Ανανεώσιμες Πηγές Ενέργειας ΙΙ ΔΙΑΛΕΞΕΙΣ: ΗΛΙΑΚΗ ΑΚΤΙΝΟΒΟΛΙΑ. Ώρες Διδασκαλίας: Τρίτη 9:00 12:00. Αίθουσα: Υδραυλική

Ανανεώσιμες Πηγές Ενέργειας ΙΙ ΔΙΑΛΕΞΕΙΣ: ΗΛΙΑΚΗ ΑΚΤΙΝΟΒΟΛΙΑ Ώρες Διδασκαλίας: Τρίτη 9:00 12:00 Αίθουσα: Υδραυλική Διδάσκων: Δρ. Εμμανουήλ Σουλιώτης, Φυσικός Επικοινωνία: msouliot@hotmail.gr

Ηλεκτρομαγνητική Ακτινοβολία ΤΕΙ Δυτικής Ελλάδας Τμήμα Μηχανολόγων Μηχανικών ΤΕ, 2015 Ηλιακή Ακτινοβολία 2

Φάσμα Ηλεκτρομαγνητικής Ακτινοβολίας ΤΕΙ Δυτικής Ελλάδας Τμήμα Μηχανολόγων Μηχανικών ΤΕ, 2015 Ηλιακή Ακτινοβολία 3

Γενικά για την Ηλιακή Ακτινοβολία Ο Ήλιος είναι ένα τυπικό αστέρι, αποτελούμενο κυρίως από Η: 71 % και He: 27 % κατά μάζα, με ακτίνα R ʘ = 696,000 Km (ο δείκτης ʘ αποτελεί το Αστρονομικό σύμβολο του Ήλιου). Η Ηλιακή ακτινοβολία παράγεται στον πυρήνα του Ήλιου ( 0.1 R ʘ ) μέσω θερμοπυρηνικής σύντηξης με τον λεγόμενο κύκλο πρωτονίου-πρωτονίου (ή p-p cycle). Κάθε δευτερόλεπτο, συμβαίνουν στον πυρήνα 9 10 37 θερμοπυρηνικές αντιδράσεις σύντηξης, μέσω των οποίων το Η μετατρέπεται σε He και ακτινοβολία. Κάθε δευτερόλεπτο, 4.4 10 6 tn H καίγονται αποδίδοντας 3.84 10 26 J ενέργειας υπό μορφή ακτινοβολίας. Αυτή η συνολικά παραγόμενη ενέργεια από τον πυρήνα, λέγεται και λαμπρότητα (luminocity) του Ήλιου και συμβολίζεται Lʘ. Επειδή η ισχύς P είναι ο ρυθμός παραγωγής ενέργειας (P = de/dt), έπεται από τα παραπάνω ότι η παραγωγή ισχύος στον πυρήνα του Ήλιου ανέρχεται σε P ʘ = 3.84 10 26 W. Η ενέργεια E που μεταφέρει κάθε φωτόνιο προσδιορίζει και το χρώμα του, δηλαδή το μήκος κύματος (wavelength) λ, που μπορεί να βρεθεί μέσω των ισοτήτων Ε =h f = (h c)/λ, όπου h = 6.626 10 34 η σταθερά του Plank, c = 2.9979 10 8 m/s η ταχύτητα των φωτονίων στο κενό, λ το μήκος κύματός τους και f = c /λ η συχνότητά τους. Μια ακτινοβολία που χαρακτηρίζεται από ένα μόνο μήκος κύματος λέγεται μονοχρωματική ακτινοβολία (monochromatic radiation). Όταν σε μια ακτινοβολία, όπως εκείνη του Ηλιακού φωτός, υπάρχουν φωτόνια διαφόρων μηκών κύματος, τότε αναφέρεται ως πολυχρωματική ή ευρυζωνική (broadband) ακτινοβολία. ΤΕΙ Δυτικής Ελλάδας Τμήμα Μηχανολόγων Μηχανικών ΤΕ, 2015 Ηλιακή Ακτινοβολία 4

Η Θερμική και η Ηλιακή Ακτινοβολία ΤΕΙ Δυτικής Ελλάδας Τμήμα Μηχανολόγων Μηχανικών ΤΕ, 2015 Ηλιακή Ακτινοβολία 5

Η Ποιότητα της Ηλιακής Ακτινοβολίας ΤΕΙ Δυτικής Ελλάδας Τμήμα Μηχανολόγων Μηχανικών ΤΕ, 2015 Ηλιακή Ακτινοβολία 6

Ηλιακή Σταθερά ΤΕΙ Δυτικής Ελλάδας Τμήμα Μηχανολόγων Μηχανικών ΤΕ, 2015 Ηλιακή Ακτινοβολία 7

Ορολογία της Ηλιακής Ακτινοβολίας Επειδή τα φωτόνια της Ηλιακής ακτινοβολίας κινούνται στο κενό με την ταχύτητα του φωτός, έπεται ότι διαμέσου κάθε επιφάνειας Α διέρχεται κάθε δευτερόλεπτο ένας πολύ μεγάλος αριθμός φωτονίων Υιοθετώντας την ορολογία της Ρευστομηχανικής, λέμε ότι αυτή η διέλευση φωτονίων διαμέσου της Α, αποτελεί μια ροή φωτονίων (κατά τον ίδιο τρόπο που τα μόρια του νερού περνώντας από την διατομή μιας σωλήνας δημιουργούν ροή ή παροχή νερού). Επειδή κάθε φωτόνιο μεταφέρει ενέργεια E, είναι φανερό ότι η διέλευση (ροή) φωτονίων δια μέσου της Α, ισοδυναμεί τελικά με ροή ενέργειας (radiant energy flux) μέσα από την Α. Πρόκειται δηλαδή για ένα πολύ βασικό μέγεθος που μας δείχνει πόσα Joules ενέργειας παρέχονται κάθε δευτερόλεπτο από την Ηλιακή Ακτινοβολία, όταν αυτή διέρχεται ή φωτίζει μια επιφάνεια Α με εμβαδόν 1 m². Το μέγεθος αυτό ονομάζεται πυκνότητα ισχύος (power density) ή πολύ συχνότερα, Irradiance (όρος που στα Ελληνικά έχει την οριακή μετάφραση ακτινοβολία ή ακτινοβολικότης), συμβολίζεται F A και μετριέται σε (J/s)/m². Επειδή 1 J/s = 1 Watt, έπεται ότι τελικά η πυκνότητα ισχύος F A μετριέται σε W/m². ΤΕΙ Δυτικής Ελλάδας Τμήμα Μηχανολόγων Μηχανικών ΤΕ, 2015 Ηλιακή Ακτινοβολία 8

Κίνηση του Ηλίου και Ηλιακή Σταθερά Η I sc είναι γνωστή ως Ηλιακή σταθερά (Solar constant). Στην πραγματικότητα η Ηλιακή σταθερά αποτελεί μια μέση τιμή της F A,mean = I sc κατά την διάρκεια ενός έτους. Λόγω της ελλειπτικής τροχιάς της, η Γη βρίσκεται πλησιέστερα στο Ήλιο στις 2 Ιανουαρίου (περιήλιο) και κατά 2 10 6 Km μακρύτερα στις 2 Ιουλίου (αφήλιο). Αποτέλεσμα αυτού είναι η πυκνότητα ισχύος I να μεταβάλλεται περίπου κατά 105 W/m² κατά την διάρκεια του έτους, από 1,270 ~ 1,375 W/m². Η μέση τιμή των 1,366 W/m² επιτυγχάνεται περί τις 3 Απριλίου και 5 Οκτωβρίου, όπου η Γη έχει απόσταση από τον Ήλιο ίση με την μέση τροχιακή της ακτίνα των 149,598 10 6 Km. Η εξίσωση περιγράφει την ετήσια μεταβολή της εξωατμοσφαιρικής πυκνότητας ισχύος στη διάρκεια του έτους, όπου D n ο αύξων αριθμός της ημέρας: 360Dn I Dn 1 0.033cos I 365.25 sc ΤΕΙ Δυτικής Ελλάδας Τμήμα Μηχανολόγων Μηχανικών ΤΕ, 2015 Ηλιακή Ακτινοβολία 9

