Διαχείριση Δεδομένων Μέτρησης της Ηλιακής Ακτινοβολίας

ΕΘΝΙΚΟ ΜΕΤΣΟΒΙΟ ΠΟΛΥΤΕΧΝΕΙΟ ΣΧΟΛΗ ΗΛΕΚΤΡΟΛΟΓΩΝ ΜΗΧΑΝΙΚΩΝ ΚΑΙ ΜΗΧΑΝΙΚΩΝ ΥΠΟΛΟΓΙΣΤΩΝ ΤΟΜΕΑΣ ΣΥΣΤΗΜΑΤΩΝ ΜΕΤΑΔΟΣΗΣ Διαχείριση Δεδομένων Μέτρησης της Ηλιακής Ακτινοβολίας ΔΙΠΛΩΜΑΤΙΚΗ ΕΡΓΑΣΙΑ του Παναγιώτη Κεραμιτζή Επιβλέπων: Κωνσταντίνος Δέρβος Αθήνα, Μάρτιος 2010

2

ΕΘΝΙΚΟ ΜΕΤΣΟΒΙΟ ΠΟΛΥΤΕΧΝΕΙΟ ΣΧΟΛΗ ΗΛΕΚΤΡΟΛΟΓΩΝ ΜΗΧΑΝΙΚΩΝ ΚΑΙ ΜΗΧΑΝΙΚΩΝ ΥΠΟΛΟΓΙΣΤΩΝ ΤΟΜΕΑΣ ΣΥΣΤΗΜΑΤΩΝ ΜΕΤΑΔΟΣΗΣ ΠΛΗΡΟΦΟΡΙΑΣ Διαχείριση Δεδομένων Μέτρησης της Ηλιακής Ακτινοβολίας ΔΙΠΛΩΜΑΤΙΚΗ ΕΡΓΑΣΙΑ του Παναγιώτη Κεραμιτζή Επιβλέπων: Κωνσταντίνος Δέρβος Εγκρίθηκε από την τριμελή εξεταστική επιτροπή την 8 η Μαρτίου 2009 Κωνσταντίνος Δέρβος Καθηγητής Ε.Μ.Π Παναγιώτα Βασιλείου Καθηγήτρια Ε.Μ.Π Κωνσταντίνος Καραγιαννόπουλος Καθηγητής Ε.Μ.Π Αθήνα, Μάρτιος 2010 3

Μάρτιος, 2010, Παναγιώτης Κεραμιτζής, Ηλεκτρολόγος Μηχανικός και Μηχανικός Υπολογιστών Απαγορεύεται η χρήση, αντιγραφή, αποθήκευση και διανομή της παρούσας εργασίας, εξ ολοκλήρου ή τμήματος αυτής, για εμπορικό σκοπό. Ελεύθερη διάθεση για κάθε χρήση, με την προϋπόθεση ο σκοπός να είναι µη κερδοσκοπικός, με την παράκληση να αναφέρεται η πηγή προέλευσης και να διατηρείται το παρόν μήνυμα. Ερωτήματα που αφορούν τη χρήση της εργασίας για κερδοσκοπικό σκοπό πρέπει να απευθύνονται προς τον συγγραφέα. 4

Περίληψη Σκοπός αυτής της διπλωματικής εργασίας είναι η δημιουργία ενός ολοκληρωμένου συστήματος καταγραφής της ηλιακής ακτινοβολίας. Μέσω αισθητήρα που βρίσκεται σε ταράτσα της σχολής ΗΜΜΥ της Πολυτεχνειούπολης Ζωγράφου, λαμβάνουμε δεδομένα αναφορικά με την πυκνότητα της ηλιακής ακτινοβολίας, ανά καθορισμένα χρονικά διαστήματα. Οι μετρήσεις αυτές επεξεργάζονται από λογισμικό, σε υπολογιστή του εργαστηρίου, που αναπτύχθηκε ειδικά για τον σκοπό αυτό. Οι μετρήσεις αποθηκεύονται σε βάση δεδομένων, η οποία επικοινωνεί με τον ιστότοπο eml.ece.ntua.gr όπου και παρουσιάζονται αρχειοθετημένες ανά μήνα, αρχής γενομένης από τον Σεπτέμβριο του 2009. Τέλος, αφού εξετάσουμε τις βασικές αρχές της ηλιακής ακτινοβολίας και παρουσιάζουμε το μοντέλο για τον υπολογισμό της πυκνότητας ενέργειας της ηλιακής ακτινοβολίας, προχωρούμε σε εξαγωγή συμπερασμάτων από την μελέτη των δεδομένων που έχουμε συλλέξει. Λέξεις Κλειδιά ηλιακή ακτινοβολία, βάση δεδομένων, καταγραφή δεδομένων, σύστημα καταγραφής, ιστότοπος, άμεση ακτινοβολία, διάχυτη ακτινοβολία, ηλιακή σταθερά, ηλιακή ώρα, ανισοτροπικό μοντέλο, πυρανόμετρο, πυρηλιόμετρο, φάσμα ηλιακής ακτινοβολίας 5

6

Abstract This diploma thesis discourses upon setting up a complete solar radiation tracking system. We keep records of the solar radiation density per a predetermined time span, throughout a sensor installed on the roof of a building of the Electrical and Computer Engineering School. Those records are being processed by software, specially designed for this purpose. Thereafter, they are stored in a database connected to the eml.ece.ntua.gr web page, where visitors can find a record archive, sorted by month, starting from September 2009. Finally, after the presentation of the basics of solar radiation and a method of determining the solar radiation density, we come to conclusions based on the data we have collected. Key-words Solar radiation, database, data recording, data recording system, web page, direct radiation, diffuse radiation, solar constant, solar time, anisotropic model, pyranometer, pyriliometer, range of solar radiation 7

8

Περιεχόμενα 1 ΕΙΣΑΓΩΓΗ... 11 2 ΗΛΙΑΚΗ ΑΚΤΙΝΟΒΟΛΙΑ 2.1 Χαρακτηριστικά του ηλίου... 13 2.2 Η ηλιακή ενέργεια και ακτινοβολία... 17 2.3 Ορισμοί και βασικές έννοιες ηλιακής ακτινοβολίας... 22 2.4 Υπολογισμός κατεύθυνσης ηλιακής ακτινοβολίας... 24 2.5 Υπολογισμός ηλιακής ακτινοβολίας έξω από την ατμόσφαιρα.... 35 2.6 Το ανισοτροπικό μοντέλο... 37 3 ΣΥΣΤΗΜΑ ΚΑΤΑΓΡΑΦΗΣ ΤΩΝ ΜΕΤΡΗΣΕΩΝ 3.1 Διατάξεις μέτρησης ηλιακής ακτινοβολίας.... 41 3.2 Περιγραφή πειραματικής διάταξης.... 45 4 ΛΟΓΙΣΜΙΚΟ ΔΙΑΧΕΙΡΗΣΗΣ ΤΩΝ ΜΕΤΡΗΣΕΩΝ 4.1 Γενικά... 47 4.2 Προδιαγραφές συστήματος... 49 4.3 Περιγραφή της αρχιτεκτονικής... 50 4.3.1 Η κλάση Multimeter_Reader_GUI..50 4.3.2 Η κλάση SettingsReader....60 4.3.3 Η κλάση m_settings.....62 4.3.4 Η κλάση Schedule.....64 5 ΑΝΑΠΤΥΞΗ ΤΟΥ ΙΣΤΟΤΟΠΟΥ eml.ece.ntua.gr 5.1 Γενικά... 66 5.2 Προδιαγραφές συστήματος... 67 5.3 Ο ιστότοπος eml.ece.ntua.gr... 68 5.3.1 Η βάση δεδομένων.........69 5.3.2 Η fetch_readings.php και η backup.php....70 5.3.3 Η get_tables.php......72 5.3.4 Η get_measurements.php......73 5.3.5 Η get_data.php και η get_last.php....74 9

10

1 Εισαγωγή Αυτή η διπλωματική πραγματεύεται τον σχεδιασμό και την υλοποίηση ενός ολοκληρωμένου συστήματος διαχείρισης των δεδομένων μέτρησης της ηλιακής ακτινοβολίας. Το νήμα πιάνεται από την αρχή του, από την δημιουργία δηλαδή της πληροφορίας στο πυρανόμετρο, στην ταράτσα του εργαστηρίου των ανανεώσιμων πηγών ενέργειας. Πρώτα δημιουργείται ένα θεωρητικό πλαίσιο, στο Κεφάλαιο 2. Μελετώνται τα βασικά χαρακτηριστικά του ήλιου και στη συνέχεια εστιάζουμε στο βασικό ζήτημα που πραγματευόμαστε: την ηλιακή ενέργεια και ακτινοβολία. Παραθέτονται ορισμοί, έννοιες και το ανισοτροπικό μοντέλο υπολογισμού της ηλιακής ακτινοβολίας. Στη συνέχεια, στο Κεφάλαιο 3, μπορούμε να περάσουμε στην υλοποίηση του θεωρητικού μοντέλου που προαναφέραμε, στην παρουσίαση δηλαδή των διαφόρων διατάξεων μέτρησης της ηλιακής ακτινοβολίας και την επιλογή της κατάλληλης πειραματικής διάταξης από μέρους μας. Ακολουθεί η περιγραφή και η ανάλυσή της. Περνάμε στο στάδιο όπου εξετάζουμε τον τρόπο διαχείρησης της πληροφορίας. Συγκεκριμένα, την εξαγωγή της από το πολύμετρο HP3458Α στην εφαρμογή 3458A Multimeter Reader, εφαρμογή που αναπτύχθηκε ειδικά για να συλλέγει τις μετρήσεις από το πολύμετρο, να τις επεξεργάζεται κατάλληλα για να ικανοποιεί τις απαιτήσεις μας και να τις αποθηκεύει σε βάση δεδομένων για μετέπειτα ανάκτηση. Η διαδικασία αυτή καθώς και η αναλυτική περιγραφή των κομματιών της εφαρμογής παρατίθενται στο Κεφάλαιο 4. Συμπληρωματικά, στο Παράρτημα Γ το εγχειρίδιο χρήσης της. 11

