Unidad 1 M1 Radiación Solar V8 [PDF]

Zitiervorschau

Módulo 1: Recurso Solar y Tecnologías

Unidad 1: Radiación Solar

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Presentación: En esta unidad introducimos todos los conceptos vinculados a la radiación solar, recorremos los modelos matemáticos utilizados para el proceso del cálculo y estudiamos las bases de datos con las que contamos hoy para introducir a dichos modelos. El cálculo del recurso solar es una de las principales variables en el diseño de un sistema solar. Una de las fuentes de mayor variabilidad en la determinación de la generación de energía de un parque solar / sistema solar térmico es la variabilidad del recurso solar. Por ende, resulta de máxima importancia estudiar los diferentes modelos de obtención de los datos de radiación con las respectivas suposiciones y restricciones.

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Objetivos: Que los participantes: 

Incorporen los diferentes conceptos relacionados a la radiación solar y la relación geométrica entre la radiación y la superficie captación.



Conozcan los diferentes modelos matemáticos utilizados; sepan cuáles bases de datos pueden consultar para obtener los datos de radiación solar horizontal.



Interpreten la secuencia de cálculo de la radiación solar en un plano inclinado.

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Bloques temáticos: 1. Radiación Solar. 2. Geometría Sol-Tierra. 3. Principales modelos de transposición. 4. Bases de datos.

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Consignas para el aprendizaje colaborativo En esta Unidad los participantes se encontrarán con diferentes tipos de actividades que, en el marco de los fundamentos del MEC*, los referenciarán a tres comunidades de aprendizaje, que pondremos en funcionamiento en esta instancia de formación, a los efectos de aprovecharlas pedagógicamente: 

Los foros proactivos asociados a cada una de las unidades.



La Web 2.0.



Los contextos de desempeño de los participantes.

Es importante que todos los participantes realicen algunas de las actividades sugeridas y compartan en los foros los resultados obtenidos. Además, también se propondrán reflexiones, notas especiales y vinculaciones a bibliografía y sitios web. El carácter constructivista y colaborativo del MEC nos exige que todas las actividades realizadas por los participantes sean compartidas en los foros.



El MEC es el modelo de E-learning colaborativo de nuestro Centro.

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Tomen nota:

Las actividades son opcionales y pueden realizarse en forma individual, pero siempre es deseable que se las realice en equipo, con la finalidad de estimular y favorecer el trabajo colaborativo y el aprendizaje entre pares. Tenga en cuenta que, si bien las actividades son opcionales, su realización es de vital importancia para el logro de los objetivos de aprendizaje de esta instancia de formación. Si su tiempo no le permite realizar todas las actividades, por lo menos realice alguna, es fundamental que lo haga. Si cada uno de los participantes realiza alguna, el foro, que es una instancia clave en este tipo de cursos, tendrá una actividad muy enriquecedora.

Asimismo, también tengan en cuenta cuando trabajen en la Web, que en ella hay de todo, cosas excelentes, muy buenas, buenas, regulares, malas y muy malas. Por eso, es necesario aplicar filtros críticos para que las investigaciones y búsquedas se encaminen a la excelencia. Si tienen dudas con alguno de los datos recolectados, no dejen de consultar al profesor-tutor. También aprovechen en el foro proactivo las opiniones de sus compañeros de curso y colegas.

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1. Radiación Solar

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1. Radiación Solar Para el desarrollo de las expresiones matemáticas se utiliza la siguiente nomenclatura: 

G: Valor instantáneo de la radiación solar (irradiancia) W/m2



I: Valor de la irradiación solar evaluado en una hora kWh/m2



H: Valor de la irradiación solar evaluado en un día kWh/m2.día

Los valores medios serán con la misma nomenclatura, pero con una línea recta horizontal sobre la letra. 𝐼, 𝐻, etc.

1.1.

La constante SolarGsc

El sol puede ser considerado como un emisor de cuerpo negro a 5800 K. El espectro emitido por el sol y efectivamente medido por diferentes medios soporta la mencionada suposición (ver Figura 1.1.1). El valor de irradiancia que surge de la integración de la energía medida en todas las longitudes de onda y que arrojan las mediciones más aceptadas es de 1367 W/m2. Este valor se conoce como constante solar y está definido como el valor de irradiancia solar que incide sobre una superficie perpendicular a la dirección del haz de luz del sol. Dado que en el espacio exterior no hay atmosfera, este valor solo se ve afectado por la variación de las distancias tierra-sol que varían a lo largo del año.

Figura 1.1.1Irradiancia solar espectral W/m2.μm

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1.2.

Variación de la constante solar

Debido a la excentricidad de la órbita de la tierra que es de aproximadamente 3,3%, existe una dependencia de la constante solar con la distancia tierra-sol. Se muestran a continuación dos modelos para obtener los valores de la constante solar para cada día del año, a saber, el modelo de (Iqbal, 1983) y el modelo de (Spencer, 1971), definidos por la ecuaciones ( 1.2.1) y ( 1.2.2) respectivamente, donde n es el día del año Juliano siendo el día 1 el 1 de enero y el día 365 el 31 de diciembre: 𝐺𝑜𝑛 = 𝐺𝑠𝑐 1 + 0,033 𝑐𝑜𝑠

360𝑛 365

(Iqbal, 1983)

𝐺𝑜𝑛 = 𝐺𝑠𝑐 1,00011 + 0,034221 cos 𝐵 + 0,00128 𝑠𝑒𝑛 𝐵 + 0,000719 cos 2𝐵 + 0,000077 𝑠𝑒𝑛(2𝐵) (Spencer, 1971)

𝐵 = (𝑛 − 1)

360 365

( 1.2.1)

( 1.2.2)

( 1.2.3)

Los modelos se grafican en la Figura 1.2.1

Figura 1.2.1Variación de la irradiancia solar extraterrestre con el momento del año.

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1.3.

Radiación Extraterrestre sobre Superficie Horizontal

La ecuación ( 1.2.1) indica la variación de la radiación solar extraterrestre perpendicular en el tope de la atmósfera, en función del día del año. El producto de la ecuación ( 1.2.1) y el 𝐜𝐨𝐬 𝛉𝐳 permite conocer la radiación extraterrestre incidente en una superficie horizontal para cualquier momento del año entre el amanecer y el atardecer, como lo indican las ecuaciones ( 1.3.1) y ( 1.3.2)

𝐺𝑂 = 𝐺𝑠𝑐 1 + 0,033 𝑐𝑜𝑠

360𝑛 𝑊 . cos θz 2 365 𝑚

360𝑛 . sin δ sin ϕ 365 𝑊 ∓ cos δ cos ϕ cos ω 2 𝑚

( 1.3.1)

𝐺𝑂 = 𝐺𝑠𝑐 1 + 0,033 𝑐𝑜𝑠

( 1.3.2)

Para obtener la radiación extraterrestre sobre superficie horizontal durante el día, Ho, se integra la ecuación ( 1.3.2) sobre el tiempo entre la salida y la puesta del sol, obteniendo la ecuación ( 1.3.3) 

ω: Ángulo Horario, el cual es igual a cero al mediodía solar y adquiere un valor de 15º de longitud por cada hora, siendo negativo en las mañanas y positivo en las tardes. Por ejemplo, ω =-30º a las 10:00 y ω =+15º a las 13:00.