Η Εξασθένιση της Ηλιακής Ακτινοβολίας Η διαφορική εξασθένηση της Ηλιακής ακτινοβολίας κατά το πέρασμά της διαμέσου της ατμόσφαιρας Λόγω απορρόφησής της (absorption) από τα μόρια του ατμοσφαιρικού αέρα (gas absorption) και τα αιωρούμενα σωματίδια (particle absorption). Η απορρόφηση είναι διεργασία που εξαρτάται ισχυρά από το μήκος κύματος της προσπίπτουσας ακτινοβολίας. Λόγω σκέδασής της (scattering) από τα μόρια του ατμοσφαιρικού αέρα (gas scattering) και από τα αιωρούμενα σωματίδια (particle scattering). Η σκέδαση από τα μόρια του αέρα (κυρίως από το N 2 και το O 2 ) είναι γνωστή ως μοριακή σκέδαση ή σκέδαση Rayleigh. Η σκέδαση είναι διεργασία ισχυρά εξαρτώμενη από το μήκος κύματος της προσπίπτουσας ακτινοβολίας και από το μέγεθος και το σχήμα των αιωρούμενων σωματιδίων ΤΕΙ Δυτικής Ελλάδας Τμήμα Μηχανολόγων Μηχανικών ΤΕ, 2015 Ηλιακή Ακτινοβολία 10

Η Ποιότητα της Ηλιακής Ακτινοβολίας Φασματική Κατανομή της Ηλιακής Ακτινοβολίας στην επιφάνεια της Γης Μια απλουστευμένη παρατήρηση: Με τη μείωση του Ο 3 (όζον), περιορίζεται η απορρόφηση της Ηλιακής Ακτινοβολίας στην Ατμόσφαιρα με αποτέλεσμα την αλλαγή της θερμοκρασίας στην επιφάνειας της Γης ΤΕΙ Δυτικής Ελλάδας Τμήμα Μηχανολόγων Μηχανικών ΤΕ, 2015 Ηλιακή Ακτινοβολία 11

Η Ποιότητα της Ηλιακής Ακτινοβολίας Φασματική Κατανομή της Ηλιακής Ακτινοβολίας και απορρόφηση ΤΕΙ Δυτικής Ελλάδας Τμήμα Μηχανολόγων Μηχανικών ΤΕ, 2015 Ηλιακή Ακτινοβολία 12

Η Εξασθένιση της Ηλιακής Ακτινοβολίας Η εξασθένηση της Ηλιακής ακτινοβολίας ανάλογα με την φαινόμενη θέση του Ήλιου και ο Δείκτης Αέριας Μάζας Εξαιτίας των προηγούμενων αιτιών η Ηλιακή Ακτινοβολία εξασθενεί καθώς οι ηλιακές ακτίνες διανύουν μεγαλύτερη απόσταση. Είναι προφανές ότι η φασματική πυκνότητα ισχύος I (λ ) που φτάνει στην επιφάνεια της Γης σε κάθε μήκος κύματος λ εξαρτάται και από τη φαινόμενη θέση του Ήλιου (Solar Apparent Position) ως προς έναν τόπο ΤΕΙ Δυτικής Ελλάδας Τμήμα Μηχανολόγων Μηχανικών ΤΕ, 2015 Ηλιακή Ακτινοβολία 13

Η Εξασθένιση της Ηλιακής Ακτινοβολίας Η φαινόμενη θέση του Ήλιου (όπως και κάθε αντικειμένου στον τρισδιάστατο χώρο) ως προς τον τοπικό ορίζοντα κάθε παρατηρητή, δίνεται από τις γωνίες κατεύθυνσης: az (αζιμούθιο azimuth angle) και el (ύψος elevation angle) του διανύσματος ΣΗ που συνδέει τη θέση Σ του παρατηρητή με τη θέση Η του Ήλιου ΤΕΙ Δυτικής Ελλάδας Τμήμα Μηχανολόγων Μηχανικών ΤΕ, 2015 Ηλιακή Ακτινοβολία 14

Η Εξασθένιση της Ηλιακής Ακτινοβολίας Η αζιμούθια γωνία αz μετριέται από την κατεύθυνση του Βορρά, δεξιόστροφα. Η γωνία ύψους el του Ήλιου σχηματίζει από την ευθεία ΣΗ και τον τοπικό ορίζοντα. Η συμπληρωματική γωνία ύψους ως προς την τοπική κατακόρυφο λέγεται ζενίθια γωνία του Ήλιου και συμβολίζεται θz. Δηλαδή είναι: Θz = 90 - el ΤΕΙ Δυτικής Ελλάδας Τμήμα Μηχανολόγων Μηχανικών ΤΕ, 2015 Ηλιακή Ακτινοβολία 15

Η Εξασθένιση της Ηλιακής Ακτινοβολίας Η ζενίθια γωνία θz μας δείχνει πόσο αποκλίνει ο Ήλιος από την κατακόρυφο του τόπου Σ. Όταν η γωνία ύψους el του Ήλιου είναι μικρή (όπως πχ. στην θέση Η5 του Ήλιου) το Ηλιακό φώς για να φτάσει στο έδαφος διανύει πολύ μεγαλύτερη διαδρομή από το πάχος της ατμόσφαιρας. Ως αποτέλεσμα η πυκνότητα ισχύος I είναι μικρή. Καθώς η γωνία ύψους el του Ήλιου αυξάνει, η διαδρομή του Ηλιακού φωτός μειώνεται και μαζί της η εξασθένησή του από απορρόφηση και σκέδαση (θέσεις Η4, Η3,, Η1). Έτσι η στάθμη πυκνότητας ισχύος του φάσματος αυξάνει σε κάθε μήκος κύματος (το παρατηρούμενο φάσμα πλησιάζει προς το εξωατμοσφαιρικό) και η πυκνότητα ισχύος I διαρκώς αυξάνει. ΤΕΙ Δυτικής Ελλάδας Τμήμα Μηχανολόγων Μηχανικών ΤΕ, 2015 Ηλιακή Ακτινοβολία 16

Η Εξασθένιση της Ηλιακής Ακτινοβολίας Μεταβολές της η πυκνότητα ισχύος I δια μέσου επιφάνειας Α κάθετα προσανατολισμένης στην Ηλιακή ακτινοβολία Μεταβολές του Ηλιακού Φάσματος Πυκνότητας Ισχύος I (λ ) ΤΕΙ Δυτικής Ελλάδας Τμήμα Μηχανολόγων Μηχανικών ΤΕ, 2015 Ηλιακή Ακτινοβολία 17