Καταλήγουμε στο τέλος του νήματος, στο Κεφάλαιο 5, όπου παρουσιάζεται ο κώδικας πάνω στον οποίο βασίζεται η ανάπτυξη της ιστοσελίδας eml.ece.ntua.gr. Εκεί ο επισκέπτης μπορεί να ανατρέξει στο, ταξινομημένο χρονολογικά, αρχείο των μετρήσεων που είναι αποθηκευμένο σε βάση δεδομένων. Τα δεδομένα παρουσιάζονται τόσο σε μορφή γραφήματος όσο και σε πίνακα δεδομένων. Ο συνολικός κώδικας παρατίθεται στο Παράρτημα Β. Τέλος, στο Κεφάλαιο 6, αφού παρατίθεται το κατάλληλο θεωρητικό υπόβαθρο, εξάγουμε συμπεράσματα βασισμένα στο αρχείο μετρήσεων που έχουμε στη διάθεσή μας, από τον Σεπτέμβριο του 2009 μέχρι τον Μάρτιο του 2010. 12

2 Ηλιακή Ακτινοβολία 2.1 Χαρακτηριστικά του ηλίου Ο ήλιος είναι μια σφαίρα που αποτελείται από καυτές αέριες μάζες με διάμετρο 1.39 X 10 9 m και απέχει κατά μέσο όρο 1.5 X 10 11 m από τη γη. Ένας παρατηρητής που βρίσκεται στη γη, βλέπει τον ήλιο να εκτελεί μια πλήρη περιστροφή σε περίπου τέσσερεις εβδομάδες. Εντούτοις, δεν περιστρέφεται σαν συμπαγές στερεό σώμα. Ο ισημερινός χρειάζεται 27 ημέρες για κάθε περιστροφή ενώ οι πολικές περιοχές χρειάζονται περίπου 30 ημέρες. H θερμοκρασία στο εσωτερικό υπολογίζεται από 8 X 10 6 έως 40 X 10 6 Κ και η πυκνότητα υπολογίζεται να είναι περίπου 100 φορές αυτή του νερού. Αν παρομοιάζαμε τον ήλιο με μέλαν σώμα, θα είχε θερμοκρασία 5777 Κ και θα ήταν µία πηγή ακτινοβολίας µε σχετικά συνεχές φάσμα. Ο ήλιος είναι, στην πραγματικότητα, ένας συνεχής αντιδραστήρας τήξης. Η διαδικασία η οποία λαμβάνει χώρα είναι η εξής: το υδρογόνο (δηλ., τέσσερα πρωτόνια) συνδυάζεται για να σχηματίσει το ήλιο. Η μάζα του πυρήνα ηλίου(he) 13

είναι μικρότερη από αυτή των τεσσάρων πρωτονίων. Η μάζα που έχει χαθεί στην αντίδραση αυτή μετατρέπεται σε ενέργεια. Η ενέργεια που παράγεται στο εσωτερικό της ηλιακής σφαίρας, όπου επικρατούν θερμοκρασίες πολλών εκατομμυρίων βαθμών Κelvin, πρέπει να μεταφερθεί στην επιφάνεια και έπειτα να ακτινοβοληθεί στο διάστημα. Κατά τη μεταφορά της ακτινοβολίας από το εσωτερικό στην επιφάνεια του ηλίου τρεις διαδικασίες διαδέχονται η μία την άλλη: εκπομπή, απορρόφηση και εκ νέου εκπομπή ακτινοβολίας. Η ακτινοβολία στον πυρήνα του ηλίου είναι στο φάσμα των ακτίνων X και γάμα, αλλά τα μήκη κύματος της ακτινοβολίας αυξάνονται στις μεγαλύτερες ακτινωτές αποστάσεις από τον πυρήνα. Μια σχηματική δομή του ήλιου παρουσιάζεται στο σχήμα 1.1. Υπολογίζεται ότι 90% της ενέργειας παράγεται στην περιοχή 0 έως 0.23R (όπου το R είναι η ακτίνα του ηλίου), το οποίο περιέχει το 40% της μάζας του ήλιου. Σε μια απόσταση 0.7R από το κέντρο, η θερμοκρασία έχει μειωθεί σε περίπου 130.000 Κ και η πυκνότητα έχει μειωθεί σε 70 kg/m 3. Εδώ οι διαδικασίες μεταφοράς αρχίζουν να γίνονται σημαντικές, και η ζώνη από 0.7. R έως 1R είναι γνωστή ως ζώνη μεταφοράς. Μέσα σε αυτήν την ζώνη η θερμοκρασία μειώνεται σε περίπου 5000 Κ και η πυκνότητα είναι περίπου 10-5 kg/m 3. Το εξωτερικό στρώμα της ζώνης μεταφοράς καλείται φωτόσφαιρα (photosphere). Η άκρη της φωτόσφαιρας καθορίζεται αισθητά, παρά τη χαμηλή της πυκνότητα (περίπου 10-4 αυτής του αέρα στη στάθμη της θάλασσας), και είναι η πηγή της περισσότερης ηλιακής ακτινοβολίας. Έξω από τη φωτόσφαιρα είναι μια λίγο πιο διαφανής ηλιακή ατμόσφαιρα, αισθητή κατά τη διάρκεια της συνολικής ηλιακής έκλειψης ή από τα όργανα που κρύβουν τον ηλιακό δίσκο. Επάνω από τη φωτόσφαιρα είναι ένα στρώμα πιο δροσερών αερίων, μήκους αρκετών χιλιομέτρων το οποίο καλείται αντιστρέφον στρώμα (reversing). Έξω από αυτό είναι ένα στρώμα, καλούμενο ως χρωμόσφαιρα (chromosphere), με βάθος περίπου 14

10.000 km. Τελευταίο στρώμα είναι η κορώνα, μια περιοχή πολύ χαμηλής πυκνότητας και θερμοκρασίας περίπου 10 6 Κ. ΕΙΚΟΝΑ 2.1.1. Δομή του ηλίου Αυτή η απλουστευμένη εικόνα που περιγράφει τις βαθμίδες θερμοκρασίας, πυκνότητας και τη φυσική δομή του ήλιου είναι η βάση για την εκτίμηση ότι ο ήλιος, στην πραγματικότητα, δεν λειτουργεί ως μέλαν σώμα σε μια σταθερή θερμοκρασία. Η εκπεμπόμενη ηλιακή ακτινοβολία είναι το σύνθετο αποτέλεσμα των διάφορων στρωμάτων του ηλίου που εκπέμπουν και απορροφούν ακτινοβολία διαφορετικού μήκους κύματος. 15

16

2.2 Η ηλιακή ενέργεια και ακτινοβολία. Ως ηλιακή ενέργεια ορίζεται η ενέργεια που φτάνει από τον ήλιο στη γη. Η ενέργεια αυτή εκπέμπεται από τον ήλιο λόγω της υψηλής θερμοκρασίας του, και μεταδίδεται στο διάστημα µε τη μορφή ακτινοβολίας. Η ακτινοβολία διακρίνεται εύκολα από τα άλλα είδη μεταφοράς ενέργειας, καθώς δεν απαιτείται παρουσία υλικού μέσου για τη διάδοση της και διαδίδεται με την ταχύτητα του φωτός. Η ισχύς της ηλιακής ακτινοβολίας που φθάνει στη γη είναι κατά µέσο όρο 173 ΕxaW (10 15 W) ενώ η μέση ισχύς που απαιτεί η ανθρωπότητα είναι περίπου7 TeraW(10 12 W). Είναι φανερό πως η μέση ηλιακή ακτινοβολία είναι πολύ μεγαλύτερη αυτής που απαιτείται από τον άνθρωπο (περίπου 25, 000 φορές). Πέραν αυτού, όμως, η ηλιακή ενέργεια αποτέλεσε και αποτελεί τη βασική ενεργειακή πηγή στη γη, καθώς σε αυτήν οφείλεται ο σχηματισμός ή διαθεσιμότητα της πλειονότητας των ενεργειακών πόρων, εξαντλήσιμων και µη, µε εξαιρέσεις την πυρηνική ενέργεια, τη γεωθερμική (οφείλεται στη θερμοκρασία της γης) και την παλιρροιακή (οφείλεται στην έλξη μεταξύ γης και σελήνης). Η γη βρίσκεται σε απόσταση 150 εκατομμυρίων χιλιομέτρων από τον ήλιο, και µε δεδομένο ότι ο ήλιος έχει 125 φορές τη διάμετρο της γης, προκύπτει ότι η τελευταία δέχεται μόλις το 1 /10 της ακτινοβολίας που εκπέμπει ο ήλιος. Η ηλικία του ήλιου εκτιμάται ότι είναι μεγαλύτερη από πέντε δισεκατομμύρια έτη, ενώ υπολογίζεται ότι ο ήλιος θα συνεχίσει να εκπέμπει ακτινοβολία µε τον ίδιο ρυθμό για άλλα τόσα έτη τουλάχιστον. Επομένως, η ηλιακή ενέργεια είναι μια ανανεώσιμη (τυπικά ανεξάντλητη) πηγή ενέργειας. Η εικόνα 1.2 δείχνει σχηματικά τη γεωμετρική σχέση ηλίου-γης, η εκκεντρότητα της τροχιάς της γης είναι τέτοια ώστε η απόσταση μεταξύ τους να μεταβάλλεται κατά 1,7% στη μέση απόσταση 1,495 Χ 10 11 m η γη βλέπει τον ήλιο υπό γωνία 32 μοιρών. 17

Εικόνα 2.2.1 Γεωμετρική σχέση ηλίου γης Η μέση ετήσια πυκνότητα ισχύος της ηλιακής ακτινοβολίας που προσπίπτει σε μία μοναδιαία επιφάνεια κάθετη στις ακτίνες του ήλιου στο όριο της ατμόσφαιρας της γης έχει μέση τιμή 1367 W / m 2 και ορίζεται ως ηλιακή σταθερά. [2.2.1] G W m 2 sc = 1367 / (2.2.1) Λόγω της μεταβολής της απόστασης ήλιου-γης κατά την διάρκεια του έτους χρησιμοποιείται η ακόλουθη σχέση για τον υπολογισμό της ετήσιας μεταβολής της ηλιακής σταθεράς: G on 360 DOY = Gsc 1+ 0.033cos 365 (2.2.2) Όπου: DOY οι ημέρες του έτους DOY = 1,2,3,,365 G on : ακτινοβολία που δέχεται επίπεδο εκτός ατμόσφαιρας και κάθετο στις ακτίνες του ήλιου 18

