ΠΤΥΧΙΑΚΗ ΕΡΓΑΣΙΑ. Μελέτη της επίδρασης των αεροσόλ στη συνιστώσα της άμεσης ηλιακής ακτινοβολίας για ενεργειακές εφαρμογές. <<Τουλκερίδου Νικολέτα>>

Transcript

1 Αριστοτέλειο Πανεπιστήμιο Θεσσαλονίκης Σχολή Θετικών Επιστημών Τμήμα Φυσικής ΠΤΥΧΙΑΚΗ ΕΡΓΑΣΙΑ Μελέτη της επίδρασης των αεροσόλ στη συνιστώσα της άμεσης ηλιακής ακτινοβολίας για ενεργειακές εφαρμογές <<Τουλκερίδου Νικολέτα>> Επιβλέπων Καθηγητής Αλκιβιάδης Μπάης Θεσσαλονίκη, Σεπτέμβριος 2013

2 Ευχαριστίες Πριν την παρουσίαση των αποτελεσμάτων της παρούσας εργασίας, θα ήθελα να ευχαριστήσω τον κ. Αλκιβιάδη Μπάη για την καθοδήγηση και τη συνεργασία του καθόλη τη διάρκεια της εργασίας, καθώς επίσης την Θεανώ και τον Κώστα για τη βοήθεια που μου προσέφεραν κάθε φορά που τη χρειαζόμουν. 2

3 Περίληψη Αντικείμενο της παρούσας εργασίας είναι η μελέτη της επίδρασης των αεροζόλ (ή αερολυμάτων) στην ηλιακή ακτινοβολία και συγκεκριμένα στην άμεση συνιστώσα της ηλιακής ακτινοβολίας για διάφορες ενεργειακές εφαρμογές (κυρίως φωτοβολταϊκά). Με τη βοήθεια του μοντέλου διάδοσης της ακτινοβολίας libradtran, μπορούμε να υπολογίσουμε τη θερμική και ηλιακή ακτινοβολία που φτάνει στην ατμόσφαιρα της γης, υπό συγκεκριμένες συνθήκες που καθορίζονται από παραμέτρους τις οποίες εισάγει ο χρήστης. Θα δούμε πως εξασθενεί η άμεση ακτινοβολία, για διάφορα οπτικά βάθη καθώς και για ζενίθιες γωνίες 20 και 60 μοιρών. Παρουσιάζονται σχετικά διαγράμματα τα οποία θα μας δείξουν την ποσοστιαία μεταβολή της ροής της ηλιακής ακτινοβολίας σε σχέση με το οπτικό βάθος (ΔΕ% - AOD), αρχικά σε οριζόντιο επίπεδο και στη συνέχεια σε επίπεδο υπό γωνία. Τέλος, θα δούμε την ημερήσια μεταβολή της άμεσης ακτινοβολίας συναρτήσει του οπτικού βάθους για 3 ημέρες του χρόνου. 3

4 Abstract The purpose of this paper is to study the impact of aerosols in solar radiation and particularly the impact of aerosols in direct component of solar radiation for various energy uses (mainly photovoltaic). The radiation transfer model libradtran, enables us to calculate the thermal and solar radiation that reaches the earth's atmosphere, under certain conditions specified by parameters that the user inputs. We will study the attenuation of direct radiation, for various optical depths and for zenith angles 20 and 60 degrees. Relevant diagrams will show the percentage change of the flow of the solar radiation versus the optical depth (ΔΕ% - AOD). First in horizontal plane and then in rump. Finally, we will study the daily change of direct radiation as a function of optical depth for three days of the year. 4

5 Περιεχόμενα 1 Εισαγωγή 5 2 Γενικά Φάσμα ηλιακής ακτινοβολίας Τύποι και απόδοση φωτοβολταϊκών στοιχείων Μοντέλο διάδοσης ακτινοβολίας (LibradTran) Μέθοδος εξαγωγής μετρήσεων Ανάλυση μετρήσεων Μεταβολή άμεσης και ολικής ηλιακής συνιστώσας Μεταβολή άμεσης ακτινοβολίας σε οριζόντιο επίπεδο 4.1.α Ζενίθια γωνία 20 μοιρών β Ζενίθια γωνία 60 μοιρών Μεταβολή άμεσης ακτινοβολίας σε επίπεδο υπό γωνία 4.2.α Ζενίθια γωνία 20 μοιρών β Ζενίθια γωνία 60 μοιρών Μεταβολή ολικής ακτινοβολίας σε οριζόντιο επίπεδο 4.3.α Ζενίθια γωνία 20 μοιρών β Ζενίθια γωνία 60 μοιρών Ημερήσια μεταβολή ακτινοβολίας Εαρινή ισημερία 21 Μαρτίου Θερινό ηλιοστάσιο 21 Ιουνίου Χειμερινό ηλιοστάσιο 21 Δεκεμβρίου Συμπεράσματα 55 Βιβλιογραφία 57 5

6 Κεφάλαιο 1 Εισαγωγή Η ηλιακή ενέργεια στο σύνολό της είναι πρακτικά ανεξάντλητη, και είναι η κυριότερη μορφή ανανεώσιμης πηγής. Η ολική ηλιακή ακτινοβολία που προσπίπτει πάνω σε μια οριζόντια ή κεκλιμένη επιφάνεια έχει δυο συνιστώσες, την άμεση και την διάχυτη ηλιακή ακτινοβολία. Εικόνα 1.α Άμεση ηλιακή ακτινοβολία είναι αυτή η οποία φτάνει απ' ευθείας από τον ηλιακό δίσκο στην επιφάνεια του εδάφους χωρίς να έχει υποστεί σκέδαση (αλλαγή κατεύθυνσης) κατά τη διαδρομή της μέσα στην ατμόσφαιρα. Εξαρτάται από την απόσταση Ήλιου-Γης, την ηλιακή απόκλιση, το ηλιακό ύψος, το γεωγραφικό πλάτος του τόπου, το υψόμετρο του τόπου, την κλίση της επιφάνειας στην οποία 6

7 προσπίπτει, καθώς και από την απορρόφηση και διάχυση την οποία υφίσταται μέσα στην ατμόσφαιρα. Διάχυτη ηλιακή ακτινοβολία είναι το ποσό της ακτινοβολίας που φθάνει στην επιφάνεια του εδάφους μετά την ανάκλαση ή σκέδαση μέσα στην ατμόσφαιρα, αλλά και μετά από ανάκλαση πάνω στην επιφάνεια της Γης. Η διάχυτη ηλιακή ακτινοβολία εξαρτάται από το ηλιακό ύψος, το υψόμετρο του τόπου, τη λευκαύγεια του εδάφους, το ποσό και το είδος των νεφών, καθώς και από την παρουσία διαφόρων κέντρων σκεδάσεως (αερολυμάτων κ.α.) που υπάρχουν στην ατμόσφαιρα. Η διάδοση μιας μονοχρωματικής δέσμης ακτινοβολίας μέσα από την ατμόσφαιρα διέπεται από τον νόμο των Beer-Lambert, ο οποίος για δέσμη που ξεκινά από το όριο της ατµόσφαιρας (z= ) και διαδίδεται µέχρι το έδαφος (z=0) έχει τη μορφή: ( )sec Eb ( ) z 0 Eb ( ) ( z ) e όπου Eb(λ) είναι η ροή της ακτινοβολίας (για την ακρίβεια η φασματική πυκνότητα ροής της ακτινοβολίας irradiance) σε επίπεδο κάθετο προς τη διεύθυνση διάδοσης της δέσμης, θ είναι η γωνία µε την οποία προσπίπτει η δέσμη και τ(λ) είναι το κατακόρυφο οπτικό βάθος της ατμόσφαιρας για το συγκεκριμένο μήκος κύματος λ. Έτσι, όσο μεγαλύτερη είναι η απόσταση που διανύει η ηλιακή ακτινοβολία μέσα στην ατμόσφαιρα, τόσο μικρότερο είναι το ποσό της ηλιακής ακτινοβολίας που προσπίπτει στην επιφάνεια της Γης. Για τον λόγο αυτό η ένταση της ηλιακής ακτινοβολίας είναι πολύ μεγαλύτερη κατά την θερινή περίοδο σε σχέση με τη χειμερινή. Τέλος, όσο πιο κάθετα προσπίπτει η ηλιακή ακτινοβολία πάνω σε μια επιφάνεια στην Γη τόσο μεγαλύτερη είναι η έντασή της. Στην ατμόσφαιρα υπάρχει μια τεράστια ποικιλία σωματιδίων, τόσο από την άποψη της προέλευσης όσο και από την άποψη των φυσικοχημικών χαρακτηριστικών, με κυριότερους εκπροσώπους τη σύσταση και το μέγεθος. Ορισμένα σωματίδια διαφεύγουν απευθείας από τις πηγές τους, όπως οι καπνοδόχοι και τα αυτοκίνητα. Σε άλλες πάλι περιπτώσεις, αέρια όπως CO, SO2, NOx, αντιδρούν με διάφορες ενώσεις του αέρα και δημιουργούν έτσι τα λεπτόκοκκα σωματίδια. Η φύση τους και η χημική σύστασή τους ποικίλλει, και εξαρτάται από την τοποθεσία, την εποχή του χρόνου και τις καιρικές συνθήκες. Η 7