Η Εξασθένιση της Ηλιακής Ακτινοβολίας Τελικά, η εξασθένηση της Ηλιακής ακτινοβολίας εξαρτάται από τον αριθμό μορίων και αιωρούμενων σωματιδίων που απορροφούν και σκεδάζουν (δηλαδή από την συνολική αέρια μάζα που διαπερνά μέχρι να φτάσει στο έδαφος) και όχι από το γεωμετρικό μήκος της διαδρομής του. Το μέγεθος στο οποίο βασίζεται η ποσοτικοποίηση της εξασθένησης της ακτινοβολίας είναι ο δείκτης αέριας μάζας (air mass index) AM που εναλλακτικά αναφέρεται ως σχετική αέρια μάζα (relative air mass) m ή ακόμα, απλώς αέρια μάζα (air mass). AM Οπτική μάζα υπό λοξή πρόσπτωση της Ηλιακής Ακτινοβολίας Οπτική μάζα υπό κάθετη πρόσπτωση της Ηλιακής Ακτινοβολίας AM P 1 1013.25 sin el 0.00176789 el 94.37515 el -1.21563 AM P 1 1013.25 sin el 0.50572 6.07995 el -1.6364 ΤΕΙ Δυτικής Ελλάδας Τμήμα Μηχανολόγων Μηχανικών ΤΕ, 2015 Ηλιακή Ακτινοβολία 18

Η Εξασθένιση της Ηλιακής Ακτινοβολίας Μεταβολή της αέριας μάζας συναρτήσει του ηλιακού χρόνου για τρείς χαρακτηριστικές ημερομηνίες του έτους ΤΕΙ Δυτικής Ελλάδας Τμήμα Μηχανολόγων Μηχανικών ΤΕ, 2015 Ηλιακή Ακτινοβολία 19

Απόσταση Ήλιου - Γης και Ένταση Ηλιακής Ακτινοβολίας Η γη κινείται σε ελλειπτική τροχιά με χαρακτηριστικά: ΗΑ = περιήλιο = 147 10 6 km ΗΓ = αφήλιο = 152 10 6 km OH = (ΗΓ-ΗΑ)/2 = 2,5 10 6 km Εκκεντρότητα e = OH/OA = 0.0167 OA = α = (ΗΑ+ΗΓ)/2 = 149,5 10 6 km ΟΒ = β = α (1-e 2 ) 1/2 = 149,5 10 6 km Λόγω της μικρής εκκεντρότητας o μεγάλος ημιάξονας είναι περίπου ίσος με τον μικρό ημιάξονα και η ελλειπτική τροχιά πλησιάζει τη μορφή κύκλου. Ο ήλιος βρίσκεται στο μεγάλο ημιάξονα της τροχιάς, στο σημείο Η και όχι στο κέντρο Ο. Η απόσταση ήλιου-γης μεταβάλλεται με αποτέλεσμα να μεταβάλλεται και η ένταση της ακτινοβολίας που φθάνει στη Γη, σύμφωνα με: 360 Dn I Dn 1 0.033cos 365.25 Isc όπου: I (D n ) η ένταση της ηλιακής ακτινοβολίας που φθάνει σε επίπεδο κάθετο στη διεύθυνση της ακτινοβολίας, έξω από τα όρια της ατμόσφαιρας, τη ν-οστή ημέρα του έτους (1η ή 1 Ιαν) και I sc = 1.366 W/m² κάθετο στην διεύθυνση της ακτινοβολίας, η μέση ετήσια ένταση ακτινοβολίας στα όρια της γήινης ατμόσφαιρας και D n ο αύξων αριθμός της κάθε ημέρας του έτους ΤΕΙ Δυτικής Ελλάδας Τμήμα Μηχανολόγων Μηχανικών ΤΕ, 2015 Ηλιακή Ακτινοβολία 20

Οι συνέπειες της κίνησης της Γης γύρω από τον Ήλιο Σε κάθε νέα θέση, κατά την περιφορά, ο άξονας της γης παραμένει παράλληλος με την προηγούμενη. Όμως δεν είναι κάθετος στο επίπεδο της ελειπτικής τροχιάς και αποκλίνει από την κάθετο κατά: δ n = 23.45 Το γεγονός αυτό είναι υπεύθυνο για την αλλαγή των εποχών κατά τη διάρκεια του έτους και για τη μεταβολή της διάρκειας της ημέρας και της νύχτας. Η γωνία δ n = 23.45 ορίζει: Το μέγιστο γεωγραφικό πλάτος (θετικό από τον ισημερινό και προς το βορά ή αρνητικό από τον ισημερινό προς το νότο), στο οποίο ο ήλιος μπορεί να φωτίσει κατακόρυφα (υπό γωνία 90 ) - το μέγιστο αυτό βόρειο πλάτος +23.45 ορίζει τον τροπικό του καρκίνου, ο οποίος φωτίζεται κατακόρυφα στις 12 το μεσημέρι (ηλιακή ώρα) στις 22/6 και το μέγιστο νότιο πλάτος -23.45 ορίζει τον τροπικό του αιγόκερου, ο οποίος φωτίζεται κατακόρυφα στις 12 το μεσημέρι (ηλιακή ώρα) στις 22/12, τη γωνιακή θέση του ήλιου κατά το ηλιακό μεσημέρι κάθε ημέρας του έτους, σε σχέση με το επίπεδο του ισημερινού ( η γωνία αυτή ονομάζεται απόκλιση δ n και λαμβάνει τιμές στο διάστημα -δ < δ n <δ ) ΤΕΙ Δυτικής Ελλάδας Τμήμα Μηχανολόγων Μηχανικών ΤΕ, 2015 Ηλιακή Ακτινοβολία 21

Οι συνέπειες της κίνησης της Γης γύρω από τον Ήλιο Η τιμή της γωνίας δ n κυμαίνεται από -23.45 μέχρι 23.45, είναι διαφορετική για κάθε ημέρα του χρόνου και υπολογίζεται από τη σχέση: 284+ D n δ = 23.45 sin 360 n 365 όπου n είναι ο χαρακτηριστικός αριθμός της συγκεκριμένης ημέρας του χρόνου (D n = 1 για την 1 η Ιανουαρίου). Κατά την περιφορά της γης η γωνία δ (απόκλιση) παίρνει τις παρακάτω τιμές, όπως μπορεί να υπολογιστεί και από την παραπάνω σχέση. για D n = 81 για D n = 172.25 για D n = 263.5 για D n = 354.75 (22 Μαρτίου) (22 Ιουνίου) (22 Σεπτεμβρίου) (22 Δεκεμβρίου) δ n = 0 δ n = 23.45 δ n = 0 δ n = -23.45 (εαρινή ισημερία) (θερινό ηλιοστάσιο) (φθινοπωρινή ισημερία) (χειμερινό ηλιοστάσιο) ΤΕΙ Δυτικής Ελλάδας Τμήμα Μηχανολόγων Μηχανικών ΤΕ, 2015 Ηλιακή Ακτινοβολία 22