Υπολογίζουμε την τιμή του G on σε ένα φύλλο excel για κάθε ημέρα του έτους και δημιουργούμε το παρακάτω διάγραμμα το οποίο δείχνει την μεταβολή της πυκνότητας ισχύος της ηλιακής ακτινοβολίας κατά τη διάρκεια του έτους. 1420 1400 1380 1360 1340 1320 1300 1280 1260 1 17 33 49 65 81 97 113 129 Gon 145 161 177 193 209 225 241 257 273 289 305 321 337 353 Ημέρα του έτους Εικόνα 2.2.2 Διακύμανση πυκνότητας ισχύος της ηλιακής ακτινοβολίας κατά τη διάρκεια του έτους. Παρατηρούμε από το παραπάνω διάγραμμα ότι η πυκνότητα ισχύος της ηλιακής ακτινοβολίας λαμβάνει τη μεγαλύτερη τιμή την 1 η Ιανουαρίου. Αυτό συμβαίνει διότι τότε η απόσταση ήλιου-γης είναι η μικρότερη από όλη τη διάρκεια του έτους. Όμως, για μία οριζόντια επιφάνεια τοποθετημένη στο βόρειο ημισφαίριο η ακτινοβολία που προσπίπτει είναι μικρότερη το χειμώνα και αυτό οφείλεται στην κλίση της γης Η κλίση της γης έχει ως αποτέλεσμα η μεγαλύτερη ενέργεια από τον ήλιο να φτάνει όταν οι ακτίνες του ηλίου προσπίπτουν κάθετα στην περιοχή την οποία εξετάζουμε. Για το βόρειο ημισφαίριο αυτό συμβαίνει τους καλοκαιρινούς μήνες. Εκτός από την ηλιακή σταθερά είναι χρήσιμο να γνωρίζουμε και τη φασματική κατανομή της ηλιακής ακτινοβολίας έξω από την ατμόσφαιρα. Η εικόνα 2.2.4 μας δίνει την πληροφορία αυτή στο μέσο της απόστασης ηλίου-γης 19

Εικόνα 2.2.3 Μεταβολή της ηλιακής ακτινοβολίας που προσπίπτει στη γη ανάλογα με την εποχή Εικόνα 2.2.4 Κατανομή φάσματος ακτινοβολίας στο μέσο της απόστασης ηλίου-γης Η ακτινοβολία του ήλιου που καταλήγει στην επιφάνεια της γης μπορεί να φθάσει τα 1.200 W /m 2 (εξαρτάται από την περιοχή στην οποία αναφερόμαστε), όταν ο ήλιος είναι στο 20

ζενίθ, και καλύπτει το φάσμα μεταξύ 0,3 μm έως 2,5 μm µε αιχμή (peak) στα 0,5µm. Η ακτινοβολία αυτή χαρακτηρίζεται ως μικρού μήκους κύματος και συμπεριλαμβάνει το ορατό φάσμα (0,4 0,7µm), συγκεκριμένα δε κατανέμεται ως εξής: (i) υπεριώδης ακτινοβολία (λ<0.4µm) µε ποσοστό εμφάνισης 9%. (ii) ορατό φως (0.4µm<λ<0.7µm) µε ποσοστό 45%. (iii) υπέρυθρη ακτινοβολία (λ>0.7µm) µε ποσοστό 46%. 21

2.3 Ορισμοί και βασικές έννοιες ηλιακής ακτινοβολίας Στην παράγραφο αυτή παρουσιάζουμε ορισμούς και βασικές έννοιες που είναι χρήσιμοι στην μελέτη της ηλιακής ακτινοβολίας. Αέριος μάζα ΑΜ: Το ποσοστό που αναλογεί από το μήκος της μάζας της ατμόσφαιρας το οποίο διασχίζει η δέσμη της άμεσης ακτινοβολίας ως προς το μήκος της μάζας της ατμόσφαιρας που θα περνούσε εάν ο ήλιος ήταν στο ζενίθ του (δηλ., άμεσα από πάνω). Κατά συνέπεια στη στάθμη της θάλασσας, μ = 1 όταν είναι ο ήλιος στο ζενίθ, και οι μ = 2 για μια γωνία ζενίθ 60. Για γωνίες ζενίθ από O έως 70 στη στάθμη της θάλασσας, κατά 1 προσέγγιση ΑΜ = (2.3.1) cosθ z Άμεση ακτινοβολία: η ηλιακή ακτινοβολία που προσπίπτει απ ευθείας από τον ήλιο χωρίς να έχει υποστεί σκέδαση από την ατμόσφαιρα. (Η άμεση ακτινοβολία αναφέρεται συχνά ως direct ή beam ακτινοβολία) Διάχυτη ακτινοβολία: η ηλιακή ακτινοβολία που έχει υποστεί σκέδαση από την ατμόσφαιρα (η σύμβαση που χρησιμοποιούμε σε αυτήν τη μελέτη θα διακρίνει τη διάχυτη ηλιακή ακτινοβολία από την υπέρυθρη ακτινοβολία που εκπέμπεται από την ατμόσφαιρα, αναφέρεται και ως diffuse ακτινοβολία.) Εικόνα 2.3.1 Άμεση και διάχυτη ακτινοβολία 22

Συνολική Ακτινοβολία: (total solar radiation) Το άθροισμα της άμεση και διάχυτη ηλιακής ακτινοβολία πάνω σε μια επιφάνεια (συνήθως οι μετρήσεις ηλιακής ακτινοβολίας είναι μετρήσεις της συνολικής ακτινοβολίας σε μια οριζόντια επιφάνεια, συχνά καλούμενη κοσμική ακτινοβολία.) Εικόνα 2.3.2 Αριστερά η κατανομή της μέσης ενέργειας ανά τετραγωνικό μέτρο αναλυμένη σε άμεση και διάχυτη ακτινοβολία. Δεξιά μέτρηση της συνολικής ηλιακής ακτινοβολίας Η ηλιακή ακτινοβολία κατά την είσοδό της στην ατμόσφαιρα υπόκειται απορρόφηση και σκέδαση (οι κυριότεροι απορροφητές είναι: τα νέφη, οι υδρατμοί, το όζον και το διοξείδιο του άνθρακα).η ακτινοβολία που σκεδάζεται είναι η διάχυτη και ένα μέρος της επιστρέφει στο διάστημα. Η ακτινοβολία που φτάνει στο έδαφος χωρίς σκέδαση είναι η άμεση ηλιακή ακτινοβολία. Πυκνότητα ισχύος ακτινοβολίας G: Μονάδα W/m 2 ή mw/cm 2, είναι ο ρυθμός με τον οποίο η ακτινοβολία προσπίπτει σε μία επιφάνεια, ανά μονάδα επιφάνειας. Το σύμβολο G χρησιμοποιείται για να εκφράσει την πυκνότητα ισχύος της ηλιακή ακτινοβολία, με τους κατάλληλους δείκτες για την άμεση, τη διάχυτη ή τη συνολική ακτινοβολία. Πυκνότητα ενέργειας ακτινοβολίας: μονάδα J/m 2 η προσπίπτουσα ενέργεια σε μία επιφάνεια, ανά μονάδα επιφάνειας. Υπολογίζεται από την ολοκλήρωση της πυκνότητας 23

ισχύος ακτινοβολίας κατά τη διάρκεια ενός καθορισμένου χρόνου, συνήθως μια ώρα ή μια ημέρα. Η έκθεση στην ηλιακή ακτινοβολία είναι ένας όρος που ισχύει συγκεκριμένα για την ακτινοβολία ηλιακής ενέργειας. Το σύμβολο Χ χρησιμοποιείται για την έκθεση στην ηλιακή ακτινοβολία για μια ημέρα. Το σύμβολο Ι χρησιμοποιείται για την έκθεση στην ηλιακή ακτινοβολία για μια ώρα (ή άλλη περίοδο, εάν καθορίζεται). Τα σύμβολα Χ και Ι μπορούν να αντιπροσωπεύσουν την άμεση, τη διάχυτη ή τη συνολική ακτινοβολία. και μπορούν να υπολογιστούν σε επιφάνειες οποιουδήποτε προσανατολισμού. Χρησιμοποιούμε δείκτες στα I στο G και το Χ για να καθορίσουμε σε ποιο μέγεθος αναφέρονται. Συγκεκριμένα: ο: αναφέρεται στην ακτινοβολία έξω από τη γήινη ατμόσφαιρα. b: αναφέρεται στην άμεση. d: αναφέρεται στη διάχυτη. Τ: αναφέρεται στην ακτινοβολία σε μια κεκλιμένη επιφάνεια. n: σε μια επιφάνεια κάθετη στην κατεύθυνση της διάδοσης. Εάν ούτε το Τ ούτε το n εμφανίζονται, η ακτινοβολία αναφέρεται σε οριζόντιο επίπεδο. Ηλιακή ώρα (solar time): η ηλιακή ώρα χρησιμοποιείται για τον υπολογισμό όλων των γωνιών που αναφέρονται στον ήλιο και διαφέρει από την τοπική ώρα λόγω της κλίσης του άξονα της γης και της εκλειπτικής τροχιάς της γύρω από τον ήλιο. Εφαρμόζουμε δύο διορθώσεις. Μια σταθερή διόρθωση για τη διαφορά στο γεωγραφικό μήκος μεταξύ του μεσημβρινού του παρατηρητή L loc (γεωγραφικό μήκος του πολυτεχνείου στην περίπτωσή μας με τιμή -23,73 μοίρες ) και του μεσημβρινού, τον οποίο θεωρούμε ως αναφορά για τον υπολογισμό της τοπικής ώρας L st (ο μεσημβρινός που περνά από Κωνσταντινούπολη για την Ελλάδα και έχει τιμή 30 μοίρες ). Η δεύτερη διόρθωση είναι από την εξίσωση του χρόνου και η οποία λαμβάνει υπόψη την μεταβολή της διάρκειας την οποία χρειάζεται ο ήλιος για να διασχίζει τον ουρανό του παρατηρητή ανάλογα με την ημέρα του έτους. 24