8 συγκέντρωση των αιωρούμενων σωματιδίων σε καθαρή ατμόσφαιρα είναι της τάξεως των 10 μg/m 3. Τα είδη των ατμοσφαιρικών σωματιδίων φαίνονται στον παρακάτω πίνακα: Όρος Αερολύματα (αεροζόλ) Αερολύματα συμπύκνωσης Αερολύματα διασποράς Ομίχλη Αραιά ομίχλη Καπνός, αιθάλη Έννοια Σωματίδια μικρού μεγέθους στερεά ή σταγονίδια Σωματίδια που σχηματίζονται από συμπύκνωση ατμών ή αντιδράσεις αερίων Σωματίδια που σχηματίζονται από άλεση στερεών ή διασπορά σκόνης Σταγονίδια νερού στην ατμόσφαιρα σε μεγάλη συγκέντρωση Υποδηλώνει μειωμένη ορατότητα οφειλόμενη στην παρουσία σωματιδίων Σωματίδια που προέρχονται από ατελή καύση καυσίμων Πίνακας 1.1 Μία κοινή ιδιότητα των αιωρούμενων σωματιδίων είναι η οπτική τους συμπεριφορά, η οποία θα μας απασχολήσει και σε αυτήν την εργασία. Τα σωματίδια με διάμετρο μικρότερη από 0,1 μm είναι πολύ μικρά συγκρινόμενα με το μήκος κύματος του ορατού φάσματος και συμπεριφέρονται όπως τα άλλα μόρια, π.χ. περιθλούν το φως. Σωματίδια με διάμετρο μεγαλύτερη του 1 μm είναι πολύ μεγάλα σε σύγκριση με το μήκος κύματος του ορατού φάσματος και εμφανίζουν παρόμοια συμπεριφορά με τα μικροσκοπικά αντικείμενα, δηλαδή διαχέουν ή διακόπτουν το φως. Αποτέλεσμα αυτής της ιδιότητας είναι η ελάττωση της ηλιακής ακτινοβολίας που φθάνει στη γη. Το ποσό, λοιπόν, της ακτινοβολίας που φτάνει στο έδαφος επηρεάζεται από το είδος και το ποσοστό των αεροζόλ που υπάρχει στην ατμόσφαιρα καθώς αυτά απορροφούν ή σκεδάζουν την ηλιακή ακτινοβολία. Το πώς επηρεάζεται θα το δούμε στα επόμενα κεφάλαια παραθέτοντας σχετικά διαγράμματα. Η εξάρτηση αυτή παίζει σπουδαίο ρόλο για τη λειτουργία των φωτοβολταϊκών στοιχείων. Τα φωτοβολταϊκά είναι διατάξεις που παράγουν ηλεκτρικό ρεύμα από την ηλιακή ακτινοβολία. Κάποια από 8

9 αυτά εκμεταλλεύονται μόνο την άμεση συνιστώσα της ηλιακής ακτινοβολίας (συγκεντρωτικοί συλλέκτες) ενώ κάποια άλλα και την διάχυτη (επίπεδα κάτοπτρα). Πλέον, φωτοβολταϊκά στοιχεία τοποθετούνται στις στέγες και στις ταράτσες των κτιρίων καθώς και σε διάφορα οικόπεδα. Μπορούμε να δούμε παρακάτω εικόνες ορισμένων φωτοβολταϊκών διατάξεων. Εικόνα 1.β Φωτοβολταϊκά σε στέγη 9

10 Εικόνα 1.γ Φωτοβολταϊκό πάρκο στην Κομοτηνή Η άμεση ηλιακή ακτινοβολία αξιοποιείται μόνο στους συγκεντρωτικούς συλλέκτες. Τα κύρια μέρη του συγκεντρωτικού συλλέκτη είναι: Το οπτικό σύστημα ή συγκεντρωτήρας, που δέχεται την ηλιακή ακτινοβολία, τη συγκεντρώνει και την οδηγεί στον δέκτη, ο δέκτης που δέχεται και απορροφά την συγκεντρωμένη ηλιακή ακτινοβολία και αποτελείται από την καλύπτουσα τον δέκτη διαφανή πλάκα, την απορροφητική επιφάνεια και τη μόνωση. Στις περισσότερες περιπτώσεις απαιτείται μηχανισµός κίνησης και προσανατολισµού ώστε ο συλλέκτης να παρακολουθεί κατά το δυνατόν την τροχιά του ήλιου στον ουρανό. Ο µηχανισµός του συλλέκτη µπορεί να παρέχει συνεχή ή σχεδόν συνεχή ρύθμιση ώστε να παρακολουθεί την ανά ώρα µετατόπιση του ήλιου στον ουρανό. Αυτά τα συστήματα χρησιμοποιούνται όχι μόνο για την παραγωγή ζεστού νερού αλλά και για θέρμανση. Ο λόγος συγκέντρωσης της ακτινοβολίας σχετίζεται με την επιφάνεια ανάκλασης και την απορροφητική επιφάνεια του συγκεντρωτικού συλλέκτη, δηλαδή Ar C, όπου Aα, Αr είναι αντίστοιχα οι ενεργές επιφάνειες A a απορρόφησης και ανάκλασης. 10

11 Στην παρακάτω εικόνα βλέπουμε συλλέκτες: μια σειρά από συγκεντρωτικούς Εικόνα 1.δ Σειρά από συγκεντρωτικούς ηλιακούς συλλέκτες Οι επίπεδοι συλλέκτες, αντιθέτως, εκμεταλλεύονται τόσο την άμεση όσο και την διάχυτη ακτινοβολία. Στους επίπεδους συλλέκτες η επιφάνεια συλλογής συμπίπτει με την επιφάνεια μετατροπής της ηλιακής ακτινοβολίας σε θερμική ενέργεια. Στους συλλέκτες αυτούς, επιδιώκεται βελτίωση του βαθμού απόδοσης με μείωση των απωλειών (προσθήκη ενός ή περισσότερων διαφανών καλυμμάτων) ή με αύξηση του λόγου της απορροφητικότητας προς την ικανότητα εκπομπής. Χωρίζονται ανάλογα με το εργαζόμενο μέσο σε συλλέκτες αέρα και υγρού. Η συντριπτική πλειοψηφία των σήμερα διαθέσιμων συλλεκτών είναι υγρού, ενώ οι συλλέκτες αέρα είναι ακόμη στο στάδιο της ανάπτυξης. Παραλλαγές των συλλεκτών προκύπτουν ανάλογα με τον αριθμό των διαφανών καλυμμάτων (0,1,2) αλλά και το είδος της απορροφητικής επιφάνειας (απλή επιφάνεια ή επικάλυψη με επιλεκτική ουσία). 11

12 Επίπεδους συλλέκτες βλέπουμε στην εικόνα που ακολουθεί: Εικόνα 1.ε Επίπεδοι panel συλλέκτες Συνοψίζοντας, οι κυριότερες διαφορές μεταξύ συγκεντρωτικών συλλεκτών και επίπεδων ηλιακών συλλεκτών φαίνονται στον παρακάτω πίνακα: Επίπεδα συστήματα Επιφάνεια συλλογής των ηλιακών ακτίνων ίση με την επιφάνεια απορρόφησής τους Λειτουργία σε χαμηλές θερμοκρασίες περί των 70 ο C ως προς το ρευστό Μεγάλο ποσοστό απωλειών, χαμηλή θερμική απόδοση Αξιοποίηση άμεσης και διάχυτης ακτινοβολίας Όχι μεγάλες απαιτήσεις για την αντοχή και ποιότητα των υλικών Συγκεντρωτικά συστήματα Επιφάνεια συλλογής των ακτίνων πολύ μεγαλύτερη από την επιφάνεια απορρόφησης Λειτουργία σε υψηλές θερμοκρασίες >150 ο C Μικρότερες απώλειες, υψηλότερη θερμική απόδοση Αξιοποίηση μόνο άμεσης ακτινοβολίας Απαιτούνται υλικά ανθεκτικά σε υψηλές θερμοκρασίες 12

13 Απλουστευμένη τεχνολογία και κατασκευή Όχι κινούμενα μέρη για να παρακολουθούν τον ήλιο Χαμηλό κόστος κατασκευής Μικρό κόστος συντήρησης Όχι μεγάλη ευπάθεια σε καιρικές συνθήκες Υψηλή τεχνολογία και πολύπλοκη κατασκευή Απαιτούνται πολύπλοκοι μηχανισμοί ώστε να παρακολουθεί το σύστημα τον ήλιο κατά την κίνηση του Υψηλό κόστος κατασκευής Μεγάλο κόστος συντήρησης Ευπάθεια των μεγάλων εγκαταστάσεων στους ανέμους,χαλάζι,κλπ Πίνακας

14 14

15 Κεφάλαιο 2 Γενικά 2.1 Φάσμα ηλιακής ακτινοβολίας Λαμβάνοντας υπόψην τη θερμοκρασία του ήλιου συμπεραίνεται ότι ο ήλιος συνίσταται από διάπυρα αέρια που αποτελούν την ύλη του, η οποία βρίσκεται διατεταγμένη σε ομόκεντρες περιοχές των οποίων η πυκνότητα ελαττώνεται από το κέντρο προς την επιφάνειά του. Όπως βλέπουμε στο σχήμα οι περιοχές αυτές είναι ο πυρήνας, η ζώνη ακτινοβολίας, η ζώνη μεταφοράς, η φωτόσφαιρα και η ατμόσφαιρα (που περιλαμβάνει την χρωμόσφαιρα και το στέμμα). Εικόνα 2.α Ηλιακή δομή 1 πυρήνας, 2 ζώνη ακτινοβολίας, 3 ζώνη μεταφοράς, 4 φωτόσφαιρα, 5 χρωμόσφαιρα, 6 στέμμα, 7 ηλιακή κηλίδα, 8 κόκκοι (φωτόσφαιρας), 9 ηλιακή προεξοχή 15

