Energia solar térmica. Pedro Rufes Martínez

de temperatura entre los metales de los termopares. Para medir la radiación difusa es necesario tapar el sensor de radiación directa mediante una pantalla parasol, midiendo entonces la irradiancia solar difusa (piranómetro de difusa).

      Figura 2.13. Piranómetro Kipp & Zonen CM-21.

       Pirheliómetro. Sirve para medir la irradiancia solar directa (figura 2.14). Requiere que esté constantemente orientado hacia el Sol usando un dispositivo auxiliar. Mide únicamente la radiación del disco solar y de una corona circular del cielo.

      Figura 2.14. Pirheliómetro Kipp.

       Heliógrafo. Se utiliza para medir la duración de la luz solar, es decir, el tiempo durante el cual la radiación solar directa es superior a un cierto umbral (figura 2.15). El más habitual es el heliógrafo Campbell-Stokes. Consiste en una bola de vidrio macizo que actúa como lente y concentra los rayos solares sobre una cartulina que se va quemando poco a poco. La longitud de los diversos tramos marcados en la cartulina determina las horas de insolación efectivas.

      Figura 2.15. Heliógrafo Campbell-Stokes.

       Célula solar calibrada. Conectando una célula solar fotovoltaica calibrada a un galvanómetro, a un medidor analógico o a un data logger, se puede medir la corriente que genera la célula fotovoltaica. Al ser proporcional la intensidad generada con la radiación solar incidente, puede determinarse la irradiancia solar instantánea. Una vez realizado el montaje que se muestra en la figura 2.16, deberá exponerse directamente al Sol y ajustarlo de la siguiente manera: establecer 1.000 W/m2 como valor de fondo de escala, modificando los valores de la escala graduada que exista en el medidor de origen; repartir los valores de de radiación hasta llegar a 0 en el origen; colocar el medidor con la célula perpendicularmente a la radiación solar; medir la intensidad que proporciona la célula en aquel instante con un amperímetro; calcular la radiación en función del calibrado de la célula; conectar la célula al circuito de medición; actuar sobre la resistencia variable, ajustando la aguja indicadora en el valor de radiación calculado.

      Figura 2.16. Esquema eléctrico del medidor de radiación de célula calibrada.

2.8 Fundamentos físicos del aprovechamiento de la energía solar

2.8.1 El cuerpo negro

      La radiación térmica es la emisión de calor, por parte de un cuerpo, en forma ondas electromagnéticas. Dicha radiación es debida a la propia temperatura del cuerpo (T > 0K). Mientras que la transmisión de calor por conducción y convección sólo es posible a través de un medio material, la radiación térmica puede transmitir calor a través de un fluido o del vacío.

      Un emisor perfecto o cuerpo negro emite una cantidad de energía radiante de su superficie que viene dada por la ecuación de Steffan-Boltzmann:

      Donde: es el calor radiante (W);

      σ la constante de Steffan-Boltzmann

      A el área de transmisión (m2);

      T la temperatura absoluta de la superficie (K).

      A efectos prácticos, el Sol se puede considerar como un cuerpo negro que emite energía a una temperatura de unos 6.000K. El concepto de cuerpo negro es una idealización que permite cuantificar el fenómeno de la radiación empleando la ecuación de Steffan-Boltzmann.

      Un cuerpo negro es cuerpo ideal capaz de absorber toda la radiación que incide sobre él. A su vez, debido al primer principio de la termodinámica, es necesario que sea un emisor perfecto (en caso contrario se iría calentando paulatinamente). El espectro de emisión de un cuerpo negro sólo depende de su temperatura y es independiente de la naturaleza del cuerpo. Obedece la ley de Planck, que se expresa matemáticamente de la siguiente manera,

      Donde: E_b es el poder emisivo espectral o poder emisivo por unidad de longitud (potencia por unidad de superficie y de longitud, W/m³);

      c la velocidad de la luz en el vacío (3x10⁸ m/s);

      h la constante de Planck (6,626x10^-34 J·s);

      λ la longitud de onda (m);

      k_B la constante de Boltzmann (1,381x10^-23 J/K);

      T la temperatura absoluta del cuerpo (K).

      Si se representa gráficamente la ecuación anterior puede verse que cuando la temperatura aumenta, el poder emisivo aumenta, se emite más energía para longitudes de onda corta, y la posición del máximo se desplaza hacia longitudes de onda más cortas (figura 2.17).

      Figura 2.17. Representación gráfica de la ley de Plank para distintas temperaturas del cuerpo emisor.

      Los cuerpos reales, sin embargo, no son negros. Es decir, absorben y emiten radiación a distintos niveles siempre por debajo del nivel de absorción y emisión del cuerpo negro a la misma temperatura.

2.8.2 Absorbancia

      Cuando incide radiación sobre un cuerpo, una parte de la radiación es absorbida y el resto reflejada. La absorbancia (α) es la relación entre la radiación absorbida y la incidente:

      Los valores de la absorbancia varían entre 0 y 1, siendo 1 para un cuerpo negro. Los cuerpos reales tienen absorbancias menores que 1. En el caso de una superficie que sea plana o que pueda asimilarse a una superficie más o menos plana, al incidir la radiación solar parte de la radiación se absorbe y la superficie se calienta. El color de la superficie influye en la temperatura que alcanza la superficie.

      Superficies idénticas pintadas con colores distintos alcanzarán temperaturas distintas si las exponemos al Sol. De todos los colores, el negro es el que posee una mayor absorbancia, especialmente el color negro mate. Una superficie brillante, como un metal pulido, reflejará la mayor parte de radiación solar incidente, calentándose poco.

2.8.3 Emitancia

      La emitancia (ε) de un cuerpo es la relación entre radiación que emite dicho cuerpo y la que emitiría un cuerpo negro a la misma temperatura,

      La emitancia, que toma valores comprendidos entre 0 y 1, es un indicador de la capacidad de enfriamiento por radiación de un cuerpo. Suponiendo que tengamos dos cuerpos, con el mismo calor específico y la misma masa, y que ambos se encuentren a la misma temperatura: el cuerpo que tenga una mayor emitancia se enfriará antes, suponiendo que ambos se enfrían únicamente por radiación. Así, si calentamos dos cuerpos iguales de la misma masa y el mismo calor específico a una misma temperatura, y dejamos que se enfríen por radiación, se enfriará antes el que tiene mayor emitancia.

      Por tanto, para que el cuerpo alcance temperaturas elevadas