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Unidade didtica 1

A ENERGIA SOLAR

NDICE

MOTIVAO ......................................................................................... 3OBJETIVOS .......................................................................................... 4INTRODUO ....................................................................................... 51. ASPETOS ENERGTICOS DIRETOS ..................................................... 7

1.1. INTRODUO ENERGIA SOLAR ................................................. 71.2. A CONSTANTE SOLAR ................................................................ 81.3. ESPECTRO SOLAR ..................................................................... 91.4. IRRADIAO SOLAR ................................................................. 131.5. A IRRADIAO SOLAR ATRAVESSA A ATMOSFERA ....................... 14

2. PARMETROS DA POSIO SOL-TERRA .......................................... 172.1. AS ESTAES ......................................................................... 17

2.1.1. Determinao do meio-dia solar .................................................... 192.2. POSICIONAMENTO SOLAR ........................................................ 21

3. COMO APROVEITAR A ENERGIA SOLAR ............................................ 243.1. A NATUREZA EM PRIMEIRO LUGAR ............................................ 243.2. PROCESSOS DE APROVEITAMENTO ARTIFICIAIS .......................... 25

3.2.1. Absoro trmica direta ................................................................. 253.2.2. Converso em energia eltrica ....................................................... 26

CONCLUSO ...................................................................................... 29RESUMO ............................................................................................ 30AUTOAVALIAO ............................................................................... 31SOLUES ........................................................................................ 35PROPOSTAS DE DESENVOLVIMENTO DO ESTUDO ................................. 36

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Unidade didtica 1

A ENERGIA SOLAR

MOTIVAO

Os motivos que te levaram a realizar este curso so, certamente, muito diferen-tes: pretendes melhorar a tua situao profissional, queres efetuar uma pequena instalao na tua casa de campo, ouves ou vs cada vez mais notcias nos mei-os de comunicao (televiso, rdio, internet, etc.) relacionadas com as energi-as renovveis, tomaste conhecimento das novas normativas e planos estabele-cidos pelo governo em matria de energias renovveis, etc.

Torna-se evidente que a situao das energias renovveis e, em particular, da-quelas que abordaremos neste curso (solar nas vertentes trmica e fotovoltaica e energia elica) no a mesma que h dez anos atrs.

Na primeira unidade deste curso, comearemos por estudar uma srie de con-ceitos bsicos relacionados com o sol, fonte de todas estas tecnologias renov-veis, a intensidade radiante, irradiao, azimute, altura solar, radiao direta, difusa, albedo, etc., que nos sero muito teis ao longo das seguintes unidades.

Ests preparado para iniciar esta unidade? Dedica-te ao seu estu-do, mas sem entrar em exageros; trata-se de compreender os conceitos e no memoriz-los.

Unidade didtica 1

A ENERGIA SOLAR

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OBJETIVOS

Os objetivos indicam-te aquilo que ters aprendido ao concluir o estudo desta unidade.

Saber como se produz a energia solar e de que forma chega Terra.

Definir os conceitos de intensidade radiante, irradiao e constante so-lar.

Identificar as diversas formas de irradiao solar sobre uma superfcie: direta, difusa e albedo.

Saber qual a posio do sol a cada instante, relativamente a um obser-vador imvel situado num plano horizontal: altura solar e azimute.

Identificar os principais processos de aproveitamento artificial de ener-gia solar: absoro trmica direta e converso para energia eltrica.

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Unidade didtica 1

A ENERGIA SOLAR

INTRODUO

No Universo existem milhes de estrelas, das quais s vemos uma infinitsima parte, sendo o Sol a mais prxima. Por sua vez, tambm a mais importante, j que nos d a vida. uma estrela do tipo mdio e o seu raio de 700000 km com uma massa, 300000 vezes, superior da Terra. Tem mais de 5000 milhes de anos e afortunadamente ainda lhe resta muito tempo de vida.

Se no fosse por esta pequena estrela, to prxima de ns, o nosso planeta seria um deserto onde no haveria vida. Ao Sol devemos as Estaes, as trans-formaes energticas teis para a vida, as transformaes artificiais energti-cas necessrias para a nossa evoluo, o bem-estar, etc. e h milnios atrs prestava-se-lhe culto, considerando-o um Deus em muitas civilizaes.