16 Ο ήλιος ακτινοβολεί ενέργεια από τα εξωτερικά του στρώματα προς το διάστημα που κατανέμεται σε όλες τις περιοχές του ηλεκτρομαγνητικού φάσματος. Εκπέμπει, ακτινοβολία στην περιοχή των ραδιοκυμάτων, του υπέρυθρου, του ορατού και του υπεριώδους, στις ακτίνες Χ και γ. Επιπλέον, ο ήλιος εκπέμπει και σωματιδιακή ακτινοβολία μέσω του ηλιακού ανέμου. Κάθε μία από τις ακτινοβολίες αυτές μεταφέρει πληροφορίες οι οποίες αφορούν διαφορετικά φαινόμενα που συμβαίνουν σε διαφορετικά στρώματα του ήλιου. Το ηλιακό φάσμα είναι σύνθετο με έντονο συνεχές υπόβαθρο που διακόπτεται από χιλιάδες σκοτεινές και λίγες φωτεινές γραμμές διάφορων εντάσεων. Πρώτος το μελέτησε ο Fraunhofer και αυτός είναι ο λόγος που φέρει το όνομά του. Από τη μελέτη του ηλιακού φάσματος ανιχνεύονται τα χημικά στοιχεία από τα οποία αποτελείται ο ήλιος καθώς και οι φυσικές συνθήκες που επικρατούν στην ατμόσφαιρά του. Το συνεχές υπόβαθρο του φάσματος προέρχεται από την φωτόσφαιρα ενώ οι γραμμές απορρόφησης από τα υπερκείμενα στρώματα στα οποία οφείλονται και μερικές λαμπρές γραμμές εκπομπής. Η διαμόρφωση του φάσματος του φωτός που εκπέμπει ο ήλιος προσομοιάζεται συνήθως με την ακτινοβολία ενός μέλανος σώματος θερμοκρασίας περίπου 5800 Κ, όση είναι, κατά μέσο, η θερμοκρασία της φωτόσφαιρας του ήλιου. Η προσέγγιση αυτή είναι επαρκής για τη μελέτη των θερμικών εφαρμογών της ηλιακής ακτινοβολίας. Η φωτοβολταϊκή μετατροπή της ηλιακής ενέργειας καθορίζεται από τη λεπτομερειακή φασματική κατανομή της ακτινοβολίας, αφού τα ηλεκτρόνια τα οποία απορροφούν ενέργεια για να δημιουργήσουν διαφορά δυναμικού κατέχουν κβαντισμένες ενεργειακές στάθμες και επιπλέον ανήκουν σε κρυσταλλικά τροχιακά, και άρα η απορρόφηση της ακτινοβολίας δεν είναι άμεση για οποιαδήποτε συχνότητα. Στο σχήμα που ακολουθεί φαίνεται η φασματική κατανομή της ηλιακής ακτινοβολίας. 16

17 Σχήμα 2.1 Καμπύλες φασματικής κατανομής α. ηλιακό φάσμα έξω από την ατμόσφαιρα. β. κατανομή ακτινοβολίας από μέλαν σώμα 6016 ο C γ. η ακτινοβολία που έχει διαπεράσει την ατμόσφαιρα κάθετα προς την επιφάνεια της γης δ. διάχυτη ακτινοβολία 17

18 2.2 Τύποι και απόδοση φωτοβολταϊκών στοιχείων Τα φωτοβολταϊκά μπορούν να σχεδιαστούν για μια πληθώρα εφαρμογών και λειτουργικών απαιτήσεων και παράλληλα να χρησιμοποιηθούν είτε για κεντρική είτε για κατανεμημένη παραγωγή ισχύος. Τα φωτοβολταϊκά στοιχεία διακρίνονται σε διάφορες κατηγορίες, ανάλογα με τη δομή του βασικού υλικού κατασκευής τους ή τον ιδιαίτερο τρόπο παρασκευής: Κρυσταλλικά φωτοβολταϊκά στοιχεία (c-si) Φωτοβολταϊκά στοιχεία λεπτού φιλμ (a-si) Οργανικά φωτοβολταϊκά Οι νέες τεχνολογίες των λεπτών υμενίων (thin films) έχουν επιτύχει σημαντική μείωση του απαιτούμενου όγκου πυριτίου ή των άλλων υλικών που χρησιμοποιούνται και συνεπώς μείωση στις τιμές των φωτοβολταϊκών. Όπως έχουμε ήδη αναφέρει, στην παρούσα εργασία μας ενδιαφέρουν τα φωτοβολταϊκά που εκμεταλλεύονται μόνο την άμεση συνιστώσα ηλιακής ακτινοβολίας. Το ποσοστό της ηλεκτρικής ενέργειας που παράγεται σε σχέση με την προσπίπτουσα ηλιακή ενέργεια προσδιορίζει τον συντελεστή απόδοσης του υλικού. Οι δύο βασικοί παράγοντες που επηρεάζουν την απόδοση ενός φωτοβολταϊκού υλικού είναι το ενεργειακό χάσμα του υλικού και ο συντελεστής μετατροπής. Ανάλογα με το υλικό που χρησιμοποιούμε μπορούμε να εκμεταλλευτούμε μόνο εκείνο το φάσμα της ακτινοβολίας που αντιδρά με το συγκεκριμένο υλικό. Το κάθε ημιαγώγιμο υλικό αντιδρά σε διαφορετικά μήκη κύματος της ακτινοβολίας. Κάποια υλικά αντιδρούν σε ευρύτερα φάσματα ακτινοβολίας από κάποια άλλα. Εμείς θα μελετήσουμε φωτοβολταϊκά στοιχεία από Si καθώς και από κάποια άλλα υλικά: GaAs, Ge, CdTe, CdS. Σήμερα, η απόδοση των φωτοβολταϊκών πανέλων από κρυσταλλικό πυρίτιο (c-si), κυμαίνεται στα ποσοστά του 14-18% ενώ τα φωτοβολταϊκά από άμορφο πυρίτιο (a- Si), προηγούμενης γενιάς, δεν ξεπερνά το 6%. Το CdTe παρέχει εξαιρετική εκμετάλλευση ηλιακού φάσματος, αλλά παρουσιάζει δυσκολία δημιουργίας μεταλλικών επαφών. Η απόδοσή του κυμαίνεται περίπου 7-8%. Το GaAs έχει την υψηλότερη ενεργειακή απόδοση, αλλά και υψηλό κόστος κατασκευής. Η απόδοση φτάνει στο 18

19 22%. Αντίστοιχα και η απόδοση του Ge κυμαίνεται γύρω στο 20%. Σήμερα πιστεύεται ότι το CdTe έχει το ιδανικό ενεργειακό χάσμα Εg για ένα υλικό ηλιακής απορρόφησης. Από το ενεργειακό χάσμα κάθε στοιχείου μπορούμε να υπολογίσουμε το μέγιστο μήκος κύματος της ηλιακής ακτινοβολίας που μπορεί να προκαλέσει φωτοβολταϊκό hc φαινόμενο για το συγκεκριμένο υλικό με βάση τη σχέση. Έτσι, E μετά από πράξεις προκύπτει ο παρακάτω πίνακας: Στοιχείο Ενεργειακό χάσμα Εg (ev) Μέγιστο μήκος κύματος λmax (μm) Si 1,1 1,13 Ge 0,66 1,86 GaAs 1,43 0,87 CdTe 1,5 0,83 CdS 2,45 0,5 Πίνακας 2.2 Ενεργειακό χάσμα και μέγιστο μήκος κύματος ορισμένων πανέλων 19

20 Με βάση τα παραπάνω στοιχεία η γραφική παράσταση απόδοσης (efficiency) μήκους κύματος (wavelength) είναι η εξής: Σχήμα 2.2 Γραφική παράσταση απόδοσης - μήκους κύματος 20

21 21

22 Κεφάλαιο 3 Μοντέλο διάδοσης ακτινοβολίας (LibradTran) 3.1 Μέθοδος εξαγωγής μετρήσεων To LibradTran είναι ένα μοντέλο διάδοσης της ακτινοβολίας (library for radiative transfer calculations) το οποίο μας επιτρέπει να υπολογίσουμε την θερμική και ηλιακή ακτινοβολία που φτάνει στην ατμόσφαιρα της γης, υπό συγκεκριμένες συνθήκες που καθορίζονται από παραμέτρους τις οποίες εισάγει ο χρήστης. Το κεντρικό πρόγραμμα του πακέτου LibradTran ονομάζεται uvspec καθώς αρχικά σχεδιάστηκε για να υπολογίζει την ακτινοβολία στην υπεριώδη (ultraviolet) και ορατή (visible) περιοχή του φάσματος, εξού και το όνομα. Κατά τη διάρκεια των ετών το uvspec έχει εξελιχθεί σε ένα εργαλείο για πολλές εφαρμογές, αφού διάφορες εντολές είναι πλέον διαθέσιμες για να καθορίσουμε τις ιδιότητες της ατμόσφαιρας. Ορισμένες από αυτές είναι η μοριακή σκέδαση, η σκέδαση Rayleigh, τα αερολύματα, τα σύννεφα η ανακλαστικότητα του εδάφους, κτλ. Τα σχεδιαγράμματα που θα συζητηθούν παρακάτω έχουν υπολογιστεί με βάση αυτό το μοντέλο. Ενδεικτικά, αναφέρουμε κάποιες από τις παραμέτρους που έχουμε εισάγει: Την ημέρα του έτους για να υπολογιστεί η απόσταση γης-ηλίου τη ζενίθια γωνία για την οποία βάλαμε δύο τιμές 20º και 60º την περιοχή του φάσματος που μας ενδιαφέρει ( nm) το βήμα του μήκους κύματος (10nm) το οπτικό βάθος (0.0 έως 1.8 με βήμα 0.2) την ανακλαστικότητα του εδάφους η οποία μπορεί να πάρει τιμές από 0.0 έως 1.0 το ποσοστό της νέφωσης που επικρατεί κτλ. Αφού τρέξει το μοντέλο, μπορούμε πλέον να έχουμε τις τιμές της ολικής και της άμεσης ηλιακής ακτινοβολίας που φτάνουν στην ατμόσφαιρα της γης για κάθε οπτικό βάθος και για κάθε μήκος κύματος. 22

