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Aproveitamento térmico da energia solar – Prof. Anderson Favero Porte - UNISC 2009 1 UNIVERSIDADE DE SANTA CRUZ DO SUL DEPARTAMENTO DE ENGENHARIA, ARQUITETURA E CIÊNCIAS AGRÁRIAS CURSO DE EXTENSÃO APROVEITAMENTO TÉRMICO DA ENERGIA SOLAR UMA ABORDAGEM TÉNICA Prof. Anderson Favero Porte Santa Cruz do Sul, março de 2009 Aproveitamento térmico da energia solar – Prof. Anderson Favero Porte - UNISC 2009 2 SUMÁRIO 1) RADIAÇÃO SOLAR 1.1) O SOL 1.2) CONSTANTE SOLAR 1.3) DISTRIBUIÇÃO ESPECTRAL DA RADIAÇÃO EXTRATERRESTRE 1.4) VARIAÇÃO DA RADIAÇÃO EXTRATERRESTRE 1.5) DEFINIÇÕES INICIAIS 1.6) DIREÇÃO DA RADIAÇÃO SOLAR DIRETA 1.7) RELAÇÃO ENTRE A RADIAÇÃO DIRETA SOBRE UMA SUPERFÍCIE INCLINADA E SOBRE UMA SUPERFÍCIE HORIZONTAL 1.8) RADIAÇÃO EXTRATERRESTRE SOBRE UMA SUPERFÍCIE HORIZONTAL 2) RADIAÇÃO SOLAR DISPONÍVEL 2.1) DEFINIÇÕES 2.2) INSTRUMENTOS PARA MEDIÇÃO DA RADIAÇÃO SOLAR 2.3) MEDIÇÃO DA DURAÇÃO DO DIA 2.4) DADOS DE RADIAÇAO SOLAR 2.5) ATENUAÇÃO DA RADIAÇÃO SOLAR PELA ATMOSFERA 2.6) ESTIMATIVA DA RADIAÇÃO SOLAR MÉDIA 2.7) ESTIMATIVA DA RADIAÇÃO DE CÉU LIMPO 2.8) DISTRIBUIÇÃO DE HORAS E DIAS NUBLADOS E COM SOL 2.9) COMPONENTES DIRETA E DIFUSA DA RADIAÇÃO HORÁRIA 2.10) COMPONENTES DIRETA E DIFUSA DA RADIAÇÃO DIÁRIA 2.11) COMPONENTES DIRETA E DIFUSA DA RADIAÇÃO MÉDIA MENSAL 2.12) ESTIMATIVA DA RADIAÇÃO HORÁRIA A PARTIR DE DADOS DIÁRIOS 2.13) DIREÇÃO DA RADIAÇÃO DIFUSA 2.14) RADIAÇÃO TOTAL SOBRE SUPERFÍCIES FIXAS INCLINADAS 3) TRANSFERÊNCIA DE CALOR APLICADA AOS COLETORES SOLARES PLANOS 3.1) O ESPECTRO ELETROMAGNÉTICO 3.2) O CORPO NEGRO – O ABSORVEDOR E EMISSOR PERFEITO 3.3) LEIS DE PLANCK, WIEN E STEFFAN-BOLTZMANN 3.4) INTENSIDADE E FLUXO DE RADIAÇÃO 3.5) TROCA DE ENERGIA ENTRE SUPERFÍCIES CINZAS POR RADIAÇÃO INFRAVERMELHA 3.6) RADIAÇÃO DO CÉU 3.7) COEFICIENTE DE TRANSFERÊNCIA DE CALOR POR RADIAÇÃO 3.8) CONVECÇÃO NATURAL ENTRE PLACAS PARALELAS PLANAS 3.9) RELAÇÕES DE TRANSFERÊNCIA DE CALOR PARA FLUXO INTERNO 3.10) COEFICIENTE DE CONVECÇÃO DO VENTO 3.11) ANÁLISE DO COLETOR SOLAR COMO UM TROCADOR DE CALOR PELO MÉTODO DA EFETIVIDADE – NUT 4) CARACTERÍSTICAS DE RADIACAO DOS MATERIAIS OPACOS 4.1) ABSORTÂNCIA E EMITÂNCIA 4.2) LEI DE KIRCHOFF 4.3) REFLETÂNCIA DE SUPERFÍCIES 4.4) RELAÇÕES ENTRE ABSORTÂNCIA, EMITÂNCIA E REFLETÂNCIA 4.5) SUPERFÍCIES SELETIVAS Aproveitamento térmico da energia solar – Prof. Anderson Favero Porte - UNISC 2009 3 4.6) MECANISMOS DE SELETIVIDADE 5) RADIAÇÃO TRANSMITIDA ATRAVÉS DE VIDROS – RADIAÇÃO ABSORVIDA 5.1) REFLEXÃO DA RADIAÇÃO 5.2) ABSORÇÃO DO VIDRO 5.3) PROPRIEDADES ÓTICAS DOS SISTEMAS DE COBERTURAS 5.4) TRANSMITÂNCIA PARA RADIAÇÃO DIFUSA 5.5) PRODUTO TRANSMITÂNCIA – ABSORTÂNCIA 5.6) RADIAÇÃO SOLAR ABSORVIDA 5.7) MÉDIA MENSAL DA RADIAÇÃO ABSORVIDA 6) TEORIA DOS COLETORES SOLARES PLANOS 6.1) DESCRIÇÃO DOS COLETORES SOLARES PLANOS 6.2) BALANÇO DE ENERGIA EM UM COLETOR SOLAR PLANO 6.3) DISTRIBUIÇÃO DE TEMPERATURAS EM COLETORES DE PLACAS PLANAS 6.4) COEFICIENTE GLOBAL DE PERDA DE CALOR DO COLETOR 6.5) DISTRIBUIÇÃO DE TEMPERATURAS ENTRE OS TUBOS E FATOR DE EFICIÊNCIA DO COLETOR 6.6) DISTRIBUIÇÃO DE TEMPERATURAS NA DIREÇÃO DO FLUXO 6.7) FATOR DE REMOÇÃO DE CALOR DO COLETOR E FATOR DE FLUXO 6.8) TEMPERATURAS MÉDIAS DO FLUÍDO E DA PLACA 6.9) PRODUTO TRANSMITÂNCIA – ABSORTÂNCIA EFETIVO 6.10) EFEITO DA POEIRA E DAS SOMBRAS 6.11) GEOMETRIA DOS COLETORES 6.12) CARACTERIZAÇÕES DO COLETOR 6.13) TESTES EM COLETORES SOLARES: EFICIÊNCIA, MODIFICADOR DO ÂNGULO DE INCIDÊNCIA E CONSTANTE DE TEMPO 6.14) “TEST DATA” – UMA ANÁLISE DE ENSAIOS JÁ REALIZADOS 6.15) CORREÇÕES DA VAZÃO PARA FR.(ΤΑ)N E FR.UL 6.16) OBSERVAÇÕES SOBRE O DESEMPENHO DE COLETORES 6.17) CONSIDERAÇÕES PRATICAS SOBRE COLETORES DE PLACAS PLANAS 7) METODO F – CHART PARA DIMENSIONAMENTO DE SISTEMAS SOLARES DE AQUECIMENTO 7.1) O MÉTODO F – CHART 7.2) MÉTODO F – CHART APLICADO À SISTEMAS DE LÍQUIDOS 7.2.1) CAPACIDADE DE ARMAZENAMENTO Aproveitamento térmico da energia solar – Prof. Anderson Favero Porte - UNISC 2009 4 CAPÍTULO 1 - RADIAÇÃO SOLAR 1.1) O sol O sol é uma esfera de aproximadamente 1,39 x 109m e está a uma distância média de 1,5 x 1011m. Sob o ponto de vista terrestre, o sol completa um giro completo em torno do seu eixo a cada 4 semanas. Estima-se que a temperatura na superfície solar fique em torno de 5762K. A energia é produzida no interior do sol, transportada por convecção até a superfície solar de onde é irradiada para o espaço. A figura 1.1 apresenta esquematicamente a estrutura do sol. Estima-se que 90% da energia seja gerada na região entre 0 e 0,23R (onde R representa o raio do sol), que contém 40% da massa solar. A uma distância 0,7R do centro do sol, a temperatura atinge aproximadamente 130.000K; neste ponto, a convecção passa a tornar-se importante, quando se entra na zona convectiva (0,7R à 1R), onde a temperatura cai para 5000K. Figura 1.1 - Estrutura interna do Sol 1.2) A constante solar A figura 1.2 mostra, esquematicamente, a geometria envolvida nas relações entre sol / Terra. A excentricidade da órbita terrestre é tal que a distância entre a Terra e o sol varia aproximadamente 1,7%. Desta forma, defini-se a distância de uma unidade astronômica (1,495 x 1011m) como chamada distância média entre sol e Terra. A partir desta definição, chega-se a definição da constante solar: A constante solar (Gsc) é a energia proveniente do sol, por unidade de tempo, recebida por uma área perpendicular à direção de propagação da radiação, à distância média entre a Terra e o sol, fora da atmosfera terrestre. Aproveitamento térmico da energia solar – Prof. Anderson Favero Porte - UNISC 2009 5 A medição desta quantidade de energia foi tema de vários estudos, com base nos quais, estima-se que seu valor aproximado seja de 1353W/m². Figura 1.2 - Relações entre Terra e Sol 1.3) Distribuição espectral da radiação extraterrestre Representa como a energia solar distribui-se em função do comprimento de onda, conforme figura 1.3. Este espectro representa a distribuição de energia fora da atmosfera, pois após a entrada da radiação solar na atmosfera terrestre, começam a aparecer interferências (como vapor d’água, poeira, nebulosidade) que absorvem ou refletem parte desta radiação. Figura 1.3 - Curva padrão de irradiação espectral à distância média Terra - Sol 1.4) Variação da radiação extraterreste Duas fontes de variação devem ser consideradas quando se aborda a radiação extraterrestre. A primeira é a variação na radiação emitida pelo sol. Embora não seja possível determinar com precisão, estima-se que esta variação seja de 1,5%, sendo dependente da atividade das erupções solares. Para fins de estudo em engenharia térmica, esta variação pode ser desprezada sem comprometer os resultados