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Unidade didtica 1

A ENERGIA SOLAR

1. ASPETOS ENERGTICOS DIRETOS

1.1. INTRODUO ENERGIA SOLAR

A energia solar produz-se pelas reaes nucleares de fuso que tm lugar no interior do Sol a grande profundidade. Os tomos de hidrognio combinam-se entre si para formar tomos de hlio libertando energia. Esta energia vai desde o interior at superfcie solar ou fotosfera e desde a irradia em todas as direes.

A energia irradiada chega Terra atravs do espao em feixes de energia chama-dos fotes. A energia E de um foto expressa-se mediante a seguinte equao:

vhE

Onde:

h Constante de Plank de valor 6,626 x 10-34 Joules segundo.

Frequncia dos fotes em Hertz.

Os fotes deslocam-se a uma velocidade de 300000 km/s, pelo que demoram oito minutos a chegar Terra, que est a 150 milhes de quilmetros do Sol.

O Sol irradia em todas as direes e num segundo emite uma energia de 4x1026 joules, pelo que gera uma potncia de 4x1023 kW. Para fazermos uma pequena ideia da quantidade de energia irradiada, diremos que todas as fbricas do mundo geram uma potncia 200 bilies de vezes menor.

A energia irradiada pelo Sol num segundo muito maior do que a consumida por toda a humanidade, desde a criao da Terra at atualidade.

Unidade didtica 1

A ENERGIA SOLAR

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1.2. A CONSTANTE SOLAR

A energia solar est repartida numa superfcie em forma de esfera, j que o Sol irradia energia em todas as direes. A intensidade de radiao ser maior quanto mais prximo do Sol se esteja, ao repartir-se a energia solar sobre uma superfcie cada vez menor; e menor quanto mais nos afastemos do Sol, ao re-partir-se sobre uma superfcie cada vez maior. Portanto, diremos que a irradia-o se debilita ao afastarmo-nos do Sol. O valor aproximado da intensidade distncia do Sol a que se encontra o nosso planeta ir ser calculado agora, me-diante a seguinte frmula:

SP

I

Neste caso P = 4 x 1026 W (potncia emitida) e S (superfcie da esfera) vale 4 R2, sendo R = 1,5 x 1011 m (distncia mdia da Terra ao Sol). Portanto:

2221126

m/kW4,1m/W104,1105,14

104I 3

Este valor similar ao medido pelos satlites no espao, precisamente sobre a atmosfera. Este valor, ou valor mdio, denomina-se constante solar e de 1353 W/m2.

Tal constante tem alguma variao, devido distncia entre o Sol e a Terra va-riar de acordo com o ponto da rbita em que se encontre o planeta, pelo que em dezembro e janeiro a distncia maior e o seu valor diminui, enquanto em junho e julho sucede o contrrio. Seria lgico pensar ao contrrio se fossemos habitantes do hemisfrio Sul.

A constante solar a quantidade de radiao solar recebida no limite superior da atmosfera, em cada minuto, por centmetro qua-drado de uma superfcie perpendicular aos raios solares. O seu valor mdio de 1353 W/m2.

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A ENERGIA SOLAR

1.3. ESPECTRO SOLAR

O tema que apresentamos em seguida fundamental. Nele apre-sentamos os conceitos de irradiao e intensidade radiante. Ao finalizares este tema, ters estes dois conceitos bastante clarifica-dos. L-o atentamente.

Define-se a irradiao E como a quantidade de energia radiante que chega a uma determinada superfcie num determinado espao de tempo. Portanto, di-remos que a energia que incide sobre uma superfcie. Poder expressar-se como qualquer tipo de energia, ainda que utilizemos o Joule. No confundir E com a intensidade radiante I, e que a energia que incide por unidade de tempo e de superfcie:

tSIE tS

EI

Onde:

E Energia. Mede-se em Joule, apesar de poder ser tambm medida em calorias. Para converter calorias em Joule deve usar-se a frmula: 1 caloria = 4,18 Joules.

I Intensidade radiante. Mede-se em W/m2 (Watt por metro quadrado).