23 3.2 Ανάλυση μετρήσεων Περαιτέρω σκοπός μας είναι να δούμε πως εξασθενεί η συνιστώσα της άμεσης ηλιακής ακτινοβολίας καθώς αυξάνεται το ποσοστό των αερολυμάτων που υπάρχουν στην ατμόσφαιρα, δηλαδή καθώς μεγαλώνει και το οπτικό βάθος. Αυτό θα γίνει υπολογίζοντας το ολοκλήρωμα που θα προκύψει από την άθροιση των μετρήσεων που πήραμε. Συγκεκριμένα, αθροίζοντας την άμεση ακτινοβολία και την ολική για κάθε μήκος κύματος, θα βρούμε την ποσοστιαία μεταβολή της ροής της άμεσης ηλιακής ακτινοβολίας ( ΔΕ% ) και στη συνέχεια της ολικής. Οι υπολογισμοί αυτοί θα γίνουν με τη βοήθεια του προγράμματος Excel. Τέλος, θα σχεδιάσουμε τα διαγράμματα ΔΕ% συναρτήσει του οπτικού βάθους για να δούμε και γραφικά την μεταβολή της ακτινοβολίας. Τα σχεδιαγράμματα που θα προκύψουν αναμένεται να έχουν εκθετική μείωση διότι η εξασθένιση της ακτινοβολίας είναι εκθετική συνάρτηση του οπτικού βάθους. 23

24 24

25 Κεφάλαιο 4 Μεταβολή άμεσης και ολικής συνιστώσας 4.1 Μεταβολή άμεσης ηλιακής συνιστώσας σε οριζόντιο επίπεδο α) ζενίθια γωνία 20º Θα ξεκινήσουμε, λοιπόν, μελετώντας την εξασθένιση της άμεσης ηλιακής ακτινοβολίας όταν η γωνία πρόσπτωσης των ηλιακών ακτινών (ζενίθια γωνία) είναι 20º. Παραθέτουμε τους υπολογισμούς και το σχεδιάγραμμα το οποίο μας δείχνει την μεταβολή της ακτινοβολίας ΔΕ για κάθε ένα από τα υλικά που μελετάμε: CdS με λ max =500nm, CdTe με λ max =830nm, GaAs με λ max =870nm, Si με λ max =1130nm και Ge με λ max =1860nm. Οπτικό βάθος ΔΕ CdS ΔΕ CdTe ΔΕ GaAs ΔΕ Si ΔΕ Ge ,2-25,56% -19,03% -18,6% -17,04% -15,28% 0,4-44,48% -34,13% -33,49% -30,77% -27,87% 0,6-58,52% -46,31% -45,46% -41,87% -38,27% 0,8-68,97% -56,43% -55,01% -50,99% -46,77% 1-76,76% -63,8% -62,78% -58,52% -54,02% 1,2-82,55% -70,15% -69,09% -64,72% -59,9% 1,4-86,87% -75,3% -74,27% -70,01% -65,03% 1,6-90,1% -79,58% -78,64% -74,24% -69,34% 1,8-92,55% -82,91% -82,03% -77,8% -72,81% Πίνακας 4.1.α 25

26 ΔΕ % 0-10 Μεταβολή πυκνότητας ροής ακτινοβολίας ΔΕ% 0 0,5 1 1, CdS 500 CdTe 830 GaAs 870 Si 1130 Ge AOD Σχεδιάγραμμα 1 Παρατηρούμε πως για το Ge η άμεση ηλιακή συνιστώσα παρουσιάζει την μικρότερη εξασθένιση. Για οπτικό βάθος 0,2 είναι ΔΕ=-15,28% και για οπτικό βάθος 1,8 είναι ΔΕ=-72,81%. Αντίθετα, για το CdS έχουμε τη μεγαλύτερη εξασθένιση. Για οπτικό βάθος 0,2 είναι ΔΕ=- 25,56% και για οπτικό βάθος 1,8 είναι ΔΕ=-92,55%. Στο σημείο αυτό θα πρέπει να διευκρινίσουμε πως παρόλο που στην εργασία μελετάμε οπτικά βάθη μέχρι 1.8, πρακτικά η ακτινοβολία δεν μπορεί να διεισδύσει σε τόσο μεγάλα οπτικά βάθη και έτσι δεν υφίσταται εξασθένιση τέτοιας τάξης. Επίσης, αυτό το ποσοστό της άμεσης ηλιακής ακτινοβολίας δεν χάνεται αλλά μεταφέρεται στην διάχυτη ηλιακή ακτινοβολία. 26

27 β) ζενίθια γωνία 60º Στην περίπτωση που η γωνία πρόσπτωσης των ηλιακών ακτινών γίνει μεγαλύτερη η μεταβολή της ροής της ηλιακής ακτινοβολίας, καθώς μεγαλώνει το οπτικό βάθος, θα γίνει επίσης μεγαλύτερη. Η εξασθένιση της πυκνότητας ροής ΔΕ για κάθε ένα από τα υλικά που μελετάμε φαίνεται παρακάτω. Οπτικό ΔΕ ΔΕ ΔΕ ΔΕ ΔΕ βάθος CdS CdTe GaAs Si Ge ,2-41,91% -31,85% -31,01% -28,17% -25,89% 0,4-66,1% -52,96% -51,56% -47,6% -43,88% 0,6 80,02% -66,96% -65,81% -61,69% -57,07% 0,8-88,17% -76,7% -75,05% -71,26% -66,42% 1-92,98% -83,4% -82,4% -78,02% -73,38% 1,2-95,82% -88,11% -87,21% -83,38% -78,68% 1,4-97,51% -91,4% -90,66% -87,04% -82,73% 1,6-98,5% -93,77% -93,1% -90,14% -85,89% 1,8-99,1% -95,44% -94,91% -92,11% -88,36% Πίνακας 4.2.β Στο παρακάτω σχεδιάγραμμα, ομοίως, παρατηρούμε πως το Ge παρουσιάζει τη μικρότερη μεταβολή της άμεσης ηλιακής ακτινοβολίας, ενώ το CdS τη μεγαλύτερη. Για οπτικό βάθος 0,2 είναι ΔΕ=-25,89% και ΔΕ=-41,91% αντίστοιχα, ενώ για οπτικό βάθος 1,8 είναι ΔΕ=-88,36% και ΔΕ=-99,1%. 27

28 ΔΕ % 0 Μεταβολή πυκνότητας ροής ακτινοβολίας ΔΕ% 0 0,5 1 1, CdS 500 CdTe 830 GaAs 870 Si 1130 Ge AOD Σχεδιάγραμμα 2 Αν συγκρίνουμε τα σχεδιαγράμματα 1 και 2 βλέπουμε πως όταν η ζενίθια γωνία είναι 20º η μέγιστη εξασθένιση παίρνει την τιμή -92,5 για το CdS και η ελάχιστη -15,28% για το Ge. Ενώ, όταν η ζενίθια γωνία είναι 60º η μέγιστη μεταβολή φτάνει το -99,1% για το CdS και η ελάχιστη το -25,89 για το Ge. Όπως αναμενόταν και από τη θεωρία, η μεταβολή της άμεσης ηλιακής ακτινοβολίας με το οπτικό βάθος είναι ταχύτερη για μεγάλες ζενίθιες γωνίες λόγω της ενίσχυσης της διαδρομής που διανύει η ακτινοβολία στην ατμόσφαιρα. 28

29 4.2 Μεταβολή της άμεσης ηλιακής συνιστώσας σε επίπεδο υπό κλίση α) ζενίθια γωνία 20º Η γνώση της ηλιακής ακτινοβολίας που δέχεται ένα κεκλιμένο επίπεδο είναι απαραίτητη στις περισσότερες εφαρμογές και μελέτες των ηλιακών συστημάτων. Επειδή όμως στους περισσότερους μετεωρολογικούς σταθμούς είναι διαθέσιμη συνήθως η ολική ηλιακή ακτινοβολία στο οριζόντιο επίπεδο, θα πρέπει να δοθεί µέθοδος υπολογισµού της ακτινοβολίας στο κεκλιμένο επίπεδο. Για τον λόγο αυτό θα δούμε τη μεταβολή της πυκνότητας ροής της άμεσης ηλιακής συνιστώσας ΔΕκεκλ σε επίπεδο υπό γωνία (κεκλιμένο επίπεδο). Θα εργαστούμε με τον ίδιο τρόπο για να καταλήξουμε στα σχεδιαγράμματα που μας ενδιαφέρουν. Η μόνη διαφορά είναι ότι θα χρησιμοποιήσουμε τη ροή κεκλιμένου επιπέδου Εκεκλ η οποία θα βρεθεί από τον τύπο: (180 ) E cos 180 Όπου θ η ζενίθια γωνία, φ το γεωγραφικό πλάτος. Μετά από πράξεις λοιπόν, έχουμε: Οπτικό βάθος ΔE κεκλ ΔΕ κεκλ ΔΕ κεκλ ΔΕ κεκλ ΔΕ κεκλ CdS CdTe GaAs Si Ge ,2-8,52% -8,22% -8,07% -7,79% -6,57% 0,4-16,56% -15,84% -15,43% -14,66% -12,84% 0,6-24,57% -22,86% -22,23% -20,83% -18,6% 0,8-32,29% -29,93% -28,32% -26,54% -23,86% 1-39,99% -36,84% -33,99% -31,43% -28,91% 1,2-47,28% -42,99% -39,09% -36,46% -33,37% 1,4-53,67% -48,87% -43,76% -41,09% -37,41% 29