ηλιακή ώρα - τοπική ώρα = 4 (L st L loc ) + E (2.3.2) Για το σωστό υπολογισμό απαιτείται η σταθερά της εξίσωσης (ο αριθμός 4) να μην είναι καθαρός αριθμός αλλά να έχει ως μονάδα: λεπτό της ώρας/μοίρα. Η τιμή του Ε προκύπτει ως εξής: E = 229.2(0.000075 + 0.001 868 cos B -0.032077 sin B -0.014615 cos 2B -0.04089 sin 28 ) (2.3.3) Και 360 B = ( DOY 1) 365 Παρακάτω παρουσιάζεται η μεταβολή του Ε όπως υπολογίστηκε σε υπολογιστικό φύλλο για DOY=1 έως 365 (υπολογίζουμε αρχικά το Β και έπειτα αντικαθιστούμε την τιμή του στην εξίσωση του Ε ). 20 15 Λεπτά της ώρας 10 5 0-5 -10 1 17 33 49 65 81 97 113 129 145 161 177 193 209 225 241 257 273 289 305 321 337 353-15 -20 Ημέρα του έτους Εικόνα 2.3.3 Η μεταβολή του Ε σε λεπτά, σε συνάρτηση της ημέρας του έτους 25

2.4 Υπολογισμός κατεύθυνσης ηλιακής ακτινοβολίας Οι γεωμετρικές σχέσεις μεταξύ μίας επιφάνειας οποιουδήποτε προσανατολισμού σχετικά με τη γη, οποιαδήποτε στιγμή (είτε η επιφάνεια είναι σταθερή είτε κινούμενη σε σχέση με τη γη) και η εισερχόμενη άμεση ηλιακή ακτινοβολία, δηλαδή η θέση του ήλιου σχετικά με την επιφάνεια, μπορεί να περιγραφεί από διάφορες γωνίες [Benford και Bock (1939)]. Μερικές από τις γωνίες υποδεικνύονται στην εικόνα 2.4.1. Εικόνα 2.4.1 Γεωμετρικές σχέσεις μεταξύ μίας επιφάνειας και του ηλίου Ο υπολογισμός της κατεύθυνσης της άμεσης ηλιακής ακτινοβολίας είναι το πιο σημαντικό στοιχείο και απαιτείται όταν επιθυμούμε να υπολογίσουμε την ηλιακή ακτινοβολία σε μία επιφάνεια στη γη. Αν γνωρίζουμε τη σχετική θέση του ηλίου και της επιφάνειας που μελετάμε τότε μπορούμε να υπολογίσουμε και την ακτινοβολία που δέχεται η επιφάνεια μας σε συγκεκριμένο χρονικό διάστημα όπως θα δούμε σε επόμενη παράγραφο. Στο υπόλοιπο αυτής της παραγράφου θα δούμε τις πιο σημαντικές, για αυτήν την εργασία, γωνίες που περιγράφουν τη θέση ηλίου- γης στη διάρκεια μίας ημέρας καθώς και το πώς αυτές υπολογίζονται. Χρησιμοποιούμε πολικό σύστημα συντεταγμένων με τη θέση του ηλίου να προσδιορίζεται πλήρως από την απόσταση του από τη γη και τις γωνίες γ s και θ z (εικόνα 2.4.1) όπως αυτές ορίζονται παρακάτω. (Ως απόσταση του ηλίου θεωρούμε τη μέση απόσταση από τη γη σε ένα έτος και εκφράζεται στις εξισώσεις μέσω της ηλιακής σταθεράς G sc ) 26

γ s: η γωνιακή απόκλιση της άμεσης ακτινοβολίας από το νότο σε οριζόντιο επίπεδο, ανατολικά έχει αρνητικές τιμές ενώ δυτικά θετικές. θ z : γωνία ζενίθ η γωνία που σχηματίζει η άμεση ηλιακή ακτινοβολία με την κάθετη στο οριζόντιο επίπεδο. Η θέση της επιφάνειας χαρακτηρίζεται από τις γωνίες: φ: γεωγραφικό πλάτος, γωνιακή θέση νότια ή βόρια του ισημερινού, βόρεια θετική.( 90 ϕ 90 ). Για την περιοχή του πολυτεχνείου 37,90. L loc : γεωγραφικό μήκος, η γωνιακή θέση ανατολικά ή δυτικά του μεσημβρινού αναφοράς. Για την περιοχή του πολυτεχνείου -23,72. γ: η οριζόντια γωνία που σχηματίζει η προβολή της καθέτου της επιφάνειας, στο οριζόντιο επίπεδο, με τον τοπικό μεσημβρινό (δηλαδή τον νότο), ανατολικά έχει αρνητικές τιμές ενώ δυτικά θετικές.(-180<γ<180). (εικόνα 2.4.1). β: η γωνία που σχηματίζει η επιφάνειά μας με το οριζόντιο επίπεδο. Για τον υπολογισμό της άμεσης ηλιακής ακτινοβολίας σε μία επιφάνεια απαιτείται ο υπολογισμός των γωνιών: θ: γωνία πτώσης της ηλιακής ακτινοβολίας σε μία επιφάνεια, σε σχέση με την κάθετο στην επιφάνεια (για οριζόντια επιφάνεια ισούται με θ z ). δ: η γωνιακή θέση του ηλίου το ηλιακό μεσημέρι (δηλαδή όταν ο ήλιος βρίσκεται στον τοπικό μεσημβρινό) με αναφορά στον ισημερινό, βόρεια θετική ( -23,45 < δ < 23,45 ) λόγω της κλίσης του άξονα της γης ). 284 + DOY δ = 23, 45sin 360 365 (2.4.1) 27

Εικόνα 2.4.2 Η γωνία θ που σχηματίζει η άμεση ηλιακή ακτινοβολία με επιφάνεια κλίσης β σε γεωγραφικό πλάτος φ Εικόνα 2.4.3 Ο τρόπος με τον οποίο φαίνεται ο ήλιος από το σημείο Ρ 28

Εικόνα 2.4.4 Μεταβολή της τροχιάς του ηλίου μέσα στο έτος όπως φαίνεται από γεωγραφικό πλάτος 23,44 μοιρών 30 20 10 Γωνία δ 0-10 1 18 35 52 69 86 103 120 137 154 171 188 205 222 239 256 273 290 307 324 341 358-20 -30 Ημέρα του έτους Εικόνα 2.3.5 Υπολογισμός της μεταβολής της γωνίας δ σε συνάρτηση με την ημέρα του έτους ω: η γωνιακή μετατόπιση του ήλιου ανατολικά ή δυτικά του τοπικού μεσημβρινού λόγω της περιστροφής της γης στον άξονά του. Η γωνιακή μετατόπιση είναι ίση με 15 μοίρες ανά ώρα (σε 24ώρες έχει διανύσει ένα κύκλο 360 μοίρες). Σημείο 29

αναφοράς είναι το ηλιακό μεσημέρι (solar noon: η στιγμή κατά την οποία ο ήλιος βρίσκεται στο ζενίθ του) και παίρνει αρνητικές τιμές πριν από το μεσημέρι και θετικές το απόγευμα. Υπάρχει ένα σύνολο εξισώσεων που συνδέει όλες τις παραπάνω γωνίες. Η σχέση που συνδέει τη γωνία πτώσης της άμεση ακτινοβολίας, θ, σε μία επιφάνεια σε σχέση με τις υπόλοιπες γωνίες είναι: cos θ = sin δ sin φ cos β - sin δ cos φ sinβ cos γ + cos δ cosφ cos β cos ω + cos δ sin φ sin β cos γ cos ω + cos δ sin β sin γ sin ω (2.4.2) Και cosθ = cos θ z cos β + sin θ z sin β cos (γ s -γ) (2.4.3) Οι δύο τελευταίες εξισώσεις φαίνονται δύσχρηστες, όμως, σε κάποιες συνηθισμένες περιπτώσεις μπορούν να απλοποιηθούν έως ένα βαθμό. Στην περίπτωση της οριζόντιας επιφάνειας η γωνία θ είναι ίση με τη γωνία ζενίθ του ηλίου και η τιμή της πρέπει να είναι μεταξύ 0 και 90 όταν ο ήλιος είναι πάνω από τον ορίζοντα. Στην περίπτωση αυτή ισχύει: β=0 θ=θ z Οι σχέσεις (2.4.2) και (2.4.3 ) γίνονται: cos θ = cos δ cosφ cos β cos ω + sin δ sin φ (2.4.4) θ=θ z (2.4.5) Όμως για β=0 (οριζόντια επιφάνεια) και θ ζ =90 o (δηλαδή η ώρα του ηλιοβασιλέματος) η (2.4.4) γίνεται: 30

sinϕsinδ cosωs = = tanϕtan δ cosϕcosδ (2.4.6) Γνωρίζοντας ότι ο ήλιος διανύει 15 o ανά ώρα {(360/24)=15} μπορούμε από το ω s να υπολογίσουμε την διάρκεια ημέρας ( Ν ), δηλαδή τις ώρες που χρειάζεται ο ήλιος για να διασχίσει τον ουρανό του παρατηρητή σε συγκεκριμένο γεωγραφικό πλάτος (ώρες μεταξύ ανατολής και δύσης), ως εξής : 1 cos ( tan tan ) ωs = ϕ δ N *15 1 = cos ( tanϕtan δ) 2 2 cos 1 ( tan tan ) N = 15 ϕ δ (2.4.7) Για τη θέση της εγκατάστασης και με βάση τις εξισώσεις 2.4.7 και 2.4.1, υπολογίζουμε σε ένα υπολογιστικό φύλλο τις ώρες Ν για όλες τις ημέρες του έτους και τις παρουσιάζουμε στην εικόνα 2.4.4. Ξεκινάμε από την 1 η Ιανουαρίου (1) μέχρι και την 31 η Δεκεμβρίου (365). Ώρες ημέρας 15 14 13 12 11 10 9 8 1 21 41 61 81 101 121 141 161 181 201 221 241 261 281 301 321 341 361 Ημέρα του έτους Εικόνα 2.4.6 Υπολογισμός της διάρκειας ημέρας για την κάθε ημέρα του έτους στην περιοχή του πολυτεχνείου Έχοντας υπολογίσει τη διάρκεια ημέρας μπορούμε να βρούμε την ηλιακή ώρα ανατολής ως εξής: αφαιρώντας από το ηλιακό μεσημέρι το μισό της διάρκειας 31