S Superfcie. Mede-se em metros quadrados (m2).

t Tempo. Na frmula tem de ser posto em segundos. Se dado em horas, teremos que convert-lo, sabendo que 1 hora = 3600 segundos.

A quantidade de energia, devida irradiao direta que uma superfcie que est exposta aos raios solares pode captar, depende do ngulo existente entre a superfcie e os raios do Sol. Quando o dito ngulo de noventa graus, o seu valor ser mximo e ir decrescendo medida que o ngulo formado entre a superfcie e os raios solares diminuir.

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A ENERGIA SOLAR

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Figura 1. Irradiao sobre uma superfcie inclinada.

A irradiao solar E costuma ser designada pela letra H, quando falamos de irradiao solar sobre uma superfcie horizontal. Pode-rs verificar o valor da irradiao que incide sobre um determinado m2 de superfcie horizontal, num dia mdio de cada ms para todas as localidades de Portugal, na tabela 6 do anexo A.

Tambm ir variar a intensidade sobre uma superfcie ao variar a energia solar, portanto, chamamos I' intensidade numa superfcie inclinada:

cos'II

Isto faz com que os raios solares aqueam muito mais ao meio-dia do que nas primeiras ou ltimas horas do dia, j que nestes ltimos casos, o raio solar roa a superfcie terrestre e o ngulo de incidncia muito grande.

O ngulo de incidncia o formado pelos raios do Sol e a normal superfcie, sendo designado pela letra . O valor deste ngulo depender da energia captada por uma superfcie.

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A ENERGIA SOLAR

CASO PRTICO

Realiza o seguinte exerccio sem olhar para as solues.

Um raio de Sol com uma intensidade de 625 W/m2 incide sobre uma superfcie horizontal de 80 cm2 de rea, formando um ngulo de 50 em relao reta normal. Quanta energia, expressada em calorias, recebe esta superfcie em 5 minutos?

Soluo: 230,7 cal.

Figura 2.

O facto das regies afastadas do Equador receberem menos calor do que as que esto mais prximas do mesmo deve-se inclinao dos raios solares, tal como mostra a figura.

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Unidade didtica 1

A ENERGIA SOLAR

RELACIONA

Realiza o seguinte exerccio sem olhar para as solues.

1 Irradiao direta2 Irradiao difusa

3 Irradiao Refletida (Albedo)4 Piranmetro

Deprecivel a

A incidncia no sofre desvios b

Mede a irradiao total c

Enviada pela abbada celeste d

Soluo: 1b, 2d, 3a e 4c.

1.4. IRRADIAO SOLAR

Deduziu-se que a temperatura na superfcie do Sol de 5900K, sendo muito maior no seu interior (atinge os 20 milhes de graus Kelvin nas suas regies centrais).

Sabemos que tal emisso se descreve com um espectro de intensidade radian-te, o qual indica em que proporo se devem situar os distintos comprimentos de onda que compem a irradiao.

Um elevado nmero de fotes que o Sol emite possui um comprimento de onda compreendido entre 0,3 m e 3 m, ainda que s as que esto entre 0,4 e 0,7 m possam ser captadas pelo olho humano, sendo isto o que se denomina co-mo luz visvel. A luz no visvel ou a que no est entre 0,4 e 0,7 m, tambm energia, e devemos t-la em conta.

Para obter os graus Kelvin (K) a partir de um valor de graus cent-grados basta somar a estes ltimos 273. Exemplo: 10 C = 283 K. Alm disso, recorda que 1 m (micrmetro) = 10-6 metros.

O comprimento de onda a distncia em metros entre dois picos consecutivos de uma onda. A irradiao solar, ao ser uma onda, possui tambm esse parmetro.

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A ENERGIA SOLAR

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1.5. A IRRADIAO SOLAR ATRAVESSA A ATMOSFERA

A atmosfera um obstculo irradiao solar. Na parte superior das nuvens h uma importante reflexo da energia solar, e um pouco mais abaixo h que ter em conta a absoro de outra parte da energia pelas molculas que formam o ar da atmosfera. Este ltimo efeito faz com que em dias de cu limpo, em que possivelmente chega muita energia, raramente se consigam alcanar valores de 1000 W/m2.