30 ΔΕ % 1,6-58,15% -53,06% -48,68% -44,94% -41,46% 1,8-59,93% -55,87% -51,05% -48,77% -44,59% Πίνακας 4.2.α Το σχεδιάγραμμα που προκύπτει για κάθε υλικό είναι το εξής: 0 Μεταβολή πυκνότητας ροής σε κεκλιμένο επίπεδο ΔΕ κεκλ 0 0,5 1 1, CdS 500 CdTe 830 GaAs 870 Si 1130 Ge ΑΟD Σχεδιάγραμμα 3 Μπορούμε να παρατηρήσουμε πως για οπτικό βάθος μέχρι και 0,7 περίπου η μεταβολή της πυκνότητας ροής της ακτινοβολίας ΔΕ κεκλ παρουσιάζει γραμμική μείωση και στη συνέχεια προσεγγίζει την εκθετική. Όταν, λοιπόν, βρισκόμαστε σε επίπεδο υπό γωνία βλέπουμε πως για το CdS η ελάχιστη μεταβολή ΔΕ κεκλ είναι -8,52%, για το CdTe είναι -8,22%, για το GaAs είναι -8,07%, για το Si είναι -7,79 και για το Ge είναι -6,57%. Όσον αφορά τη μέγιστη ποσοστιαία μεταβολή της πυκνότητας ροής ΔΕ κεκλ για το CdS είναι -59,93%, για το CdTe είναι -55,87%, για το GaAs είναι -51,05%, για το Si είναι -48,77% και για το Ge είναι -44,59%. 30

31 β) ζενίθια γωνία 60º Ακολουθούν οι υπολογισμοί για τη μεταβολή της ροής της ηλιακής ακτινοβολίας ΔΕ κεκλ όταν η ζενίθια γωνία θ είναι 60º. Έτσι, θέτοντας θ=60º (180 ) στον τύπο E βρίσκουμε τον πίνακα που cos 180 ακολουθεί. Οπτικό βάθος CdS ΔΕ κεκλ CdTe ΔΕ κεκλ GaAs ΔΕ κεκλ Si ΔΕ κεκλ Ge ΔΕ κεκλ ,2-30,62% -24,78% -24,33% -22,05% -20,37% 0,4-50,6% -42,17% -41,22% -38,15% -35,3% 0,6-63,12% -54,34% -53,64% -50,2% -46,76% 0,8-71,87% -63,62% -62,74% -58,99% -55,32% 1-78,12% -70,29% -69,37% -65,76% -61,8% 1,2-81,87% -75,39% -74,5% -71,17% -67,24% 1,4-85% -79,26% -78,48% -75,37% -71,52% 1,6-87,5% -82,42% -81,62% -78,75% -75% 1,8-89,38% -84,69% -81,59% -81,59% -77,89% Πίνακας 4.2.β Με βάση τους παραπάνω υπολογισμούς, λοιπόν, το σχεδιάγραμμα μεταβολής της ροής της άμεσης ηλιακής συνιστώσας ΔΕ κεκλ προς το οπτικό βάθος είναι το εξής: 31

32 ΔΕ % 0-10 Μεταβολή πυκνότητας ροής σε κεκλιμένο επίπεδο ΔΕ κεκλ 0 0,5 1 1, CdS 500 CdTe 830 GaAs 870 Si 1130 Ge AOD Σχεδιάγραμμα 4 Η διαφορά μεταξύ των σχεδιαγραμμάτων 3 και 4 είναι εμφανής. Και στην περίπτωση στην οποία έχουμε κεκλιμένο επίπεδο η εξασθένιση της πυκνότητας ροής της άμεσης ηλιακής συνιστώσας είναι μεγαλύτερη όταν η ζενίθια γωνία είναι 60º και μικρότερη όταν η ζενίθια γωνία είναι 20º. Αυτό συμβαίνει γιατί με την αύξηση της ζενίθιας γωνίας αυξάνεται και η διαδρομή που θα ακολουθήσει η προσπίπτουσα συνιστώσα. Ενδεικτικά αναφέρουμε πως: Για το CdS η μέγιστη μεταβολή της πυκνότητας ροής ΔΕ στις 20º είναι ΔΕ=- 59,83% ενώ στις 60º είναι ΔΕ=-89,38%. H ελάχιστη μεταβολή, αντίστοιχα, είναι ΔΕ=-8,52% και ΔΕ=-30,62%. Για το Ge η μέγιστη μεταβολή στις 20º είναι ΔΕ=-44,59% και στις 60º είναι ΔΕ= -77,89%. Η ελάχιστη μεταβολή, αντίστοιχα, είναι ΔΕ=-6,57% και ΔΕ=- 20,37%. Παρατηρούμε πως υπάρχει μια σημαντική διαφορά στο πώς εξασθενεί η άμεση ηλιακή συνιστώσα όταν η ζενίθια γωνία παίρνει μικρές (20º) ή μεγαλύτερες τιμές (60º). 32

33 4.3 Μεταβολή ολικής ακτινοβολίας σε οριζόντιο επίπεδο α) ζενίθια γωνία 20º Οι ποσοστιαίες μεταβολές της πυκνότητας ροής της άμεσης ηλιακής συνιστώσας ΔΕ%, οι οποίες μέχρι στιγμής βρέθηκαν, θα μπορούσαν να χαρακτηριστούν εντυπωσιακά μεγάλες. Έτσι, παρά το γεγονός πως η παρούσα εργασία πραγματεύεται μόνον τη μεταβολή της άμεσης ηλιακής ακτινοβολίας, ενδιαφέρον θα έχει να δούμε πώς επηρεάζεται και η ολική ακτινοβολία από την παρουσία των αεροζόλ στην ατμόσφαιρα. Χρησιμοποιώντας και πάλι το μοντέλο LibradTran υπολογίζουμε τις ποσοστιαίες μεταβολές ΔΕ% και έχουμε: Οπτικό βάθος CdS CdTe GaAs Si Ge ΔΕ ολ ΔΕ ολ ΔΕ ολ ΔΕ ολ ΔΕ ολ ,2-9,26% -6,1% -6,08% -5,41% -4,8% 0,4-17,59% -12,21% -12,71% -10,99% -9,89% 0,6-25,46% -18,15% -18,85% -16,71% -14,78% 0,8-32,87% -24,16% -24,64% -21,96% -19,36% 1-39,81% -29,69% -29,88% -26,77% -23,93% 1,2-45,83% -35,01% -34,52% -31,48% -28,08% 1,4-51,38% -39,99% -38,16% -35,38% -32,12% 1,6-56,38% -44,48% -41,12% -38,86% -35,95% 1,8-59,28% -48,02% -43,85% -41,29% -39,46% Πίνακας 4.3.α Το σχεδιάγραμμα που προκύπτει για κάθε ένα υλικό είναι το εξής: 33

34 ΔΕ % 0 Μεταβολή πυκνότητας ροής ολικής ακτινοβολίας ΔΕ ολ 0 0,5 1 1, CdS CdTe GaAs Si Ge AOD Σχεδιάγραμμα 5 Είναι προφανές ότι η ολική ακτινοβολία δεν παρουσιάζει τόσο μεγάλη μεταβολή όσο η άμεση ηλιακή συνιστώσα. Από το σχεδιάγραμμα 5 βλέπουμε ότι η μεγαλύτερη ποσοστιαία μεταβολή ΔΕ που παρατηρείται για το Ge φτάνει μόλις το -39,46%, για το Si το -41,29%, για το GaAs το -43,85%, για το CdTe το -48,02% και για το CdS το - 59,28%. Αντιθέτως, από το σχεδιάγραμμα 1 η μεταβολή πυκνότητας ροής της άμεσης συνιστώσας φτάνει το -72,81% για το Ge, το -77,8% για το Si, το -82,03% για το GaAs, το -82,91% για το CdTe και το -92,55% για το CdS. Η διαφορά, λοιπόν, μεταξύ της άμεσης συνιστώσας και της ολικής ακτινοβολίας είναι μεγάλη για κάθε ένα υλικό που μελετάμε. 34

35 β) ζενίθια γωνία 60º Όπως και στην περίπτωση της άμεσης ηλιακής συνιστώσας, έτσι και εδώ θα δούμε πως μεταβάλλεται η πυκνότητα ροής της ολικής ακτινοβολίας όταν η ζενίθια γωνία μεγαλώσει. Μετά από πράξεις θα πάρουμε τον παρακάτω πίνακα: Οπτικό βάθος CdS CdTe GaAs Si Ge ,2-15,85% -12,42% -12,34% -11,28% -10,17% 0,4-29,4% -23,24% -22,59% -21,11% -19,48% 0,6-40,29% -32,48% -31,92% -29,5% -27,48% 0,8-49,3% -40,44% -39,75% -37,12% -34,63% 1-56,63% -47,13% -46,38% -43,5% -40,47% 1,2-62,57% -52,87% -52,1% -49,07% -45,88% 1,4-67,72% -57,96% -56,92% -53,75% -50,64% 1,6-71,98% -62,42% -61,44% -58,25% -54,76% 1,8-75,54% -65,92% -64,68% -62,03% -58,44% Πίνακας 4.3.β Όπως είναι αναμενόμενο, στις 60º παρατηρείται μεγαλύτερη ποσοστιαία μεταβολή της πυκνότητας ροής της ολικής ακτινοβολίας ΔΕολ, από ότι στις 20º, καθώς το οπτικό βάθος μεγαλώνει, σε συνδυασμό με την αύξηση της διαδρομής της ακτινοβολίας στην ατμόσφαιρα όσο αυξάνει η ζενίθια γωνία. 35

36 ΔΕ % Την διαπίστωση την επαληθεύει το παρακάτω σχεδιάγραμμα: 0 Μεταβολή πυκνότητας ροής ολικής ακτινοβολίας ΔΕ ολ 0 0,5 1 1, CdS CdTe GaAs Si Ge AOD Σχεδιάγραμμα 6 Για παράδειγμα, από το σχεδιάγραμμα 6, φαίνεται πως η ελάχιστη μεταβολή ΔΕ για το Ge είναι ΔΕ=-10,17%, για το Si είναι ΔΕ=- 11,28%, για το GaAs είναι ΔΕ=-12,34%, για το CdTe είναι ΔΕ=- 12,42% και για το CdS είναι ΔΕ=-15,85%. Αντιστοίχως, η μέγιστη μεταβολή ΔΕ για το Ge είναι ΔΕ=-58,44%, για το Si είναι ΔΕ=-62,03%, για το GaAs είναι ΔΕ=-64,68%, για το CdTe είναι ΔΕ=-65,92% και για το CdS είναι ΔΕ=-75,54%. 36