Οι συνέπειες της κίνησης της Γης γύρω από τον Ήλιο Ο ήλιος εμφανίζεται στην Ανατολή, φθάνει στο μέγιστο ημερήσιο ύψος του h n και χάνεται στη Δύση Το μέγιστο ημερήσιο ύψος h n : μετριέται σε μοίρες και μεταβάλλεται από μέρα σε μέρα για οποιοδήποτε τόπο, στη διάρκεια ενός έτους, το h n μεταβάλλεται κατά 46.90 (23.45 έως -23.45 ) σε έναν τόπο μία οποιαδήποτε μέρα ν του έτους είναι: h n = 90 - φ + δ n όπου φ το γεωγραφικό πλάτος του τόπου και δ n η γωνία δ τη n-οστή μέρα του έτους στο βόρειο ημισφαίριο λαμβάνει τη μέγιστη τιμή του στις 22/6 και την ελάχιστη τιμή του στις 22/12 στην Ξάνθη με γεωγραφικό πλάτος 41.13 το h n είναι: στις 22 Μαρτίου 90 41.13 = 48.87 στις 22 Ιουνίου 90 41.13 +23.45 = 72.32 στις 22 Σεπτεμβρίου 90-41.13 = 48.87 στις 22 Δεκεμβρίου 90 41.13 23.45 = 25.42 ΤΕΙ Δυτικής Ελλάδας Τμήμα Μηχανολόγων Μηχανικών ΤΕ, 2015 Ηλιακή Ακτινοβολία 23

Η Κίνηση του Ήλιου, Βασικές Έννοιες και Ορισμοί ΤΕΙ Δυτικής Ελλάδας Τμήμα Μηχανολόγων Μηχανικών ΤΕ, 2015 Ηλιακή Ακτινοβολία 24

Ένταση της Ηλιακής Ακτινοβολίας Απουσία Ατμόσφαιρας και Βασικοί Ορισμοί Για τον υπολογισμό της ηλιακής ακτινοβολίας στο κεκλιμένο επίπεδο, θα πρέπει να γνωρίζουμε: την κλίση του συλλέκτη (γωνία β) την ημέρα και το μήνα του έτους (γωνία δn) τη θέση του τόπου (γεωγραφικό πλάτος φ) τη θέση του ήλιου στον ορίζοντα (ωριαία γωνία ω) την ποσότητα της ηλιακής ενέργειας στα όρια της ατμόσφαιρας Αν τοποθετήσουμε ένα συλλέκτη σε οριζόντιο επίπεδο ή με κλίση β (από 0 μέχρι 90 ) ως προς το οριζόντιο επίπεδο στην επιφάνεια της γης, ορίζονται οι παρακάτω γωνίες: η κλίση β της επιφάνειας συλλέκτη ως προς το οριζόντιο επίπεδο, είναι η γωνία που σχηματίζεται ανάμεσα στην επιφάνεια του συλλέκτη και το οριζόντιο επίπεδο η ζενιθιακή γωνία θz, που σχηματίζεται ανάμεσα στην κάθετο στο οριζόντιο επίπεδο και στην διεύθυνση της άμεσης ηλιακής ακτινοβολίας η γωνία πρόσπτωσης θ, που σχηματίζεται ανάμεσα στην κάθετο σε ένα σημείο του συλλέκτη και στη διεύθυνση της άμεσης ηλιακής ακτινοβολίας στο σημείο (όταν β = 0 τότε θz = θ ) η Αζιμουθιακή γωνία γs επιφάνειας του συλλέκτη, που όταν ο συλλέκτης είναι προσανατολισμένος ακριβώς στο νότο η γωνία γs είναι ίση με μηδέν. Η γωνία γs ανατολικά είναι αρνητική με τιμές από 0 μέχρι -180 ο και δυτικά θετική από 0 μέχρι 180 ο. η ωραία γωνία ω, που είναι η γωνία ανάμεσα στον μεσημβρινό του τόπου και της θέσης του ήλιου (γωνιακή μετατόπιση του ήλιου ανατολικά ή δυτικά του μεσημβρινού). ΤΕΙ Δυτικής Ελλάδας Τμήμα Μηχανολόγων Μηχανικών ΤΕ, 2015 Ηλιακή Ακτινοβολία 25

ΗΛΙΑΚΗ ΓΕΩΜΕΤΡΙΑ ΤΕΙ Δυτικής Ελλάδας Τμήμα Μηχανολόγων Μηχανικών ΤΕ, 2015 Ηλιακή Ακτινοβολία 26

Ένταση της Ηλιακής Ακτινοβολίας και Βασικοί Ορισμοί Ένταση ηλιακής ακτινοβολίας Ι (W/m²): Ο ρυθμός πρόσπτωσης της ηλιακής ακτινοβολίας σε κάποια επιφάνεια, ανά μονάδα επιφάνειας. Άμεση ηλιακή ακτινοβολία, Ι b (W/m²): Είναι η ηλιακή ακτινοβολία που φτάνει στην επιφάνεια της Γης χωρίς να έχει υποστεί σκέδαση στην ατμόσφαιρα. Διάχυτη ηλιακή ακτινοβολία, Ι d (W/m²): Είναι η ηλιακή ακτινοβολία που φτάνει στην επιφάνεια της γης, αφού έχει αλλάξει διεύθυνση από σκέδαση στην ατμόσφαιρα. Ολική ηλιακή ακτινοβολία, Ι t (W/m²): Το άθροισμα της άμεσης και της διάχυτης ηλιακής ακτινοβολίας σε κάποια επιφάνεια. Γεωγραφικό πλάτος, φ, ενός τόπου: Η γωνιακή θέση του τόπου βόρεια ή νότια από τον ισημερινό και λαμβάνεται θετική προς βορρά (-90 φ 90 ). Απόκλιση, δ n : Η γωνιακή θέση του ήλιου κατά την ηλιακή μεσημβρία σε σχέση με το ισημερινό επίπεδο και λαμβάνεται θετική προς βορρά. (-23,45 δ n 23,45 ). Ωριαία γωνία, ω : Η γωνιακή μετατόπιση του ήλιου ανατολικά ή δυτικά του τοπικού μεσημβρινού εξαιτίας της περιστροφής της γης με 15 /h και λαμβάνεται αρνητική για τις ώρες πριν το μεσημέρι και θετική μετά το μεσημέρι. ΤΕΙ Δυτικής Ελλάδας Τμήμα Μηχανολόγων Μηχανικών ΤΕ, 2015 Ηλιακή Ακτινοβολία 27

Ένταση της Ηλιακής Ακτινοβολίας και Βασικοί Ορισμοί Ζενίθια γωνία, θz: Η γωνία που σχηματίζεται μεταξύ της καθέτου στο οριζόντιο επίπεδο ενός τόπου και της ευθείας που ενώνει τον τόπο με τον ήλιο. Αέριa μάζα, m: Το πηλίκο του οπτικού πάχους της ατμόσφαιρας διαμέσου του οποίου περνά η άμεση ηλιακή ακτινοβολία, ως προς το οπτικό πάχος της ατμόσφαιρας, όταν ο ήλιος βρίσκεται στο ζενίθ. Για το επίπεδο της θάλασσας και για 0 < θz <65 είναι m = 1/cosθz. Για θz > 65 πρέπει να γίνει διόρθωση λόγω καμπυλότητας της γης. Κλίση επιφάνειας, β: Η γωνία μεταξύ της εν λόγω επιφάνειας και του οριζόντιου επιπέδου (0 β 180 ). Αζιμούθια γωνία επιφάνειας, γ s : Η απόκλιση που παρουσιάζει η προβολή σημείου στο οριζόντιο επίπεδο της κάθετης σε επιφάνεια, από τον τοπικό μεσημβρινό γ = 0 προς νότο, γ s < 0, ανατολικά και γ s > 0 δυτικά. (-180 γ s 180 ). Γωνία πρόσπτωσης, θ : Η γωνία που σχηματίζεται ανάμεσα στην διεύθυνση της άμεσης ηλιακής ακτινοβολίας σε ένα επίπεδο και στην κάθετο στο επίπεδο. ΤΕΙ Δυτικής Ελλάδας Τμήμα Μηχανολόγων Μηχανικών ΤΕ, 2015 Ηλιακή Ακτινοβολία 28