ημέρας (Ν). Η ηλιακή ώρα δύσης προκύπτει εάν προσθέσουμε στο ηλιακό μεσημέρι το μισό της διάρκειας ημέρας (Ν). Κάνουμε τον υπολογισμό σε υπολογιστικό φύλλο για όλες τις ημέρες του έτους και προκύπτει το παρακάτω διάγραμμα (για τη μετατροπή της ηλιακής ώρας σε τοπική χρησιμοποιείται ο τύπος, ο οποίος δε λαμβάνει υπόψη την μεταβολή της θερινής ώρας: (2.3.2) ηλιακή ώρα - τοπική ώρα = 4 (L st L loc ) + E) Ηλιακή ώρα 20 18 16 14 12 10 8 6 4 2 0 1 23 45 67 89 111 133 155 177 199 221 243 265 287 309 331 353 Ημέρα του έτους Ώρα ανατολής Ώρα δύσης Εικόνα 2.4.7 Ηλιακή ώρα ανατολής και δύσης σε συνάρτηση με την ημέρα του έτους Η μοναδική άγνωστη παράμετρος στο σύστημα των εξισώσεων 2.4.2-2.4.3 είναι η γωνία γ s. Το πεδίο τιμών της γωνίας γ s είναι από -180 έως 180 μοίρες. Τόσο στο βόρειο όσο και στο νότιο ημισφαίριο και για γεωγραφικά πλάτη από 23,45 έως 66,45 η τιμή της θα είναι από - 90 έως 90 μοίρες τις ημέρες που έχουμε λιγότερο από 12 ώρες μέρα. Τις ημέρες με περισσότερο από 12 ώρες ηλιοφάνειας παίρνει τιμές μικρότερες από -90 ή μεγαλύτερες από 90 μόνο νωρίς το πρωί ή αργά το απόγευμα οπότε και ο ήλιος θα βρίσκεται βορειότερα από τη γραμμή ανατολής δύσης για το βόρειο ημισφαίριο ή νοτιότερα αυτής της νοητής γραμμής στο νότιο ημισφαίριο Για τροπικά γεωγραφικά πλάτη η γ s μπορεί να παίρνει οποιαδήποτε τιμή όταν φ-δ είναι θετική στο βόρειο ημισφαίριο ή όταν είναι αρνητική στο νότιο ημισφαίριο. 32

Για να υπολογίσουμε το γ s ανά πάσα στιγμή θα πρέπει να γνωρίζουμε σε ποιο τεταρτημόριο βρίσκεται ο ήλιος τη συγκεκριμένη χρονική στιγμή. Αυτό υπολογίζεται από τη σχέση μεταξύ του ω και της ω ew (δηλαδή τη γωνία που δείχνει την ώρα ανατολής ή δύσης, ω ew = ). ωs Από το σύστημα των εξισώσεων 2.4.8 έως 2.4.16 υπολογίζουμε το γ s οποιαδήποτε χρονική στιγμή: γ s = C 1 C 2 γ s +C 3 *180*(1-C 1 C 2 )/2 (2.4.8) όπου sin γ s = (sin ωcos δ)/ sin θ z (2.4.9) C 1 = { 1 1 αν ω < ω αλλιως ew (2.4.10) C 2 = { 1 αν ϕ ( ϕ δ ) 0 1 αλλιως (2.4.11) C 3 = { 1 αν ω 0 1 αλλιως (2.4.12) (2.4.13) cos ω ew = tanδ / tan φ Ν=(2/15)cos -1 (-tan φ tan δ ) (2.4.14) Τη στιγμή του ηλιακού μεσημεριού, όταν ο ήλιος βρίσκεται στο ζενίθ τη συγκεκριμένη μέρα, ισχύει: 33

Για το βόρειο ημισφαίριο θnoon = ϕ δ β (2.4.15) Για το νότιο ημισφαίριο Εικόνα 2.4.7 Γωνίες φ, β, δ σε μία επιφάνεια στο βόρειο ημισφαίριο Δηλαδή μία επιφάνεια τοποθετημένη σε γεωγραφικό πλάτος φ και με κλίση β έχει την ίδια γωνία θ με μία επιφάνεια τοποθετημένη χωρίς κλίση σε γεωγραφικό πλάτος φ β. 34

2.5 Υπολογισμός ηλιακής ακτινοβολίας έξω από την ατμόσφαιρα. Οι μετρήσεις της ηλιακής ακτινοβολίας γίνονται συνήθως σε οριζόντιες επιφάνειες. Όμως σε πολλές εφαρμογές είναι αναγκαία η γνώση της ακτινοβολίας σε κεκλιμένο επίπεδο. Παραδείγματος χάριν οι εγκαταστάσεις φωτοβολταϊκών έχουν συνήθως κλίση 30 0 από το οριζόντιο επίπεδο. Εικόνα 2.5.1 Ηλιακή ακτινοβολία σε οριζόντιο και σε κεκλιμένο επίπεδο Στην εικόνα 2.5.1 βλέπουμε τη διαφορά στη γωνία που σχηματίζεται ανάμεσα στην ακτίνα του ηλίου και την κάθετη στο επίπεδο. Αυτές οι δύο γωνίες είναι ότι χρειαζόμαστε για να υπολογίσουμε την ακτινοβολία σε κεκλιμένο επίπεδο όταν γνωρίζουμε τις τιμές της σε οριζόντιο επίπεδο. Πιο συγκεκριμένα R b ορίζεται ο λόγος της πυκνότητας ισχύος της ηλιακής ακτινοβολίας σε κεκλιμένο επίπεδο προς αυτήν σε οριζόντιο επίπεδο: R b Gbt Gbn cosθ cosθ = = = G G G cosθ cosθ b bn z z bt cosθ = Gb (2.5.1) cosθ z 35

Από την εξίσωση (2.2.2), αφού τη διαιρέσουμε με το R b, παίρνουμε την εξίσωση η οποία δίνει την πυκνότητα ισχύος της ηλιακής ακτινοβολίας σε μία οριζόντια επιφάνεια έξω από την ατμόσφαιρα για οποιαδήποτε στιγμή της ημέρας: 360 DOY Go = Gsc 1+ 0.0033cos cosθ 365 Όμως η εξίσωση (2.4.2) υπολογίζει το cosθ για οποιαδήποτε στιγμή της ημέρας: 360 DOY Go = Gsc 1+ 0.0033cos ( δ ϕ β ω + δ ϕ) 365 cos cos cos cos sin sin (2.5.2) Για τον υπολογισμό της πυκνότητας ενέργειας της ηλιακής ακτινοβολίας στη διάρκεια μίας ημέρας αρκεί να ολοκληρώσουμε την παραπάνω εξίσωση στη διάρκεια μεταξύ ανατολής και δύσης: 24 3600 360 DOY πωs Ho = Gsc 1 0.0033cos ( δ ϕ βsin ωs δ ϕ) π + + 365 cos cos cos sin sin 180 (J/m 2 ) (2.5.3) Επίσης παρουσιάζει ενδιαφέρον ο υπολογισμός της πυκνότητας ενέργειας της ηλιακής ακτινοβολίας έξω από την ατμόσφαιρα για διάρκεια μίας ώρας: ( ω ) 12 3600 360 DOY π ω Io = Gsc ( ) π + + 365 180 (J/m 2 ) (2.5.4) 2 1 1 0.0033cos ( cos δ cosϕ cos β sin ω2 sin ω1 sin δ sin ϕ) 36

2.6 Το ανισοτροπικό μοντέλο Επειδή η σκέδαση και η απορρόφηση είναι πολύπλοκες διαδικασίες για να περιγραφούν μαθηματικά, η ηλιακή ακτινοβολία που φτάνει στη γη μετράτε από ειδικά όργανα μέτρησης. Η συνήθης πρακτική είναι να μετράμε την ακτινοβολία στο οριζόντιο επίπεδο. Από τις μετρήσεις αυτές μπορούμε να υπολογίσουμε την ακτινοβολία σε κεκλιμένο επίπεδο με τη βοήθεια του ανισοτροπικού μοντέλου. Το ανισοτροπικό μοντέλο δίνει μια μέθοδο για τον υπολογισμό της ακτινοβολίας σε μία κεκλιμένη επιφάνεια στην επιφάνεια της γης. Ο υπολογισμός γίνεται με βάση τις μετρήσεις που έχουμε για μία περιοχή στο οριζόντιο επίπεδο. Θεώρει ότι η ακτινοβολία που φτάνει σε επιφάνεια στη γη αποτελείται από τέσσερις παράγοντες: Α) την άμεση ακτινοβολία. Β) τη διάχυτη που έχει σκεδαστεί σε ένα κομμάτι γύρω από τον ήλιο αλλά ακολουθεί την κατεύθυνση της άμεση (Circumsolar). Γ) τη διάχυτη που διαδίδεται από όλο τον ουράνιο θόλο κατά τον ίδιο τρόπο. Δ) τη διάχυτη από το έδαφος και τον ορίζοντα που δεν έχει την ίδια κατεύθυνση με την άμεση. Συγκεκριμένα η συνολική ακτινοβολία σε μία κεκλιμένη επιφάνεια στην γη αποτελείται από τους παράγοντες της παρακάτω εξίσωσης: I = I + I + I + I + I T Tb, Tdiso,, Tdcs,, Tdhz,, Trefl, (2.6.1) Ο πρώτος όρος υπολογίζει την συνολική άμεση ακτινοβολία που προσπίπτει στην επιφάνεια. Ο δεύτερος τη συνολική διάχυτη ακτινοβολία η οποία είναι αποτέλεσμα της σκέδασης του ουράνιου θόλου. Ο τρίτος όρος υπολογίζει την ακτινοβολία που σκεδάζεται 37