obtidos. O segundo fator de variação da radiação extraterrestre é a variação da distancia entre a Terra e o sol ao longo do ano, que promove uma variação de, aproximadamente, 3% no fluxo radiante extraterrestre. Esta variação em Aproveitamento térmico da energia solar – Prof. Anderson Favero Porte - UNISC 2009 6 função do tempo pode ser observada na figura 1.4 e calculada através da equação 1.1. Figura 1.4 - Variação da radiação solar extraterrestre ao longo do ano += 365 .360 cos.033,01 nGG scon Equação 1.1 Onde Gon é a radiação extraterrestre medida em um plano normal à radiaçãono enésimo dia do ano. 1.5) Definições iniciais Várias definições serão úteis e necessárias para uma melhor compreensão dos capítulos seguintes. Ângulo de zênite (θz): ângulo subentendido entre uma linha vertical (na direção vertical ou zênite) e uma linha na direção do sol. Massa de ar (m): considera a espessura da atmosfera que a radiação solar precisa atravessar no instante considerado. Este parâmetro pode ser expresso pela equação 1.2. zm θ1cos−= Equação 1.2 Radiação direta: radiação solar recebida pela atmosfera sem sofrer nenhum desvio durante a sua trajetória. Radiação difusa: radiação solar que tem sua trajetória desviada na atmosfera. Radiação total: é a soma da radiação direta com a radiação difusa. Irradiância: taxa na qual a energia radiante incide sobre uma superfície por unidade de área, expressa em W/m². Irradiação: energia incidente por unidade de área em uma superfície, determinada pela integração da irradiância ao longo de um período de tempo específico, usualmente uma hora ou um dia, expressa em J/m². Hora solar: tempo baseado no movimento angular aparente do sol através do céu, com o meio dia solar sendo o momento em que o sol cruza o meridiano do observador. A hora solar não coincide com a hora local terrestre e é função de algumas relações angulares. Desta forma, para o estudo ao qual nos propomos, torna-se necessário converter a hora local terrestre na hora solar, Aproveitamento térmico da energia solar – Prof. Anderson Favero Porte - UNISC 2009 7 aplicando duas correções. A primeira é a correção em função da latitude loca entre o meridiano local do observador e o meridiano no qual o horário local se baseia; a segunda correção, dada pela equação do tempo, leva em conta as variações na taxa de rotação da Terra, o que afeta o momento em que o sol cruza o meridiano do observador. Desta forma, a conversão da hora local em hora solar é definida pelas equações 1.3 e 1.4, abaixo: ( ) ELLlocalHorasolarHora locst +−+= 4__ Equação 1.3 senBBBsenE 5,1cos.53,72.87,9 −−= Equação 1.4 onde ( ) 364 1360 − = nB , para o enésimo dia do ano. 1.6) Direção da radiação solar direta As relações geométricas entre um plano orientado aleatoriamente sobre a superfície terrestre e a radiação solar direta incidente sobre ele podem ser descritas em função de diversos ângulos. Estes ângulos e as relações entre eles são apresentados a seguir. Φ - Latitude: localização angular, a norte ou a sul da linha do Equador. Considera-se o norte positivo (-90° < Φ < 90°) δ - Declinação: posição angular do sol ao meio dia solar, com relação ao plano do Equador. Considera-se o norte positivo. (-23,45° < δ < 23,45°) β - Inclinação: ângulo formado entre a superfície plana em questão e a horizontal. (0° < β < 180°) γ - Azimute superficial: desvio do norte da projeção da normal da superfície em questão sobre um plano horizontal. Considera-se leste negativo e oeste positivo. (-180° < γ < 180°) ω - Ângulo horário: deslocamento angular do sol, para leste ou oeste do meridiano local, em função do movimento de rotação da Terra sobre seu eixo, a 15° por hora. Considera-se negativo durante a manhã e positivo durante a tarde. θ - Ângulo de incidência: ângulo formado entre a direção da radiação direta sobre uma superfície e a normal desta superfície. γs - Azimute solar: deslocamento angular, a partir do sul, da projeção da radiação direta sobre um plano horizontal A figura 1.5 ilustra os ângulos de zênite, inclinação e azimute superficial. Aproveitamento térmico da energia solar – Prof. Anderson Favero Porte - UNISC 2009 8 Figura 1.5 - Alguns ângulos usados nos cálculos de energia solar A declinação terrestre pode ser calculada pela equação 1.5 ou estimada através da tabela 1.1. + = 365 284360.45,23 nsenδ Equação 1.5 Tabela 1.1 - Dias médios recomendados para cada mês Desta forma, definidas todas estas variáveis, é possível estabelecer uma correlação entre elas, de tal forma que torna-se possível determinar o ângulo de incidência da radiação solar direta sobre uma superfície qualquer (equação 1.6). Equação 1.6 Exemplo 1.1: Calcular o ângulo de incidência da radiação direta sobre uma superfície plana localizada em Santa Cruz do Sul – RS, as 10:30 (horário solar) do ϖγβδϖγβφδ ϖβφγγβφδβφδθ sensensensensen sensensensen ...coscos.cos...cos cos.cos.cos.coscos..cos.cos..cos ++ +−= Aproveitamento térmico da energia solar – Prof. Anderson Favero Porte - UNISC 2009 9 dia 13 de fevereiro, sabendo que esta superfície encontra-se a uma inclinação de 45° com a horizontal e foi girada de 15° para oeste. A equação 1.6 pode apresentar uma série de casos particulares. Por exemplo, para superfícies dispostas verticalmente, ou seja, para β = 90°, o ângulo de incidência é determinado pela equação 1.7: Equação 1.7 Já para o caso de superfícies horizontais, β = 0°, o que leva à definição do ângulo de zênite através da equação 1.8: Equação 1.8 Exemplo 1.2: Calcular o ângulo de zênite para a cidade de Santa Cruz do Sul, as 9:30 do dia 21 de março e as 7h do dia 01 de julho. Relações úteis para o ângulo de incidência sobre superfícies inclinadas voltadas para o sul ou para o norte podem ser deduzidas a partir do fato que superfícies com estas orientações têm a mesma relação angular para a radiação direta que uma superfície horizontal localizada em uma latitude fictícia definida por (Φ - β). Esta relação pode ser visualizada na figura 7. Uma vez que esta figura exemplifica a situação para o hemisfério norte, torna-se necessária uma correção para utilização desta analogia para o hemisfério sul, passando a utilizar a latitude fictícia definida por (Φ + β). Outro ângulo a ser definido é o ângulo horário do pôr do sol (ωs), definido pela equação 1.9: δφ δφϖ cos.cos . cos sensen s −= Equação 1.9 1.7) Relação entre a radiação direta sobre uma superfície inclinada e sobre uma superfície horizontal Para fins de dimensionamento e análise de sistemas de aquecimento solares, frequentemente torna-se necessária a determinação da radiação horária sobre uma superfície inclinada de um coletor a partir de medições ou estimativas da radiação solar sobre uma superfície horizontal. O fator geométrico Rb (relação da radiação direta sobre uma superfície inclinada e sobre uma superfície horizontal a qualquer momento) pode ser calculada com exatidão através do uso apropriado da equação 1.6. A figura 7 indica o ângulo de incidência da radiação direta sobre uma superfície inclinada e sobre uma superfície horizontal. A relação GbT / Gb é dada pela equação 1.10: zzbn bn b bT b G G G G R θ θ θ θ cos cos cos cos === Equação 1.10 ϖγδϖγφδγφδθ sensensensen ..coscos.cos..coscos.cos.cos +++−= φδϖφγθ sensenz .cos.cos.coscos += Aproveitamento térmico da energia solar – Prof. Anderson Favero Porte - UNISC 2009 10 Exemplo 1.3: Qual a relação da radiação direta com a radiação sobre uma superfície horizontal para uma superfície inclinada, como a do exemplo 1.1? O melhor ângulo de azimute para coletores planos no hemisfério sul é de 180°, ou seja, voltado para a linha do Equador. Neste caso, a relação Rb pode ser determinada pela equação 1.11: ( ) ( ) δφϖδφ δβφϖδβφ sensen sensenRb .cos.cos.cos .cos.cos.cos + +++ = Equação 1.11 Hottel e Woertz (1942) desenvolveram um método gráfico para resolver este tipo de equação. Este método passou por algumas adaptações posteriores e o seu resultado mais recente é apresentado nas figuras 1.6a até1.6e. Figura 1.6a - Relações entre 11h e 12h / 12 e 13h Figura 1.6b - Relações entre 10h e 11h / 13h e 14h Aproveitamento térmico da energia solar – Prof. Anderson Favero Porte - UNISC 2009 11 Figura 1.6 c - Relações entre 9h e 10h / 14h e 15h Figura 1.6d - Relações entre 8h e 9h / 15h e 16h Figura 1.6e - Relações entre 7h e 8h / 16h e 17h Aproveitamento térmico da energia solar – Prof. Anderson Favero Porte - UNISC 2009 12 Como será visto posteriormente, os cálculos envolvidos em sistemas de aquecimento solar são, frequentemente, feitos em uma base horária. Os gráficos apresentados nas figuras 1.6 se referem às “meia-horas” de cada hora antes e depois do meio dia solar, e os valores de Rb são determinados para os intervalos correspondentes. Para encontrar o cosθz, basta entrar no gráfico para a hora desejada com a data e a latitude do local em questão. Já o cosθ é encontrado para a mesma data e latitude entrando com a abscissa correspondente à (Φ - β). Rb então é encontrado a partir da equação 1.10 Exemplo 1.4: Calcular Rb para uma superfície 40°N com uma inclinação de 30°, voltada para o sul entre as 9h e as 10h (horário solar) do dia 16 de fevereiro? 1.8) Radiação extraterrestre sobre uma superfície horizontal Em muitos cálculos na área de energia solar torna-se conveniente o uso de níveis normalizados de radiação, ou seja, a relação do nível de radiação real e o nível de radiação que seria obtido se não houvesse interferência da atmosfera. Para tanto, faz-se necessária a aplicação de um método para calcular a radiação extraterrestre. A qualquer momento, a radiação solar fora da atmosfera terrestre incidente sobre um plano horizontal pode ser determinada pela equação 1.12: zsco nGG θcos. 365 .360 cos.033,01 += Equação 1.12 onde Gsc é a constante solar e n é o enésimo dia do ano. Porém, substituindo o valor de cosθz na equação acima, obtemos a equação 1.13: ( )ϖδφδφ cos.cos.cos.. 365 .360 cos.033,01 + += sensen nGG sco Equação 1.13 Frequentemente, para fins de determinação da radiação solar diária, é necessária a determinação da radiação extraterrestre diária sobre uma superfície horizontal, a qual é definida pela equação 1.14: + += δφϖpiϖδφ pi sensensen nGH ss sc o .360 ..2 .cos.cos. 365 .360 cos.033,01 .3600.24 Equação 1.14 Além disso, a média mensal da radiação solar extraterrestre sobre uma superfície horizontal ( oH ___ ) é uma grandeza de interesse. Ela pode ser calculada através da equação 1.14, usando n e δ para o dia “padrão” de de cada mês (através da tabela 1.1). Ho está representado graficamente em função da latitude, para os hemisférios norte e sul, na figura 1.7. Aproveitamento térmico da energia solar – Prof. Anderson Favero Porte - UNISC 2009 13 Figura 1.7 – Radiação extraterrestre sobre uma superfície horizontal Exemplo 1.5: Determine Ho na ausência de atmosfera na latitude de Santa Cruz do Sul no dia 15 de abril. Aproveitamento térmico da energia solar – Prof. Anderson Favero Porte - UNISC 2009 14 CAPÍTULO 2 - RADIAÇÃO SOLAR DISPONÍVEL 2.1) Definições A figura 2.1 mostra o fluxo de radiação primário sobre uma superfície no solo ou próximo dele. É conveniente considerar a radiação em duas faixas de comprimento de onda: a) radiação de ondas curtas ou radiação solar: radiação originada no sol, na faixa de comprimento de onda de 0,3 à 3,0µm. b) radiação de ondas longas: radiação originada de fontes a temperaturas da ordem de grandeza da temperatura ambiente e com comprimentos de onda superiores à 3,0 µm. Este tipo de onda eletromagnética é emitida pela atmosfera, pelo próprio coletor solar ou por qualquer outro corpo com temperatura superior à 0K. Figura 2.1 - Fluxo de radiação sobre uma superfície próxima à superfície terrestre 2.2) Instrumentos para medição da radiação solar Pireliômetro - instrumento que usa um detector para medir a radiação proveniente do sol e do anel solar (coroa circular em torno do sol). A figura 2.2 ilustra um pireliômetro. Figura 2.2 - Pireliometro Piranômetro - instrumento para medição da radiação solar total hemisférica (direta mais difusa), usualmente sobre uma superfície horizontal. O aparelho pode ser adaptado para medir radiação difusa adaptando-se a ele uma tarja que permita sombrear o sensor de medição. A figura 2.3 ilustra um piranômetro, enquanto a figura 2.4 ilustra um piranômetro adaptado para medição de radiação indireta. Aproveitamento térmico da energia solar – Prof. Anderson Favero Porte - UNISC 2009 15 Figura 2.3 - Piranômetro Figura 2.4 - Piranômetro adaptado para medir radiação difusa 2.3) Medição da duração do dia As horas de “sol brilhante”, isto é, o período de tempo enquanto o sol está visível, é uma forma de estimarem-se médias de radiação solar em longo prazo. Dois instrumentos são usados neste tipo de medição. O gravador de luz solar de Campbell - Stockes usa uma esfera sólida de vidro de aproximadamente 10cm de diâmetro como uma lente que produz uma imagem do sol na superfície oposta da esfera. Uma tira de papel (padrão) é montada em torno da parte apropriada da esfera, de modo que a imagem do sol queima uma marca no papel sempre que a radiação estiver acima de um determinado nível. Os comprimentos das marcas de queima deixadas sobre o papel indicam a duração do brilho solar no período considerado. Estas medidas apresentam uma série de erros associados: a interpretação do que constitui as porções de papel queimadas, o instrumento que não responde a baixos níveis de radiação e a condição do papel, em termos de presença de umidade. Um gravador fotoelétrico de luz solar (Medidor Foster de luz solar) incorpora duas células fotoelétricas, uma das quais é sombreada enquanto a Aproveitamento térmico da energia solar – Prof. Anderson Favero Porte - UNISC 2009 16 outra é exposta à radiação direta. Na ausência de radiação, os dois detectores indicam (aproximadamente) o mesmo nível de radiação. Quando a radiação solar direta incide na célula que não está protegida pela tarja, o sinal de saída da célula é mais alto que o sinal de saída da célula sombreada. A duração da diferença da radiação crítica detectada pelas duas células é a medida da duração do brilho solar. 