Ένταση της Ηλιακής Ακτινοβολίας και Βασικοί Ορισμοί Απόκλιση, δ n : Η γωνιακή θέση του ήλιου κατά την ηλιακή μεσημβρία σε σχέση με το ισημερινό επίπεδο και λαμβάνεται θετική προς βορρά. (-23,45 δ n 23,45 ). 284+ D n δ = 23.45 sin 360 n 365 Ζενίθια γωνία, θz : Η γωνία που σχηματίζεται μεταξύ της καθέτου στο οριζόντιο επίπεδο ενός τόπου και της ευθείας που ενώνει τον τόπο με τον ήλιο. cosθ cosφ cosδ cosω sinφ sinδ z n n Αζιμούθια γωνία επιφάνειας, γ s : Η απόκλιση που παρουσιάζει η προβολή σημείου στο οριζόντιο επίπεδο της κάθετης σε επιφάνεια, από τον τοπικό μεσημβρινό γ s = 0 προς νότο, γ s < 0, ανατολικά και γ s > 0 δυτικά. (-180 γ s 180 ). sinγ cosδ sinω / sinθ S n z Γωνία πρόσπτωσης, θ : Η γωνία που σχηματίζεται ανάμεσα στην διεύθυνση της άμεσης ηλιακής ακτινοβολίας σε ένα επίπεδο και στην κάθετο στο επίπεδο. cos θ =sinδ sinφ cos β sinδ cosφ sinβ cos γ +cosδ cosφ cosβ cos ω + n n s n +cosδ sinφ sinβ cosγ cos ω +cosδ sinβ sinγ sinω n s n s ΤΕΙ Δυτικής Ελλάδας Τμήμα Μηχανολόγων Μηχανικών ΤΕ, 2015 Ηλιακή Ακτινοβολία 29

Ένταση της Ηλιακής Ακτινοβολίας και Βασικοί Ορισμοί Η ωριαία γωνία ανατολής ή δύσης του ηλίου ω S (όπου θ z = 90 ) υπολογίζεται από την σχέση: cos ω S =-tanφ tanδ n και είναι αρνητική για την ανατολή και θετική για την δύση. Το μήκος της ημέρας σε ώρες είναι: Ν = (2/15) cos -1 (-tanφ tanδ n ) Ο υπολογισμός της ωριαίας γωνίας ω του ήλιου γίνεται με βάση τον Αληθή Ηλιακό Χρόνο (ΑΗΧ), ο οποίος σχετίζεται με τον Τοπικό Ωρολογιακό Χρόνο (ΤΩΧ), τον τόπο, την ημέρα και την θέση του ήλιου σύμφωνα με την σχέση: ΑΗΧ = ΤΩΧ 4 (L st L loc ) + E όπου L st : ο μεσημβρινός που μετράται ο χρόνος και L loc : ο τοπικός μεσημβρινός. Για την Ελλάδα L st = 30 και η προηγούμενη σχέση γράφεται: ΑΗΧ = ΤΩΧ 4 (30 L loc ) + E όπου E = 0.0172 + 0.4278 cosβ 7.3456 sinβ 3.3468 cos2β 9.3544 sin2β (σε min). B = 360 (D n -1) / 365, n ημέρα του έτους (1 D n 365). Με την τιμή του ΑΗΧ σε min υπολογίζεται η ωριαία γωνία του ήλιου ω από την σχέση: ω = 15 [(ΑΗΧ-720)/60] (σε μοίρες). Η τιμή 720 αντιστοιχεί στον ΑΗΧ της μεσημβρίας του τόπου. ΤΕΙ Δυτικής Ελλάδας Τμήμα Μηχανολόγων Μηχανικών ΤΕ, 2015 Ηλιακή Ακτινοβολία 30

Με δεδομένο ότι η Ένταση της Ηλιακής ακτινοβολίας εκτός της ατμόσφαιρας για συγκεκριμένη ζενίθια γωνία εκφράζεται: 360 Dn Ι Ι 1 0.033cos cosθ 365 o SC Z Η συνολική ημερήσια ηλιακή ενέργεια σε οριζόντιο επίπεδο στο όριο της ατμόσφαιρας υπολογίζεται από την σχέση: Ένταση της Ηλιακής Ακτινοβολίας και Ηλιακή Ενέργεια 243600 ΙSC 360Dn 2 π ωs Ho 1 0.033 cos cosφ cosδn sinωs sinφ sinδn π 365 360 Για τον υπολογισμό της ηλιακής ενέργειας σε οριζόντιο επίπεδο στο όριο της ατμόσφαιρας και για το χρονικό διάστημα που αντιστοιχεί σε ωριαίες γωνίες του ήλιου ω 1, και ω 2 έχουμε: 243600 Ι 2 π SC 360Dn ω2 ω1 Ho 1 0.033 cos cosφ cosδn sinω2 sinω1 sinφ sinδn π 365 360 ΤΕΙ Δυτικής Ελλάδας Τμήμα Μηχανολόγων Μηχανικών ΤΕ, 2015 Ηλιακή Ακτινοβολία 31

Ηλιακή Ενέργεια 243600 Ι 2 π SC 360 Dn ω2 ω1 Ho 1 0.033 cos cosφ cosδn sinω2 sinω1 sinφ sinδn π 365 360 Δημιουργώντας το άθροισμα της Η ο για όλες τις ημέρες κάθε μήνα βρίσκεται μια ημέρα το μήνα, που η τιμή της Η ο πλησιάζει την μέση τιμή Η ο του αθροίσματος. Η ημέρα αυτή ονομάζεται μέση ή αντιπροσωπευτική ημέρα του μήνα και είναι (κατόπιν υπολογισμών): ΙΑΝΟΥΑΡΙΟΣ 17 (D n =17) ΦΕΒΡΟΥΑΡΙΟΣ 16 (D n =47) ΜΑΡΤΙΟΣ 16 (D n =75) ΑΠΡΙΛΙΟΣ 15 (D n =105) ΜΑΙΟΣ 15 (D n =135) ΙΟΥΝΙΟΣ 11 (D n =162) ΙΟΥΛΙΟΣ 17 (D n =198) ΑΥΓΟΥΣΤΟΣ 16 (D n =228) ΣΕΠΤΕΜΒΡΙΟΣ 15 (D n =258) ΟΚΤΩΒΡΙΟΣ 15 (D n =288) ΝΟΕΜΒΡΙΟΣ 14 (D n =318) ΔΕΚΕΜΒΡΙΟΣ 10 (D n =344) ΤΕΙ Δυτικής Ελλάδας Τμήμα Μηχανολόγων Μηχανικών ΤΕ, 2015 Ηλιακή Ακτινοβολία 32