Figura 3. Diminuio da intensidade da irradiao solar ao atravessar a atmosfera.

Tambm temos de pensar que a trajetria da energia solar no reta, j que ao chegar atmosfera reflete e se produzem cmbios importantes na sua direo. Apesar desta energia chegar tambm superfcie, no o faz como se chegasse do Sol, mas sim como se viesse da abbada celeste. Esta irradiao conheci-da como irradiao difusa, e que chega diretamente do Sol chama-se direta (chega em linha reta). Se somarmos todas as radiaes, temos a irradiao to-tal, que a que nos interessa. Outro dado a mencionar que a irradiao difusa a que faz com que um corpo receba sempre energia por todos os lados, at pelos que no so alcanados pela energia direta.

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Unidade didtica 1

A ENERGIA SOLAR

Figura 4. Energia recebida num dia. A linha contnua corresponde ao equador, a de traos a Portugal e a de

pontos ao Polo norte.

Sempre que te deparares com um termo novo ou desconhecido, ters de o investigar, consultar o teu formador, etc. Faz tudo aquilo que for necessrio para esclarecer a tua dvida.

Nos dias nublados, a nica forma de energia a difusa, que se filtra atravs da abbada celeste e da camada de nuvens. Esta irradiao representa um tero do total recebido ao longo do ano. Nos dias claros, a energia direta muito maior. Podemos ver um exemplo na seguinte figura, onde se mostra a mdia anual de irradiao na cidade de Lisboa.

Figura 5. Mdia da irradiao direta e difusa em Portugal.

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A ENERGIA SOLAR

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Um outro dado digno de registo o da energia na forma no visvel, que alcan-a quase 40% da irradiao que chega Terra, tendo uma grande importncia para o estudo da energia solar.

A energia recebida nos dias nublados maioritariamente difusa, enquanto num dia claro, a maior parte da energia recebida ser direta.

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A ENERGIA SOLAR

2. PARMETROS DA POSIO SOL-TERRA Sabemos que o Sol nasce a este e pe-se a oeste, elevando-se mais ou menos dependendo da estao do ano em que nos encontremos.

H muito tempo atrs julgava-se que o Sol se mexia, mas tambm h muito tempo que sabemos que essa aparncia de movimento produzida pelo movi-mento da Terra sobre si mesma, atingindo uma volta completa cada 24 horas. Para o estudo que iremos desenvolver, vamos supor que o elemento que se mantm imvel a Terra e o Sol, aquele que gira em seu redor.

2.1. AS ESTAES

A Terra move-se numa rbita elptica volta do Sol. O eixo de rotao da Terra forma um ngulo de 23,27 com a normal ao plano da elipse, e responsvel pela durao do dia e da noite nas distintas estaes do ano.

Figura 6.

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A ENERGIA SOLAR

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A figura seguinte mostra-nos as posies da Terra nos seus pontos extremos (solstcio de vero e de inverno). Em Portugal temos muito mais tempo de Sol em junho do que em dezembro, j que o Sol ilumina o hemisfrio norte muito melhor. No hemisfrio sul ao contrrio.

Figura 7.

O equincio o momento em que o Sol, no movimento anual aparente, corta o equador celeste, fazendo com que o dia e a noite tenham igual durao. Cos-tuma ser no dia 21 de maro e 23 de setembro (comeo da primavera e do ou-tono).

No solstcio de vero, temos o dia mais longo, 21 de junho, enquanto o mais curto o 21 de dezembro. As estaes esto determinadas pelos equincios e os solstcios. Na figura seguinte podemos estudar a trajetria da Terra ao redor do Sol e como se sucedem as estaes.

Figura 8.

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A ENERGIA SOLAR

O vero ocupa uma ampla trajetria e o Sol eleva-se sobre a abbada celeste ficando muito tempo no horizonte. Durante o inverno acontece o contrrio, tal como mostra a primeira figura.

Como vai o teu estudo em relao ao objetivo estabelecido inici-almente?

Se precisares de efetuar alguma alterao, fala com o teu tutor.