2.4) Dados de radiaçao solar Dados de radiação solar estão disponíveis em diversas formas. Todavia, é importante observar os critérios abaixo para o correto uso e compreensão das informações: a) As informações obtidas são instantâneas (irradiância) ou valores integrados ao longo de um período de tempo (irradiação diária ou horária)? b) A duração do período de aquisição dos dados. c) As medições feitas foram de radiação direta, difusa ou total? Os equipamentos usados são condizentes com as informações coletadas? d) A orientação da superfície receptora. e) Se forem dados médios, observar o período no qual os dados foram coletados para calcular-se a média. As figuras 2.5 e 2.6 ilustram alguns destes dados. Figura 2.5 – Curva da radiação solar em um dia típico Aproveitamento térmico da energia solar – Prof. Anderson Favero Porte - UNISC 2009 17 Figura 2.6 – Temperaturas mínimas, médias e máximas em Santa Maria/RS, dez/08. 2.5) Atenuação da radiação solar pela atmosfera A radiação solar normalmente incidente sobre a superfície terrestre está sujeita à variações devidoà mudanças na radiação extraterrestre, conforme explanado anteriormente no capítulo 1. Porém, outros dois fenômenos são significativos para modificação desta radiação: a absorção atmosférica por O3, H2O e CO2 e a dispersão atmosférica pelas moléculas de ar, vapor d’água e poeira. - Dispersão: resulta em atenuação da radiação direta pela ação dos fatores citados acima e tem sido tema de diversos estudos que sugerem algumas metodologias para sua quantificação. As moléculas de ar são muito pequenas quando comparadas ao comprimento de onda da radiação solar. O desvio da radiação pelas moléculas de ar ocorre de acordo com a teoria de Rayleigh, que indica que o coeficiente de desvio varia aproximadamente com λ4, onde λ é o comprimento de onda da radiação. O desvio pela ação da poeira (muito maior que as moléculas de ar e com variação de tamanho e concentração de local para local, dependendo da altitude e do horário) é mais complexo de ser abordado. Estima-se que este valor varie com λ-0,75. Já o desvio pelo vapor d’água depende da quantidade de água precipitável e estima-se que seu valor varie com λ-2. - Absorção: a absorção da radiação na atmosfera dentro do espectro da energia solar ocorre principalmente devido ao ozônio para comprimentos de onda ultravioleta (abaixo de 0,29µm) e devido ao vapor d’água nos comprimentos de onda infravermelhos (abaixo de 1,0µm). A figura 2.7 mostra a distribuição extraterrestre da radiação solar em comparação com a mesma distribuição na superfície terrestre em um dia de céu limpo. Aproveitamento térmico da energia solar – Prof. Anderson Favero Porte - UNISC 2009 18 Figura 2.7 – Distribuição espectral da radiação direta e seus desvios na atmosfera terrestre Para determinação das propriedades dos materiais (absortância, transmitância e refletância), as quais dependem do comprimento de onda da radiação, é conveniente ter a sua distribuição na forma tabular, conforme mostra a tabela 2.1. Tabela 2.1 - Distribuição espectral da radiação direta terrestre - massa de ar = 2 / 23km de visibilidade 2.6) Estimativa da radiação solar média Dados históricos de radiação são uma boa fonte para estimativa de radiação incidente média. Além disso, é possível fazer correlações com considerável grau de confiabilidade levando-se em conta diferentes localizações geográficas que apresentam clima e vegetação semelhantes. Apenas para fins ilustrativos, a tabela 2.2 mostra como isto é possível. Aproveitamento térmico da energia solar – Prof. Anderson Favero Porte - UNISC 2009 19 Através desta tabela, é possível a determinação do índice de ausência de nebulosidade __ tK através da equação 2.1, que relaciona a média mensal da radiação diária sobre uma superfície horizontal com a média mensal da radiação média mensal fora da atmosfera na mesma localidade. +== __ __ __ __ __ N nba H HK o t Equação 2.1 onde __ n representa a média mensal de horas diárias de luminosidade solar e __ N representa a média mensal do número máximo de horas de luminosidade solar. __ oH pode ser calculado pela equação 1.14 usando a tabela 1.1. Exemplo 2.1: Estimar a média mensal da radiação solar total sobre uma superfície horizontal para Santa Cruz do Sul, baseada na duração média dos dias. 2.7) Estimativa da radiação de céu limpo Os efeitos da atmosfera em desviar e absorver a radiação solar são variáveis ao longo do tempo, dependendo das condições da atmosfera e das mudanças da massa de ar. É útil, então, definir um padrão de “céu limpo” e calcular a radiação horária e diária que seria recebida por uma superfície horizontal nestas condições padrão. Um método para a determinação destas condições padrão consiste em estimar a radiação direta transmitida através da atmosfera limpa e leva em conta o ângulo de zênite e a latitude para uma condição de atmosfera padrão e para quatro tipos diferentes de clima. A transmitância atmosférica para a radiação direta (τb) é dada pela equação 2.2: Tabela 2.2 – Exemplos de horas de sol diárias (média mensal) Aproveitamento térmico da energia solar – Prof. Anderson Favero Porte - UNISC 2009 20 zk b eaa θτ cos/10 . −+= Equação 2.2 As constantes a0, a1 e k para condições padrão de atmosfera com 23km de visibilidade são determinadas pelas equações 2.3a, b, c mostradas abaixo: Equação 2.3.a Equação 2.3.b Equação 2.3.b Onde A representa a altitude do observador, em km. Estes valores podem ser aproximados com certo grau de precisão através do gráfico mostrado na figura 2.8. Figura 2.8 - Radiação horizontal total e radiação direta Além disso, fatores de correção são aplicados à **1*0 ,, kaa para corrigir a interferência do clima na região considerada. Tais fatores de correção são apresentados na tabela 2.3. Tabela 2.3 – Fatores de correção para diferentes tipos de clima Tipo de clima r0 r1 rk Tropical 0,95 0,98 1,02 Temperado – verão 0,97 0,99 1,02 sub-ártico 0,99 0,99 1,01 Temperado - inverno 1,03 1,01 1,00 * * 1 1 1 * 0 0 0 k k r a a r a a r k = = = )²5,2.(01858,02711,0 )²5,6.(00595,05055,0 )²6.