Εκτίμηση της Ηλιακής Ενέργειας στην Επιφάνεια της Γης Για τον υπολογισμό της διαθέσιμης ηλιακής ενέργειας στην επιφάνεια της Γης έχουν αναπτυχθεί τριών τύπων μοντέλα: 1. Εμπειρικά μοντέλα, που συνδέουν τις διάφορες παραμέτρους με σχέσεις που προκύπτουν από τον βέλτιστο συσχετισμό πραγματικών δεδομένων, έχουν τοπική κυρίως ισχύ με μεγαλύτερη ακρίβεια στις μηνιαίες προβλέψεις από τις ημερήσιες ή τις ωριαίες. 2. Ατμοσφαιρικά μοντέλα, που χρησιμοποιούν τιμές διαφόρων ατμοσφαιρικών παραμέτρων (υγρασία, θερμοκρασία, πίεση, όζον, CO 2, κλπ) και μπορούν να εφαρμοστούν οπουδήποτε αρκεί να είναι διαθέσιμα τα μετεωρολογικά δεδομένα που χρειάζονται. 3. Στοχαστικά μοντέλα, που χρησιμοποιούν δεδομένα ηλιακής ακτινοβολίας πολλών ετών και παράγουν διάφορες παραμέτρους των προβλημάτων με στοχαστικές διεργασίες. Τα διαθέσιμα μετεωρολογικά δεδομένα τις περισσότερες φορές περιλαμβάνουν την ολική ηλιακή ακτινοβολία σε οριζόντιο επίπεδο και τις ώρες ηλιοφάνειας. Στις διάφορες εφαρμογές όμως της ηλιακής ενέργειας είναι απαραίτητο να υπολογίζεται η ηλιακή ακτινοβολία σε οποιοδήποτε επίπεδο (κλίσης β και αζιμούθιας γωνίας γ s ) και ο υπολογισμός αυτός είναι πολύπλοκος. ΤΕΙ Δυτικής Ελλάδας Τμήμα Μηχανολόγων Μηχανικών ΤΕ, 2015 Ηλιακή Ακτινοβολία 33

Εκτίμηση της Ηλιακής Ενέργειας στην Επιφάνεια της Γης Βήματα Υπολογισμού: Αν Ε T (σε J/m²) η συνολική ηλιακή ενέργεια που προσπίπτει σε κάποια επιφάνεια μέσα σε ένα μήνα (N ημέρες) τότε η Μέση ανά Μήνα Ημερήσια (ΜΜΗ) τιμή της ηλιακής ενέργειας είναι Ε T /Ν (J/m²). Για τον υπολογισμό της ΜΜΗ ολικής ηλιακής ενέργειας σε κάποιο επίπεδο, H T, πρέπει να υπολογιστούν: H b H d H Tb H Td H Tr Άμεση Μέση ανά Μήνα Ημερήσια ηλιακή ενέργεια σε οριζόντιο επίπεδο Διάχυτη Μέση ανά Μήνα Ημερήσια ηλιακή ενέργεια σε οριζόντιο επίπεδο Άμεση Μέση ανά Μήνα Ημερήσια ηλιακή ενέργεια σε κεκλιμένο επίπεδο Διάχυτη Μέση ανά Μήνα Ημερήσια ηλιακή ενέργεια σε κεκλιμένο επίπεδο Ανακλώμενη από το έδαφος Μέση ανά Μήνα Ημερήσια ηλιακή ενέργεια στο κεκλιμένο επίπεδο Με τις τιμές αυτές υπολογίζεται η ΜΜΗ ολική ηλιακή ακτινοβολία στο κεκλιμένο επίπεδο: H T H Tb H Td H Tr ΤΕΙ Δυτικής Ελλάδας Τμήμα Μηχανολόγων Μηχανικών ΤΕ, 2015 Ηλιακή Ακτινοβολία 34

Μέθοδος Liu Jordan: Για τους υπολογισμούς χρησιμοποιούνται συνήθως δύο παράμετροι: Η παράμετρος συσχέτισης ηλιακής ακτινοβολίας σε κεκλιμένο επίπεδο προς οριζόντιο επίπεδο, Ο δείκτης αιθριότητας, K T Ο συντελεστής αιθριότητας ορίζεται ως το πηλίκο της Μέσης ανά Μήνα Ημερήσιας ολικής ηλιακής ενέργειας στο οριζόντιο επίπεδο της Γης προς τη Μέση ανά Μήνα Ημερήσια ολική ηλιακή ενέργεια στο οριζόντιο επίπεδο εκτός της ατμόσφαιρας, (ΜΜΗ οριζόντιο επίπεδο Γης)/(ΜΜΗ οριζόντιο επίπεδο εκτός ατμόσφαιρας): N O N 1 Όπου: H. Με βάση αυτόν τον υπολογισμό και H T H Tb H Td H Tr, ορίζουμε: O N Εκτίμηση της Ηλιακής Ενέργειας στην Επιφάνεια της Γης H K T H H H T H d Hd R 1 - Rb Rd ρ Rr H H H O R ΤΕΙ Δυτικής Ελλάδας Τμήμα Μηχανολόγων Μηχανικών ΤΕ, 2015 Ηλιακή Ακτινοβολία 35

Εκτίμηση της Ηλιακής Ενέργειας στην Επιφάνεια της Γης H T H d Hd H T H Tb H Td H Tr R 1 - Rb Rd ρ Rr H H H H d H Rb Rd MMH διάχυτη ηλιακή ενέργεια σε οριζόντιο επίπεδο MMH ολική ηλιακή ενέργεια σε οριζόντιο επίπεδο MMH άμεση ηλιακή ενέργεια σε κεκλιμένο επίπεδο MMH άμεση ηλιακή ενέργεια σε οριζόντιο επίπεδο MMH διάχυτη ηλιακή ενέργεια σε κεκλιμένο επίπεδο MMH διάχυτη ηλιακή ενέργεια σε οριζόντιο επίπεδο Επιφάνεια Συντελεστής Ανάκλασης, ρ Καθαρό χιόνι 0.80 0.95 Βρώμικο χιόνι 0.40 0.70 Άμμος 0.20 0.45 Γρασίδι 0.15 0.25 Συνήθως 0.20 Rr MMH ανακλώμενη από το έδαφος ηλιακή ενέργεια σε κεκλιμένο επίπεδο MMH ανακλώμενη από το έδαφος ηλιακή ενέργεια σε οριζόντιο επίπεδο ΤΕΙ Δυτικής Ελλάδας Τμήμα Μηχανολόγων Μηχανικών ΤΕ, 2015 Ηλιακή Ακτινοβολία 36

Εκτίμηση της Ηλιακής Ενέργειας στην Επιφάνεια της Γης H T H d Hd H T H Tb H Td H Tr R 1 - Rb Rd ρ Rr H H H Η τιμή της ΜΜΗ ολικής ηλιακής ενέργειας σε οριζόντιο επίπεδο προσδιορίζεται είτε από υπάρχοντα δεδομένα είτε (όταν αυτά δεν υπάρχουν) από την εμπειρική σχέση (μοντέλο Angstrom): H n α b H o N όπου a και b είναι εμπειρικές παράμετροι εξαρτώμενες από τα κλιματολογικά δεδομένα του τόπου. n Επίσης: είναι ο αριθμός ωρών ηλιοφάνειας και ο μέγιστος αριθμός ωρών ηλιοφάνειας. N Με βάση τον συντελεστή αιθριότητας (Liu & Jordan, Collares-Periara & Rabl, Λάλα, Πισιμάνη, Νοταρίδου): H d 2 1.446-2.965 K T 1.727 K T H 1 cosβ 1-cosβ Τέλος για τους συντελεστές διόρθωσης έχουμε: R d και R r =, όπου β η κλίση της επιφάνειας. 2 2 Οι συντελεστές αυτοί προκύπτουν θεωρώντας ότι η διάχυτη ηλιακή ενέργεια σε κεκλιμένο επίπεδο προέρχεται ομοιόμορφα από ολόκληρο τον ουράνιο θόλο και η ανακλώμενη ηλιακή ενέργεια προέρχεται από την ανάκλαση της άμεσης και διάχυτης ηλιακής ενέργειας. ΤΕΙ Δυτικής Ελλάδας Τμήμα Μηχανολόγων Μηχανικών ΤΕ, 2015 Ηλιακή Ακτινοβολία 37