𝛉𝐳 : es el ángulo cenital



𝛅:ángulo de declinación



𝛟: Ángulo de latitud



n: es el número de día del año, por lo que 1 ≤ n ≤ 365.

Nota: en los puntos siguientes se definirá cada uno de estos ángulos.

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𝐻𝑂 =

24. 𝐺𝑠𝑐 360𝑛 1 + 0,033 𝑐𝑜𝑠 . cos δ cos ϕ sin ω𝑠 𝜋 365 𝜋ω𝑠 𝑘𝑊ℎ + sin δ sin ϕ 180 𝑚2 . 𝑑í𝑎

( 1.3.3)

Un valor importante es HO, el cual puede evaluarse a partir de la ecuación ( 1.3.3) seleccionando para cada mes, el día del año en el que la radiación diaria extraterrestre es numéricamente igual en forma aproximada al valor medio en ese mes. Ver Tabla 2.1.1. En la Figura 1.3.1 se observa la radiación solar extraterrestre para cada mes y diferentes latitudes.

Figura 1.3.1Radiación Solar extraterrestre, Hemisferio Sur.

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1.4.

Radiación Directa, difusa y reflejada

HD:

Radiación Directa

Energía radiante proveniente del sol, que llega a la

superficie terrestre sin interactuar con la atmosfera Radiación Difusa

Hd:

Fracción de la radiación solar que interactúa con la

atmósfera en fenómenos de dispersión. La radiación dispersada por los componentes atmosféricos que no tiene una direccionalidad definida se conoce como radiación difusa y proviene de toda la bóveda celeste. Radiación reflejada

Hr: Radiación difusa reflejada por el suelo. Es función de las

propiedades del suelo. Radiación Total Ht: Suma de las radiaciones difusa, directa y reflejada recibida por una superficie. Radiación GlobalH: Radiación solar comprendida en el espectro de 0,3 a 3 micrones.

1.5.

Índice de claridad KT

El índice (o coeficiente) de claridad atmosférico es un valor que se obtiene a partir del cociente entre la radiación solar que llega a la parte exterior de la atmósfera y la radiación que llega a la superficie terrestre; este índice, nos permite estimar el valor de la cantidad de energía que se disipa y se transforma en diferentes procesos por el paso de la radiación y está físicamente relacionado con el camino de la radiación a través de la atmósfera hasta incidir sobre una superficie a nivel terrestre o del mar. El KT puede ser una relación de valores de potencia o de energía y valores medios. 

𝑘 𝑇 = 𝐺/𝐺0



𝐾𝑇 = 𝐻ℎ /𝐻0



𝐾𝑇 = 𝐻ℎ /𝐻0

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2. Geometría Sol-Tierra

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2. Geometría Sol Tierra 2.1.

Declinación

La declinación define la altura solar/ángulo cenital del sol al mediodía solar, es decir en el momento en que el sol está en el cenit, con respecto al plano del ecuador.

Figura 2.1.1Variación de la declinación a través del año

La declinación depende del día del año (n). A continuación se expone el modelo de (Cooper, 1969), dado por la ecuación ( 2.1.1) y el modelo de (Spencer, 1971) dado por la ecuación ( 2.1.2). 𝛿 = 23,45 ∙ sin 360 ∙

284 + 𝑛 365

𝛿 = (180/𝜋)(0,006918 − 0,399912 𝐶𝑂𝑆 𝐵 + 0,070257𝑆𝐸𝑁𝑂 𝐵 − 0,006758𝐶𝑂𝑆 2𝐵 + 0,000907𝑆𝐸𝑁𝑂 2𝐵 − 0,002697𝐶𝑂𝑆 3𝐵 + 0,00148𝑆𝐸𝑁𝑂 3𝐵 )

( 2.1.1)

( 2.1.2)

La Figura 2.1.2 muestra el cambio de la declinación a través de los distintos meses del año para ambos modelos.

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Figura 2.1.2 Variación de la declinación a través del año

Prácticamente no hay diferencias entre los modelos. La Tabla 2.1.1 muestra los valores correspondientes para cada modelo desarrollado. Tabla 2.1.1 Declinación para los días medios de cada mes Mes Enero Febrero Marzo Abril Mayo Junio Julio Agosto Septiembre Octubre Noviembre Diciembre

Día medio

n

δ Spencer (1971)

δ Cooper 1969

17 16 16 15 15 11 17 16 15 15 14 10

17 47 75 105 135 162 198 228 258 288 318 344

-20,89 -12,83 -2,14 9,66 18,80 22,93 21,27 14,10 3,38 -8,36 -18,06 -22,67

-20,92 -12,95 -2,42 9,41 18,79 23,09 21,18 13,45 2,22 -9,60 -18,91 -23,05

Los modelos matemáticos analizados anteriormente de (Cooper, 1969), y de (Spencer, 1971) que definen los valores de la declinación a lo largo del año, no poseen una diferencia significativa. El modelo de (Spencer, 1971) es uno de los más aceptados para realizar la estimación de los valores.

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2.2.

Altura/elevación solar αs

Es la altura angular del sol en el cielo medida desde la horizontal. La altura solar es 0° al amanecer y 90° cuando el sol está directamente en el cénit (lo que ocurre, por ejemplo, en el ecuador en los equinoccios de primavera y otoño).

Figura 2.2.1Altura Solar

2.3.

Cenit Solar θZ:

El ángulo cenital es el ángulo entre el Sol y la vertical. El ángulo cenital es el ángulo complementario a la altura solar, se mide desde la vertical en lugar de desde la horizontal, con lo que el ángulo cenital θZ= 90 ° - αs.

Figura 2.3.1Cenit Solar

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2.4.

Acimut Solar ϒ𝐬:

El ángulo acimutal mide cuán desplazado está el sol respecto al Norte. Al mediodía, este ángulo es cero (el sol está en el Norte). El ángulo acimutal para la hora de salida del sol varía cada día del año.

Figura 2.4.1Acimut Solar

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2.5.

Ángulo de Incidencia de Radiación Directa

Nota: La intensidad de la luz del Sol que llega a la superficie terrestre (Irradiancia) disminuye cuando el sol se aleja de la posición vertical (cenit). Esto ocurre para dos razones:



Variaciones en la extensión del área radiada: Conforme el Sol se aleja del zenit (h < 90º) los rayos solares se proyectan sobre el plano aumentando el área irradiada mientras se mantiene un flujo de energía constante.



Longitud del camino recorrido. La longitud del camino que recorre el rayo de Sol aumenta conforme disminuye la altura solar y como se desplaza a través de un grosor más grande de atmósfera también aumenta la pérdida de energía por absorción y reflexión.



En la sección siguiente se detallan las fórmulas para tener en cuenta el ángulo de incidencia del sol sobre el plano.