(00821,04237,0 * * 1 * 0 Ak Aa Aa −+= −+= −−= Aproveitamento térmico da energia solar – Prof. Anderson Favero Porte - UNISC 2009 21 Exemplo 2.2: Calcular a transmitância para a radiação direta de uma atmosfera com céu limpo em Madison (USA), cuja altitude é de 270m, em 22 de agosto as 11:30. Estime a intensidade da radiação direta neste instante e sua componente sobre uma superfície horizontal. 2.8) Distribuição de horas e dias nublados e com sol A freqüência da ocorrência de períodos de vários níveis de radiação (com sol ou nublado), por exemplo, é de interesse em dois contextos. Primeiro, a informação na freqüência da distribuição é o link entre dois tipos de correlação: entre a fração diária de radiação difusa e a radiação diária total e entre e média mensal da fração difusa e a média mensal da radiação total. O índice de transparência médio mensal é a relação entre a média mensal da radiação diária sobre uma superfície horizontal e a média mensal da radiação diária extraterrestre, definido pela equação 2.4: o t H HK __ __ = Equação 2.4 Também podemos definir o índice de transparência diário como a relação entre a radiação de um dia em particular e a radiação extraterrestre para aquele dia, conforme equação 2.5: o t H HK = Equação 2.5 Assim como podemos definir o índice de transparência horário através da equação 2.6: o t I Ik = Equação 2.6 2.9) Componentes direta e difusa da radiação horária A divisão da radiação solar total sobre uma superfície horizontal em radiação direta e difusa é de interesse em dois contextos. Primeiro, os métodos para calcular a radiação total em superfícies com outra orientação a partir de dados de superfície horizontal requerem tratamentos separados para radiação direta e difusa. Segundo, estimativas de desempenho a longo prazo da maioria dos coletores deve ser baseada em estimativa da radiação solar direta disponível. Os métodos aqui apresentados para estimativa da distribuição são baseados em medições feitas e disponíveis para pesquisa. Duas abordagens são usadas para estimar a relação Id / I (fração difusa da radiação horária sobre um plano horizontal). A primeira relaciona Id / I com o índice horário de transparência (kt) através das equações 2.7. >⇔ <<⇔− <⇔− = 75,0177,0 75,035,0.84,1557,1 35,0.249,01 ttt tt d k kk kk I I Equações 2.7 Aproveitamento térmico da energia solar – Prof. Anderson Favero Porte - UNISC 2009 22 A segunda abordagem relaciona Id / I com I / Ic (relação entre a radiação horária com a radiação padrão de céu limpo para a mesma hora) de acordo com as equações 2.8, cujo resultado é mostrado na figura 2.9. ≥⇔ ≤≤⇔ −+ ≤≤⇔− = 1,12,0 1,148,0.789,0.0396,011,1 48,00.1,01 2 c ccc cc d I I I I I I I I I I I I I I Equações 2.8 Figura 2.9 – Relação entre a fração difusa horária e o índice de transparência kT 2.10) Componentes direta e difusa da radiação diária Estudos da radiação diária disponível mostram que a fração difusa desta radiação é função de Kt. Esta correlação pode ser expressa pelas equações 2.9 conforme mostra a figura 2.10. ≥⇔= ≤≤⇔+−= ≤≤⇔+−+−= ≤⇔= 8,02,0 8,075,0632,0.54,0 75,0017.648,14.865,21.473,9.272,2188,1 17,099,0 432 t tt ttttt t d K KK KKKKK K H H Equações 2.9 Aproveitamento térmico da energia solar – Prof. Anderson Favero Porte - UNISC 2009 23 Figura 2.10 – Relação entre a fração difusa diária e o índice de transparência kT Exemplo 2.3: A radiação solar total sobre uma superfície horizontal em Porto Alegre – RS no dia 03 de setembro é de 23MJ/m2. Estime a fração e a quantidade desta radiação que é difusa. 2.11) Componentes direta e difusa da radiação média mensal Gráficos semelhantes ao mostrado na figura 2.11 foram derivados para mostra a distribuição da média mensal da radiação diária nas suas componentes direta e difusa. Neste caso, a fração difusa mensal é representada como função do índice de transparência médio mensal. Esta correlação leva em consideração também o ângulo horário do pôr-do-sol, é expressa pela equação 2.10 e é representada pela figura 2.11. ( ) ( )[ ] −−+−−+= .103.115cos.90004455,0505,09000653,0775,0 __ __ __ tss d K H H ϖϖ Equação 2.10 Figura 2.11 – Relação entre a fração difusa mensal e o índice de transparência kT Exemplo 2.4: Para a cidade de Curitiba, estime a fração da radiação total do mês de junho sobre uma superfície horizontal que é difusa. Aproveitamento térmico da energia solar – Prof. Anderson Favero Porte - UNISC 2009 24 2.12) Estimativa da radiação horária a partir de dados diários Quando se necessita de cálculos de desempenho hora-a-hora para um dado sistema, torna-se necessário iniciar com dados diários para então estimarem-se valores horários coerentes. Assim como a estimativa da radiação difusa a partir da radiação total, este não é um processo exato. Por exemplo, a radiação total ao longo de um dia pode ter sua média em um dado valor e este ser completamente diferente da radiação em certa hora, em função da ocorrência de nebulosidade ao longo do dia, a qual inclusive pode ter intensidade diferente no período. E não há como se prever este tipo de circunstância. Diante disso, esta apostila adotará a figura 2.12 e 2.13, que baseiam-se em médias de radiação a longo prazo, para determinação da correlação entre a radiação horária e a radiação diária total. Deve-se observar, obviamente, que quanto mais claro (limpo) for o céu no dia considerado, mais próximo será o resultado do gráfico do real. Figura 2.12 - Relação entre a radiação direta horária e diária em função da duração do dia Aproveitamento térmico da energia solar – Prof. Anderson Favero Porte - UNISC 2009 25 Figura 2.13 – Relação entre a radiação difusa horária e diária em função da duração do dia Exemplo 2.5: Qual a fração da média da radiação diária de janeiro que é recebida na cidade de Santa Maria – RS, entre as 8 e as 9h? Exemplo 2.6: A radiação total na cidade de Madison (USA) em 23 de agosto foi 31,4MJ/m2. Estime a radiação recebida entre as 13h e as 14h. 2.13) Direção da radiação difusa Para determinar-se a radiação sobre uma superfície inclinada é necessário, como foi visto, conhecer-se as duas componentes da radiação total (direta e difusa). Para isso, precisa-se conhecer a direção na qual cada uma destas componentes atinge a superfície em questão. Uma vez que a direção da radiação direta foi tema do capítulo 1.6, neste capítulo cabe, então, um breve comentário a respeito da direção difusa. A direção com que a radiação solar difusa é recebida pela superfície, ou seja, a sua distribuição no céu ao redor da superfície em questão, é uma função fortemente dependente das condições meteorológicas do local, o que é muito variável ao longo do dia, mês, ano... Além disso, a mesma também é função das condições de solo existentes na região, ou seja, do