Εκτίμηση της Ηλιακής Ενέργειας στην Επιφάνεια της Γης Καταλήγουμε στις δύο ισοδύναμες εξισώσεις: - 0.446 2.965-1.727 2 1.446-2.965 1.727 2 1 cos β 1 cos β H T K T K T Rb K T K T ρ H 2 2 H T - 0.446 2.965-1.727 2 1.446-2.965 1.727 2 1 cos β 1 cos β R K T K T Rb K T K T ρ H 2 2 Η τιμή του R b υπολογίζεται από τις παρακάτω σχέσεις για κεκλιμένη επιφάνεια με αζιμούθιο γ = 0 και για το βόρειο ημισφαίριο: ' π ' cosφ β cosδn sinωs ωs sin φ β sinδn 180 R b π cosφ cosδn sinωs ωs sinφ sinδn 180 ω s ω s φ β δ n ω - φ δ -1 S =cos tan tan ' -1-1 n : η ωριαία γωνία δύσης του ήλιου για οριζόντια επιφάνεια : η ωριαία γωνία δύσης του ήλιου για κεκλιμένη επιφάνεια : γεωγραφικό πλάτος τόπου : κλίση επιφάνειας : απόκλιση του ήλιου (της μέσης ημέρας του μήνα). ω =min cos -tanφ tan δ, cos -tan φ β tanδ S n n ΤΕΙ Δυτικής Ελλάδας Τμήμα Μηχανολόγων Μηχανικών ΤΕ, 2015 Ηλιακή Ακτινοβολία 38

Εκτίμηση της Ηλιακής Ενέργειας στην Επιφάνεια της Γης Παράδειγμα Άσκηση - Μελέτη: Ένας ηλιακός συλλέκτης πρόκειται να εγκατασταθεί στην Πάτρα με κλίση 60 προσανατολισμένος πλήρως στο Νότο. Με δεδομένο ότι ο συντελεστής ανάκλασης του εδάφους για όλους τους μήνες του έτους είναι 0.2, να υπολογιστεί η μηνιαία μέση ηλιακή ενέργεια και ακτινοβολία που προσπίπτει στην επιφάνειά του για το σύνολο του έτους. Αναζητήστε τα απαραίτητα δεδομένα που χρειάζεστε από το διαδίκτυο ΤΕΙ Δυτικής Ελλάδας Τμήμα Μηχανολόγων Μηχανικών ΤΕ, 2015 Ηλιακή Ακτινοβολία 39

Όργανα Μέτρησης της Ηλιακής Ακτινοβολίας Οι μετρητές Ηλιακής ακτινοβολίας συχνά αναφέρονται ως ακτινόμετρα (actinometers) ή ραδιόμετρα (radiometers) και χωρίζονται σε δυο μεγάλες κατηγορίες: Α. Τα ευρυφασματικά όργανα (broadband instruments) και Β. Τα φασματικά όργανα (spectral instruments) ή φασματόμετρα (spectrometers) Α. Ευρυφασματικά Όργανα Στην πρώτη κατηγορία ανήκουν τα ακτινόμετρα που μετρούν την πυκνότητα ισχύος (ή άλλα μεγέθη που σχετίζονται άμεσα με αυτή) σε ολόκληρα φασματικά παράθυρα, όπως πχ. στο Visual, στο UV + Visual + N-IR. Συνήθως τα όργανα αυτά μετρούν την πυκνότητα ισχύος το λιγότερο από τα 310 ως τα 2800 nm. Στην κατηγορία (Α) ανήκουν τα ακόλουθα όργανα: Α.1. Πυρανόμετρα (pyranometers) Α.2. Πυρηλιόμετρα (pyrheliometers) Α.3. Πυργεώμετρα (pyrgeometrs) Α.4. Υπεριωδόμετρα (UVmeters) Α.5. Αλβεδόμετρα (albedometers) ΤΕΙ Δυτικής Ελλάδας Τμήμα Μηχανολόγων Μηχανικών ΤΕ, 2015 Ηλιακή Ακτινοβολία 40

Όργανα Μέτρησης της Ηλιακής Ακτινοβολίας Α. Ευρυφασματικά Όργανα Α.1. Πυρανόμετρα (pyranometers): Χρησιμοποιούνται για την ευρυφασματική μέτρηση της πυκνότητας ισχύος της ολικής Ηλιακής ακτινοβολίας. Α.2. Πυρηλιόμετρα (pyrheliometers): Χρησιμοποιούνται για την ευρυφασματική μέτρηση της πυκνότητας ισχύος της απευθείας (άμεσης) Ηλιακής ακτινοβολίας. ΤΕΙ Δυτικής Ελλάδας Τμήμα Μηχανολόγων Μηχανικών ΤΕ, 2015 Ηλιακή Ακτινοβολία 41

Όργανα Μέτρησης της Ηλιακής Ακτινοβολίας Α. Ευρυφασματικά Όργανα Α.3. Πυργεώμετρα (pyrgeometrs): Είναι γνωστά και ως πυρανόμετρα θερμικού υπεριώδους (F-IR pyranometers) και χρησιμοποιούνται για την ευρυφασματική μέτρηση της πυκνότητας ισχύος της θερμικής ακτινοβολίας είτε της επιφάνειας της Γης είτε της ατμόσφαιρας. Α.4. Υπεριωδόμετρα (UVmeters): για την ευρυφασματική μέτρηση της πυκνότητας ισχύος της ολικής Ηλιακής ακτινοβολίας στο υπεριώδες UV-A + UV-B. Α.4. Αλβεδόμετρα (albedometers): Χρησιμοποιούνται για την ευρυφασματική μέτρηση της ανακλαστικής ικανότητας (αλβέδο) της Ηλιακής ακτινοβολίας από τα διαφόρων τύπων εδάφη ή επικαλύψεις της Γήινης επιφάνειας ΤΕΙ Δυτικής Ελλάδας Τμήμα Μηχανολόγων Μηχανικών ΤΕ, 2015 Ηλιακή Ακτινοβολία 42

Β. Φασματικά όργανα ή φασματόμετρα Στη δεύτερη κατηγορία ανήκουν τα ακτινόμετρα που μετρούν την πυκνότητα ισχύος σε κάθε μήκος κύματος χωριστά ή σε μια μικρή φασματική περιοχή κάθε φορά με εύρος Δλ το πολύ 100 nm. Τα πλέον εξελιγμένα ακτινόμετρα του είδους μετρούν την πυκνότητα ισχύος σε εύρος Δλ της τάξης του 1 nm. Στην κατηγορία αυτή ανήκουν τα Ηλιακά φασματοφωτόμετρα (Solar spectro-photometers) που κυκλοφορούν κυρίως σε δυο μορφές: Στην κατηγορία (Β) ανήκουν τα ακόλουθα όργανα: Όργανα Μέτρησης της Ηλιακής Ακτινοβολίας Β.1. Τα ζωνοπερατά φωτόμετρα: που καταγράφουν την πυκνότητα ισχύος σε φασματικές μπάντες (εύρους περίπου Δλ = 100 nm) μέσω κατάλληλων φίλτρων 12. Το πιο γνωστό όργανο αυτού του τύπου είναι το Cimel 318 και το Prede POM. Β.2. Τα περιθλαστικά φασματοφωτόμετρα (grating spectrophotometers): που καταγράφουν την πυκνότητα ισχύος της Ηλιακής ακτινοβολίας από 300 ~ 1100 nm σε εκατοντάδες (επί του παρόντος μέχρι και 2048) διαφορετικά μήκη κύματος. Τα όργανα αυτά είναι επί του παρόντος λίγα και έχουν ερευνητική κυρίως χρήση. Το πιο γνωστό όργανο αυτού του τύπου είναι το Prede PGS-100 ΤΕΙ Δυτικής Ελλάδας Τμήμα Μηχανολόγων Μηχανικών ΤΕ, 2015 Ηλιακή Ακτινοβολία 43

