito baixa. Também são absorvedores da radiação o oxigênio e o nitrogênio, em uma grande faixa de comprimentos de onda. 47 A extinção da radiação solar Dispersão é um processo onde a radiação é forçada a desviar de sua trajetória em linha reta devido a não uniformidades da atmosfera (moléculas, partículas de poeira, etc.). Para a radiação solar, dois tipos de dispersão podem ser caracterizados: 48 24

25 A extinção da radiação solar 49 O espectro da radiação solar: 50 25

26 O espectro da radiação solar: Cor λ, µm Irradiância, Wm -2 Porcentagem da I sc Violeta 0,390-0, ,85 7,96 Azul 0,455-0,492 73,63 5,39 Verde 0,492-0, ,00 11,70 Amarelo 0,577-0,597 35,97 2,63 Laranja 0,597-0,622 43,14 3,16 Vermelho 0,622-0, ,82 15,57 Ultravioleta <0,4 109,81 8,03 Visível 0,390-0, ,40 46,4 Infravermelho >0, ,40 46,4 51 A órbita terrestre: Equinócio de outono 20/21 março δ= 0 Solstício de inverno 21/22 junho δ= ,017 UA 1 UA 0,983 UA 1 UA Solstício de verão 21/22 dezembro δ= órbita elíptica (Eclíptica) Equinócio de primavera 22/22 setembro δ=

27 Variação da radiação extraterrestre: Em função da variação da distância Terra-Sol, a radiação extra-terrestre incidente em um plano normal à radiação varia ± 3,3%. Pode ser calculada como: I & on = I& sceo onde I& sc é a constante solar (1367 W/m 2 ) e E o é o fator de correção da excentricidade da órbita terrestre, calculado como: E o = 1, ,034221cos Γ + 0,00128senΓ + 0,000719cos 2Γ + 0,000077sen2Γ Nessa equação, Γ, em radianos, é calculado como: Γ = 2π ( d 1) / 365 n onde d n é o dia no ano (1 em 1 º de janeiro e 365 em 31 de dezembro) 53 Variação da radiação extraterrestre: 54 27

28 A declinação terrestre: Ângulo formado entre o plano equatorial e a linha que une os centros da Terra e do Sol, ao meio dia. Norte celeste ou polo norte verdadeiro 55 A declinação terrestre: Nos equinócios: Nos solstícios: 56 28

29 A declinação terrestre: Esse ângulo pode ser calculado pela equação: δ = 0, ,399912cos Γ senΓ 0,006758cos 2Γ + 0,000907sen2Γ 0,002697cos3Γ + 0,00148sen3Γ A variação máxima da declinação durante um dia (24 h) acontece nos equinócios e é menor que 0,5 considerando-se constante, nesse caso. 57 Geometria Terra-Sol: 58 29

30 Geometria Terra-Sol: 59 Trajetória do sol visto por um observador: 60 30

31 Tempo solar verdadeiro: O tempo solar verdadeiro (ou hora solar) é o tempo especificado em todas as relações envolvendo a posição do Sol em um determinado momento. Está baseado no movimento angular aparente do Sol através do céu, onde o meio dia solar é a hora em que o Sol cruza o meridiano do observador. TSV = TO { + 4( Lst Lloc ) + E { t hora min min onde TOé a hora oficial, L st a longitude do fuso horário, L loc é a longitude do local e E t é a equação do tempo. A equação do tempo é calculada por: E t = (0, ,001868cosΓ 0,032077senΓ 0,014615cos 2Γ 0,04089sen2Γ)(229,18) A equação do tempo considera a perturbação na taxa de rotação da Terra, a qual afeta o tempo que o Sol cruza o meridiano do observador. O último termo da direita na equação é a conversão para minutos. 61 Variação anual da equação do tempo: 62 31

