Energia solar térmica. Pedro Rufes Martínez

      Figura 2.6. Representación simplificada de los flujos de energía entre el espacio, la atmósfera y la superficie terrestre.

      De estos 342 W/m², llegan directamente a la superficie terrestre 98 W/m² e indirectamente llegan 100 W/m², dispersados por las nubes y los gases atmosféricos. De estos 198 W/m², 30 W/m² son reflejados por la superficie terrestre hacia el espacio, con lo cual ésta absorbe 168 W/m².

      La superficie terrestre emite radiación infrarroja, cuya longitud de onda es mayor que la de la radiación solar incidente porque su temperatura es muy inferior a la del Sol. La atmósfera, debido a la presencia de determinados gases (gases de efecto invernadero), retiene una parte de esta energía y la cede a la superficie terrestre (324 W/m²), elevando su temperatura media a unos 14°C. Este fenómeno, sin el cual no sería posible la vida en la Tierra, es conocido como el efecto invernadero.

       Tabla 2.2. Balance de calor en el planeta

2.4 El movimiento Tierra-Sol

      El movimiento relativo de la Tierra respecto del Sol y respecto a sí misma justifica las posiciones del Sol respecto de un determinado observador en un lugar de la Tierra en la que se quiera hacer aprovechamiento de la energía solar. Por tanto, es importante considerar la posición de la Tierra respecto del Sol si queremos conocer la energía que podemos captar.

      De nuestro sistema solar, la Tierra es el tercer planeta más próximo al Sol. La Tierra se mueve alrededor del Sol siguiendo una órbita casi elíptica y ligeramente excéntrica, siendo el Sol uno de sus focos. El plano que contiene esta órbita se denomina eclíptica. La Tierra tarda un año en recorrerla.

      Simultáneamente, la Tierra presenta un movimiento de rotación, tardando 24 horas en dar una vuelta. El eje de rotación de la Tierra forma un ángulo de 23 27’ con la normal al plano de la eclíptica, siendo esta circunstancia la que da lugar a que el ccalentamiento de la Tierra sea variable (las estaciones del año), y a que la duración del día y de la noche varíe a lo largo del año (figura 2.7).

      Las posiciones relativas del Sol y la Tierra determinan básicamente el comienzo de las cuatro estaciones del año: los dos solsticios (invierno y verano) y los dos equinoccios (primavera y otoño).

      En el solsticio de invierno (22 de Diciembre), el Polo Norte se encuentra en la posición más alejada de los rayos solares, y todos los puntos de la superficie terrestre con latitudes superiores a 66,5N tienen noches de 24 horas, mientras que los puntos con latitudes superiores a 66,5S tienen días de 24 horas. En el solsticio de verano (21 de Junio), la situación es inversa a la anterior.

      Figura 2.7. Movimiento Tierra-Sol.

      En los equinoccios de primavera (21 de Marzo) y otoño (22 de Septiembre), los dos polos terrestres equidistan del Sol, es decir, la duración de la noche es igual a la del día (ver figura 2.8). Las posiciones de salida y puesta del Sol coinciden con el Este y el Oeste, respectivamente.

       Equinoccio

       Solsticio de invierno

       Solsticio de verano

      Figura 2.8. Duración de los días y de las noches en los solsticios y equinoccios.

      Con la finalidad de determinar de forma precisa la intensidad de la energía solar que se puede captar en la Tierra, deberá tenerse en cuenta que la posición de ésta con respecto al Sol es variable.

      Para facilitar el análisis de la problemática resultante de este posicionamiento variable, es práctico imaginar la perspectiva un observador situado en la Tierra, que viese todos los cuerpos celestes proyectados en una esfera de diámetro infinito. El centro de esta esfera, denominada esfera celeste, sería la Tierra. El ecuador de la esfera celeste coincidiría con el ecuador de la Tierra, de manera que el eje de giro de la esfera celeste sería el de la Tierra. La eclíptica formaría un ángulo de 23 27’ con el plano ecuatorial celeste. En la figura 2.9 se muestra esta disposición imaginaria.

      La posición más alta del Sol en la eclíptica correspondería al solsticio de verano, y la más baja, al solsticio de invierno. Las intersecciones de la eclíptica con el ecuador celeste son el equinoccio de primavera y el de otoño.

      Figura 2.9. La esfera celeste.

2.4.1 Ángulos básicos

      A continuación definiremos algunos parámetros básicos que intervienen cuando se estudia la posición relativa del Sol y de la Tierra. Es necesario conocer estos parámetros si deseamos calcular la radiación solar que incide sobre una superficie con una determinada inclinación y orientación.

       Latitud (φ)

      Es la distancia angular, medida sobre el meridiano, entre una localización terrestre y el plano del Ecuador. Varía de 0 a 90^o, siendo positiva en el hemisferio norte y negativa en el hemisferio sur (ver figura 2.10).

       Longitud (λ)

      Es la distancia angular, medida sobre el plano del Ecuador, entre el meridiano correspondiente y el meridiano origen. Dicho meridiano origen es el de Greenwich (meridiano 0). Los puntos situados al Este del meridiano de Greenwich tienen valor positivo, mientras que los situados al Oeste tienen valor negativo (ver figura 2.10).

      Figura 2.10. Latitud y longitud.

       Altura solar (αs)

      Es el ángulo formado por la recta que une el Sol con el punto considerado (rayo incidente) y el plano tangente a la superficie terrestre que pasa por dicho punto. En el ocaso y al alba, α = 0^o; al mediodía, α = 90^o. El ángulo complementario de α_s se representa por ξ_s y se denomina cenit solar.

       Azimut solar (γs)

      Es el ángulo que forma la proyección del rayo solar incidente sobre el plano tangente a la superficie terrestre, con la dirección Norte-Sur. Al mediodía, = 0; por la mañana el valor es positivo, y por la tarde, negativo.

       Ángulo horario (ω)

      Es el ángulo formado por las proyecciones, sobre el plano del Ecuador, del meridiano del punto considerado y la recta que une los centros de la Tierra y el Sol en aquel momento. Cada hora equivale a 15 de longitud.