Όργανα Μέτρησης της Ηλιακής Ακτινοβολίας Πυρανόμετρα: Τα πιο γνωστά όργανα μέτρησης της Ηλιακής Ακτινοβολίας Τα πυρανόμετρα είναι όργανα μέτρησης της συνολικής (global) πυκνότητας ισχύος της Ηλιακής ακτινοβολίας που προσπίπτει σε οριζόντια επιφάνεια εμβαδού Α = 1 m². Η μορφή τους είναι όπως φαίνεται στα διπλανά σχήματα. Η λειτουργία των πυρανόμετρων στηρίζεται στους αισθητήρες θερμοπύλης (thermopile) που λειτουργούν με βάση το θερμοηλεκτρικό φαινόμενο. Ο αισθητήρας θερμοπύλης έχει εξωτερικά την μορφή οριζόντιου κυκλικού δίσκου επικαλυμμένου με κατάλληλο μαύρο υλικό ώστε να απορροφά σχεδόν πλήρως την Ηλιακή ακτινοβολία (οι καλύτεροι απορροφητές φτάνουν σε ποσοστά της τάξης του 97 98 % απορρόφηση). Η θερμοπύλη αποτελείται από μια σειρά αρκετών (τυπικά 10 ως 100) θερμοηλεκτρικών ζευγών (thermocouples) που συνήθως τοποθετούνται το ένα δίπλα στο άλλο και καλύπτουν όλη την περιφέρεια του κυκλικού δίσκου της θερμοπύλης. Τα θερμοηλεκτρικά ζεύγη είναι συνδεδεμένα εν σειρά ώστε να παράγουν την μέγιστη δυνατή διαφορά δυναμικού (τάση στα άκρα τους). Ακόμα και έτσι, οι τάσεις που παράγονται είναι πολύ μικρές (περί τα 5 ~ 20 mv υπό κάθετα προσπίπτουσα Ηλιακή ακτινοβολία πυκνότητας ισχύος 1000 W/m²). Η τάση που παράγει η θερμοπύλη ενός πυρανόμετρου όταν δέχεται ακτινοβολία με 1 W/m² λέγεται ευαισθησία (sensitivity) του πυρανόμετρου. ΤΕΙ Δυτικής Ελλάδας Τμήμα Μηχανολόγων Μηχανικών ΤΕ, 2015 Ηλιακή Ακτινοβολία 44

Όργανα Μέτρησης της Ηλιακής Ακτινοβολίας Πυρανόμετρα: Τα πιο γνωστά όργανα μέτρησης της Ηλιακής Ακτινοβολίας Εκτός από την ευαισθησία s, τα βασικότερα τεχνικά χαρακτηριστικά των πυρανόμετρων είναι: Η φασματική κλίμακα (spectral range) Η διακριτική ικανότητα (resolution) Το σφάλμα κατεύθυνσης (directional error) Ο χρόνος απόκρισης (response time) Η θερμική απόκριση (temperature response ή temperature dependence of sensitivity) Η ολίσθηση ευαισθησίας (non-stability ή sensitivity drifting) Η μη-γραμμικότητα (non-linearity) ΤΕΙ Δυτικής Ελλάδας Τμήμα Μηχανολόγων Μηχανικών ΤΕ, 2015 Ηλιακή Ακτινοβολία 45

Όργανα Μέτρησης της Ηλιακής Ακτινοβολίας Δίνονται τα βασικά τεχνικά Χαρακτηριστικά 4 πυρανόμετρων. Κατατάξτε τα πυρανόμετρα ως προς: Παράδειγμα Άσκηση - Μελέτη: α) το φασματικό τους εύρος β) την ευαισθησία τους γ) τον χρόνο απόκρισης δ) το σφάλμα κατεύθυνσης ε) την θερμική τους απόκριση ζ) την ευστάθειά τους η) την μη-γραμμικότητά τους Ποιο από τα πυρανόμετρα θα επιλέγατε (με βάση την καλύτερη τιμή κόστους/απόδοση) αν θα θέλατε να πετύχετε μέτρηση της πυκνότητας ισχύος μέχρι το κοντινό υπέρυθρο (πχ. μέχρι τα 2,800 nm) και μέγιστη ισχύ μέχρι 2000 W/m² και ταυτόχρονα η θερμική ευστάθεια να μην ξεπερνά το ± 4%, η ολίσθηση ευαισθησίας το ± 1 %, η μη-γραμμική απόκριση το ± 1 % και το σφάλμα κατεύθυνσης τα ± 20 W/m² υπό ζενίθια γωνία 80 ; ΤΕΙ Δυτικής Ελλάδας Τμήμα Μηχανολόγων Μηχανικών ΤΕ, 2015 Ηλιακή Ακτινοβολία 46

Όργανα Μέτρησης της Ηλιακής Ακτινοβολίας Παράδειγμα Άσκηση - Μελέτη: Δίνονται μετρήσεις της πυκνότητας ισχύος της Ηλιακής Ακτινοβολίας (σε W/m²) για δέκα (10) συνεχόμενες ημέρες μιας περιόδου στο οριζόντιο επίπεδο και σε κλίση 30. Οι μετρήσεις δίνονται σε μορφή αρχείου Excel όπου στην αριστερή στήλη παρουσιάζονται η ημερομηνία και η ώρα της ημέρας και στις δύο επόμενες στήλες οι τιμές μέτρησης της πυκνότητας ισχύος της Ηλιακής Ακτινοβολίας τόσο για το οριζόντιο επίπεδο όσο και σε κλίση 30 (σε W/m²). Η συχνότητα των μετρήσεων είναι κάθε δέκα (10) minutes. A. Σχεδιάστε γραφικά τις μεταβολές των πυκνοτήτων ισχύος της Ηλιακής Ακτινοβολίας συναρτήσει του χρόνου για τις δύο δεδομένες κλίσεις. B. Υπολογίστε τη μέση τιμή της πυκνότητας ισχύος για κάθε μία από τις κλίσεις σε 24ωρο, 12ωρο και διάρκεια ηλιοφάνειας για κάθε ημέρα. Ποιες οι ώρες ηλιοφάνειας για κάθε ημέρα; C. Με βάση τις μέσες τιμές που υπολογίσατε, επιβεβαιώστε το μοντέλο για την εκτίμηση της πυκνότητας ισχύος της Ηλιακής ακτινοβολίας για κλίση 30 με δεδομένο τη μέση τιμή της πυκνότητας ισχύος της Ηλιακής Ακτινοβολίας στο οριζόντιο επίπεδο. D. Σχολιάστε τα αποτελέσματα. Θεωρήστε γνωστά το γεωγραφικό πλάτος φ = 38 25 (Πάτρα) και γ = 0 (πλήρης προσανατολισμός στο Νότο) ΤΕΙ Δυτικής Ελλάδας Τμήμα Μηχανολόγων Μηχανικών ΤΕ, 2015 Ηλιακή Ακτινοβολία 47