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2.5.1. Angulo de incidencia para superficies fijas

El ángulo de incidencia es el ángulo que forma la normal de la superficie de captación con el ángulo cenital solar. Si el plano de captación es horizontal el valor del ángulo de incidencia es igual al ángulo cenital. La relación entre el ángulo θ de incidencia sobre un plano, con los demás ángulos está dada por la ecuación ( 2.5.1). cos θ = sin δ sin ϕ cos β ∓ sin δ cos ϕ sin β cos ϒ𝑠 + cos δ cos ϕ cos β cos ω ∓ cos δ sin ϕ sin β cos ϒ𝑠 cos ω + cos δ sin β sin ϒ𝑠 sin ω

( 2.5.1)

Dónde:

ω: Ángulo Horario, el cual es igual a cero al mediodía solar y adquiere un valor de 15º de longitud por cada hora, siendo negativo en las mañanas y positivo en las tardes. Por ejemplo, ω = -30º a las 10:00 y ω = +15º a las 13:00. 

𝛟: Ángulo de latitud.



𝛅: Ángulo de declinación.



𝛃: Inclinación del plano de captación con respecto al plano horizontal.



ϒ𝒔 : Ángulo de acimut solar, con respecto a la línea norte-sur.

Para el hemisferio sur se utilizan los signos + y - respectivamente, mientras que para el hemisferio norte se usan los signos - y +.

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2.5.2. Casos particulares Varios casos particulares de la ecuación ( 2.5.1) son de interés para calcular posteriormente la radiación en un plano inclinado y orientado arbitrariamente. Superficie Horizontal: para este caso β=0º y θ= θz. Donde θz es el ángulo que forma el haz de radiación directa con la normal al plano horizontal. Ib,h = Ib,c Ib

θz =θ β=0

Figura 2.5.1Plano horizontal horizontal

cos θz = sin δ sin ϕ ∓ cos δ cos ϕ cos ω

Normal

β

( 2.5.2)

θ

Ib

Superficie inclinada hacia el ecuador: Cuando una superficie se encuentra mirando hacia el ecuador, el ángulo acimutal de la misma es igual a cero, (ϒs = 0º). Observando la Figura 2.5.2 el ángulo de incidencia θ es idéntico que en una superficie Normal θ horizontal ubicada en una latitud igual a (ϕ - β) para el hemisferio norte y (ϕ + β) para el I hemisferio sur. ϕ b

ϕ-β

Ecuador ϕ+β horizontal Normal

ϕ

al rm No θ

β

θ Ib

Ib

Normal

al rm No θ

θ Ib ϕ

ϕ-β

Ecuador

Ib

ϕ+β

Figura 2.5.2Ángulo de incidencia en dos latitudes diferentes ϕ

al rm No θ Ib

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cos θ = sin δ sin(ϕ ∓ β) + cos δ cos(ϕ ∓ β) cos ω

( 2.5.3)

Superficie vertical orientada al ecuador: Cuando una superficie se encuentra mirando hacia el ecuador, el ángulo acimutal de la misma es igual a cero, (ϒs = 0º). También en este caso β = 90º. cos θ = ∓ sin δ cos ϕ ∓ cos δ sin ϕ cos ω

( 2.5.4)

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2.6. Factor geométrico Rb – Relación entre la radiación directa en un plano inclinado y una superficie horizontal El factor geométrico Rb, determina la relación entre la radiación directa sobre una superficie inclinada 𝐺𝑏,𝑇 y la radiación directa sobre superficie horizontal 𝐺𝑏 para un instante dado y fuera de la atmósfera. Para obtener el factor en la superficie terrestre, debiera haber una corrección debido a la transmitancia de atmósfera, sin embargo, (Liu; Jordan, 1962) sugirieron que el factor extraterrestre es una estimación bastante precisa. Por lo tanto, el factor geométrico está dado por la ecuación ( 2.6.1): 𝑅𝑏 =

𝐺𝑏,𝑇 𝐺𝑏,𝑛 cos θ cos θ = = 𝐺𝑏 𝐺𝑏,𝑛 cos θ𝑍 cos θ𝑍

( 2.6.1)

Se remplazan las funciones coseno, como ilustra la ecuación ( 2.6.2) 𝑅𝑏 =

sin δ sin(ϕ ∓ β) + cos δ cos(ϕ ∓ β) cos ω sin δ sin ϕ + cos δ cos ϕ cos ω

Ib,h Ib

θz

( 2.6.2)

Ib,c Ib

θ β

Figura 2.6.1 Ángulo cenital y ángulo entre la normal del plano inclinado y el haz de radiación directa.

Lo que realmente nos interesa es el valor medio mensual de la radiación directa sobre la superficie de captación. Para ello, es necesario integrar la ecuación ( 2.5.1) para los periodos de tiempo apropiados. Es decir, desde la verdadera salida y puesta del sol para la superficie horizontal y desde la salida y puesta de sol aparente para la superficie inclinada. Integrando y considerando lo anterior se obtiene el factor geométrico medio mensual de radiación sobre superficie inclinada para superficies orientadas al ecuador como indica la ecuación ( 2.6.3)

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𝑅𝑏 =

cos(ϕ ∓ β) cos δ sin ω𝑠 + cos ϕ cos δ sin ω𝑠 +

π 180 π 180

ω𝑠 sen(ϕ ∓ β) sin δ ω𝑠 sen ϕ sin δ

( 2.6.3)

Dónde: ω𝑠 = min

arcos (− tan ϕ tan δ) arcos (− tan(ϕ + β) tan δ)

( 2.6.4)

“min” se refiere al valor mínimo que surge de resolver las dos expresiones que están dentro de los corchetes.

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2.7.

Ángulo horario de salida y puesta del sol

De las ecuaciones anteriores es posible obtener el ángulo horario de puesta del sol ωs y el de salida del sol ωr. Haciendo operaciones trigonométricas cuando θz = 90º, se obtienen las expresiones ( 2.7.1) y ( 2.7.2) ωs = arcos −

sin ϕ sin δ = arcos (− tan ϕ tan δ) cos ϕ cos δ

ωr = −arcos −

2.8.

sin ϕ sin δ = −arcos (− tan ϕ tan δ) cos ϕ cos δ

( 2.7.1)

( 2.7.2)

Duración Teórica del día

Por razones de simetría, y teniendo en cuenta que cada hora realiza un barrido de 15º, se puede calcular también la longitud del día, es decir el máximo números de horas de asoleamiento diario. 𝑁=

2.9.