2.1.1. DETERMINAO DO MEIO-DIA SOLAR

A hora legal e a solar no so iguais. Isto assim, porque a hora solar s tem em conta a posio real do Sol na abbada celeste.

Esta diferena aumenta quanto maior for a diferena entre o valor do meridiano do local especfico e o que serve como meridiano de referncia ou standard para determinar a hora de cada pas. Ser conveniente que cada pas, ou pelo menos uma grande parte do mesmo, tenha a mesma hora legal apesar da posi-o do Sol ser diferente para cada zona.

O problema ser determinar a hora exata do meio-dia solar, isto , as 12 horas solares ou o instante em que o azimute solar zero num local especfico. Nesse instante, o Sol est na sua elevao mxima e o comprimento das sombras que produz mnimo, j que coincidem com a direo do meridiano. Isto muito importante para orientar corretamente os coletores solares.

Portanto, j sabemos que o meio-dia solar no ir coincidir com as doze horas do meio-dia que indica o nosso relgio, inclusivamente se no tivermos em con-ta os adiantamentos e atrasos provocados pela mudana das horas, por deci-so oficial, a fim de aproveitar melhor as horas de luz natural. Para determinar-mos a diferena Dt, em minutos, da hora legal com a solar local, utilizaremos a seguinte equao:

15/LED tt

Onde Et o valor dado pela curva da figura seguinte, que representa o desvio do tempo em minutos em funo do ms e L a diferena em minutos de arco entre a longitude geogrfica do ponto e o meridiano standard do pas para esta-belecer a hora legal. Por exemplo, Portugal tem o meridiano 0 (0, 0', 0'').

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A ENERGIA SOLAR

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Figura 9. Variao anual de Et

CASO PRTICO

Realiza o seguinte exerccio sem olhar para as solues.

Calcular a diferena existente entre a hora legal e a verdadeira hora solar do dia 20 de fevereiro, para um local situado no distrito de Coimbra com uma longitude geogrfica de 825 oeste.

Soluo: + 18,17 minutos aproximadamente.

Faz uma breve pausa no teu estudo. Quando algo to importante como o teu futuro est em jogo, preciso lutar por ele.

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2.2. POSICIONAMENTO SOLAR

Para saber com preciso em que posio est o Sol em cada instante relativamente a um observador imvel, utilizaremos a altura solar h e o azimute solar A.

Figura 10. Posicionamento solar.

A altura solar (h) o ngulo que os raios solares formam com a superfcie horizontal. O ngulo zenital ou a distncia zenital o que forma o raio com a vertical, isto , o complemento da altura tal como mostra a figura anterior.

O azimute solar (A) a amplitude do arco de crculo do horizonte compreendido entre o ponto cardeal sul e a interseo do semicrculo vertical do Sol com o plano do horizonte.

Mais uma vez relembramos-te:

Sempre que te deparares com um termo novo ou desconhecido, ters de o investigar, consultar o teu formador, etc. Faz tudo aquilo que for necessrio para esclarecer a tua dvida.

Na figura seguinte podemos observar graficamente a altura (h) e o azimute (A), sendo este negativo quando o Sol estiver a este (de manh).

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A ENERGIA SOLAR

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Figura 11. Esfera celeste (hemisfrio norte).

Tanto a altura como o azimute, num momento determinado, sero diferentes para dois observadores que se encontrem em locais distintos da Terra, pelo que temos de ter em conta qual a latitude geogrfica em que foram calculados.

Para definir a posio do sol em qualquer altura do ano e em qualquer lugar do mundo, utilizam-se duas coordenadas: a altura solar (h) e o azimute solar (A).

O nmero de horas de Sol tericas ser o tempo que transcorre entre o ama-nhecer e o pr do sol. Por conseguinte, a durao do dia ser o intervalo de tempo que existe entre dois pontos opostos situados no horizonte. Esta dura-o ir depender do ponto geogrfico e da poca do ano e no dever ser con-fundida com o perodo total de 24 horas que demora uma volta completa da Terra.

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Figura 12. Durao do dia durante o ano (latitude aproximada 40).

Na tabela 10 do anexo A, poders conhecer os azimutes e as altu-ras solares em funo do lugar e da hora solar.