από ένα κομμάτι του ουρανού γύρω από τον ήλιο και έπειτα προωθείται μαζί με την άμεση ακτινοβολία. Ενώ οι δύο τελευταίοι εκφράζουν την λάμψη του ορίζοντα (κυρίως τις ηλιόλουστες μέρες) και την ανακλώμενη από το έδαφος αντίστοιχα. Εικόνα 2.6.2 Συνιστώσες της συνολικής ακτινοβολίας που προσπίπτει σε μία κεκλιμένη επιφάνεια Το ανισοτροπικό μοντέλο λαμβάνει υπόψη τους τέσσερεις από τους πέντε παράγοντες της εξίσωσης (δεν υπολογίζει τη φωτεινότητα του ορίζοντα). Πριν τον υπολογισμό είναι αναγκαίο να δούμε μερικούς ορισμούς: Δείκτης καθαρότητας του ουρανού για μία ώρα ( k T I = ), όπου Ι 0 η μέση ωριαία I 0 ακτινοβολία, που υπολογίζεται από τον τύπο (2.5.4) και Ι η μέση ωριαία μετρούμενη ακτινοβολία. Αναλόγως την τιμή που παίρνει αυτός ο δείκτης μεταβάλλεται η σχέση μεταξύ διάχυτης και μετρούμενης ακτινοβολίας. 38

Εικόνα 2.6.3 Σχέση μεταξύ διάχυτης και μετρούμενης ακτινοβολίας Ο λόγος της διάχυτης προς τη μετρούμενη ακτινοβολία. μεταβάλλεται ως εξής: 1 0,09k T αν k T < 0, 22 I λ = d = I 0,9511 0,1604k + 4,388k 16, 638k + 12,336k αν 0, 22 0,8 2 3 4 T T T T k T (2.6.2) Έπεται ότι Id = I λ (2.6.3) Ο υπολογισμός της άμεση έρχεται από τη σχέση Ib = Io Id (2.6.4) Έχοντας υπολογίσει την άμεση και διάχυτη ακτινοβολία μπορούμε να επέμβουμε στην (2.6.1) και να υπολογίσουμε όλους τους όρους της εξίσωσης: 39

1+ cos β IdT, = ITdiso,, + ITdcs,, = Id ( 1 Ai) + AR i b 2 (2.6.5) Όπου A i είναι δείκτης της άμεση ακτινοβολίας: A i I I bn = = on I I b o Και Rb από την εξίσωση (2.5.1). Η αντανάκλαση του εδάφους δίνετε από την 1 cos β Ip g 2 (2.6.6) Όπου p g είναι ο συντελεστής ανάκλασης του εδάφους με τιμές 0 έως 1. 3 β Ο παράγοντας 1 + f sin 2 είναι μία διόρθωση που εφαρμόζεται για την καλύτερη προσέγγιση των υπολογισμών τις συννεφιασμένες μέρες με f = I b I Η συνολική ακτινοβολία σε μία κεκλιμένη επιφάνεια υπολογίζεται από την εξίσωση: 1+ cos β 3 β 1 cos β IT = ( Ib + IdAi) Rb + Id ( 1 Ai) 1+ f sin + Ipg 2 2 (2.6.6) 2 40

3 Πειραματική Διάταξη Σε αυτό το κεφάλαιο περιγράφουμε τα όργανα για τις μετρήσεις ηλιακής ακτινοβολίας και την πειραματική διάταξη που κατασκευάσαμε για να συλλέξουμε τα δεδομένα συνολικής ηλιακής ακτινοβολίας. 3.1 Διατάξεις μέτρησης ηλιακής ακτινοβολίας. Κατά την είσοδο της ακτινοβολίας του ηλίου στην ατμόσφαιρα συμβαίνουν δύο σημαντικά φαινόμενα: Α) Σκέδαση της ακτινοβολίας, από τα μόρια του αέρα, τους υδρατμούς και τη σκόνη της ατμόσφαιρας (η σκέδαση οφείλεται στη αλληλεπίδραση ακτινοβολίας και μορίων του αέρα και εξαρτάται από τη μάζα του αέρα που πρέπει να διασχίσει η ακτινοβολία και το μέγεθος των μορίων της ατμόσφαιρας. Η σκέδαση λόγω υδρατμών εξαρτάται από την ώρα ενώ η σκέδαση λόγω σκόνης από την περιοχή). Β) Απορρόφηση από το Ο 3, Η 2 Ο και το CO 2.( Η απορρόφηση γίνεται κυρίως από το όζον στo φάσμα της υπεριώδους ακτινοβολίας και από τα μόρια του νερού στο φάσμα των υπέρυθρων ). Το όζον απορροφά ολοκληρωτικά την ακτινοβολία στα μικρά μήκη κύματος, μέχρι 0,29 μm. Η απορρόφηση μειώνεται σταδιακά μέχρι τα 0,35 μm και μηδενίζεται για μεγαλύτερα μήκη κύματος. Οι υδρατμοί απορροφούν την ακτινοβολία στην περιοχή του 41

φάσματος γύρω από τα 1 μm, 1,4 μm και 1,8 μm. Για μήκη κύματος μεγαλύτερα από 2,5 μm η ακτινοβολία απορροφάται από το Η 2 Ο και από το CO 2. Σημειωτέον ότι ποσοστό λιγότερο από 5% της ηλιακής ενέργειας εκπέμπεται στο φάσμα αυτό. Επομένως, η ακτινοβολία που φτάνει στη γη περιορίζεται στο φάσμα μεταξύ 0,29 μm και 2,5 μm. Εικόνα 3.1.1 Απορρόφηση ηλιακής ακτινοβολίας από τα μόρια της ατμόσφαιρας Δεν είναι γενικά πρακτικό να βασιστούν οι προβλέψεις ή οι υπολογισμοί της ηλιακής ακτινοβολίας στη μείωση της εξωγήινης ακτινοβολίας από την ατμόσφαιρα, δεδομένου ότι επαρκείς μετεωρολογικές πληροφορίες είναι σπάνια διαθέσιμες. Αντ' αυτού, για να προβλέψουμε την ηλιακή ενεργειακή απόδοση μιας περιοχής, χρησιμοποιούμε προηγούμενες μετρήσεις της ηλιακής ακτινοβολίας στην εν λόγω θέση ή από μια κοντινή παρόμοια θέση. Τα δεδομένα της ηλιακής ακτινοβολίας χρησιμοποιούνται με διάφορες μορφές και για ποικίλους λόγους. Η πιο λεπτομερής διαθέσιμη πληροφορία είναι η άμεση και διάχυτη ηλιακή ακτινοβολία σε μια οριζόντια επιφάνεια, για τις ώρες οι οποίες ενδιαφέρουν στις προσομοιώσεις των ηλιακών εφαρμογών. (Μερικές μετρήσεις είναι διαθέσιμες σε κεκλιμένες επιφάνειες για πιο σύντομα χρονικά διαστήματα ) Καθημερινά δεδομένα είναι διαθέσιμα σε αρκετές θέσεις ώστε η ωριαία ακτινοβολία να μπορεί να υπολογιστεί από αυτά. Η μηνιαία συνολική ηλιακή ακτινοβολία σε οριζόντια επιφάνεια μπορεί να χρησιμοποιηθεί σε μερικές μεθόδους ανάλυσης της ηλιακής 42

διαδικασίας. Εντούτοις, η χρήση των μέσων όρων μπορεί να οδηγήσει σε σοβαρά λάθη όποτε οι μη γραμμικότητες της ηλιακής ακτινοβολίας δεν λαμβάνονται υπόψη. Παρ όλα αυτά έχουν το θετικό ότι ομαδοποιούν τα δεδομένα ακτινοβολίας κάνοντας ευκολότερη την αξιολόγηση τους με στατιστικές μεθόδους. Το σχήμα 3.1.2 παρουσιάζει τις ροές ακτινοβολίας σε μια επιφάνεια κοντά στο έδαφος που έχουν αξία για την ενεργειακή απόδοση των ηλιακών εφαρμογών. Εξετάζουμε την ακτινοβολία σαν δύο σειρές διαφορετικού μήκους κύματος. Εικόνα 3.1.2 Ροές ακτινοβολίας σε μια επιφάνεια κοντά στο έδαφος Α) Ηλιακή ή μικρού μήκους κύματος ακτινοβολία: είναι η ακτινοβολία που προέρχεται από τον ήλιο και περιλαμβάνει τα μήκη κύματος από 0.3 έως 3 μ.m. Η ηλιακή ακτινοβολία περιλαμβάνει την άμεση και τη διάχυτη ακτινοβολία. Β) Η μεγάλου μήκους κύματος (Long-wave) προέρχεται από πηγές οι οποίες στις θερμοκρασίες κοντά στις συνηθισμένες περιβαλλοντικές θερμοκρασίες εκπέμπουν σε μήκη κύματος μεγαλύτερα από 3 μm. Η μεγάλου μήκους κύματος ακτινοβολία εκπέμπεται από την ατμόσφαιρα, από έναν συλλέκτη, ή από οποιοδήποτε σώμα στις συνηθισμένες θερμοκρασίες. Υπάρχουν δύο βασικοί τύποι οργάνων για τη μέτρηση της ηλιακής ακτινοβολίας: 1. Πυρηλιόμετρο: είναι ένα όργανο που χρησιμοποιεί έναν εστιασμένο ανιχνευτή για τη μέτρηση της ηλιακής ακτινοβολίας που προέρχεται απευθείας από τον ήλιο και από μια μικρή περιοχή του ουρανού γύρω από τον ήλιο (δηλ., άμεση ακτινοβολία ). 43

Εικόνα 3.1.3 Πυρηλιόμετρο 2. Πυρανόμετρο: είναι ένα όργανο για τη μέτρηση της συνολικής ηλιακής ακτινοβολίας (άμεση και διάχυτη), συνήθως σε μια οριζόντια επιφάνεια. Εάν σκιάσουμε την άμεση ακτινοβολία με έναν δίσκο τότε το πυρανόμετρο μετρά τη διάχυτη ακτινοβολία. Εικόνα 3.1.4 Αριστερά σκίαση της άμεση για να μετρήσουμε μόνο τη διάχυτη. Δεξιά μέτρηση συνολικής ακτινοβολίας. 44

