12/08/2016 1 Universidade do Vale do Rio dos Sinos – UNISINOS Programa de Pós-Graduação em Engenharia Mecânica Energia solar térmica Agosto, 2016 2 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.
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Universidade do Vale do Rio dos Sinos – UNISINOSPrograma de Pós-Graduação em Engenharia Mecânica
Energia solar térmica
Agosto, 2016
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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.
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Bibliografia:
� IQBAL, H. An introduction to solar radiation. Toronto: Academic
Press, 1983.
� HULSTRON, R. L. Solar resources. Massachusetts: The MIT Press,
1989.
� DUFFIE, J.A.; BECKMAN, W.A. Solar engineering of thermal
processes. 3th ed. New York: John Wiley, 2006.
� RABL, A. Active solar collectors and their applications. New York:
Oxford University Press, 1985.
�LORENZO, E. Radiación solar y dispositivos fotovoltaicos. Vol. II,
Sevilla: Progenza, 2006.
� KALOGIROU, S.A., Solar energy engineering: process and systems.
Distribuição da demanda de calor na indústria por nível de temperatura Fonte: Vannoni et al. (2008, p.4)
� 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).
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Aplicações
Aquecimento de água quente sanitária.
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Aplicações
Edifícios multifamiliares.
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Aplicações
Aquecimento de piscinas.
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Aplicações em sistemas passivos
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Aplicações
Aquecimento de água e calefação.
Calor de processo (com concentração).
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Aplicações
Ciclo de potência – Concentrador tipo calha parabólica
Capacidades das 9 plantas localizadas no Deserto de Mojave, Califórnia.
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Aplicações
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Aplicações
Ciclo de potência – Central tipo Torre.
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Aplicações
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Aplicações
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Aplicações
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Aplicações
Ciclo de potência com coletor Fresnel Linear – Puerto Errado 2 (Espanha)
Condensado
Vapor superaquecido
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Aplicações
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Aplicações
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� �
Refrigeração com ciclo de absorção.
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Aplicações
Tratamento de água através de UV
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Variabilidade da fonte solar
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Variabilidade da fonte solar
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Variabilidade da fonte solar
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O Sol
Estrela de massa gasosa (H e He), possuindo uma temperatura efetiva de corpo negro de ≈ 5.777K
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O Sol
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A constante solar
Distância média Sol-Terra = 1 UA (unidade astronômica)
Constante solar, Gsc
1367 W/m2
433 Btu/ft2 h4,92 MJ/m2 h
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A constante solar
A radiação térmica (radiação na região do espectro desde 0,2 até 1.000 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.
−
=1
2
5
2
kThCexp
hCE
o
ob
λλ
πλ
onde h é a constante de Planck, k é a constante de Boltzmann. Os grupos 2πhCo2 e hCo/k são chamados de primeira e segunda constante de radiação, C1 e C2, cujos valores são 3,7405x108 W µm4/m2 e 14.387,8 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.
4
0
TdEE bb σλλ == ∫∞
onde σ é a constante de Stefan-Boltzmann, igual a 5,6697x10-8 W/m2K4.
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A constante solar
Considerando que o raio do Sol, rs, seja igual a 6,965x108 m, a potência térmica emitida pelo Sol pode ser calculada.
A fração dessa potência recebida na superfície externa da Terra pode ser calculada em função da distância média Terra-Sol, re, que é igual a 1,496x1011 m.
( )( )
22
24
2
24
2 W/m3681
4
4
4.
r
rT
r
rT
r
EG
e
s
e
s
e
solsc ≈=== σ
ππσ
π
( ) ( )( ) ( )[ ] Wx,x..x,rTdEAE sbssol26284824
0
10849631096564777510669754 =⋅=== −∞
∫ ππσλλ
re
ou seja, a energia/potência recebida em uma superfície é inversamente proporcional ao quadrado da distância entre a fonte emissora e a superfície receptora.
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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.
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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.
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O espectro da radiação solar
Radiação que seria recebida na Terra na ausência da atmosfera.
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O espectro da radiação solar
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A extinção da radiação solar
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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 (O3) 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 (CO2) 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.