albedo (refletância) local. Uma superfície com alto albedo (neve fresca), cujo valor fica em torno de 0,7, resulta em reflexão da radiação solar de volta para o céu e, consequentemente, para a superfície inclinada em questão, pois esta também receberá uma parte desta energia refletida dependendo da inclinação que tiver. Aproveitamento térmico da energia solar – Prof. Anderson Favero Porte - UNISC 2009 26 2.14) Radiação total sobre superfícies fixas inclinadas Os coletores solares planos absorvem as componentes difusa e direta da radiação solar. Para usar os dados de radiação solar horizontal para estimar a radiação incidente sobre um plano inclinado de um coletor solar a uma dada orientação fixa, é necessário o conhecimento do fator “R”, relação entre a radiação total sobre a superfície inclinada e a radiação total sobre um plano horizontal. Esta relação pode ser expressa em termos das componentes difusa e direta da radiação, de acordo com a equação 2.11: d d b b d dT d b bT b R I I R I I R I I R I I R .. += = = Equação 2.11 Salienta-se que a correção para a componente difusa depende da distribuição da radiação difusa no céu, que geralmente não é conhecida; esta distribuição depende do tipo, extensão e localização das nuvens, assim como também depende da quantidade e da distribuição espacial de outros componentes atmosféricos que irão desviar a radiação. Além disso, uma parcela da radiação solar pode ser refletida do solo sobre a superfície inclinada. Diante disso, assume-se que a componente difusa é isotrópica, isto é, uniformemente distribuída ao longo do céu. Na verdade, esta hipótese é uma aproximação razoável quando, por exemplo, há uma nebulosidade uniforme no céu sobre a superfície inclinada em questão ou quando a atmosfera está limpa. Se for assumido ainda que as propriedades do solo ou de outras superfícies que refletem a radiação solar sobre a superfície inclinada são tais que estas podem ser consideradas uma “fonte de radiação difusa”, então a superfície inclinada receberá a mesma radiação difusa independentemente da sua orientação (inclinação). Em outras palavras, esta componente da radiação solar será a mesma para uma superfície inclinada ou para uma superfície horizontal, o que nos conduz à Rd = 1. Com isso, podemos escrever a equação 2.12: I I R I I R db b += . Equação 2.12 Todavia, esta equação não fornece resultados condizentes com a prática na maioria dos casos, sendo necessário fazer uma correção que leve em conta a inclinação da superfície, mas que mantenha a hipótese de distribuição isotrópica da radiação difusa. Desta forma, considera-se a radiação incidente sobre uma superfície inclinada como a soma de três parcelas: radiação direta, radiação difusa do céu e radiação difusado solo. Definindo o ângulo de inclinação da superfície β em relação à horizontal, tal superfície terá um fator de visão do céu dado por (1 + cos β)/2. Se a radiação solar difusa é isotrópica, esta relação passa a ser Rd. A mesma superfície tem um fator de visão do solo dado pela relação (1 - cos β)/2 e, se os arredores da superfície tem uma refletância (albedo) ρ para radiação solar, então a radiação refletida por estes Aproveitamento térmico da energia solar – Prof. Anderson Favero Porte - UNISC 2009 27 arredores sobre a superfície inclinada será dada por (Ib + Id). ρ. (1 - cos β)/2. Com isso, podemos reescrever a equação 2.12 na forma apresentada pela equação 2.13: ρββ . 2 cos1 2 cos1 .. − + + += I I R I I R db b Equação 2.13 A radiação solar total sobre a superfície inclinada ao longo de uma hora, por exemplo, pode ser determinada pela equação 2.14: ( ) − ++ + += 2 cos1 .. 2 cos1 .. βρβ dbdbb IIIRII Equação 2.14 Exemplo 2.7: Usando o modelo isotrópico para a radiação difusa, estime as parcelas direta, difusa e refletida do solo da radiação total sobre uma superfície inclinada de 60° em Buenos Aires. Esta superfície encontra-se voltada para o norte. Considere o intervalo horário entre 9h e 10h e o dia 20 de fevereiro. Assuma I = 1,0 MJ/m2 e ρ = 0,6. Exemplo 2.8: Calcule a radiação solar horária incidente sobre uma superfície inclinada a 45° voltada para o norte, em Santa Cruz do Sul, entre as 13h e as 14h (horário solar) do dia 27 de maio, sabendo que a radiação solar horizontal deste dia corresponde a 58% da radiação extraterrestre diária do mesmo dia. Considere válida a distribuição média da radiação solar ao longo do dia, albedo do solo de 35% e o modelo de radiação difusa isotrópica. Exemplo 2.9: Refaça o exemplo 2.8 considerando o dia 27 de fevereiro, no mesmo horário, porém levando em consideração o horário de verão brasileiro. 2.15) Radiação média em superfícies fixas inclinadas Na seção anterior, foi considerada a relação entre a radiação total sobre superfícies inclinadas e a radiação sobre superfícies horizontais em qualquer intervalo de tempo. Para utilização em sistemas de aquecimento solar, também é interessante a definição da relação entre a média mensal da radiação diária sobre uma superfície inclinada e uma superfície horizontal, ilustrada na equação 2.14. O procedimento para cálculo desta relação é o mesmo utilizado para o cálculo do fator R, ou seja, através da soma das componentes difusa, direta e refletida da radiação solar. − + + + −== 2 cos1 . 2 cos1 ..1 __ __ __ __ __ __ __ __ βρβ H H R H H H H R dbdT Equação 2.15 Aproveitamento térmico da energia solar – Prof. Anderson Favero Porte - UNISC 2009 28 CAPÍTULO 3 - TRANSFERÊNCIA DE CALOR APLICADA AOS COLETORES SOLARES PLANOS 3.1) O espectro eletromagnético A radiação térmica é a energia eletromagnética que é propagada através do espaço na velocidade da luz. Para a maioria das aplicações em energia solar, apenas a radiação térmica é importante. Esta radiação é emitida pelos corpos em função da sua temperatura. Uma vez que a emissão de energia resulta de variações nos estados eletrônicos, rotacionais e vibracionais dos átomos e moléculas, a radiação emitida é normalmente distribuída ao longo de uma faixa de comprimentos de onda. O espectro da radiação eletromagnética está dividido em faixas (ou bandas) de comprimento de onda, conforme figura 3.1. Figura 3.1 - Espectro da radiação eletromagnética Os comprimentos de onda significativos para o estudo da energia solar térmica e suas aplicações estão na faixa do ultravioleta até o infravermelho (0,3 até 25µm). Isso inclui o espectro da luz visível, luz pertencente à uma porção particular do espectro eletromagnético perceptível aos olhos humanos. A radiação solar fora da atmosfera tem a maior parte da sua energia na faixa entre 0,25 à 3 µm, enquanto a energia solar recebida pelo solo terrestre está substancialmente na faixa de 0,29 à 2,5µm. 3.2) O corpo negro – o absorvedor e emissor perfeito