2 2 ωs = arcos (− tan ϕ tan δ) 15 15

( 2.8.1)

Tiempo Solar

El tiempo solar es el tiempo basado en el aparente movimiento angular del Sol a través del cielo, con el mediodía solar en el instante en que el Sol cruza el meridiano del observador. El tiempo solar es usado en todas las relaciones de ángulos solares y no coincide con la hora local. Es necesario convertir el tiempo estándar a tiempo solar, (Beckman, John A. and Duffie, William A., 2013) El tiempo solar se obtiene al aplicar dos correcciones. La primera rectifica la diferencia entre el meridiano del observador y el meridiano en el cual el tiempo estándar local está basado. La segunda corrección toma en cuenta las variaciones de velocidad en la rotación de la Tierra a lo largo del año, ya que

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estas variaciones repercuten en el tiempo que le toma al Sol pasar por el meridiano del observador. La diferencia en minutos establecida entre el tiempo solar y el tiempo estándar se indica en la ecuación ( 2.9.1): 𝑡𝑠 − 𝑡𝑜 = 4 𝐿𝑟𝑒𝑓 − 𝐿𝑙𝑜𝑐 + 𝐸

( 2.9.1)

Donde 𝑡𝑠 es el tiempo solar, 𝑡𝑜 el tiempo oficial, 𝐿𝑟𝑒𝑓 el meridiano estándar para la zona de tiempo local y 𝐿𝑙𝑜𝑐 la longitud de la locación en cuestión. La ecuación ( 2.9.2) de tiempo E establecida en minutos es determinada por (Iqbal, 1983) y (Spencer, 1971) E = 229,2 (0,000075 + 0,01868 cos 𝐵 − 0,032077 sin 𝐵 − 0,014615 cos 2𝐵 − 0,04089 sin 2𝐵

( 2.9.2)

Donde B es el expuesto en la ecuación ( 1.2.3) establecida en grados y n es el número de día del año, por lo que 1 ≤ n ≤ 365. En la Figura 2.9.1 se puede observar la ecuación del tiempo en función del día del año.

Figura 2.9.1Ecuación del Tiempo

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3. Principales modelos de transposición

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3. Principales modelos de transposición 3.1.

Estimación de la Media Mensual de la Radiación Solar Diaria

Los datos de mediciones reales de radiación solar son sin duda la mejor fuente de información. Sin embargo, es frecuente no contar con los mismos y necesario estimar la media mensual a partir de otras mediciones existentes. Utilizando la información de radiación de las bases de datos (se detallarán en el capítulo siguiente las bases de datos existentes en la Argentina), el paso que sigue es realizar el cálculo de la irradiación directa y difusa media mensual para la orientación e inclinación del sistema que se está analizando.

3.2. Componentes directa y difusa de la radiación media mensual. Es importante en el estudio de la energía solar, poder separar la cantidad de radiación total recibida en sus distintas componentes (directa, difusa y reflejada). Lo más importante es poder estimar qué parte de la radiación total corresponde a radiación difusa ya que la componente reflejada es una función lineal de la radiación total dependiendo solo de la reflectividad (albedo) del suelo. Para este trabajo es fundamental modelar todas las variantes y elegir la más pertinente. Con respecto a esto, diversos autores han encontrado correlaciones entre la media mensual del factor de transparencia atmosférica, 𝐾𝑇 y la proporción de radiación solar difusa mensual recibida, 𝐻𝑑 / 𝐻. 3.2.1. Correlación de Liu y Jordan (1960) En el trabajo de Liu y Jordan se ajustó experimentalmente una curva a los valores de 𝐻𝑑 / 𝐻 y 𝐾𝑇 para obtener la siguiente correlación 𝐾𝑑 =

𝐻𝑑 = 1, 390 − 4,027 𝐾𝑇 + 5,531 𝐾𝑇 𝐻

2

− 3,108 𝐾𝑇

3

( 3.2.1)

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3.2.2. Correlación de Page (1961)

La radiación solar difusa puede ser estimada por una fórmula empírica que correlaciona la componente difusa de radiación solar media a la media mensual de la radiación solar terrestre total diaria. El modelo de regresión lineal se indica en la siguiente ecuación: 𝐾𝑑 =

𝐻𝑑 = 1 − 1,13 𝐾𝑇 𝐻

( 3.2.2)

3.2.3. Correlación de Iqbal (1979)

Posteriormente Iqbal propuso en base a los datos de Toronto (43º48’N) - Montreal (45º30’N) la siguiente correlación: 𝐾𝑑 =

𝐻𝑑 = 0,958 − 0,952𝐾𝑇 𝐻

( 3.2.3)

3.2.4. Correlación de Collares-Pereira y Rabl (1979)

Esta correlación incluye un factor de estacionalidad que se expresa en función del ángulo horario de puesta de sol para el día medio del mes, 𝜔𝑠 , según se expone en la siguiente ecuación: 𝐾𝑑 =

𝐻𝑑 = 0,775 + 0,00606 𝜔𝑠 − 90 − 0,505 + 0,00455 𝜔𝑠 − 90 cos⁡ (115𝐾𝑇 𝐻 − 103)

( 3.2.4)

3.2.5. Correlación de Erbs, Duffie y Beckman (1982) Erbs también incluyó una estacionalidad. Para invierno, se obtienen menores fracciones difusas debido a la menor humedad ambiental y menor cantidad de partículas en suspensión en el aire. A continuación, se exponen las ecuaciones: Para 𝜔𝑠 ≤ 81,4º 𝑦 0,3 ≤ 𝐾𝑇 ≤ 0,8

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𝐾𝑑 =

𝐻𝑑 = 1, 391 − 3,560 𝐾𝑇 + 4,189 𝐾𝑇 𝐻

2

− 2,137 𝐾𝑇

3

( 3.2.5)

2

− 1,821 𝐾𝑇

3

( 3.2.6)

Para 𝜔𝑠 > 81,4º 𝑦 0,3 ≤ 𝐾𝑇 ≤ 0,8 𝐾𝑑 =

𝐻𝑑 = 1, 311 − 3,022 𝐾𝑇 + 3,427 𝐾𝑇 𝐻

3.2.6. Resumen de Correlaciones de fracción difusa media

En la siguiente figura se resumen los distintos modelos de correlación

Figura 3.2.1Modelos de radiación difusa media

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En la siguiente figura se resumen los distintos modelos de correlación Tabla 3.2.1 Diferentes Modelos de fracción difusa media mensual.

KT

Liu y jordan (1960)

Page (1961)

Collares Pereyra Rabl (1979)

0,1 0,2 0,3 0,4 0,5 0,6 0,7 0,8 0,9 1,0

0,32 0,78 0,60 0,47 0,37 0,29 0,22 0,12 0,32 0,32

0,37 0,77 0,66 0,55 0,44 0,32 0,21 0,10 0,37 0,37

0,42 0,77 0,66 0,55 0,46 0,39 0,34 0,30 0,42 0,42

Erbs, Klein y Duffie (1982) 0,37 0,83 0,66 0,53 0,43 0,34 0,25 0,15 0,37 0,37

Iqbal (1979)

NASA*

0,42 0,77 0,67 0,58 0,48 0,39 0,29 0,20 0,42 0,42

0,36 0,80 0,67 0,55 0,43 0,32 0,21 0,11 0,36 0,36

Nuevamente todos los métodos mencionados presentan valores similares. El modelo de Collares-Pereira y Rabl (1979) es uno de los más utilizado a nivel mundial.