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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:
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A extinção da radiação solar
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O espectro da radiação solar:
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Cor λ, µm Irradiância, Wm-2 Porcentagem da Isc
Violeta 0,390 - 0,455 108,85 7,96
Azul 0,455 - 0,492 73,63 5,39
Verde 0,492 - 0,577 160,00 11,70
Amarelo 0,577 - 0,597 35,97 2,63
Laranja 0,597 - 0,622 43,14 3,16
Vermelho 0,622 - 0,770 212,82 15,57
Ultravioleta <0,4 109,81 8,03
Visível 0,390 - 0,770 634,40 46,4
Infravermelho >0,770 634,40 46,4
O espectro da radiação solar:
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A órbita terrestre:
órbita elíptica(Eclíptica)
Solstício de inverno 21/22 junhoδ = 23.45°
Solstício de verão 21/22 dezembroδ = -23.45°
Equinócio de outono 20/21 março
δ = 0°
Equinócio de primavera 22/22 setembro
δ = 0°
≈ 1,017 UA≈ 0,983 UA
1 UA
1 UA
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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:
oscon EII && =
onde é a constante solar (1367 W/m2) e Eo é o fator de correção da excentricidade da órbita terrestre, calculado como:
scI&
Γ+Γ+Γ+Γ+=
2000077,0
2cos000719,000128,0cos034221,000011,1
sen
senEo
Nessa equação, Γ, em radianos, é calculado como:
365/)1(2 −=Γ ndπ
onde dn é o dia no ano (1 em 1º de janeiro e 365 em 31 de dezembro)
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Variação da radiação extraterrestre:
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A declinação terrestre:
Norte celeste ou polo norte verdadeiro
Ângulo formado entre o plano equatorial e a linha que une os centros da Terra e do Sol, ao meio dia.
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A declinação terrestre:
Nos equinócios:
Nos solstícios:
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A declinação terrestre:
Esse ângulo pode ser calculado pela equação:
Γ+Γ−Γ+Γ−Γ+Γ−=
300148,03cos002697,02000907,0
2cos006758,0070257.0cos399912,0006918,0
sensen
senδ
A variação máxima da declinação durante um dia (24 h) acontece nos equinócios e é menor que 0,5°→ considerando-se constante, nesse caso.
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Geometria Terra-Sol:
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Geometria Terra-Sol:
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Trajetória do sol visto por um observador:
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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.
{ ( ){min
t
min
locsthora
ELLTOTSV +−+=43421
4
onde TO é a hora oficial, Lst a longitude do fuso horário, Lloc é a longitude do local e Et é a equação do tempo. A equação do tempo é calculada por:
)18,229)(204089,0
2cos014615,0032077,0cos001868,0000075,0(
Γ−Γ−Γ−Γ+=
sen
senEt
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.
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Variação anual da equação do tempo:
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Geometria Terra-Sol:
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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 (θz);
Ângulo de altitude solar: é o ângulo entre a horizontal e o vetor Terra-Sol, i.é, o complemento do ângulo de zênite (αs);
Ângulo de azimute solar: deslocamento angular da projeção do vetor Terra-Sol no plano horizontal (γs);
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.
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Geometria Terra-Sol:
Ângulo horário:
( ) 1512 ⋅−= TSVωÂngulo de zênite:
δφωδφθ sinsincoscoscoscos z +=
Ângulo de altitude solar:
zs θα −= 90
Ângulo de azimute solar:
( )( )φθ
δφθωγcossin
sinsincoscos)(sign
z
zs
−= −1
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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:
( )
( )∫
∫
∞
∞
=
0
0
d
d
zz
dd
m
ρ
ρ
Para ângulos de zênite < 70 uma boa aproximação é:
zm
θcos1=
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( )( ) 634,1080,965057,0cos
0001184,0exp−−+
−=zz
hm
θθ
Equação empírica (Kasten e Young – 1989) considerando que a atmosfera não é plana. Nessa equação, h é a altitude do local, em m.
Massa de ar:
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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.)
0
50
100
150
200
250
Jan. Fev. Mar. Abr. Mai Jun. Jul. Ago. Set. Out. Nov. Dez.
Radiação Directa
Radiação Difusa
Irra
diaç
ão (
kWh/
m²
mês
)
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Céu claro, encoberto e parcialmente encoberto
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Definições:
Radiação total ou global: é a soma dos dois componentes anteriores, isto é, radiação direta mais a difusa.
Irradiância (W/m2): taxa de energia radiante incide em uma determinada superfície, por unidade de área.
Irradiação (J/m2): 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).
0
2000
4000
6000
8000
10000
12000
14000
16000
18000
Jan Feb Mar Apr May Jun Jul Aug Sep Oct Nov Dec
Directa
Difusa
Wh/m²d
Processo típico de radiação direta e difusa durante o dia (hemisfério norte).
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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 (θs).