DESENVOLVIMENTO DE DISPOSITIVO ELETRÔNICO PARA MEDIÇÃO DA RADIAÇÃO SOLAR

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INSTITUTO FEDERAL DE EDUCAÇÃO, CIÊNCIA E TECNOLOGIA DE PERNAMBUCO
CAMPUS: PESQUEIRA
7-M.I.-ELETROELETRÔNICA
CLÊNIO BORGES BARBOZA FILHO
DESENVOLVIMENTO DE DISPOSITIVO ELETRÔNICO PARA MEDIÇÃO DA RADIAÇÃO SOLAR NA CIDADE DE PESQUEIRA-PE.
PESQUEIRA-PE
2013
CLÊNIO BORGES BARBOZA FILHO
DESENVOLVIMENTO DE DISPOSITIVO ELETRÔNICO PARA MEDIÇÃO DA RADIAÇÃO SOLAR NA CIDADE DE PESQUEIRA-PE.
Projeto de pesquisa apresentado a professor Bruno Gomes Moura de Oliveira, para o programa de incentivo a pesquisa dos Recursos Humanos da Petrobrás, com o intuito de engajar os alunos em projetos para formar pesquisadores.
PESQUEIRA-PE
2013
RELATÓRIO GERAL
O sol lança no espaço uma enorme quantidade de energia, causada pelas reações que ocorrem na superficie solar. Sendo assim a fonte principal de energia para os processos termodinâmicos que ocorrem na superfie terrestre. 
Processos de transferência de energia 
A energia pode ser transferida de um ponto para outro por três processos: 
Condução: A energia calorífica é transferida de uma molécula para outra. Este processo permite definir o conceito de materiais bons e maus condutores de calor, como os metais e o ar respectivamente. 
Convecção: É o processo em que uma massa fluida se movimenta por diferença de densidade. Tem uma importância muito grande na atmosfera terrestre, sendo seu entendimento essencial para o estudo de geadas, por exemplo. 
Radiação: É o processo em que a energia, proveniente do Sol ou de outra fonte qualquer, se propaga sob a forma de ondas, genericamente denominadas ondas eletromagnéticas. A principal diferença deste modo de transferência de energia para os dois anteriores é que a radiação também se propaga no vácuo não havendo portanto, a necessidade de um meio material para que a transferência de energia ocorra. 
A onda eletromagnética tem as seguintes grandezas características: 
Comprimento (λ): é a distância entre duas cristas consecutivas. 
Frequência (): é o número de cristas que passam por um ponto de referência na unidade de tempo. 
Período (): é o tempo necessário para uma crista completar um ciclo. O período é o inverso da frequência. T = 
Velocidade (c): é a distância percorrida por determinada crista por unidade de tempo.
 A velocidade de propagação das ondas eletromagnéticas no vácuo é tida como constante, da ordem de 300.000 km s-1, sendo atenuada quando se propaga em meios materiais, o que pode ser desconsiderada no caso da atmosfera terrestre. Fisicamente, velocidade = distância/tempo. Para a radiação a distância é o próprio comprimento de onda (λ) e o tempo é dado pelo período (), então:
Pelo fato da velocidade das ondas eletromagnéticas serem constantes, a equação anterior mostra como se relacionam estas grandezas, ou seja, à medida que se aumenta o comprimento de onda, diminui a frequência e vice-versa. Esta relação permite caracterizar o potencial energético dos comprimentos de onda. Por exemplo, os raios ultravioletas são mais energéticos, pois possuem comprimentos de onda muito pequenos e associados a altas frequências, tendo maior poder de penetração.
Para o estudo da radiação é importante o significado de alguns termos, sendo os principais: 
Poder emissivo 
É a quantidade de energia emitida por uma superfície por unidade de área e tempo, a uma dada temperatura. Todo corpo que possui energia, isto é, cuja temperatura é maior que 0 (zero) Kelvin, emite certa quantidade de energia em determinados comprimentos de ondas. 
Corpo negro 
É uma idealização física para o estudo da radiação. O corpo negro absorve toda energia incidente sobre ele e, para cada temperatura e para cada comprimento de onda, é o corpo que emite a máxima quantidade de energia. As leis da radiação, que serão abordadas adiante, consideram sempre o corpo negro.
Emissividade (ε) 
É um índice que compara o poder emissivo de um corpo qualquer com o poder emissivo do corpo negro à mesma temperatura.
 em que, 
E - emissividade do corpo;
Ec - poder emissivo do corpo à temperatura T;
Ecn - poder emissivo do corpo negro à temperatura T. 
Quando um feixe de radiação (I) incide sobre um corpo, pode originar três parcelas, sendo a primeira refletida (Ir), outra absorvida (Ia) e a última, transmitida (It). Pode-se então definir os seguintes coeficientes, relacionando-se as parcelas com o feixe incidente I.
Absortividade (A) 
Coeficiente que relaciona a fração da radiação incidente que foi absorvida pelo corpo em estudo com o feixe incidente I. 
Refletividade (R) 
Coeficiente que relaciona a fração da radiação incidente que foi refletida pelo corpo em estudo com o feixe incidente I. 
Transmissividade (T) Coeficiente que relaciona a fração da radiação incidente que foi transmitida pelo corpo em estudo com o feixe incidente I.
 Pelas definições, tem-se:
 				T
Um feixe de radiação (I) ao incidir sobre um corpo será absorvido e, ou transmitido e, ou refletido, portanto tem-se que: I = Ia + Ir + It Substituindo Ia, Ir e It por suas respectivas explicitações, respectivamente, tem-se: 
I = A.I + R.I + T.I 
I = I(A + R +T) 
A + R + T = I / I = 1
Conclui-se que para cada corpo, o somatório da absortividade, refletividade e transmissividade será igual à unidade. Analisando-se o corpo negro, por exemplo, observa-se que a absortividade é igual a l, por definição, então a refletividade e a transmissividade obrigatoriamente serão iguais a zero. 