37 37

38 Κεφάλαιο 5 Ημερήσια μεταβολή ακτινοβολίας Σε αυτό το κεφάλαιο θα δούμε πώς μεταβάλλεται η ροή της άμεσης ηλιακής ακτινοβολίας κατά τη διάρκεια ολόκληρης της ημέρας. Συγκεκριμένα, επιλέξαμε να μελετήσουμε τρεις ημέρες του χρόνου κατά τις οποίες λαμβάνει χώρα το φαινόμενο της ισημερίας και των ηλιοστασίων. Εικόνα 5.α Εποχές, ισημερίες και ηλιοστάσια Στην αστρονομία ισημερία καλείται η αστρική ημέρα κατά την οποία το κέντρο του ηλιακού δίσκου βρίσκεται ίσο χρονικό διάστημα πάνω και κάτω από τον ορίζοντα, διαγράφει δηλαδή ίσα τόξα (ημερήσιο και νυκτερινό), και κατά τη διάρκεια της οποίας οι ακτίνες του ηλίου πέφτουν με γωνία 90 μοιρών (κάθετα) στον ισημερινό, παρουσιάζοντας έτσι μηδενική απόκλιση. Η εαρινή ισημερία γίνεται στις 21 Μαρτίου ή 22 Μαρτίου. Η φθινοπωρινή ισημερία γίνεται στις 22 Σεπτεμβρίου ή 23 Σεπτεμβρίου. Οι ονομασίες εαρινή και φθινοπωρινή ισημερία 38

39 αφορούν την εύκρατη ζώνη του βόρειου ημισφαιρίου καθώς στις αντίστοιχες ημερομηνίες στο νότιο ημισφαίριο υπάρχουν οι αντίθετες εποχές, ενώ στις δύο πολικές και την τροπική ζώνη δεν υπάρχει αυτή η διαφοροποίηση εποχών. Το φαινόμενο οφείλεται στην περιφορά της γης γύρω από τον ήλιο και στην κλίση του άξονα περιστροφής της. Καθώς η γη περιφέρεται γύρω από τον ήλιο και επειδή ο άξονας περιστροφής της δεν είναι κάθετος στο επίπεδο περιφοράς η διάρκεια της ημέρας αλλάζει. Έτσι, δύο φορές το χρόνο η γη βρίσκεται σε τέτοια θέση που οι ακτίνες του ήλιου πέφτουν εντελώς κάθετα στον ισημερινό. Ηλιοστάσιο ονομάζεται η χρονική στιγμή κατά την οποία ο άξονας της Γης εμφανίζεται στραμμένος όσο περισσότερο προς ή μακριά από τον Ήλιο συμβαίνει κατά την ετήσια τροχιά της Γης γύρω από αυτόν. Αυτό ισοδυναμεί με τον Ήλιο να βρίσκεται στο βορειότερο ή στο νοτιότερο σημείο του ουρανού που βρίσκεται ποτέ το μεσημέρι, όπως εμφανίζεται σε εμάς πάνω στην επιφάνεια της Γης. Η λέξη προέρχεται από το «ήλιος» και το «στέκομαι» / «στάση» επειδή κοντά στα ηλιοστάσια (λίγες ημέρες πριν ή μετά) ο Ήλιος φαίνεται να επιβραδύνει τη φαινομενική κίνησή του προς τα βόρεια ή προς τα νότια (κίνηση στην απόκλιση), μέχρι που την ημέρα του ηλιοστασίου αυτή η κίνηση μηδενίζεται και αντιστρέφεται. Με την ευρύτερη σημασία, ο όρος «ηλιοστάσιο» σημαίνει και την ημέρα που παρατηρείται αυτό το φαινόμενο, δύο φορές τον χρόνο, τον Ιούνιο και τον Δεκέμβριο. Τα ηλιοστάσια, όπως και οι ισημερίες, συνδέονται αναπόσπαστα με τις εποχές του έτους. Η αιτία της υπάρξεως των εποχών του έτους είναι ότι ο άξονας περιστροφής της Γης γύρω από τον εαυτό της δεν είναι κάθετος στο επίπεδο της περιφοράς της γύρω από τον Ήλιο, αλλά σχηματίζει μία γωνία περίπου (αποκαλούμενη λόξωση της εκλειπτικής), ενώ ταυτόχρονα ο άξονας κρατά την ίδια διεύθυνση στον χώρο. Ως αποτέλεσμα, τη μισή χρονιά (από τις 20 Μαρτίου ή 21 Μαρτίου ως τις 22 Σεπτεμβρίου ή 23 Σεπτεμβρίου) το βόρειο ημισφαίριο «γέρνει» προς τον Ήλιο, με το μέγιστο περί τις 21 Ιουνίου, ενώ την άλλη μισή χρονιά το νότιο ημισφαίριο είναι αυτό που «βλέπει» περισσότερο ήλιο, με το μέγιστο περί τις 21 Δεκεμβρίου. Οι δύο στιγμές των μεγίστων αυτών είναι τα ηλιοστάσια. Οι υπολογισμοί που θα γίνουν σε αυτήν την παράγραφο είναι σημαντικοί για να διαπιστώσουμε ποιες ημέρες του έτους μπορούμε να 39

40 πάρουμε την μεγαλύτερη παραγωγή ενέργειας από φωτοβολταϊκά στοιχεία. Εικόνα 5.β Ετήσια παραγωγή ενέργειας Στο παραπάνω σχήμα φαίνεται η ετήσια απόδοση ενός φωτοβολταϊκού στοιχείου ισχύος 1kw σταθερού προσανατολισμού. Ξεκινώντας, λοιπόν, με την μελέτη της ημερησίας μεταβολής της πυκνότητας ροής της άμεσης ηλιακής συνιστώσας μπορούμε στη συνέχεια να υπολογίσουμε και την ετήσια παραγωγή ενέργειας ενός φωτοβολταϊκού πάνελ. Όπως είναι φυσικό στο νοτιότερο μέρος της Ελλάδος, όπου επικρατεί και η περισσότερη ηλιοφάνεια, θα έχουμε μεγαλύτερη παραγωγή ηλεκτρικής ενέργειας. Προς την κεντρική Ελλάδα η απόδοση αρχίζει να μειώνεται σταδιακά, ώσπου φτάνοντας στο βορειότερο μέρος έχουμε και την ελάχιστη απόδοση. Στο σχήμα οι νότιες περιοχές της Ελλάδος όπου υπάρχει μεγάλη παραγωγή έχουν έντονο καφέ χρώμα, ενώ ανεβαίνοντας βορειότερα παρατηρούμε αποχρώσεις του πορτοκαλί. Φτάνοντας στη βόρεια Μακεδονία έχουμε κίτρινες και πράσινες αποχρώσεις, γεγονός που δείχνει την προφανή μείωση της παραγωγής ηλεκτρικής ενέργειας από φωτοβολταϊκά στοιχεία. 40

41 5.1 Εαρινή ισημερία, 21 Μαρτίου Επιλέγουμε, λοιπόν, να τρέξουμε το μοντέλο LibradTran εισάγοντας στις εντολές την ημερομηνία 21 Μαρτίου και παίρνουμε τα αποτελέσματα για τη μεταβολή της άμεσης ηλιακής συνιστώσας για κάθε οπτικό βάθος. Στο κεφάλαιο αυτό θα μελετήσουμε τα υλικά τα οποία αντιδρούν στο υψηλότερο (λ=1860nm) και στο χαμηλότερο (λ=500nm) μήκος κύματος. Έτσι, βρίσκουμε και πάλι με τον ίδιο τρόπο την ποσοστιαία μεταβολή της πυκνότητας ροής της ηλιακής ακτινοβολίας ΔΕ% για το CdS και για το Ge. Για τις 21 Μαρτίου, όπου η διάρκεια της ημέρας είναι ίση με τη διάρκεια της νύχτας, οι ώρες που λάβαμε υπόψη είναι από τις 5UTC το πρωί έως και τις 16UTC. Έτσι, ξεκινώντας με το CdS (λ=500nm) έχουμε: AOD 5UTC 6UTC 7UTC 8UTC 9UTC 10UTC ,2-92,18-60,28-44,54-36,6-34,87-30,41 0,4-99,41-84,11-69,15-59,61-58,43-51,49 0,6-99,954-93,58-82,71-74,23-71,68-66,09 0,8-99,965-97,37-90,21-83,43-80,21-76, ,997-98,92-94,43-89,36-85,39-83,3 1,2-99,999-99,55-96,84-93,1-89,98-88,24 1,4-99,999-99,81-98,2-95,53-93,11-91,7 1,6-99,999-99,92-98,96-97,09-95,25-94,13 1,8-99,999-99,99-99,4-98,11-96,71-95,84 41

42 ΔΕ % 11UTC 12UTC 13UTC 14UTC 15UTC 16UTC ,2-30,07-35,66-43,14-56,55-85,51-51,24-53,31-58,41-67,28-81,02-97,9-65,84-68,01-73,1-81,07-91,63-99,62-76,01-78,02-82, ,27-99,95-83,11-84,86-88,53-93,57-98,33-99,99-88,08-89,53-92,48-96,22-99,25-99,99-91,58-92,76-95,06-97,88-99,66-99,99-94,02-94,98-96,74-98,69-99,87-99,99-95,76-96,5-97,86-99,22-99,99-99,99 Πίνακας 5.1.α Το σχεδιάγραμμα που προκύπτει από τις μετρήσεις είναι το εξής: 0-10 CdS 21th March 0 0,2 0,4 0,6 0,8 1 1,2 1,4 1,6 1, AOD Σχεδιάγραμμα 1 42

