Raccolta dell energia solare

Transcript

1 Legame tra radiometria e fotometria La radiometria si occupa dello studio della misura delle radiazioni elettromagnetiche indipendentemente dalla loro collocazione nello spettro. Il watt (W) è l unità fondamentale per la potenza radiometrica, definita come il rapporto dell energia di 1 Joule in 1 secondo. L energia è funzione del numero di fotoni e della lunghezza d onda secondo la relazione: E = h ν ν = c λ E = h c λ

2 Legame tra radiometria e fotometria La funzione di sensibilità spettrale viene definita dal CIE (International Commission of Illumination) funzione di efficienza spettrale luminosa e indicata con V(λ).

3 Legame tra radiometria e fotometria Il lumen (lm) è l equivalente fotometrico del watt radiometrico e rappresenta il flusso di potenza radiante in relazione alla visibilità, detto flusso luminoso: 780 Φ v = 683 V ( λ) Φ edλ 380 I pedici v ed e indicano Visual ed Energy le quantità fotometriche e radiometriche. Alla lunghezza d onda di 555 nm l efficienza spettrale relativa è unitaria e si ha 1 W = 683 lm. La quantità 683 lm/w, spesso indicata con K m, è il fattore di normalizzazione (fotopica, scotopica = notte).

4 Generatori di radiazione solare Un simulatore solare è un dispositivo atto a replicare lo spettro solare soddisfacendo determinati requisiti. Solitamente è costituito da una lampada e diverse apparecchiature che convogliano la radiazione prodotta su una superficie bersaglio. Può essere utilizzato per effettuare test indoor riproducendo la luce del sole, a qualsiasi ora, per un tempo stabilito, senza interferenza da parte delle condizioni atmosferiche e in ambiente a temperatura controllata. In questi test è possibile determinare la caratteristica tensione-corrente della cella per diverse condizioni di irraggiamento e temperatura.

5 Generatori di radiazione solare

6

7 Misura della radiazione solare Solarimetro - a termopila (piranometro) - ad effetto fotovoltaico

8 PIRANOMETRO Il piranometro è uno strumento per la misura dell radiazione globale su di una superficie. Il principio di funzionamento si basa sulla misura della differenza di temperatura tra una superficie chiara ed una scura. La superficie scura assorbe la maggior parte della radiazione solare, mentre la superficie chiara tende a riflettere, assorbendo una minor quantità di radiazione. La conseguente differenza di temperatura viene misurata utilizzando una termopila. La differenza di potenziale che si genera nella termopila a causa del gradiente di temperatura tra le due superfici, permette di misurare il valore della radiazione solare globale incidente. Una termopila è composta da termocoppie generalmente connesse in serie. Una TERMOCOPPIA è una giunzione tra due differenti metalli utilizzata per misurare la differenza di temperatura tra due punti. Una termocoppia produce un potenziale che dipende dal gradiente di temperatura. La risposta di un piranometro di questo tipo può coprire tutto il range di lunghezze d'onda dello spettro solare: approssimativamente da 300nm a 2800nm

9 SOLARIMETRO Il solarimetro basato sull effetto fotovoltaico ha lo stesso comportamento di una cella fotovoltaica: produce un segnale elettrico in funzione della radiazione incidente, risponde in special modo alla luce visibile e la sua risposta dipende anche dalla temperatura della cella ( a vuoto, in corto, o una combinazione). I valori misurati da un solarimetro che utilizzi l'effetto fotovoltaico, devono essere corretti, dunque, in base al valore assunto dalla temperatura. Questa misura può essere fatta grazie ad una termocoppia.

10 Radiazione solare complessiva (globale) -diretta - diffusa I rr = I dir + I dif + I rif - riflessa (albedo, bianchezza )

11 I dir I dir I dif I dir I rif I rr

12 Raccolta dell energia solare Coefficiente di Albedo

13

14

15

16 Ombreggiamento reciproco tra pannelli Al solstizio d inverno

17 Al solstizio d inverno: α = 90 lat 23.5 α h senβ ctgα h h senβ β h cosβ d = h senβ ctgα + h cosβ d / h = senβ tg(23.5+lat) + cosβ

18 23,45

19 L'asse terrestre è inclinato rispetto alla perpendicolare al piano della sua orbita (eclittica). Tale questa inclinazione, combinata con la rivoluzione della Terra intorno al Sole, è causa delle stagioni. L'entità dell'inclinazione varia ciclicamente tra circa 22,5 e circa 24,5 con un periodo di anni; attualmente è di 23,45 ed è in diminuzione.

20

21 Diagramma dell altezza solare

22

23