3.2 Περιγραφή πειραματικής διάταξης. Στην ταράτσα του κτηρίου των ηλεκτρολόγων στην Πολυτεχνειούπολη της Ζωγράφου εγκαταστήσαμε ένα σταθμό μέτρησης της συνολικής ηλιακής ακτινοβολίας. Ο σταθμός αποτελείται από το πυρανόμετρο 4015 της Hydro Lynx και ένα βολτόμετρο το οποίο επικοινωνεί με υπολογιστή στον οποίο αποθηκεύονται τα δεδομένα που συλλέγουμε. Το πυρανόμετρο είναι τοποθετημένο οριζόντια αντικρίζοντας τον ουρανό και με αυτόν τον τρόπο η ακτινοβολία του ουρανού μέσα από τις ιδιότητες του πυριτίου μετατρέπουν την ηλιακή ενέργεια σε ηλεκτρική ενέργεια. Η ηλεκτρική παραγωγή από το πυρίτιο είναι γραμμική και ανάλογη με την ακτινοβολία ουρανού. Εικόνα 3.2.1 πυρανόμετρο 4015 της Hydro Lynx Για το συγκεκριμένο πυρανόμετρο η έξοδος είναι 0.0075mV ανά Watt ανά τετραγωνικό μέτρο επιφάνειας και η απόκριση της εξόδου είναι ακαριαία αφού ανταποκρίνεται στη μεταβολή του ρυθμού των προσπιπτόντων φωτονίων, σε αντίθεση με συσκευές που αποκρίνονται στη μεταβολή της θερμοκρασίας. Το σήμα παραγωγής του πυρανόμετρου είναι ένα σήμα τάξης millivolt που κυμαίνεται από μηδέν έως περίπου 105 millivolts και αντιστοιχεί σε 1400 W/m 2. Για τις περισσότερες περιοχές, η μέγιστη τιμή της ηλιακής ακτινοβολίας είναι περίπου 1000 Wm -2 λόγω της ατμοσφαιρικής ρύπανσης. Το σήμα εξόδου μπορεί είτε να συνδεθεί απευθείας είτε να ενισχυθεί πριν φτάσει στο όργανο μέτρησης. Το κύκλωμα του ενισχυτή φαίνεται στην εικόνα 3.2.2. 45

Εικόνα 3.2.2 Κύκλωμα του ενισχυτή Ο ενισχυτής που χρησιμοποιούμε με το πυρανόμετρο τροφοδοτείται από πηγή συνεχούς τάσης +12 και το κέρδος του κυκλώματος είναι τέτοιο ώστε η έξοδος του ενισχυτή να τοποθετεί το σήμα σε τιμές από ένα 0 έως 5 Vdc. Οπότε το σήμα 0-5 Vdc είναι βαθμολογημένο έτσι ώστε να είναι ανάλογο ως προς μία σειρά μετρήσεων ακτινοβολίας από 0 έως 1400 W/m -2. Εικόνα 3.2.3 Αντιστοιχία τάσης εξόδου και πυκνότητας ακτινοβολίας Στην πειραματική διάταξη που χρησιμοποιήσαμε παραλείψαμε τον ενισχυτή διότι διαθέταμε βολτόμετρο ( 8 ½ ψηφίων ) που μπορούσε να μετρήσει σήματα τάξης nv και η απόσταση του από τον αισθητήρα δεν ήταν μεγαλύτερη από 5 μέτρα. Η αποφυγή του ενισχυτή είναι ένα στοιχείο που συνεισφέρει θετικά στην ακρίβεια των μετρήσεων. 46

4 Λογισμικό Διαχείρισης των Μετρήσεων 4.1 Γενικά Μέχρι τώρα παρατέθηκε το θεωρητικό και μαθηματικό υπόβαθρο για την μέτρηση της ηλιακής ακτινοβολίας. Παρουσιάστηκαν ακόμη οι εγκαταστάσεις μέτρησης της σε εργαστήριο της Πολυτεχνειούπολης Ζωγράφου. Το λογισμικό 3458A Multimeter Reader αναπτύχθηκε ειδικά για να συλλέγει τις μετρήσεις από το πολύμετρο HP3458A και να τις διαχειρίζεται αναλόγως. Έτσι το λογισμικό μπορεί να παίρνει μετρήσεις από το εν λόγω πολύμετρο σε πραγματικό χρόνο, με βήμα της επιλογής μας, και να τις σχηματοποιεί σε διάγραμμα χρόνου(sec)-πυκνότητας έντασης (mw/cm 2 ). Μετά το πέρας της καταγραφής υπάρχουν οι επιλογές α) της εξαγωγής των μετρήσεων σε αρχείο Excel (xsl) ή/και β) της αποστολής των μετρήσεων σε βάση δεδομένων ιστοτόπου (δες κεφάλαιο 5) και σε βάση δεδομένων αντιγράφων ασφαλείας. Για τον προγραμματισμό των μετρήσεων παρέχονται δύο εργαλεία: Ένας «χρονοδιακόπτης» μιας μέτρησης, βάση μιας συγκεκριμένης ώρας και ημερομηνίας αρχής/τέλους, όπου η αποθήκευση των δεδομένων γίνεται χειροκίνητα και ένας «χρονοδιακόπτης» πολλαπλών μετρήσεων όπου καθορίζεται μόνο ή ώρα αρχή/τέλους και οι μετρήσεις λαμβάνονται διαδοχικά ανεξαρτήτως ημερομηνίας (δηλαδή καθημερινά). Η δε αποθήκευση των δεδομένων ρυθμίζεται με αυτόματο τρόπο βάση των επιλογών του χρήστη. 47

Εικόνα 4.1.1 Γενικό διάγραμμα λειτουργίας του λογισμικού 3458A Multimeter Reader 48

4.2 Προδιαγραφές συστήματος Το λογισμικό 3458A Multimeter Reader είναι γραμμένο εξ ολοκλήρου στην αντικειμενοστραφή γλώσσα C#. Για την ανάπτυξη και αποσφαλμάτωση του λογισμικού χρησιμοποιήθηκε το Visual Studio 2008. H εφαρμογή, βάση προδιαγραφών, είναι σχεδιασμένη για να τρέχει κάτω από τα λειτουργικά συστήματα Windows 95/98/Me/2000/XP/Vista. Σε επίπεδο hardware οι απαιτήσεις είναι ελάχιστες. Επαρκούν 2,59MB χωρητικότητας για όλα τα απαραίτητα αρχεία. Δεν έχουν εξεταστεί οι ακριβείς απαιτήσεις σε μνήμη και επεξεργαστική ισχύ, ενδεικτικά όμως το λογισμικό λειτούργησε ικανοποιητικά σε σύστημα CPU Pentium II 1,2Ghz/512MB RAM. Είναι απαραίτητο το υλικό διασύνδεσης της Agilent του υπολογιστή με το πολύμετρο. Πέρα από τα βασικά αρχεία εγκατάστασης, απαραίτητο είναι να υπάρχουν εγκατεστημένα τα πακέτα dot Net Framework 3.5, η βάση δεδομένων MySQL (κατά προτίμηση η έκδοση 5.0) και ο Apache HTTP Server (κατά προτίμηση η έκδοση 2.2). Ακόμα το λογισμικό διασύνδεσης Agilent VISA Library (μέσω του αντίστοιχου υλικού) με το πολύμετρο. Οι απαραίτητες βιβλιοθήκες, που συμπεριλαμβάνονται στα αρχεία εγκατάστασης, είναι οι : ZedGraph Library (ZedGraph.dll) Απαραίτητη για το γράφημα στην κεντρική φόρμα της εφαρμογής VISA COM 3.0 Type Library (Ivi.Visa.Interop.dll) Διασύνδεση με το πολύμετρο ADO.Net driver for MySQL (MySql.Data.dll) Διασύνδεση με την βάση δεδομένων MySQL Interop.Microsoft.Office.Interop.Excel.dll, Microsoft.Office.Interop.Owc11.dll και AxInterop.OWC11.dll για την δημιουργία αρχείου xls. 49

4.3 Περιγραφή της αρχιτεκτονικής Θα επιχειρηθεί εδώ μια αναλυτικότερη περιγραφή του λογισμικού, από προγραμματιστικής σκοπιάς. Όπως έχει αναφερθεί η γλώσσα συγγραφής της εφαρμογής είναι αντικειμενοστραφής, οπότε κρίνεται σκόπιμο να παρατεθούν οι μέθοδοι ανά κλάση. Όπως φαίνεται και στην εικόνα 4.1.1, οι βασικές κλάσεις της εφαρμογής είναι η Multimeter_Reader_GUI, η m_settings, η SettingsReader και η Schedule. Δευτερεύουσας σημασίας κλάσεις όπως αυτές της φόρμας πληροφοριών περί του προγράμματος και του ψηφιακού ρολογιού στην αρχική φόρμα του προγράμματος, δεν θα παρατεθούν καθώς δεν παρουσιάζουν κάποιο ιδιαίτερο προγραμματιστικό ενδιαφέρον, ούτε επηρεάζουν την βασική λειτουργία της εφαρμογής. Το ίδιο ισχύει και για τις μεθόδους που αναφέρονται ειδικά στην κατασκευή και λειτουργικότητα του Graphical Unit Interface (GUI) καθώς αυτές είναι ως επί το πλείστον τετριμμένες και παράγονται αυτοματοποιημένα. 4.3.1 Η κλάση Multimeter_Reader_GUI Πρόκειται για την βασική κλάση της εφαρμογής μας όπου λαμβάνουν χώρα όλες οι βασικές Εικόνα 4.3.1 Η κεντρική φόρμα την οποία υλοποιεί η κλάση Multimeter_Reader_GUI 50

λειτουργίες. Υλοποιεί το GUI της εφαρμογής και συγκεκριμένα την κεντρική φόρμα, η οποία φαίνεται παρακάτω. Για αυτό και κληρονομεί της ιδιότητες της κλάσης System.Windows.Forms.Form, η βασική κλάση φόρμας στην C#. Τα αντικείμενα και οι μεταβλητές φαίνονται στην εικόνα 4.3.4. Οι μέθοδοι στις οποίες θα εστιάσουμε βρίσκονται συγκεντρωμένες στην εικόνα 4.3.2. Μια ομαδοποίηση μεθόδων περιλαμβάνει αυτές που επιτελούν βασικές και συνήθεις λειτουργίες, είτε διαδικασίες αρχικοποίησης μεταβλητών και αντικειμένων. Αυτές είναι οι public Multimeter_Reader_GUI(),protected override void Dispose(bool disposing), public void End_Prog(),private void InitializeComponent(),static void Main(). Η protected override void Dispose(bool disposing) καταστρέφει ένα Εικόνα 4.3.2 Οι μέθοδοι της κλάσης Multimeter_Reader_GUI αντικείμενο, απελευθερώνοντας τους πόρους που χρησιμοποιούσε. Η public void End_Prog() τερματίζει την εφαρμογή αφού αποδεσμεύσει την πόρτα επικοινωνίας με το πολύμετρο, εφόσον έχει προηγηθεί σύνδεση. Η static void Main() είναι η μέθοδος με την οποία ξεκινάει η εφαρμογή και δημιουργεί ένα αντικείμενο Multimeter_Reader_GUI() ενεργοποιώντας τον constructor. Η μέθοδος public Multimeter_Reader_GUI() είναι ο constructor της κλάσης μας. Εκκινεί, εξ ορισμού, με την εκκίνηση της εφαρμογής και επιτελεί λειτουργίες αρχικοποίησης του GUI, κυρίως μέσω της private void InitializeComponent() η οποία δηλώνει και αρχικοποιεί όλα τα επιμέρους αντικείμενα της φόρμας (κουμπιά, πεδία κείμενου, πλαίσιο γραφήματος, κτλ ). Ακόμα μορφοποιεί το πλαίσιο του γραφήματος, το οποίο υλοποιείται βάση της ελεύθερης βιβλιοθήκης ZedGraph. Η κλάση private void FillPaneBackground() δημιουργεί το background χρώμα του γραφήματος. 51