3.2.7. Cálculo de la componente directa a partir de la difusa Anteriormente se analizaron distintos métodos para obtener el 𝐾𝑑 .Por lo tanto ahora se puede calcular 𝐻𝑑 de la siguiente manera: 𝐻𝑑 = 𝐾𝑑 𝐻 Y finalmente la componente directa se obtiene por diferencia, como se observa a continuación: 𝐻𝑏 = 𝐻 − 𝐻𝑑

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3.3.

Estimación de la radiación horaria a partir de datos diarios

Al igual que con la estimación de la radiación difusa a partir de la radiación total, esto no es un proceso exacto. Por ejemplo, los valores de radiación total diaria en el intervalo medio entre día claro y completamente nublado pueden variar por diversas circunstancias, tales como las nubes intermitentes pesadas, ligeras o continuas, etc. No hay manera de determinar estas circunstancias en los valores totales diarios. Los estudios estadísticos de la distribución del tiempo de radiación total en superficies horizontales a través del día, a partir de datos promedio mensuales para un número de estaciones, han llevado a la conclusión de que la relación del total cada hora a radiación total diaria, se comporta como una función de la duración del día y la hora en cuestión, según se muestra en la siguiente ecuación 𝑟𝑡 =

𝐼 𝜋 cos 𝜔 − cos 𝜔𝑠 = (𝑎 + 𝑏 cos 𝜔) 𝜋𝜔 𝐻 24 sin 𝜔𝑠 − 𝑠 cos 𝜔𝑠

( 3.3.1)

180

En la ecuación anterior𝜔 es el ángulo horario en grados para a hora en cuestión y 𝜔𝑠 es el ángulo en grados del atardecer. Los coeficientes a y b están dados por las siguientes expresiones: 𝑎 = 0,409 + 0,5016 sin( 𝜔𝑠 − 60)

( 3.3.2)

𝑏 = 0,6609 − 0,4767 sin( 𝜔𝑠 − 60)

( 3.3.3)

Para el caso de la razón entre la radiación difusa horaria con respecto a la radiación difusa diaria, queda definido con la siguiente ecuación: 𝑟𝑑 =

𝐼𝑑 𝜋 cos 𝜔 − cos 𝜔𝑠 = 𝐻𝑑 24 sin 𝜔𝑠 − 𝜋 𝜔 𝑠 cos 𝜔𝑠

( 3.3.4)

180

3.4.

Radiación en superficies inclinadas: Cielo Isotrópico

Se puede suponer según lo sugerido por (Hottel; Woertz, 1942) que la combinación de radiación difusa y la radiación terrestre reflejada es isotrópica. Con esta suposición, la

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suma de estas dos componentes sobre la superficie inclinada es la misma independientemente de su orientación, y la radiación total sobre la superficie inclinada es la suma de la radiación directa calculada como 𝐼𝑏 𝑅𝑏 y la difusa sobre una superficie horizontal 𝐼𝑑 . Esto representa una mejora sobre la suposición de que toda la radiación puede ser tratada como directa, pero como se desarrollará más adelante, existen mejores métodos. Una mejora en este modelo, el modelo difuso isotrópico, fue desarrollada por (Liu; Jordan, 1963). La radiación en la superficie inclinada se consideró como la suma de tres componentes: radiación solar directa, difusa isotrópica y reflejada de forma difusa desde el suelo. La siguiente ecuación determina estas relaciones evaluado en forma horaria. 𝐼𝑇 = 𝐼𝑏 𝑅𝑏 + 𝐼𝑑

3.5. Radiación Isotrópico

1 + cos β 1 − cos 𝛽 + 𝐼𝜌 2 2

promedio

en

superficies

( 3.4.1)

inclinadas:

Cielo

3.5.1. Modelo Liu – Jordan

Se considera que la radiación sobre la superficie inclinada se puede separar en tres componentes y por lo tanto en tres factores de corrección: radiación directa (𝑅𝑏 ), radiación difusa (𝑅𝑑 ) y radiación reflejada difusamente por el suelo (𝑅𝑟 ) Entonces, la radiación incidente media sobre el plano inclinado 𝐻T, se puede expresar con la siguiente ecuación: 𝐻T = 𝐻b . 𝑅𝑏 + 𝐻d . 𝑅𝑑 + 𝐻r . 𝑅𝑟

( 3.5.1)

El cálculo de 𝑅𝑏 fue desarrollado anteriormente. La corrección angular para la componente difusa depende de la distribución de ésta en el cielo, la cual generalmente no se conoce con exactitud. Esta distribución depende del tipo, extensión y localización de las nubes, así como también de otros componentes atmosféricos que generan la dispersión de la radiación solar.

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Sin embargo, asumiendo que tanto la radiación difusa como la reflejada son isotrópicas (cuando se tiene una nubosidad uniforme o cuando la atmósfera presenta una alta turbiedad) se puede utilizar como una aproximación general suficientemente precisa. Bajo este supuesto, la radiación difusa proviene de todas direcciones y con la misma intensidad. Luego, lo único que influye en la cantidad de radiación difusa que recibe una superficie inclinada es la porción de cielo que observa. Para superficies horizontales, las mismas observan el 100% posible del cielo y por lo tanto se recibe la totalidad de la radiación difusa. Por otro lado, para superficies inclinadas en 90º, sólo se recibe el 50% de la radiación difusa al ver sólo esa porción del cielo. Esto se puede expresar con la siguiente ecuación que corresponde al factor de corrección: 𝑅𝑑 =

1 + cos β 2

( 3.5.2)

La corrección angular para la componente reflejada se obtiene al suponer un albedo (o reflectividad ρ que corresponde a la proporción reflejada de la radiación total recibida) del suelo y al razonar de manera análoga a como se hizo para la componente difusa (también se supone que la radiación reflejada es isótropa). Es decir, cuando la superficie tiene una inclinación de 90º se recibe la mitad de la radiación total reflejada, ya que el captador ve tan solo la mitad del suelo que lo rodea. Análogamente, para captadores horizontales, no se tiene radiación reflejada ya que no se ve nada del suelo en esa posición. Esto es modelado por el factor de corrección expresado en la siguiente ecuación: 𝑅𝑟 =

1 − cos β 2

( 3.5.3)

Luego, suponiendo la isotropía de la radiación tanto difusa como reflejada, la radiación solar media mensual recibida en una superficie inclinada y libre de sombras puede ser expresada según la siguiente ecuación: 𝐻 𝑇 = 𝐻𝑏 𝑅𝑏 + 𝐻𝑑

1 + cos 𝛽 1 − cos 𝛽 + 𝐻𝜌 2 2

( 3.5.4)

Si se divide en ambos términos de la ecuación por𝐻 se obtiene la siguiente relación entre la radiación media sobre la superficie inclinada y la radiación global media para una superficie horizontal.