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A ENERGIA SOLAR

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3. COMO APROVEITAR A ENERGIA SOLAR A radiao solar a principal fonte energtica de todas as energias conhecidas, incluindo as associadas aos processos vitais.

3.1. A NATUREZA EM PRIMEIRO LUGAR

Um tero da radiao que nos chega devolvido ao espao por reflexo. Quase metade transforma-se em calor ao ser absorvida pela atmosfera, solo e mar. A quarta parte utiliza-se na evaporao da gua dos oceanos, lagos e rios, assim como no processo hidrolgico completo (ciclo da gua). Uma quantidade quase desprezvel a responsvel pelos movimentos atmosfricos e do oceano e s dois centsimos da energia que nos chega so utilizados na gerao da matria viva. Alm dos processos qumicos e luminosos de menor relevncia, este o nico processo natural e no tem de se transformar primeiro em energia trmica como costuma acontecer no resto dos processos.

As plantas verdes tm clorofila, substncia que utiliza os fotes para efetuar a fotossntese (sntese do carbono a partir do dixido de carbono do meio exter-no, libertando oxignio).

A energia solar armazena-se nos hidratos de carbono que se criaram, os quais libertam a energia ao quebrar-se quando a planta se destri. Por isso, existe um equilbrio energtico, j que a planta acaba devolvendo ao sistema toda a ener-gia que recolhe.

Quando as plantas foram destrudas por baixo da Terra, no puderam gerar to-da a energia que armazenaram e com o tempo acabaram por formar os com-bustveis fsseis (petrleo e carvo). Destes combustveis o Homem obteve a energia necessria para desenvolver a civilizao humana.

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Unidade didtica 1

A ENERGIA SOLAR

Este capital energtico armazenado dia aps dia no pode durar muito tempo, uma vez que as necessidades aumentam por causa do uso ilimitado da energia da nossa sociedade industrializada. Ainda conseguimos acumular energia, mas de uma forma lenta e cuidadosa, pelo que em breve haver um dfice lgico.

Os animais, ao alimentarem-se das plantas, utilizam a energia que tm com a ajuda dos processos metablicos. Essa energia utilizada no trabalho mecnico produzido pelos msculos, na sntese das protenas ou dos tecidos e na produ-o de calor. A energia que o corpo humano tem provm tambm do Sol.

Deixamos-te uma frase para reflexo: O conhecimento a nica coisa que no nos pode ser roubada.

No percas a oportunidade de saber um pouco mais. Para isso, continua a ser exigente contigo prprio.

Aplica o sistema P8.10 da Master.D tambm no teu dia a dia.

3.2. PROCESSOS DE APROVEITAMENTO ARTIFICIAIS

Estes processos visam aproveitar ao mximo a energia solar para obter uma outra forma alternativa de energia que possamos utilizar. A converso direta se a fizermos numa s etapa, ao passarmos de um foto de luz solar forma final que possamos utilizar. Ser indireta quando a passagem for efetuada em duas ou mais fases.

A energia solar pode-se transformar em energia trmica e eltrica de uma forma direta, constituindo os processos de aproveitamento mais importantes atual-mente.

De forma indireta podemos produzir energia til atravs de processos interm-dios, como o vento, cuja energia pode ser utilizada para outros fins. Outros pro-cessos podem ser os termodinmicos, onde a energia trmica se transforma em cintica e acaba produzindo energia eltrica.

3.2.1. ABSORO TRMICA DIRETA

Um corpo escuro tem esse aspeto porque a sua superfcie absorve a energia solar e no reflete luz visvel. Se um corpo branco porque reflete a luz de uma forma ostensiva. Por esta razo, se submetermos mesma radiao dois corpos iguais ao mesmo tempo, um branco e o outro preto, observaremos que o preto aquecer mais rapidamente que o branco.

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Para a recolha direta da energia solar requerem-se uns dispositivos artificiais chamados coletores solares. A energia, uma vez recolhida, usa-se nos proces-sos trmicos de aquecimento de um gs ou de um lquido que depois sero distribudos.

A eficcia de um coletor poder ser otimizada com tcnicas que se baseiam nos efeitos fsicos, por exemplo o efeito de estufa, que evita que a energia trmica saia do coletor, sendo aproveitado na maior parte dos coletores solares que h na atualidade.