Μια σημαντική κλάση η οποία καλείται μέσω του constructor, είναι η public bool OpenPort(), η οποία εκκινεί την επικοινωνία με το πολύμετρο HP3458A, δια μέσου του interface της Agilent, VISA COM. Η βιβλιοθήκη που χρησιμοποιούμε είναι η VISA COM 3.0 Type Library (Ivi.Visa.Interop.dll). Η OpenPort() ουσιαστικά ανοίγει μια πόρτα επικοινωνίας μεταξύ του υπολογιστή και του πολύμετρου. Αρχικά εξετάζει αν υπάρχει ήδη ανοικτή σύνδεση, την κλείνει και μετά δημιουργεί τα κατάλληλα αντικείμενα για μια νέα σύνδεση. Ορίζονται τα στοιχεία της σύνδεσης, όπως ο μέγιστος χρόνος αναμονής για απόκριση, το όνομα της πόρτας σύνδεσης με το πολύμετρο και αν η σύνδεση είναι επιτυχής επιστρέφεται, και παρουσιάζεται στο αντικείμενο listbox1, το αναγνωριστικό της συσκευής, εδώ το αναγνωριστικό του πολύμετρου 3458Α. Να σημειωθεί ότι πιθανότατα να μπορούν να αναγνωριστούν από το πρόγραμμα και άλλα πολύμετρα τα οποία χρησιμοποιούν το υλικό διασύνδεσης της Agilent και αναγνωρίζουν το ίδιο σετ εντολών, με μια μικρή τροποποίηση στον κώδικα [στο πεδίο ελέγχου if (rdg.indexof("3458a") < 0) ]. Αν η σύνδεση είναι πετυχημένη, ενημερώνεται και η μεταβλητή Globls.connected η οποία είναι στην πράξη μεταβλητή global, και αυτό πετυχαίνεται μέσω μια εμφωλευμένης κλάσης, της Globls. Όπως παρατηρεί κανείς στην εικόνα 4.3.3, στην κλάση αυτή περιλαμβάνεται και η μέθοδος timer_enable() η οποία ελέγχει αν μια μεταβλητή ελέγχου που είναι ιδιοκτησία μιας άλλης κλάσης, της Schedule, είναι true, ώστε να διαμορφώσει αναλόγως το την κεντρική φόρμα. Ολοκληρώνοντας την αναφορά μας, η OpenPort() επιστρέφει μήνυμα λάθους, και τερματίζει το πρόγραμμα αν δεν είναι δυνατόν να επιτευχθεί η σύνδεση με το πολύμετρο. Εικόνα 4.3.3 Η εμφωλευμένη κλάση Globls 52

Εικόνα 4.3.4 Τα αντικείμενα/μεταβλητές της κλάσης Multimeter_Reader_GUI Κλείνοντας και με τον constructor, σημαντική είναι η κατανόηση της λειτουργίας του στοιχείου timer1, το οποίο εκκινεί στην κλάση αυτή την λειτουργία του. Το στοιχείο αυτό είναι ένα «χρονόμετρο» το οποίο έχουμε ορίσει αρχικά να χτυπάει κάθε δευτερόλεπτο. Σε κάθε χτύπο ενεργοποιείται η διαδικασία private void timer1_tick(object sender, EventArgs e)η οποία αποτελεί και το βασικό εργαλείο το οποίο ελέγχει και αποφασίζει πότε πρέπει να ξεκινήσει ή να τελειώσει ένα σετ μετρήσεων και το κατά πόσο είναι ορθά ορισμένο ένα προγραμματισμένο σετ μετρήσεων. Στην εφαρμογή μας έχουμε δύο τρόπους να παίρνουμε μετρήσεις: τον Scheduler, ο οποίος υλοποιείται μέσω της κλάσης Schedule και θα τον αναλύσουμε εν καιρώ και το πλαίσιο εργαλείων Measurement Control στην βασική μας φόρμα. Το τελευταίο είναι ένας «χρονοδιακόπτης» μιας μέτρησης, βάση μιας συγκεκριμένης ώρας και ημερομηνίας αρχής/τέλους και ενός βήματος μετρήσεων. Η αποθήκευση των δεδομένων γίνεται χειροκίνητα μέσω των αντίστοιχων κουμπιών, στα οποία θα αναφερθούμε αργότερα. Η κλάση Schedule είναι ένας «χρονοδιακόπτης» πολλαπλών μετρήσεων όπου καθορίζεται μόνο ή ώρα αρχή/τέλους και οι μετρήσεις λαμβάνονται ανά ημέρα, ανεξαρτήτως ημερομηνίας. Για καλύτερη κατανόηση του πως λειτουργεί η εφαρμογή, συμβουλευτείτε το εγχειρίδιο χρήσης, στο Παράρτημα Γ. Πριν αναλύσουμε την λειτουργία της βασικής μεθόδου timer1_tick να διευκρινίσουμε ότι δεν επιτρέπεται να λειτουργούν ταυτόχρονα και τα δύο εργαλεία προγραμματισμού μετρήσεων. 53

Η μέθοδος timer1_tick αποτελείται από πέντε ελέγχους. Οι τρεις πρώτοι έλεγχοι σχετίζονται με την κλάση Schedule. Ο πρώτος έλεγχος έχει το ακόλουθο πεδίο ελέγχου: if ((DateTime.Now.TimeOfDay >= Schedule.start_time.TimeOfDay) && (DateTime.Now.TimeOfDay < Schedule.fin_time.TimeOfDay) && (Schedule.enabled == 1)&&(scheduler ==0)&&(!stop_btn)) Για να ξεκινήσει δηλαδή μια σεζόν μετρήσεων, από το εργαλείο Scheduler, θα πρέπει να συναληθεύουν πέντε προτάσεις: α) Η τρέχουσα ώρα * να είναι ίση ή να προηγείται την προγραμματισμένης ώρας έναρξης β) η τρέχουσα ώρα να μην έχει ξεπεράσει την προγραμματισμένη ώρα τερματισμού γ) το εργαλείο Scheduler να είναι ενεργοποιημένο (μεταβλητή-σημαία Schedule.enabled) [περισσότερα στην ενότητα 4.3.3] δ) το πλαίσιο εργαλείων Measurement Control να είναι ανενεργό (μεταβλητή-σημαία scheduler) και ε) να είναι απενεργοποιημένο το κουμπί Stop Reading. Αν οι συνθήκες ικανοποιούνται, εκτελείται μια σειρά αρχικοποιήσεων αντικειμένων και μεταβλητών. Ο χτύπος της timer1 εξισώνεται με το βήμα. Έτσι, μέχρι το πέρας της σεζόν, ο έλεγχος τέλους και η λήψη μέτρησης θα γίνεται σύμφωνα με το βήμα που έχει ορίσει ο χρήστης. Η μεταβλητή-σημαία scheduler ορίζεται true, γεγονός που εξυπηρετεί τους δύο επόμενους ελέγχους: του τερματισμού της σεζόν και της λήψης μέτρησης. Ο έλεγχος τερματισμού της σεζόν έχει το ακόλουθο πεδίο ελέγχου: if ((DateTime.Now.TimeOfDay > Schedule.fin_time.TimeOfDay) && (!first_time) && (scheduler == 1)&&(!stop_btn)) Για να λήξει μια σεζόν μετρήσεων, από το εργαλείο Scheduler, θα πρέπει να συναληθεύουν τέσσερεις προτάσεις: α) Η τρέχουσα ώρα να προηγείται την προγραμματισμένης ώρας λήξης β) να μην πρόκειται για την πρώτη * μέτρηση (μεταβλητή-σημαία first_time=false) γ) το εργαλείο Scheduler να είναι ενεργοποιημένο (μεταβλητήσημαία Schedule.enabled) και δ) να είναι απενεργοποιημένο το κουμπί Stop Reading. Αν οι συνθήκες ικανοποιούνται, επαναφέρονται στην αρχική τους κατάσταση διάφορα αντικείμενα και μεταβλητές-σημαίες, όπως και το αντικείμενο timer1 του οποίου ο * Η μορφή που χρησιμοποιούμε για την ημερομηνία ώρα είναι η HH:mm:ss - dd/mm/yy. Η μορφή του χρόνου που χρησιμοποιούμε για συγκρίσεις και λοιπές εργασίες είναι η DateTime της C#. Ο τύπος DateTime περιλαμβάνει τις ημερομηνίες και ώρες με τιμές που κυμαίνονται από τις 12:00:00 τα μεσάνυχτα, της 1 ης Ιανουαρίου 1 μ.χ. μέχρι τις 11:59:59 μμ, της 31 ης Δεκεμβρίου 9999 μ.χ. Το βήμα μέτρησης της ώρας είναι τα 100-νανοδευτερόλεπτα. Υποστηρίζεται το Γρηγοριανό Ημερολόγιο. * Αυτός ο έλεγχος χρησιμεύει για την οριακή περίπτωση να αντιστοιχεί μια μόνο μέτρηση στον διαθέσιμο χρόνο, οπότε και ο έλεγχος τερματισμού δεν ενεργοποιείται, ακυρώνοντας τον έλεγχο μετρήσεων που ακολουθεί κάνοντας την scheduler = 0 54