43 Βλέπουμε, πως στις 5UTC η ποσοστιαία μεταβολή της πυκνότητας ροής της άμεσης ηλιακής ακτινοβολίας είναι πολύ μεγάλη ακόμα και στην περίπτωση όπου το οπτικό βάθος είναι μικρό. Για οπτικό βάθος μόλις 0,2 η ποσοστιαία μεταβολή φτάνει το ΔΕ=-92,18%, ενώ για οπτικό βάθος 1 έως 1,8 η μεταβολή είναι ΔΕ=-99,99% δηλαδή πρακτικά αγγίζει το 100%. Έπειτα, βλέπουμε πως από τις 6UTC μέχρι και τις 11UTC η ποσοστιαία μεταβολή αρχίζει σταδιακά να μειώνεται για κάθε οπτικό βάθος. Από τις 12UTC έως και τις 16UTC έχουμε και πάλι μεγάλες ποσοστιαίες μεταβολές της πυκνότητας ροής. Στην ουσία, το σχεδιάγραμμα αυτό μας δείχνει πως κατά τις πρωινές ώρες όπου η ένταση της ηλιακής ακτινοβολίας είναι μεγάλη τα φωτοβολταϊκά στοιχεία θα έχουνε την καλύτερη ενεργειακή απόδοση. Φυσικά, όσο αυξάνεται το οπτικό βάθος η ένταση της ηλιακής ακτινοβολίας γίνεται ασθενέστερη και έτσι έχουμε μεγάλες μεταβολές της πυκνότητας ροής της άμεσης ηλιακής ακτινοβολίας. Όσον αφορά το Ge (λ=1860nm) περιμένουμε μεγαλύτερη απόδοση και συνεπώς μικρότερες ποσοστιαίες μεταβολές ΔΕ%. Οι υπολογισμοί που κάναμε είναι οι παρακάτω: AOD 5UTC 6UTC 7UTC 8UTC 9UTC 10UTC ,2-68,04-38,57-27,57-22,28-19,54-18,41 0,4-88,59-60,56-46,39-39,04-34,8-32,91 0,6-95,11-73,7-59,79-51,38-46,56-44,35 0,8-97,7-81,87-69,07-60,77-55,72-53, ,85-87,15-75,84-67,95-63,2-60,8 1,2-99,37-90,68-80,92-73, ,66 1,4-99,65-93,1-84,15-78,26-73,74-71,84 1,6-99,99-94,86-87,69-81,73-77,7-75,59 1,8-99,99-96,04-89,95-84,61-80,91-78,8 43

44 ΔΕ % 11UTC 12UTC 13UTC 14UTC 15UTC 16UTC ,42-19,4-21,76-26,55-36,21-60,66-33,82-34,32-37,87-44,73-57,61-82,43-44,18-45,97-50,08-57,89-70,79-91,19-53,18-55,22-59,46-67,22-79,33-95,25-60,52-62,53-66,9-74,4-85,01-97,3-66,34-68,5-72,74-79,47-88,9-98,39-71,46-73,13-77,16-83,46-91,64-99,01-75,48-77,16-80,88-86,29-93,59-99,38-78,8-80,44-83,8-88,94-95,04-99,6 Πίνακας 5.1.β Από τον παραπάνω πίνακα είναι προφανές ότι για το Ge η συνιστώσα της άμεσης ηλιακής ακτινοβολίας παρουσιάζει μικρότερη μεταβολή. Θα το δούμε καλύτερα αυτό στο σχεδιάγραμμα που ακολουθεί. Ge 21th March ,5 1 1, AOD Σχεδιάγραμμα 2 44

45 Ομοίως και εδώ από 5UTC έως και 11UTC η ποσοστιαία μεταβολή της πυκνότητας ροής της άμεσης ηλιακής ακτινοβολίας μειώνεται σταδιακά και μάλιστα με μεγαλύτερο ρυθμό από ότι στην περίπτωση του CdS. Συγκεκριμένα, η μικρότερη ποσοστιαία μεταβολή που παρατηρείται εδώ είναι ΔΕ=-18,41% ενώ για το CdS ήταν ΔΕ=-30,07%. Αντίστοιχα, από τις 12UTC μέχρι τις 16UTC έχουμε και πάλι αύξηση της ποσοστιαίας μεταβολής ΔΕ, καθώς η ένταση της ηλιακής ακτινοβολίας αρχίζει να μειώνεται. Φυσικά, για οποιαδήποτε ώρα έχουμε μια συνεχή ελάττωση της πυκνότητας ροής ακτινοβολίας της άμεσης συνιστώσας καθώς το οπτικό βάθος και άρα το ποσοστό των αιωρούμενων σωματιδίων μεγαλώνει. 45

46 5.2 Θερινό ηλιοστάσιο, 21 Ιουνίου Κατά τον ίδιο τρόπο εισάγουμε την επιθυμητή ημερομηνία, τρέχουμε το μοντέλο LibradTran και παίρνουμε τα αποτελέσματα. Στις 21 Ιουνίου η διάρκεια της ημέρας είναι μεγαλύτερη από την διάρκεια της νύχτας και έτσι οι ώρες στις οποίες η ένταση της ηλιακής ακτινοβολίας είναι μεγάλη θα είναι περισσότερες. Για το CdS έχουμε: AOD 4UTC 5UTC 6UTC 7UTC 8UTC 9UTC ,2-74,43-53,16-40,28-32,92-28,47-26,34 0,4-94,87-77,85-64,14-54,99-49,13-45,85 0,6-98,81-89,46-78,35-69,64-63,65-60,02 0,8-99,72-94,95-86,96-79,54-73,96-70, ,93-97,56-92,07-86,15-81,3-78,09 1,2-99,99-98,82-95,17-90,6-86,55-83,73 1,4-99,99-99,42-97,04-93,6-90,3-87,91 1,6-99,99-99,99-98,19-95,62-92,36-90,99 1,8-99,99-99,99-98,88-97,01-94,3-93,28 10UTC 11UTC 12UTC 13UTC 14UTC 15UTC 16UTC 17UTC ,28-25,28-26,94-29,16-27,15-40,38-52,64-77,32-43,98-43,98-45,79-49,04-55,25-64,15-77,8-94,77-58,05-58,05-59,98-63,57-69,86-78,44-89,41-98,78-68,52-68,52-70,4-73,9-79,64-87,01-94,91-99,71-76,34-76,34-78,06-81,26-86,21-92,04-97,54-99,93-82,19-82,19-83,71-86,51-90,64-95,14-98,8-99,98-86,57-86,42-87,88-90,27-93,62-97,02-99,67-99,99-89,86-89,78-90,97-92,36-95,64-98,17-99,71-99,99-92,33-92,27-93,26-94,92-97,02-98,87-99,87-99,99 Πίνακας 5.2.α Βλέπουμε πως οι μετρήσεις μας ξεκινάνε από τις 4UTC και φτάνουν τις 17UTC 46

47 ΔΕ % 0-20 CdS 21 June 0 0,5 1 1, AOD Σχεδιάγραμμα 3 Στις 4UTC όταν μόλις αρχίζει να ξημερώνει παρατηρούνται μεγάλες μεταβολές που ξεκινάνε από ΔΕ=-74,43% και φτάνουν το ΔΕ=-99,99% για μεγάλα οπτικά βάθη. Η μεταβολή αυτή αρχίζει να μειώνεται σταδιακά μέχρι τις 11UTC και από τις 12UTC και μετά έχουμε ξανά μεγάλη μεταβολή της πυκνότητας ροής της άμεσης ηλιακής συνιστώσας. Στην περίπτωση του Ge (λ=1860nm) θα έχουμε και πάλι τις ίδιες ώρες 4UTC έως 17UTC αφού μελετούμε ακόμη την ίδια μέρα. Οι μεταβολές ΔΕ όμως θα διαφέρουν αρκετά από την περίπτωση του CdS. Συγκεκριμένα: 47

48 AOD 4UTC 5UTC 6UTC 7UTC 8UTC 9UTC 10UTC ,2-52,6-33,45-24,83-20,23-17,44-15,99-15,3 0,4-75,35-54,51-42,66-35,52-31,27-28,9-27,82 0,6-86,17-67,68-55,3-47,53-42,28-39,45-38,1 0,8-91,76-76,57-65,01-56,74-51,4-48,1-46, ,86-82, ,14-58,65-55,33-53,74 1,2-96,68-86,9-77,42-69,9-64,56-61,25-59,66 1,4-97,8-89,95-81,67-74,67-69,39-66,35-64,69 1,6-98,5-92,1-84,8-78,45-73,69-70,49-69,05 1,8-98,96-93,85-87,39-81,74-77,18-74,17-72,62 11UTC 12UTC 13UTC 14UTC 15UTC 16UTC 17UTC ,3-15,99-17,53-20,19-24,77-33,7-52,05-27,82-28,9-31,45-35,63-42,56-54, ,1-39,45-42,43-47,45-55,4-67,55-86,03-46,59-48,1-51,4-56,65-64,86-76,48-91,6-53,74-55,33-58,63-64,03-71,84-82,56-94,77-59,66-61,25-64,65-69,95-77,44-86,83-96,66-64,69-66,35-69,61-74,54-81,48-89,9-97,75-69,01-70,49-73,62-78,48-84,76-92,14-98,46-72,6-74,05-77,1-81,6-87,35-93,81-98,52 Πίνακας 5.2.β Παρατηρούμε πως από τις 4UTC μέχρι και τις 11UTC η ποσοστιαία μεταβολή της πυκνότητας ροής της άμεσης ηλιακής συνιστώσας μειώνεται και από τις 12UTC μέχρι τις 17UTC όταν πλέον αρχίζει να δύει και ο ήλιος η μεταβολή ΔΕ αυξάνεται συνεχώς. Το σχεδιάγραμμα είναι: 48