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𝑅=

𝐻𝑇 𝐻

= 1−

𝐻𝑑 𝐻

𝑅𝑏 +

𝐻𝑑 1 + cos 𝛽 1 − cos 𝛽 +𝜌 2 2 𝐻

( 3.5.5)

El valor de 𝐻𝑑 / 𝐻 es una función de 𝐾𝑇 de acuerdo a lo expuesto anteriormente. El albedo toma valores muy diferentes dependiendo del tipo de suelo, por ejemplo, 0,7 para superficies reflectantes, 0,6 para nieve, etc. El valor de 0,2 suele utilizarse para la mayoría de las superficies) (Beckman, John A. and Duffie, William A., 2013). Con esto, se tiene todo lo necesario para resolver la ecuación anterior. El modelo descripto anteriormente funciona solamente para superficies inclinadas mirando hacia el ecuador, es decir, con acimut 0°.

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3.5.2. Modelo KT (Klein – Theilacker)

El método, también llamado método K-T, propone que el valor a largo plazo del factor de corrección 𝑅 puede ser calculado integrando la irradiancia 𝐺𝑇 sobre una superficie inclinada, y G sobre superficie horizontal, desde la salida y hasta la puesta de sol para todos los días de cada mes y para varios años, para sumar todo al final como se indica en la siguiente ecuación: 𝑁

𝑅=

𝑑í𝑎 =1 𝑁 𝑑í𝑎=1

𝑡 𝑠𝑠 𝑡 𝑠𝑟

𝐺𝑇 𝑑𝑡

𝑡 𝑠𝑠 𝑡 𝑠𝑟

( 3.5.6)

𝐺𝑑𝑡

La resolución de las integrales anteriores para una superficie de cualquier orientación entrega el factor de corrección buscado como se indica en la siguiente ecuación. Es importante notar que para orientaciones distintas a 𝛾 = 0º ó 𝛾 = 180º , los tiempos de salida y puesta de sol para la superficie inclinada no son simétricos respecto del mediodía solar. 𝑅=𝐷+

𝐻𝑑 1 + cos 𝛽 1 − cos 𝛽 +𝜌 2 2 𝐻

( 3.5.7)

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Dónde

D=

max 0; 𝐺 𝜔𝑠𝑠 , 𝜔𝑠𝑠 max(0; 𝐺 𝜔𝑠𝑠 , −𝜔𝑠 + 𝐺 𝜔𝑠 , 𝜔𝑠𝑟

𝐺 𝜔1 , 𝜔2 =

1 2𝑑

𝑏𝐴 − 𝑎´𝐵 2

𝜔1 − 𝜔2

, ,

𝑠𝑖 𝜔𝑠𝑠 ≥ 𝜔𝑠𝑟 𝑠𝑖𝜔𝑠𝑟 ≤ 𝜔𝑠𝑠

( 3.5.8)

𝜋 180

+ 𝑎´𝐴 − 𝑏𝐵 sin 𝜔1 − sin 𝜔2 − 𝑎´𝐶 cos 𝜔1 − cos 𝜔2 𝑏𝐴 + 2 𝑏𝐶 + 2

( 3.5.9)

sin 𝜔1 𝑐𝑜𝑠 𝜔1 − sin 𝜔2 𝑐𝑜𝑠 𝜔2 𝑠𝑖𝑛2 𝜔1 − 𝑠𝑖𝑛2 𝜔2

𝑎´ = 𝑎 −

𝐻𝑑

( 3.5.10)

𝐻

La integración de la ecuación (3.5.7) comienza a la salida del sol sobre el plano inclinado o sobre el plano horizontal, lo que suceda más tarde. La integración termina en la puesta de sol sobre el plano inclinado o sobre el plano horizontal, lo que suceda antes. Los ángulos horarios de salida y puesta del sol para el plano inclinado se obtienen de la ecuación ( 2.5.1) fijando 𝜃 = 90º La solución de esto es una ecuación cuadrática que da dos valores para 𝜔 (que deben estar entre ±𝜔𝑠 ). Los signos de 𝜔𝑠𝑟 y 𝜔𝑠𝑠 dependen de la orientación de la superficie como se expresa en las siguientes ecuaciones: 𝜔𝑠𝑟 = min 𝜔𝑠

𝜔𝑠𝑟 =

− 𝜔𝑠𝑟 , + 𝜔𝑠𝑟 ,

; cos−1

𝐴𝐵 + 𝐶 𝐴2 − 𝐵2 + 𝐶2 𝐴 2 + 𝐶2

𝑠𝑖 𝐴 > 0 𝑦 𝐵 > 0 ó 𝐴 ≥ 𝐵 𝑒𝑛 𝑐𝑢𝑎𝑙𝑞𝑢𝑖𝑒𝑟 𝑜𝑡𝑟𝑜 𝑐𝑎𝑠𝑜

( 3.5.11)

( 3.5.12)

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𝜔𝑠𝑠 = min 𝜔𝑠 ; cos−1

𝜔𝑠𝑠 =

+ 𝜔𝑠𝑠 , − 𝜔𝑠𝑠 ,

𝐴𝐵 − 𝐶 𝐴2 − 𝐵2 + 𝐶2 𝐴 2 + 𝐶2

𝑠𝑖 𝐴 > 0 𝑦 𝐵 > 0 ó 𝐴 ≥ 𝐵 𝑒𝑛 𝑐𝑢𝑎𝑙𝑞𝑢𝑖𝑒𝑟 𝑜𝑡𝑟𝑜 𝑐𝑎𝑠𝑜

( 3.5.13)

( 3.5.14)

Dónde:

𝐴 = cos 𝛽 + tan ϕ cos ϒ sin 𝛽

( 3.5.15)

𝐵 = cos 𝜔𝑠 cos 𝛽 + tan δ sin 𝛽 cos ϒ

( 3.5.16)

𝐶=

sin 𝛽 sin ϒ cos ϕ

( 3.5.17)

a = 0, 409 + 0, 5016 sin(ω𝑠 − 60)

( 3.5.18)

b = 0, 6609 − 0, 4767 sin(ω𝑠 − 60)

( 3.5.19)

𝜋ω𝑠 cos ω𝑠 180

( 3.5.20)

𝑑 = sin ω𝑠 −

Con este modelo, se puede obtener la radiación media mensual para distintas orientaciones e inclinaciones para cada mes con la siguiente ecuación: 𝐻T = 𝐻𝑅

( 3.5.21)

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3.6.

Radiación en superficies inclinadas: Cielo anisotrópico

Los modelos de radiación que consideran la radiación difusa como isotrópica son sencillos de resolver, pero subestiman la radiación total en el plano inclinado. Sin embargo, han sido desarrollados modelos mejorados, que tienen en cuenta la componente difusa circunsolar y/o la componente difusa proveniente del horizonte en el sumatorio total sobre la superficie inclinada como se esquematiza en la siguiente figura:

Figura 3.6.1Radiación directa, difusa y reflejada sobre una superficie inclinada.