Espectro da radiação 
O Sol emite radiação em comprimentos de ondas acima de 0,15 µm. Porém, mais de 99% da quantidade de energia é emitida no intervalo de 0,15 a 4,0 µm, chamado de domínio ou região da radiação solar. O valor 4,0 µm é utilizado ainda para dividir a radiação em duas faixas: radiação de ondas curtas e radiação de ondas longas. 
O olho humano é sensibilizado pela radiação na faixa dos comprimentos de ondas de 0,36 a 0,76 µm, faixa essa denominada região visível. Abaixo de 0,36 µm é denominada radiação ultravioleta e, acima de 0,76 µm, de radiação infravermelha. 
O visível compreende os comprimentos de onda que impressiona a retina do olho humano, dando-lhe a sensação de visibilidade. O estímulo de cada pequena banda dessa região dá-nos as sensações de cores. Por exemplo, no início da faixa do visível a partir dos 0,42 µm a vista é sensibilizada para a cor azul, e à medida que as bandas caminham em direção a 0,7 µm, vai aparecendo as demais cores. Quando a radiação atravessa um prisma, a faixa visível é separada em suas cores equivalentes, segue abaixo o esquema do espectro.
LEIS DA RADIAÇÃO
Lei de Planck 
Max Planck em 1900 equacionou o poder emissivo de um corpo negro distribuído em diferentes comprimentos de ondas, para diferentes temperaturas. Criou a teoria quântica, e ganhou o Nobel de física em 1918. A lei de Planck é dada pela equação abaixo:
em que, 
E(,T) - poder emissivo do corpo negro à temperatura T para comprimento de ondas de a + d ; 
 - comprimento de ondas; 
C1 = 3,7427 x ; 
C2 = 1,4388 x µm K.
	Representação gráfica da lei de Planck:
Lei de Stefan-Boltzmann 
O poder emissivo de um corpo negro é diretamente proporcional a quarta potência de sua temperatura absoluta. A lei de Stefan-Boltzmann é representada pela área abaixo da curva da equação de Planck.
em que,
E - poder emissivo do corpo negro (ly ) ou (W ); 
σ - constante de Stefan-Boltzmann (8,14 x 10-11 ly K-4) ou (5,67 x W ) ou (4,903x10-9 MJ ); 
T - temperatura absoluta (K).
Para um corpo qualquer de emissividade ε conhecida, a equação anterior passa a ser:
Lei de Lambert ou do cosseno 
A quantidade de energia incidente (Iz) em uma superfície inclinada é igual à mesma quantidade de energia incidente na superfície normal a esta energia (In) multiplicada pelo cosseno do ângulo de inclinação(ângulo do zênite) (Z) que Iz faz com 
Esta lei explica as variações nas quantidades de energia interceptadasnas diferentes latitudes da superfície terrestre.
Como a distância Terra-Sol varia continuamente, para obtermos o valor real de Iz há necessidade de se aplicar a correção a Jo e multiplicar ambos por cosZh:
Integrando-se os valores instantâneos de Iz, determina-se a irradiância solar extraterrestre diária (Qo). Essa é a energia disponível em um dia em dada latitude, sem se considerar os efeitos atenuantes da atmosfera. Os valores de Qo serão bastante úteis neste curso, sendo empregados em métodos de estimativa da irradiância solar global na superfície terrestre, na estimativa da evapotranspiração e em métodos de estimativa da produtividade potencial. 
Integrando-se então Iz tem-se que:
Desenvolvendo-se a integral acima, têm-se que Qo é uma função da latitude e da época do ano (declinação solar). A equação de estimativa de Qo será:
hn = ângulo horário do nascer do sol, dado por:
Determinação do Fotoperíodo
Assim como Qo, o fotoperíodo (N), também pode ser calculado, considerando-se as relações astronômicas TERRA-SOL. Como o fotoperíodo é a duração do dia desde o nascer até o pôr do Sol, temos que na sua trajetória aparente o Sol descreve um arco simétrico em relação ao meio-dia. Pode-se dizer, então, que N é o dobro do ângulo horário ao nascer do Sol (hn), e função da latitude e da declinação solar.
Os equipamentos que fazem a medida da radiação solar na terra são divididos em grupos, dentre esses os mais importantes são, os que medem a irradiância global e os que medem a irradiância direta:
Abaixo segue os exemplos de cada um,
Irradiância solar global
Actinógrafo - Instrumento usado para medir a radiação global. Este instrumento é composto de sensores baseados na expansão diferencial de um par bimetálico. Os sensores são conectados a uma pena que, quando de suas expansão, registram o valor instantâneo da radiação solar. Sua precisão encontra-se na faixa de 15 a 20% e é considerado um instumento de terceira classe.
Piranômetro de termopar: o aquecimento diferencial entre as junções “frias” e “quentes” gera uma força eletromotriz proporcional à irradiânica. O sinal gerado é captado por um sistema automático de aquisição de dados, e tem uma cúpula de quartzo que serve para o barramento de ondas longas provenientes da atmosfera.
Piranômetro de fotodiodo de silício: o sensor responde à absorção de energia, gerando uma corrente elétrica proporcional à irradiância solar.
Medidor de insolação:
Héliografo: o sensor é uma esfera de cristal que promove a convergência dos raios solares sobre uma fita de papelão instalada sobre um base curva abaixo da esfera. Quando há irradiância solar direta, há queima da fita. A parte queimada da fita indica o tempo em que houve ocorrência de radiação solar direta.