Tambm utilizada a concentrao dos raios solares com a ajuda de espelhos de forma curva e de lentes para aumentar a intensidade da radiao incidente sobre a superfcie, que ir absorver a energia solar. Estes so os sistemas de concentrao com maior complexidade tecnolgica, estando o seu uso limitado a aplicaes especiais que no iremos analisar ao longo deste curso.

Figura 13. Coletores solares.

3.2.2. CONVERSO EM ENERGIA ELTRICA

Vamos mencionar dois tipos de interao: fotoeltrica externa e fotovoltaica. A primeira delas consiste na libertao de eletres na superfcie dos metais ao chocarem com essa superfcie fotes de energia suficiente, produzindo uma corrente eltrica denominada fotoeltrica. As clulas fotoeltricas baseiam-se nesse efeito.

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Unidade didtica 1

A ENERGIA SOLAR

No entanto, mais importante a obteno de energia eltrica atravs do efeito fotovoltaico. Em primeiro lugar vamos ver algumas caractersticas dos semicon-dutores, que so capazes de criar uma fora eletromotriz sob determinadas circunstncias. Alguns semicondutores so elementos qumicos puros, como o silcio, boro, fsforo, selnio, etc. e outros so compostos qumicos como, por exemplo, o arsenieto de glio.

Existem dois tipos de semicondutores: os de tipo N e os de tipo P. Os primeiros apresentam um excesso de eletres e os de tipo P um dfice de eletres, tam-bm chamados de lacunas. Ao pr-se em contacto um semicondutor tipo N com um semicondutor tipo P, pode conseguir-se que ganhem ou percam eletres. Se pusermos em contacto os dois tipos de semicondutores teremos uma unio P-N que apresentar caractersticas especiais.

Figura 14. Unio PN.

Tanto os eletres que existem em excesso no semicondutor tipo N, como as lacunas tipo P, tendem a espalhar-se pela superfcie comum de separao ou fronteira. Cada semicondutor um corpo neutro, pelo que esta difuso de eletres e lacunas para que o N se carregue com carga positiva e o P com ne-gativa, cria uma diferena de potencial de algumas dcimas de volts, dando lugar a um campo eltrico que restabelece o equilbrio e evita o fluxo contnuo dos portadores.

Se a luz chegar a uma unio deste tipo, os fotes iro libertar eletres adicionais ao mesmo tempo que deixaro lacunas no seu lugar. Estes pares eletro-lacunas do campo eltrico tm movimento e podem ser recolhidos com a ajuda de um condutor, pelo que j teremos energia eltrica. Assim sendo, a energia eltrica provm dos fotes da luz.

Unidade didtica 1

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Figura 15. Representao grfica da unio PN.

As clulas fotovoltaicas fornecem uma voltagem proporcional intensidade in-cidente, embora no sejam capazes de aproveitar todos os comprimentos de onda que lhes chegam. Em funo da substncia, teremos uma ou outra efetivi-dade, entre os 3000 e os 11000 Angstrm com um mximo de eficcia por volta dos 8000 Angstrm.

1 A

(Angstrm) = 10-10 metros.

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A ENERGIA SOLAR

CONCLUSO

A energia que chega Terra proveniente do Sol muito maior do que aquela que consumimos.

A quantidade de energia que uma superfcie recebe, durante um de-terminado perodo de tempo, depender sempre do ngulo que os rai-os solares formarem em relao mesma.

A energia que chega a uma determinada superfcie poder advir dire-tamente do sol, ou seja, em linha reta sem sofrer qualquer desvio, ou atravs da abbada celeste, habitualmente denominada de radiao di-fusa.

Para aproveitar de forma artificial a energia proveniente do Sol, criaram-se os coletores solares trmicos para transformar de forma direta a energia solar em trmica e os painis fotovoltaicos, para transformar de forma direta a energia solar em eletricidade.

Unidade didtica 1

A ENERGIA SOLAR

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RESUMO

A energia que o Sol irradia, chega Terra atravs do espao e por meio de quantums de energia chamados fotes.