3.6.1. Modelo HD (Hay and Davies) (Hay; Daves, 1980) Este modelo considera que una fracción de la difusa proviene desde la misma dirección que el haz de radiación directa y el resto es proveniente de toda la bóveda celeste. Este modelo, de ahora en más HD, se basa entonces en la suposición de que toda la radiación difusa puede ser representada por dos componentes difusas; la componente isotrópica y la circunsolar. Por lo tanto, la radiación difusa para una superficie inclinada se expresa según las siguientes ecuaciones: 𝐼𝑑 ,𝑇 = 𝐼𝑇,𝑑,𝑖𝑠𝑜 + 𝐼𝑇,𝑑,𝑐𝑠

𝐼𝑑 ,𝑇 = 𝐼𝑑

1 − 𝐴𝑖

1 + cos β + Ai R𝑏 2

( 3.6.1)

( 3.6.2)

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Donde Ai es un índice de anisotropía, el cual es una función de la transmitancia de la atmósfera para la radiación directa. 𝐴𝑖 =

𝐼𝑏𝑛 𝐼𝑏 = 𝐼0𝑛 𝐼0

( 3.6.3)

El índice de anisotropía determina una porción de la radiación difusa horizontal que ha de ser tratados como dispersa, la cual se considera con el mismo ángulo que la radiación directa. Se supone que el saldo de la difusa es isotrópico. En condiciones claras, Ai será alto, y la mayoría de la difusa se supone que será dispersa. Cuando no hay radiación directa, Ai será cero, la componente difusa calculada será completamente isotrópica, y el modelo se convierte en isotrópico también. La radiación total sobre una superficie inclinada queda determinada para este modelo por la siguiente expresión: 𝐼𝑇 = (𝐼𝑏 + 𝐼𝑑 𝐴𝑖 )𝑅𝑏 + 𝐼𝑑 1 − 𝐴𝑖

1 + cos β 1 − cos 𝛽 + 𝐼𝜌 2 2

( 3.6.4)

3.6.2. Modelo HDKR (Hay, Davies, Klucher and Reindl) El método de Hay-y-Davies para el cálculo de IT no es mucho más compleja de lo que el modelo isotrópico y conduce a estimaciones levemente más elevadas de la radiación en superficies inclinadas. (Reindl; Beckman, 1990) Y otros indican que los resultados obtenidos con este modelo son una mejora sobre el modelo isotrópico. Sin embargo, no tiene en cuenta la radiación difusa proveniente desde el horizonte. (Temps; Coulson, 1977) Representan este valor para días claros con un factor de corrección de 1 + Sin3 (β/2) dentro del término de la radiación difusa. (Klucher, T.M., 1979) Modificó este factor de corrección por un factor de modulación f de modo que tenga la forma 1 + f Sin3 (β/2) para contemplar la nubosidad. (Reindl; Beckman, 1990b) Han modificado el modelo Hay-y-Davies por la adición de un término como el de Klucher, como lo indica la siguiente ecuación: 𝐼𝑑,𝑇 = 𝐼𝑑

1 − 𝐴𝑖

1 + cos β 2

1 + 𝑓 𝑠𝑒𝑛 sin3

𝛽 2

+ 𝐴 𝑖 𝑅𝑏

( 3.6.5)

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Por lo tanto, el modelo HDKR (debido a los apellidos de sus autores) de radiación total en el plano inclinado teniendo en cuenta la adición de estos queda expresado en la siguiente ecuación: 1 + cos β

𝐼𝑇 = (𝐼𝑏 + 𝐼 𝐴𝑖 )𝑅𝑏 + 𝐼𝑑 1 − 𝐴𝑖

1 + 𝑓 𝑠𝑒𝑛 sin3

2

𝑑

𝛽 2

+ 𝐼𝜌

1 − cos 𝛽 2

( 3.6.6)

Donde Aise explicó en el punto anterior y f:

𝑓=

𝐼𝑏 𝐼

( 3.6.7)

3.6.3. Modelo Pérez Este modelo profundiza aún más el análisis de las componentes de la radiación difusa para superficies inclinadas como se expone en la siguiente ecuación: 𝐼𝑑,𝑇 = 𝐼𝑑

1 − 𝐹1

1 + cos β 2

𝑎 + 𝐹1 + 𝐹2 sin 𝛽 𝑏

( 3.6.8)

Donde F1 es un coeficiente de brillo circunsolar y F2 es un coeficiente de brillo del horizonte, a y b son términos que tienen en cuenta los ángulos de incidencia del cono de radiación circunsolar en las superficies inclinadas y horizontales. La radiación circunsolar se considera que es de una fuente puntual en el sol. Los términos a y b se determinan con la siguiente ecuación: 𝑎 = max⁡ (0, cos 𝜃),

𝑏 = max⁡ (cos 85 , cos 𝜃𝑧 ),

( 3.6.9)

Con estas definiciones, a / b se convierte en Rb para la mayoría de horas en las que los captadores tienen una salida útil. Los coeficientes de brillo F1 y F2 son funciones de tres parámetros que describen las condiciones del cielo: 

El ángulo cenital θz



Un índice de claridad ε (es una función de la radiación difusa Id, del ángulo cenital θzy de la radiación normal directa Ib, n.Siguiente ecuación:

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𝐼𝑑 +𝐼𝑏 ,𝑛

𝜀= 

𝐼𝑑

+ 5.535 𝑥 10−6 𝜃𝑧3

( 3.6.10)

1 + 5.535 𝑥 10−6 𝜃𝑧3

Un índice de brillo Δ (es una función de la m masa de atmósfera, de la radiación difusa y de la radiación extraterrestre normal). Siguiente Ecuación: ∆= 𝑚

𝐼𝑑 𝐼𝑜𝑛

( 3.6.11)

Los coeficientes de brillo F1 y F2 son funciones de coeficientes derivados estadísticamente para diferentes rangos de valores de ε. Un conjunto de estos coeficientes recomendado por el autor (Perez, 1990) se observa en la siguiente tabla Tabla 3.6.1 Coeficientes de brillo. Modelo de cielo anisotrópico de Pérez

Range of ε

f 11

f 12

f 13

f 21

f 22

f 23

1 1,065 1,23 1,5

1,065 1,23 1,5 1,95

-0,008 0,13 0,33 0,568

0,58 0,683 0,487 0,187

-0,062 -0,151 -0,221 -0,295

-0,06 -0,019 0,055 0,109

0,072 0,066 -0,064 -0,152

-0,022 -0,029 -0,026 0,014

1,95 2,8 4,5 6,2

2,8 4,5 6,2

0,873 1,132 1,06 0,678

-0,392 -1,237 -1,6 -0,327

-0,362 -0,412 -0,359 -0,25

0,226 0,288 0,264 0,154

-0,462 -0,823 -1,127 -1,377

0,001 0,056 0,131 0,251

∞

Las siguientes ecuaciones son para el cálculo de F1 y F2: 𝐹1 = max⁡0, 𝑓11 + 𝑓12 ∆ +

𝐹2 = 𝑓21 + 𝑓22 ∆ +

𝜋𝜃𝑧 𝑓 180 13

𝜋𝜃𝑧 𝑓 180 23

( 3.6.12)

( 3.6.13)

Este conjunto de ecuaciones del modelo Pérez permite el cálculo de las tres componentes difusas en la superficie inclinada. Queda por añadir la componente directa y reflejada. La radiación total, como se puede observar en la siguiente ecuación, en la

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superficie inclinada, incluye cinco términos: radiación directa, la difusa isótropa, la circunsolar difusa, la difusa proveniente del horizonte y la radiación reflejada. 𝐼𝑇 = 𝐼𝑏 𝑅 𝑏 + 𝐼𝑑 1 − 𝐹 1

1 + cos β 2

+ 𝐼𝑑 𝐹 1

𝑎 𝑏

+ 𝐼𝑑 𝐹2 sin 𝛽 + 𝐼𝜌

1 − cos 𝛽 2

( 3.6.14)

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4. Bases de datos

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4.1.

