2 LA RADIACIÃ_N SOLAR

Vista previa del material en texto

LA RADIACIÓN SOLAR 
 
5 
 
2. LA RADIACIÓN SOLAR 
2.1. EL SOL COMO FUENTE DE ENERGÍA 
El Sol es la principal fuente de energía para todos los procesos que tienen lugar en 
nuestro planeta. Localizado a una distancia media de 150 millones de kilómetros, tiene 
un radio de 109 veces el de la Tierra y está formado por gas a muy alta temperatura. 
En su núcleo se producen continuamente reacciones atómicas de fusión nuclear que 
convierten el hidrógeno en helio. Este proceso libera gran cantidad de energía que sale 
hasta la superficie visible del Sol (fotosfera), y escapa en forma de rayos solares al 
espacio exterior. 
Se calcula que en el interior del Sol se queman cada segundo unos 700 millones de 
toneladas de hidrógeno, de las que 4,3 millones se transforman en energía. Una parte 
importante de esta energía se emite a través de los rayos solares al resto de planetas, 
lunas, asteroides y cometas que componen nuestro sistema solar. Más concretamente, 
hasta la Tierra llega una cantidad de energía solar equivalente a 1,7x1014 KW, lo que 
representa la potencia correspondiente a 170 millones de reactores nucleares de 1.000 
MW de potencia eléctrica unitaria, o lo que es lo mismo, 10.000 veces el consumo 
energético mundial. 
Si tenemos en cuenta que las previsiones actuales apuntan a que, en los próximos 
6.000 millones de años, el Sol tan solo consumirá el diez por ciento del hidrógeno que 
contiene en su interior, podemos asegurar que disponemos de una fuente de energía 
gratuita, asequible a todos y respetuosa con el medio ambiente, por un periodo de 
tiempo prácticamente ilimitado. 
2.2. LA RADIACIÓN SOLAR A SU PASO POR LA ATMÓSFERA 
La radiación solar a su paso por la atmósfera sufre diversos procesos de reflexión, 
atenuación y difusión como resultado de su interacción con los distintos componentes 
atmosféricos: aerosoles, nubes y moléculas de ozono, dióxido de carbono, oxígeno, 
vapor de agua, etc. Los principales efectos atmosféricos sobre la irradiancia solar son 
los siguientes: 
LA RADIACIÓN SOLAR 
 
6 
 
 Disminución de la energía que se recibe a nivel del suelo debido a la interacción 
con los componentes atmosféricos. 
 Modificación de las características espectrales de la irradiancia solar. 
 Modificación de la distribución espacial de la irradiancia recibida en la 
superficie terrestre. 
La reflexión de la irradiancia solar se debe principalmente a la interacción con las 
nubes y partículas en suspensión. 
La absorción de la irradiancia solar, debido los componentes atmosféricos, es 
responsable de la disminución de aproximadamente un 20% de la energía solar 
incidente. Los principales componentes que producen la atenuación son el ozono, el 
vapor de agua y el dióxido de carbono. 
La difusión (o scattering) produce la atenuación de la radiación solar que llega al límite 
superior de la atmósfera, haciendo que ésta se distribuya en todas las direcciones. Los 
componentes atmosféricos que producen este efecto son el vapor de agua, los 
aerosoles y las componentes moleculares. El efecto de scattering está relacionado 
directamente con el tamaño del constituyente y su concentración. El tamaño medio de 
la partícula se define a partir del coeficiente adimensional Θ: 
Θ Ec. 2-1 
siendo q el tamaño de la partícula y λ la longitud de onda incidente. Se pueden 
distinguir tres tipos de difusión: 
 Difusión de Rayleigh. Se origina cuando la longitud de onda de la irradiancia 
solar es mayor que la dimensión de las partículas responsables (Θ<< λ). Este 
proceso se produce por moléculas de oxígeno y nitrógeno. El scattering de 
Rayleigh es proporcional a , por lo tanto, afecta a longitudes de onda cortas 
y es responsable del color azul del cielo. Este fenómeno se da principalmente 
en las capas altas de la atmósfera. 
LA RADIACIÓN SOLAR 
 
7 
 
 Difusión de Mie. Se produce cuando la longitud de onda de la irradiancia solar 
tiene el mismo orden de magnitud que las moléculas causante del efecto 
(Θ<50). Su causa fundamental se debe al vapor de agua, polvo y aerosoles. 
Tiene efecto sobre todas las longitudes de onda del canal visible y se da en las 
capas bajas de la atmósfera. 
 Difusión no selectiva. Se produce cuando la longitud de onda es menor que la 
dimensión de las partículas (Θ>> λ). Este efecto es causado principalmente por 
las gotas de agua que forman las nubes o nieblas. 
Integrando a lo largo de todo el espectro radiativo la intensidad o potencia de la 
irradiancia solar, la energía solar que llega a la superficie terrestre dependerá del 
espesor de la capa atmosférica que tienen que atravesar los rayos antes de alcanzar la 
superficie terrestre, y de la concentración de componentes moleculares y partículas en 
suspensión que encuentra en su camino. 
La masa óptica relativa del aire ( ) cuantifica la longitud del camino óptico que 
recorre la radiación solar. Generalmente la masa óptica se define en relación al camino 
óptico vertical en dirección cenital (cuando el sol está en el cenit) y en un lugar situado 
a nivel del mar. Este recorrido óptico unidad, se corresponde con una columna vertical 
de 1 cm
2 
de sección desde la altura 0 (nivel del mar) hasta el límite superior de la 
atmósfera. Si ésta fuese homogénea y estuviese en condiciones normales de presión y 
temperatura, la altura de esta columna sería de unos 8 km. aproximadamente. 
Para alturas solares próximas a 90˚ y suponiendo una atmósfera plana, no refractiva y 
completamente homogénea, se tendría la aproximación: 
 