32 Geometria Terra-Sol: 63 Geometria Terra-Sol: Latitude: posição angular do local, norte ou sul do equador, norte positivo -90 φ 90 ; Longitude: é medida ao longo do Equador e representa a distância entre um ponto e o Meridiano de Greenwich. Também é medida em graus, podendo ir de 0º a 180º para leste ou para oeste; Ângulo de zênite: ângulo formado entre a vertical e o vetor Terra-Sol, i.é, o ângulo de incidência da radiação direta e a horizontal (θ z ); Ângulo de altitude solar: é o ângulo entre a horizontal e o vetor Terra- Sol, i.é, o complemento do ângulo de zênite (α s ); Ângulo de azimute solar: deslocamento angular da projeção do vetor Terra-Sol no plano horizontal (γ s ); Ângulo horário: deslocamento angular do sol, leste ou oeste, do meridiano local, devido a rotação da Terra, com 15 por hora. Manhã negativo e tarde positivo

33 Geometria Terra-Sol: Ângulo horário: Ângulo de zênite: ω = ( TSV 12) 15 cosθ z = cosφ cosδ cosω + sinφ sinδ Ângulo de altitude solar: α = 90 Ângulo de azimute solar: s θ z γ s = sign( ω )cos 1 ( cosθz sinφ sinδ ) ( sinθ cosφ) z 65 Massa de ar: Massa de ar(m):relação entre a massa de atmosfera através da qual a radiação direta cruza e aquela que cruzaria se o sol se encontrasse no zênite, isto é: m = ρ( d ) 0 ρ( z) 0 dd dz Para ângulos de zênite < 70 uma boa aproximação é: 1 m = cosθ z 66 33

34 Massa de ar: exp m = cosθ + 0,5057 z ( 0, h) 1, 634 ( 96,080 θ ) z Equação empírica (Kastene Young 1989) considerando que a atmosfera não é plana. Nessa equação, hé a altitude do local, em m. 67 Definições: Radiação direta:radiação recebida do disco solar, que não tenha sido dispersada na atmosfera. Radiação difusa:radiação solar recebida do sol após sua direção ter sido mudada pela atmosfera (também chamada de radiação do céu, etc.) Radiação Directa Radiação Difusa Irradiação (kwh/m² mês) Jan. Fev. Mar. Abr. Mai Jun. Jul. Ago. Set. Out. Nov. Dez

35 Céu claro, encoberto e parcialmente encoberto 69 Definições: Radiação total ou global:é a soma dos dois componentes anteriores, isto é, radiação direta mais a difusa. Irradiância (W/m 2 ):taxa de energia radiante incide em uma determinada superfície, por unidade de área. Irradiação (J/m 2 ):energia incidente em uma determinada superfície, por unidade de área, obtida pela integração da irradiância sobre um determinado tempo (geralmente 1 hora ou 1 dia). Wh/m²d Directa Difusa Processo típico de radiação direta e difusa durante o dia (hemisfério norte) Jan Feb Mar Apr May Jun Jul Aug Sep Oct Nov Dec 70 35

36 Coordenadas para superfícies inclinadas: Ângulo de inclinação: ângulo formado entre o plano da superfície em questão e a horizontal 0 β 180 ; Ângulo azimutal da superfície: desvio da projeção da normal da normal da superfície no plano horizontal (γ). Norte 180 ; Ângulo de incidência: ângulo entre o vetor Terra-Sol e a normal da superfície (θ s ). 71 Coordenadas para superfícies inclinadas: Ângulo de incidência: cosθ s = sinδ sinφ cos β sinδ cosφ sin β cosγ + + cosδ cosφ cos β cosω + cosδ sinφ sin β cosγ cosω + + cosδ sin β sinγ sinω ou: cosθ s cosθ cos β + sinθ sin β cos = z z s ( γ γ ) 72 36

37 Efeito da inclinação da superfície 73 Duração do dia: Ângulo de nascimento do Sol: sinφ sinδ cosωs = = tanφ tanδ cosφ cosδ Número de horas de Sol: N = 2 15 cos 1 ( tanφ tanδ ) 74 37

38 Duração do dia: 75 Duração do dia: 76 38

39 Duração do dia: 77 39