Bases de Datos de Radiación Solar en Argentina

4.1.1. Situación La Red Solarimétrica, publicó 13 Boletines semestrales de datos de radiación solar global desde 1979 hasta 1985. En 1987 la entonces Comisión Nacional de Investigaciones Espaciales publicó, en base a información de la Red Solarimétrica, las “Tablas de datos meteorológicos para 118 localidades de la Argentina” (Pracchia, Fabris, & Rapallini, 1987) que luego fueron sistematizadas y cargadas en soporte magnético por MR-Consultores en planillas electrónicas en formato Excel. En 1997 Hugo Grossi Gallegos y Raúl Righini elaboraron un conjunto de cartas a nivel de superficie del campo de la radiación solar global en Argentina, para lo cual se procesó toda la información disponible en el país, evaluándose la precisión y validez de los resultados obtenidos. Está en marcha una red universitaria de medición de radiación solar entre la UTN y la Universidad de Lujan con apoyo de la SECyT, que se espera ampliar con otros aportes, y que permitirá obtener datos actualizados y con continuidad.

Bases de datos de radiación Solar Horizontal

Argentina

GROSSI GALLEGOS - RIGHINI

Cartas de irradiación global diaria (GGCA)

Tablas de irradiación global diaria (GGCD)

Internacional

Pracchia, A.Fabris y A.Rapallini (PFR)

Datos Manuales

DATOS NASA

Para toda la argentina

Para Los mismos puntos que las 118 estaciones (Praccia)

Figura 4.1.1Bases de Datos de Radiación Solar

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4.2.

Datos – Grossi Gallegos – Righini – Tablas del CD (GGCD)

La base de datos oficial existente es el “Atlas de Energía Solar de La República Argentina” (Grossi Gallegos & Righini, 2007). (De ahora en más para nombrar esta base de datos se utiliza el acrónimo GGCD) El mismo ha sido el resultado del procesamiento de todos los datos disponibles hasta el 1997, provenientes de 28 estaciones piranométricas, estimaciones obtenidas a partir de información meteorológica terrestre de 24 estaciones heliográficas, complementada con la de los países vecinos evaluándose la precisión y validez de los resultados. Las tablas que se muestran en el Atlas, tienen 52 estaciones con datos de radiación y 112 estaciones con datos de Heliofanía.

Figura 4.2.1Bases de Datos de Radiación Solar Grossi Gallegos

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En la sección de LIBRO podrán acceder ATLAS DE ENERGIA SOLAR DE LA REPUBLICA ARGENTINA.

4.3.

Datos – J.Pracchia, A.Fabris y A.Rapallini – (PFR)

Anteriormente al gran trabajo de compilación de Grossi Gallegos, la base más utilizada era la que se publicó en ASADES 1987, “Tablas de datos meteorológicos para 118 Localidades de la República Argentina necesarios para el Dimensionamiento de sistemas solares” (Pracchia, Fabris, & Rapallini, 1987). Estas sirvieron como base para el trabajo de Grossi Gallegos y Raúl Righini.

4.4.

Datos NASA

Esta base de datos online, elaborada por la (NASA, s.f.); permite extraer una amplia variedad de datos meteorológicos estimados satelitalmente a lo largo de todo el mundo. Introduciendo las coordenadas geográficas se pueden extraer los datos promedios de radiación solar global para cualquier lado de la argentina. El método de extracción que se utiliza en el presente trabajo, consiste en tomar los datos de radiación para los lugares en donde se encuentran las estaciones meteorológicas que han sido consideradas en los trabajos de (Grossi Gallegos & Righini, 2007) y (Pracchia, Fabris, & Rapallini, 1987).

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4.4.1. Obtención de la Radiación global NASA

Se debe ingresar a la siguiente página: 

https://power.larc.nasa.gov/

En donde se podrá ver la siguiente pantalla:

Se debe ingresar a:

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Ingresar los datos de Latitud y longitud, con el signo negativo indicando que es el hemisferio sur, y la longitud es al Oeste del Meridiano de Greenwich.

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Ejemplo para La Plata:  

Latitude: -34.5 (en lugar de coma, colocar un punto para los decimales) Longitude: - 58

Seleccionar “Solar irradiance for equator facing tilted Surface”, y luego seleccionar “submit”.

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Esto luego se puede pasar a un Excel, y posteriormente graficar.

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Bibliografía utilizada y sugerida Libros y otros manuscritos Beckman, John A. and Duffie, William A. Solar Engineering of Thermal Processes. United State of America: WILEY. (2013) Grossi Gallegos, H., & Righini, R. (2007). Atlas de Energía Solar de La República Argentina. Iqbal.. A study of Canadian diffuse and total solar radiation data - Monthly average daily horizontal radiation - (Vol. 22). (1979) Liu; Jordan. The Long-Term Average Performance. (1963) Liu; Jordan.. Daily Insolation on Surfaces Tilted Toward the Equator. (1962) Liu; Jordan.. The Interrelationship and Characteristic Distribution of Direct, Diffuse and Total Solar Radiation. (1960) NASA, r. 6. (s.f.). Surface meteorology and Solar Energy. Recuperado el Marzo de 2014, de https://eosweb.larc.nasa.gov/cgi-bin/sse/[email protected] Perez. Modeling Daylight Availability and Irradiance Components from Direct and Global Irradiance.(1990) Pracchia, J., Fabris, A., & Rapallini, A. (1987). Tablas de datos meteorológicos para 118 Localidades de la República Argentina necesarios para el Dimensionamiento de sistemas Solares. Wallace, Cristian L.Tesis de Maestría en Energías Renovables: Cálculo y elaboración de los discos de irradiación solar para su uso como herramienta de gestión en políticas provinciales para la promoción de la energía solar en la república argentina. Buenos Aires, 2017

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Lo que vimos: En esta unidad estudiamos los fundamentos de la radiación solar y desglosamos los modelos matemáticos utilizados para poder calcular la radiación solar en un plano inclinado. También presentamos las bases de datos disponibles en el país, para utilizar los de radiación solar en caso de no contar con mediciones reales.

Lo que viene: En la próxima unidad estudiaremos los diferentes tipos de módulos fotovoltaicos, las principales marcas y, datos técnicos de los mismos

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