 
 ( )
 Ec. 2-2 
 
 
LA RADIACIÓN SOLAR 
 
8 
 
Una expresión más general, que tiene en cuenta el efecto de la refracción, debida a 
Kasten y Young (1989) para el caso de atmósfera estándar, viene dada por: 
 
 
 ( )
 
 Ec. 2-3 
Siendo la altura solar corregida por refracción, expresada en grados. 
 Ec. 2- 4 
 
 
 
 Ec. 2-5 
 
2.3. MEDIDA Y REGISTRO DE LA RADIACIÓN SOLAR 
La radiación emitida por el Sol se distribuye en un amplio espectro de longitudes de 
onda, como se puede observar en la figura 2.1, correspondiendo la mayor parte de la 
energía radiada, a la porción comprendida entre 0.2 y 3.0 μm, con una distribución 
espectral muy similar a la producida por un radiador integral (cuerpo negro) a 5777 K. 
Alrededor de la mitad de dicha energía se encuadra dentro de la banda visible (0.39-
0.77 μm). El resto corresponde casi por completo a radiación infrarroja, con un 
pequeño porcentaje de radiación ultravioleta. 
La distribución espectral de la radiación solar, ha sido estudiada por muchos 
investigadores, llegándose a propuestas diferentes aunque próximas. Las más 
conocidas son las de Jonson y Thekaekara (NASA) y la de Frölich y Wehrli del WRC. 
 
 
LA RADIACIÓN SOLAR 
 
9 
 
 
Figura 2.1 Espectro solar extraterrestre, espectro de un radiador integral a 5777 K y espectro a nivel de tierra 
 
La radiación solar se mide usualmente mediante instrumentos especiales destinados a 
tal propósito denominados radiómetros. Existen varias clases de radiómetros, 
dependiendo del tipo de radiación a medir. Los más comunes son: 
 Radiación directa: La radiación solar directa se mide por medio de 
pirheliómetros, instrumento de tipo telescópico con una apertura de pequeño 
diámetro. Las superficies receptoras del pirheliómetro deben mantenerse en 
todo momento perpendiculares a la dirección de la radiación solar, por lo que 
el uso de un sistema de seguimiento adecuado (solar tracker) es ineludible. Las 
aperturas de este dispositivo están dispuestas de forma que sólo la radiación 
procedente del disco solar y de unaestrecha franja anular en torno al mismo 
alcanzan el receptor. 
 
 Radiación global y difusa: La radiación global se define como la radiación solar 
recibida de un ángulo sólido de 2π estereorradianes sobre una superficie 
horizontal. La radiación global incluye la recibida directamente del disco solar y 
también la radiación celeste difusa dispersada al atravesar la atmósfera. El 
LA RADIACIÓN SOLAR 
 
10 
 
instrumento necesario para medir la radiación global es el piranómetro. Éste 
se utiliza a veces para medir la radiación incidente sobre superficies inclinadas y 
se dispone en posición invertida para medir la radiación global reflejada 
(albedo). Para medir solamente la componente difusa de la radiación solar, la 
componente directa se cubre por medio de un sistema de pantalla o 
sombreado. 
 
Las medidas de la radiación son importantes para: 
 Estudiar las transformaciones de la energía en sistema Tierra-Atmósfera. 
 Analizar las propiedades y distribución de la atmósfera, los elementos que la 
constituyen, tales como los aerosoles, el vapor de agua, el ozono, etc. 
 Estudiar la distribución y variaciones de la radiación incidente, reflejada y total. 
 Satisfacer las necesidades derivadas de las actividades de la biología, de la 
medicina, de la agricultura, de la arquitectura, de la ingeniería y de la industria 
relacionadas con la radiación. 
 