49 ΔΕ % 0-10 Ge 21th June 0 0,5 1 1, AOD Σχεδιάγραμμα 4 Βλέπουμε πως στις 4UTC για οπτικό βάθος 0,2 έχουμε ΔΕ=-52,6 ενώ προηγουμένως για το CdS ήταν ΔΕ=-74,43%. Επίσης, η μικρότερη μεταβολή είναι στις 11UTC και είναι μόλις ΔΕ=-15,3%, όταν για το CdS ήταν ΔΕ=-25,28%. Οι διαφορές για τα δύο υλικά είναι προφανείς. 49

50 5.3 Χειμερινό ηλιοστάσιο, 21 Δεκεμβρίου Θα δούμε, τέλος, πώς μεταβάλλεται η πυκνότητα ροής ακτινοβολίας της άμεσης συνιστώσας στις 21 Δεκεμβρίου, όταν δηλαδή η νύχτα διαρκεί περισσότερο από τη μέρα. Σε αυτήν την περίπτωση ο ήλιος ακτινοβολεί λιγότερες ώρες από ότι στο θερινό ηλιοστάσιο. Συγκεκριμένα, θα υπολογίσουμε τις μεταβολές ΔΕ% από 7UTC μέχρι 14UTC. AOD 7UTC 8UTC 9UTC 10UTC ,2-76,16-58,38-49,8-46,19 0,4-94,31-82,39-74,5-71,02 0,6-98,62-92,52-86,98-84,14 0,8-99,66-96,79-93,31-91, ,91-98,62-96,55-95,23 1,2-99,97-99,4-98,21-97,36 1,4-99,99-99,73-99,06-98,53 1,6-99,99-99,88-99,51-99,18 1,8-99,99-99,94-99,74-99,54 11UTC 12UTC 13UTC 14UTC ,39-50,51-59,79-79,65-71,18-75,35-83,7-95,81-84,32-87,52-93,33-99,12-91,45-93,68-97,25-99,81-95,31-96,79-98,85-99,6-97,42-98,35-99,52-99,91-98,57-99,15-99,79-99,97-99,21-99,56-99,91-99,99-99,56-99,77-99,99-99,99 Πίνακας 5.3.α 50

51 ΔΕ % Το σχεδιάγραμμα που προκύπτει από τον παραπάνω πίνακα είναι το εξής: 0 CdS 21th December 0 0,5 1 1, AOD Σχεδιάγραμμα 5 Είναι φανερό πως το χειμώνα η ένταση της ηλιακής ακτινοβολίας δεν είναι τόσο ισχυρή όσο τους καλοκαιρινούς μήνες. Στο σχεδιάγραμμα βλέπουμε πως ακόμα και στις 11UTC, όπου η ένταση της ακτινοβολίας είναι ισχυρή, έχουμε ΔΕ=-46,39% για οπτικό βάθος 0,2 και φτάνει το ΔΕ=-99,56% για οπτικό βάθος 1,8. Δηλαδή, οι ποσοστιαίες μεταβολές της πυκνότητας ροής της άμεσης ηλιακής ακτινοβολίας είναι αρκετά μεγαλύτερες από τις αντίστοιχες του Ιουνίου και του Μαρτίου που μελετήσαμε στις προηγούμενες παραγράφους. Ανάλογες μεταβολές θα περιμένουμε και για το Ge. Ο πίνακας με τους υπολογισμούς είναι ο εξής: 51

52 AOD 7UTC 8UTC 9UTC 10UTC ,2-51,59-37,33-31,07-28,76 0,4-74,41-58,75-51,38-48,11 0,6-85,46-72,01-64,61-61,29 0,8-91,25-80,42-73,65-70, ,51-85,94-80,08-77,28 1,2-96,41-89,69-84,68-82,21 1,4-97,6-92,29-88,05-85,9 1,6-98,36-94,15-90,56-88,7 1,8-98,85-95,27-92,46-90,86 11UTC 12UTC 13UTC 14UTC ,99-31,64-38,63-54,61-48,23-51,89-60,26-77,2-61,51-65,18-73,4-87,56-70,73-74,28-81,6-92,75-77,47-80,63-86,92-95,57-82,38-85,17-90,49-97,19-86,04-88,47-92,95-98,17-88,82-90,92-94,69-98,78-90,95-92,77-95,94-99,17 Πίνακας 5.3.β Στην περίπτωση του Ge παρατηρούμε πως οι ποσοστιαίες μεταβολές ΔΕ% της πυκνότητας ροής της άμεσης ηλιακής ακτινοβολίας μειώνονται σταδιακά από τις 7UTC έως τις 10UTC για κάθε οπτικό βάθος. Στη συνέχεια, από τις 11UTC έως και τις 14UTC αυξάνονται και πάλι καθώς εξασθενεί η ένταση της ηλιακής ακτινοβολίας. 52

53 ΔΕ % 0-10 Ge 21th December 0 0,5 1 1, AOD Σχεδιάγραμμα 6 Συγκρίνοντας τα σχεδιαγράμματα 5 και 6 βλέπουμε πως για το Ge η μεταβολή της πυκνότητας ροής είναι μικρότερη από ότι για το CdS. 53

54 Κεφάλαιο 6 Συμπεράσματα Τα αποτελέσματα της εργασίας αυτής μας έδειξαν πως κάποια από τα σημαντικότερα στοιχεία που επηρεάζουν κάθε σύστημα που εκμεταλλεύεται την ηλιακή ενέργεια είναι το ποσοστό των αιωρούμενων σωματιδίων που υπάρχει στην ατμόσφαιρα καθώς και η ζενίθια γωνία θ. Προφανώς, όσο περισσότερα σωματίδια υπάρχουν στην ατμόσφαιρα τόσο μεγαλύτερη θα είναι η εξασθένιση της άμεσης ηλιακής ακτινοβολίας. Επίσης, η πυκνότερη ισχύς μιας δέσμης ηλιακής ακτινοβολίας, πάνω σε ένα επίπεδο συλλέκτη θα πραγματοποιείται όταν η επιφάνεια του είναι κάθετη προς τη κατεύθυνση της ακτινοβολίας, δηλαδή όταν η γωνία πρόσπτωσης φ είναι 0º. Σε αυτήν την εργασία πήραμε δύο περιπτώσεις: μελετήσαμε αρχικά τη μεταβολή της πυκνότητας ροής της άμεσης συνιστώσας για 20º και στην συνέχεια για 60º. Όπως ήταν αναμενόμενο βρήκαμε πως η πυκνότητα ροής της άμεσης ηλιακής συνιστώσας παρουσιάζει μεγαλύτερη εξασθένιση στις 60º από ότι στις 20º. Η εξασθένιση ενισχύεται όσο μεγαλώνει το οπτικό βάθος, είτε βρισκόμαστε σε οριζόντιο επίπεδο είτε σε επίπεδο υπό γωνία. Να σημειώσουμε πως η μείωση που υφίσταται η άμεση συνιστώσα λόγω αύξησης των αιωρημάτων σε οριζόντιο επίπεδο είναι μεγαλύτερη κατά περίπου 9% από αυτή που υφίσταται σε επίπεδο υπό κλίση. Η διαφορά αυτή ενισχύεται όταν αυξάνεται η ζενίθια γωνία. Έτσι, αν για παράδειγμα ένα σύστημα που εκμεταλλεύεται την άμεση συνιστώσα εγκατασταθεί στην Θεσσαλονίκη (που έχει οπτικό βάθος περίπου 0,4) η ημερήσια ενέργεια που θα συλλέγει θα είναι μικρότερη από ότι αν το ίδιο σύστημα είχε εγκατασταθεί σε μία αγροτική περιοχή με μέσο οπτικό βάθος 0,1. Το ίδιο ισχύει για συστήματα συλλεκτών που έχουν τοποθετηθεί υπό συγκεκριμένη γωνία κλίσης. Η συνθήκη να είναι η γωνία πρόσπτωσης θ=0º δεν είναι εύκολο να εξασφαλιστεί καθώς ο ήλιος συνεχώς μετακινείται στον ουρανό κατά τη διάρκεια της ημέρας. Για τον λόγο αυτό είδαμε πως έχουν κατασκευαστεί μηχανικές διατάξεις που επαναπροσανατολίζουν 54

55 συνεχώς τον συλλέκτη ώστε η επιφάνεια του να αντικρίζει πάντα κάθετα τον ήλιο. Τέλος, είδαμε πως όσο μεγαλύτερη είναι η απόσταση που διανύει η ηλιακή ακτινοβολία μέσα στην ατμόσφαιρα, τόσο μικρότερο είναι το ποσό της ηλιακής ακτινοβολίας που προσπίπτει στην επιφάνεια της Γης. Για αυτόν τον λόγο η ένταση της ηλιακής ακτινοβολίας είναι πολύ μεγαλύτερη κατά την θερινή περίοδο σε σχέση με τη χειμερινή. Έτσι, από τα διαγράμματα του 5 ου κεφαλαίου παρατηρήσαμε πως η ποσοστιαία μεταβολή της πυκνότητας ροής της άμεσης ηλιακής ακτινοβολίας είναι πολύ μεγαλύτερη στις 21 Δεκεμβρίου από ότι στις 21 Μαρτίου και 21 Ιουνίου. 55

56 Βιβλιογραφία 1) 2) 3) Μπάης, Α.Φ., σημειώσεις του μαθήματος Πηγές ενέργειας στο Περιβάλλον, Τμήμα Εκδόσεων Α.Π.Θ., ) Μπάης, Α.Φ., ατμοσφαιρική οπτική: Μέρος 3, Τμήμα Εκδόσεων Α.Π.Θ., ) Φραγκιαδάκη Ι. Ε., Φωτοβολταϊκά Συστήματα Θεσσαλονίκη, ΖΗΤΗ (2004) 6) 7) 56