Por definição, um corpo negro é um perfeito absorvedor de radiação. Não importa qual direção ou comprimento de onda descreve a radiação incidente sobre um corpo negro, toda a radiação será absorvida. Todavia, um corpo negro é um conceito ideal uma vez que todas as substâncias reais refletirão alguma quantidade de energia. Apesar disso, alguns materiais se aproximam muito do comportamento de um corpo negro. Por exemplo, uma fina camada de carvão negro pode absorver, aproximadamente, 99% de toda radiação térmica incidente. Esta ausência de radiação refletida é a razão para o nome dado ao corpo negro. Vale lembrar que o olho humano percebe um corpo negro como sendo “da cor preta”. Porém, o olho não é um bom indicador da capacidade do material absorver radiação, uma vez que ele é sensível apenas a uma pequena porção da faixa de comprimento de onda da radiação térmica. Aproveitamento térmico da energia solar – Prof. Anderson Favero Porte - UNISC 2009 29 Um corpo negro também é um perfeito emissor de radiação térmica. Na verdade, a definição de corpo negro poderia ser posta em termos de um corpo que emite o máximo de radiação possível. Ou seja, um corpo negro absorve e emite toda radiação incidente. Por exemplo, suponha um pequeno corpo negro e um pequeno corpo “ não negro” colocados em um grande compartimento evacuado fabricado com material do corpo negro. Se o compartimento está isolado do meio ambiente ao seu redor, então o corpo negro, o corpo real e o compartimento irão entrar em equilíbrio térmico. O corpo negro deve, por definição, absorver toda radiação incidente sobre ele, e para manter uma temperatura constante, deve também emitir a mesma quantidade de energia. O corpo real (“não negro”) dentro do compartimento deverá absorver menos radiação que o corpo negro e, conseqüentemente, irá emitir menor radiação que o corpo negro. Então, o corpo negro absorve e emite a máxima quantidade de energia. 3.3) Leis de planck, wien e steffan-boltzmann A radiação na região do espectro eletromagnético entre 0,2 e 100µm é chamada radiação térmica e é emitida por todas as substâncias em função da sua temperatura. A distribuição dos comprimentos de onda da radiação emitida por um corpo negro é dada pela Lei de Planck, apresentada na equação 3.1: ( )[ ]1../.exp. ...2 5 2 − = TkCh Ch E o o b λλ pi λ Equação 3.1 h = constante de Planck k = constante de Boltzmann 2 ...2 oChpi = primeira constante de radiação de Planck kCh o /. = segunda constante de radiação de Planck Também é interessante conhecer o comprimento de onda correspondente à máxima intensidade de radiação do corpo negro. Diferenciando a distribuição de Planck e igualando à zero, o comprimento de onda correspondente ao ponto máximo (Lei de Wien – equação 3.2): mKT µλ 2897.max = Equação 3.2 As leis de Planck e de Wien são apresentadas na figura 3.2, que mostra a distribuição espectral para a radiação de um corpo negro a partir de fontes a 6000, 1000 e 400K. Note que 6000K representa uma aproximação da temperatura superficial do sol, ou seja, esta distribuição é uma aproximação da distribuição da radiação solar fora da atmosfera terrestre. Aproveitamento térmico da energia solar – Prof. Anderson Favero Porte - UNISC 2009 30 Figura 3.2 – Distribuição espectral da radiação de um corpo negro Integrando a lei de Planck ao longo de todosos comprimentos de onda, obtém-se a energia total emitida por um corpo negro a uma certa temperatura, conforme mostra a equação 3.3: ∫ ∞ == 0 4 .TdEE bb σλλ Equação 3.3 onde σ é a constante de Steffan-Boltzmann e vale 5,67 x 10-8W/m2K4. 3.4) Intensidade e fluxo de radiação Até o momento, foi considerada a radiação deixando uma superfície negra em todas as direções; porém, freqüentemente é necessário descrever as características direcionais da radiação no espaço. A intensidade da radiação é usada para tal e é definida como a energia que passa através de um plano imaginário por unidade de área, de tempo e de ângulo sólido, cuja direção central é perpendicular ao plano imaginário em questão. Então, na figura 3.3, se ∆E representa a energia por unidade de tempo passando através da área ∆A sob o ângulo sólido ∆ω, a intensidade de radiação sobre o plano em questão será dada pela equação 3.4: ϖ ϖ ∆∆ ∆ = →∆ →∆ . lim 0 0 A EI A Equação 3.4 O fluxo de radiação está fortemente relacionado com a intensidade e é definido como a energia que atravessa um plano imaginário por unidade de área, por unidade de tempo em todas as direções em um lado do plano imaginário. Note que a diferença entre intensidade e fluxo é que a área Aproveitamento térmico da energia solar – Prof. Anderson Favero Porte - UNISC 2009 31 diferencial para a intensidade é perpendicular à direção de propagação, enquanto que para o fluxo esta área encontra-se na forma de um plano de base de um hemisfério através do qual a radiação está passando (ver figuras 3.3 e 3.4) Figura 3.3 - Intensidade de radiação Figura 3.4 - Fluxo de radiação Dois aspectos referentes ao fluxo de radiação devem ser salientados. Primeiro, este fluxo, em geral, é função da orientação do plano imaginário escolhido. Segundo, o fluxo de radiação terá dois valores correspondentes às duas possíveis direções da normal do plano imaginário. 3.5) Troca de energia entre superfícies cinzas por radiação infravermelha O caso geral da troca de calor entre superfícies cinzas por radiação infravermelha com diferentes temperaturas pode ser abordado por diferentes métodos, obedecendo certas hipóteses: a) A superfície é cinza (ou seja, as suas propriedades de radiação são independentes do comprimento de onda) b) A superfície é difusa ou especular - difusa. c) A temperatura da superfície é uniforme. d) A energia incidente sobre a superfície é uniforme. A partir destas hipóteses, pode-se determinar um fator de troca entre pares de superfícies. No estudo de coletores solares, a maioria dos problemas de troca de calor envolve duas placas paralelas. Assim sendo, pode ser estabelecida uma relação entre o fator de troca (F12) e o calor trocado entre as superfícies através da equação 3.5. ( ) 22 2 12111 1 4 1 4 2 21 . 1 . 1 . 1 . AFAA TTQQ ε ε ε ε σ − ++ − − =−= Equação 3.5 Aproveitamento térmico da energia solar – Prof. Anderson Favero Porte - UNISC 2009 32 Um caso especial tem interesse particular na equação acima. Para radiação entre duas placas paralelas, como é o caso do coletor solar, as áreas 1 e 2 são iguais e o fator F12 passa a ser igual à 1. Com a isso, a equação 3.5 fica: ( ) 111 . 