A atmosfera no deixa passar toda a radiao solar: uma parte refle-tida e outra absorvida, ainda que estejamos num dia de cu limpo.

A energia E mede a intensidade que incide sobre uma superfcie durante um determinado perodo de tempo e costuma-se expressar em Joule.

A energia pode chegar a uma superfcie de forma direta, sem sofrer desvios, ou de forma difusa, atravs da abbada celeste.

A intensidade radiante I pode ser definida como a quantidade de energia que incide por unidade de tempo e superfcie, medindo-se em W/m2.

A altura solar, h, o ngulo formado pelos raios solares em relao superfcie horizontal e o azimute solar, A, o ngulo formado pela proje-o do raio solar sobre o plano horizontal, tomado como referncia a direo sul.

Entre as principais formas de aproveitamento artificial da energia solar, encontra-se a absoro direta (solar trmica) e a converso para ener-gia eltrica (solar fotovoltaica).

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Unidade didtica 1

A ENERGIA SOLAR

AUTOAVALIAO

De acordo com o nosso sistema P8.10, no devers errar mais do que duas questes.

Se errares, ser conveniente que voltes a rever a unidade antes de passares seguinte.

1. O valor mdio da constante solar, valor muito importante, :

a) 1353 W/m2.

b) 1600 W/m2.

c) 1800 W/m2.

d) 1535 W/m2.

2. Qual a afirmao correta, relativamente Intensidade radiante I?

a) a quantidade de energia por unidade de tempo e superfcie.

b) a quantidade de energia por unidade de tempo e superfcie.

c) As trs afirmaes esto corretas.

d) A Intensidade Radiante mede-se em joules.

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3. Por que que s chega superfcie da Terra uma energia de 1000W/m2?

a) Porque o resto utilizado no aproveitamento da energia solar.

b) Porque a energia solar no se transmite no espao.

c) Porque o resto absorvido pelas nuvens e o ar da atmosfera.

d) Porque o resto consumido no espao.

4. Nos dias nublados, a nica energia que chega superfcie terrestre a:

a) Direta.

b) Difusa.

c) De albedo e a direta.

d) No h diferena.

5. Por que que em Portugal temos mais horas de luz em junho do que em dezembro?

a) Porque em dezembro o Natal.

b) Porque estamos no hemisfrio norte.

c) Porque estamos no hemisfrio sul.

d) Porque estamos perto do equador.

6. O meio-dia solar determina-se:

a) Aplicando uma frmula que tem em conta os desvios.

b) Quando o nosso relgio indicar as 12h00.

c) Quando se fizer noite.

d) Quando o nosso relgio indicar as 24h00.

7. Define-se o ngulo de rotao do Sol, medido sobre o plano horizontal, e tomando como origem o sul, como:

a) ngulo zenital.

b) Azimute solar.

c) Altura solar.

d) Meio-dia solar.

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Unidade didtica 1

A ENERGIA SOLAR

8. A que chamamos nmero de horas de sol tericas?

a) s 24 h do dia.

b) s que nos oferece o Sol sem nuvens.

c) s que vo do amanhecer at ao anoitecer.

d) s horas que vo das 24h00 at s 12h00.

9. As formas mais importantes de aproveitamento artificial da energia solar so:

a) Transformando-a em clorofila.

b) Transformando-a em energia trmica e eltrica.

c) Transformando-a em hidratos de carbono.

d) Transformando a energia elica em energia eltrica.

10. O mtodo principal de transformao da energia solar a eltrica o:

a) Trmico.

b) AQS.

c) Fotovoltaico.

d) Elico.

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A ENERGIA SOLAR

SOLUES

1. a 2. b 3. c 4. b 5. b

6. a 7. b 8. c 9. b 10. c

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A ENERGIA SOLAR

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PROPOSTAS DE DESENVOLVIMENTO DO ESTUDO

Caso estejas interessado em aprofundar os conceitos que apresentmos na primeira unidade, propomos-te um exerccio muito simples.

Introduz no motor de procura Google (www.google.pt) as seguintes expresses: radiao solar direta, intensidade radiante, energia, azimute solar, altura solar, etc. Aperceber-te-s da quantidade de informao que est ao teu alcance.

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