En los últimos años, gracias al desarrollo experimentado por la radiometría absoluta, 
se ha mejorado enormemente la precisión de las medidas de la radiación. Por ello se 
ha definido una Referencia Radiométrica Mundial (WRR) a partir de los resultados 
obtenidos con la realización de numerosas comparaciones de 15 pirheliómetros 
absolutos individuales. 
La WRR se considera representativa de las unidades físicas de irradiancia total con una 
precisión superior a +- 0-3 %, fue adoptada por el congreso de la Organización 
Meteorológica Mundial (O.M.M.) en 1979 y se crea El Grupo Mundial de Normalización 
(WSG), con objeto de garantizar la estabilidad a largo plazo de la nueva referencia, 
como WSG se utiliza por lo menos un grupo de cuatro pirheliómetros absolutos de 
distinto diseño. 
LA RADIACIÓN SOLAR 
 
11 
 
2.4. MÉTODOS PARA LA ESTIMACIÓN DE LA RADIACIÓN DIRECTA NORMAL 
Desde muchos puntos de vista es importante predecir, en función del tiempo, la 
cantidad global de radiación solar, descompuesta en sus componentes directa y difusa, 
que alcanza un lugar de la superficie terrestre. Este cálculo, que resultaría fácil de 
realizar si no existiese atmósfera, se antoja prácticamente imposible debido en gran 
parte a la variabilidad en la composición de la atmósfera terrestre. Por tanto, no cabe 
más que recurrir a métodos indirectos para la estimación del recurso solar. 
A continuación, se comentarán cuatro metodologías diferentes que pueden emplearse 
para la determinación de la radiación incidente sobre la superficie terrestre: 
1. Modelos Radiométricos 
 
La importancia de los modelos radiométricos para estimar la radiación solar sobre la 
superficie terrestre queda de manifiesto cuando se revisa la amplísima literatura 
existente al respecto. Esto es debido principalmente al gran interés en el conocimiento 
del recurso solar casi en la totalidad del planeta junto con la escasez de estaciones 
radiométricas disponibles. Coincidiendo con el desarrollo del uso de la radiación solar 
como fuente energética, se han desarrollado un gran número de modelos de diferente 
alcance y complejidad, cuyos objetivos varían desde la estimación de la irradiancia 
anual para un determinado emplazamiento hasta la estimación espectral sobre una 
determinada superficie, empleando desde métodos estadísticos relativamente simples 
(regresión) hasta modelos de transferencia de calor por radiación muy detallados, 
siendo las fuentes de información igualmente variadas. 
En el capítulo 3, se describirán y detallarán algunos ejemplos de modelos 
radiométricos de tipo paramétrico y de regresión, así como su clasificación propuesta 
por Maxwell (1995). 
 
 
LA RADIACIÓN SOLAR 
 
12 
 
2. Estimación a partir del análisis de series temporales 
 
A partir del análisis de series temporales de valores medidos de irradiación 
(normalmente irradiación global en plano horizontal) medidos o calculados a partir de 
series de horas de Sol, y del estudio estadístico de estas series, se obtienen las 
componentes directa y difusa y de ellas la global, en cualquier lugar de la superficie 
terrestre, del cual se tenga información medida. Últimamente, este método se está 
apoyando adicionalmente en imágenes de satélite que permite una mayor extensión 
espacial. En cualquier caso, hay que apoyarse en medidas realizadas en la superficie 
terrestre. 
3. Estimación a partir de bases de datos de medidas de radiación directa 
 
Un tratamiento estadístico adecuado permite realizar una estimación fiable del 
recurso solar si se dispone de una base de datos de calidad y estadísticamente 
significativa desde el punto de vista temporal. Una base de datos de radiación directa 
adecuada para la estimación del recurso solar debe satisfacer los requisitos de calidad, 
es decir, las medidas deben haber sido realizadas con un dispositivo adecuado, 
debidamente validado y mantenido, y abarcar un período lo suficientemente largo 
como para que las estimaciones realizadas puedan considerarse fiables. Sin embargo, 
es realmente infrecuente disponer de una base de datos que cumpla ambos requisitos. 
 
4. Estimaciones a partir de las medidas por satélite 
 
La estimación de la radiación solar en la superficie terrestre a partir de imágenes de 
satélites geoestacionarios comienza a finales de la década de los 70, cuando se 
presentaron los primeros modelos empleando imágenes del satélite GOES (Tarpley, 
1979; Gautier et al., 1980). Desde sus comienzos, los modelos propuestos se han 
podido clasificar en dos categorías: modelos físicos y modelos estadísticos o 
semiempíricos. Los primeros se basan en la aplicación de leyes físicas sobre estructuras 
atmosféricas definidas por un conjunto de parámetros provenientes de la climatología, 
y necesitan, por tanto, de información precisa sobre los componentes de la atmósfera. 
LA RADIACIÓN SOLAR 
 
13 
 
Los modelos estadísticos son más sencillos, empleando relaciones empíricas obtenidas 
con medidas en tierra para cuantificar la transmitancia de la atmósfera terrestre. La 
gran ventaja de los modelos estadísticos es su sencillez y su facilidad de 
implementación y operación. Sin embargo, requieren de una buena base de datos 
experimentales y suelen tener carácter local. Las incertidumbres de los modelos 
estadísticos para estimar la radiación solar provienen tanto de la incertidumbre en los 
datos de satélite como la de los datos medido en tierra. 
La tendencia actual apunta hacia la unificación a través de modelos híbridos, en los 
que la formulación inicialmente de tipo estadístico se complementa con parámetros 
físicos relacionados con el espesor óptico o con relaciones paramétricas basadas en 
modelos de transferencia radiativa para conocer la atenuación de la radiación solar en 
condiciones de cielo despejado (Pereira et al., 2000; Pérez et al., 2004; Schillings et al., 
2004; Mueller et al., 2004c).