21 4 1 4 2 −+ − = εε σ TT A Q Equação 3.6 3.6) Radiação do céu Para prever o desempenho de um coletor solar, será necessário avaliar a radiação trocada entre a superfície do coletor e o céu. O céu pode ser considerado um corpo negro a uma temperatura equivalente Tsky. Desta forma, o calor trocado entre o céu e a superfície do coletor pode ser determinado pela equação 3.7. ( )44... skyTTAQ −= σε Equação 3.7 A temperatura equivalente de corpo negro do céu leva em consideração o fato de que a atmosfera não encontra-se a uma temperatura uniforme e que irradia energia apenas em alguns comprimentos de onda. A atmosfera é essencialmente transparente para comprimentos de onda entre 8 e 14µm, mas fora desta “janela” a atmosfera absorve muita energia atingindo o espectro do infravermelho. Diante disso, várias proposições foram feitas no sentido de se determinar o valor de Tsky para diferentes condições meteorológicas, entre as quais apresentamos a equação 3.8: ( )[ ] 4/12 .15cos.013,0.000073,0.0056,0711,0. tTTTT dpdpasky +++= Equação 3.8 Ta = temperatura ambiente (k) Tdp = ponto de orvalho (°C) Normalmente, a diferença entre a temperatura ambiente e a temperatura do céu fica em torno de 5°C para climas quentes e úmidos e em torno de 30°C para climas frios e secos. 3.7) Coeficiente de transferência de calor por radiação O calor transferido por radiação entre duas superfícies arbitrárias já foi anteriormente definido. Porém, se definirmos um coeficiente de transferência de calor, este calor pode ser calculado através da equação 3.9: ( )12.. TThAQ r −= Equação 3.9 Desta forma, fica implícito que hr pode ser definido pela equação 3.10. ( )( ) ( ) 22 12 121 1 12 2 1 2 2 . .111 .. A A F TTTThr ε ε ε ε σ − ++ − ++ = Equação 3.10 Aproveitamento térmico da energia solar – Prof. Anderson Favero Porte - UNISC 2009 33 Quando T1 e T2 são próximos, o numerador da equação anterior pode ser expresso em termos da temperatura média: ( )( )122122 3 __ ....4 TTTTT ++= σσ Equação 3.11 Exemplo 3.1: A placa absorvedora e a cobertura de um coletor de placas planas são longas, paralelas e espaçadas de 25mm. A emitância da placa é de 0,15 e sua temperatura é de 70°C. A emitância da cobertura de vidro é de 0,88 e sua temperatura é de 50°C. Calcule a troca de calor por radiação entre as superfícies e a radiação e o coeficiente de troca por radiação para esta situação. 3.8) Convecção natural entre placas paralelas planas A taxa de transferência de calor entre duas placas planas inclinadas é de fundamental importância para um bom desempenho do coletor solar. Dados de transferência de calor por convecção livre são normalmente correlacionados em termos de alguns parâmetros adimensionais: o número de Nusselt, de Rayleigh e o número de Prandtl, dados pelas equações 3.12: α υ αυ β = ∆ = = Pr . .'.. . 3LTgRa k LhNu Equações 3.12 h = coeficiente de transferência de calor L = espaçamento entre placas k = condutividade térmica g = constante gravitacional β’ = coeficiente de expansão volumétrica ∆T = diferença de temperatura entre as placas ν = viscosidade cinemática α = difusividade térmica Para placas paralelas, Nu é a relação entre a resistência de condução pura e a resistência de convecção, de forma que quando Nu=1, temos apenas condução envolvida no processo. Vários experimentos foram realizados ao longo dos anos para se encontrar uma relação matemática que pudesse determinar o parâmetro Nu. Entre elas, apresentamos a equação 3.13: ( ) ++ − + − −+= 1 5830 cos. cos. 17081. cos. .8,1.1708144,11 3/16,1 β ββ β Ra RaRa senNu Equação 3.13 Aproveitamento térmico da energia solar – Prof. Anderson Favero Porte - UNISC 2009 34 Nesta equação, o expoente (+) significa que apenas os valores positivos no interior dos colchetes devem ser considerados (usa-se “zero” se os termos forem negativos). A equação 3.13 está graficada na figura 3.5. Além de Nu, há uma segunda escala no eixo das ordenadas, apresentando o valor do coeficiente de transferência de calor multiplicado pelo espaçamento entre as placas planas a uma temperatura de 10°C.Para temperaturas diferentes, um fator F2 (relação entre a condutividade térmica do ar a 10°C e outra temperatura qualquer) está graficado na figura 3.6. A abscissa também possui uma escala extra (F1.∆T.L3). Para encontrar ∆T.L3 em temperaturas diferentes de 10°C, é necessário dividir F1.∆T.L3. Figura 3.5 – Nu em função de Ra para convecção natural entre placas planas paralelas inclinadas Figura 3.6 – Parâmetros para correção das propriedades do ar Aproveitamento térmico da energia solar – Prof. Anderson Favero Porte - UNISC 2009 35 Exemplo 3.2: Encontre o coeficiente de transferência de calor por convecção entre duas placas paralelas separadas 25mm com uma inclinação de 45°. A placa inferior está a 70°C e a placa superior está a 50°C. Exemplo 3.3: Para aumentar o coeficiente de transferência de calor do exemplo anterior, seria mais adequado aumentar ou reduzir a inclinação do mesmo? 3.9) Relações de transferência de calor para fluxo interno Os coeficientes de transferência de calor para geometrias convencionais são dados em varias literaturas especificas. Para escoamentos plenamente desenvolvidos e turbulentos dentro de tubos, onde a variação da viscosidade do fluído na parede é significativamente diferentes da viscosidade na região plenamente desenvolvida, adotaremos a seguinte relação (equação 3.14): ( ) ( ) n wf fNu −+ = µ µ . 1Pr.8/.7,1207,1 Pr.Re.8/ 3/2 Equação 3.14 No caso de aquecimentos, n = 0,11. Se for resfriamento, n = 0,25. ( ) 264,1Reln.79,0 −−=f Todavia, quando se tratar de um fluxo laminar, as condições térmicas de contorno passam a ser importantes. Com os perfis térmicos e hidrodinamicos plenamente desenvolvidos, Nu = 3,7 para paredes com temperatura constante e 4,4 para paredes com fluxo de calor constante. Em um coletor solar, as condições térmicas são representadas por uma resistência constante entre o fluxo do fluído e o ambiente a temperatura constante. Se esta resistência for grande, a condição de contorno aproxima-se de um fluxo de calor constante, caso contrario, aproxima-se de uma temperatura constante. Conseqüentemente, o desempenho do coletor solar estará entre estas duas condições. Uma vez que a hipótese de temperatura constante na parede fornece coeficientes de transferência de calor mais baixos, esta é a condição sugerida para um projeto mais conservador. Exemplo 3.4: Qual o coeficiente de transferência de calor dentro dos tubos de um coletor solar no qual os tubos encontram-se separados a uma distancia de 100mm e tem diâmetro de 10mm? O coletor tem uma área de 1,5m x 3m e a água flui no seu interior a uma vazão de 0,075kg/s com uma temperatura de 80°C. Aproveitamento térmico da energia solar – Prof. Anderson Favero Porte - UNISC 2009 36 3.10) Coeficiente de convecção do vento A perda de calor a partir de placas planas expostas a ação dos ventos é importante no estudo dos coletores solares. As seguintes correlações são propostas: 3/12/1 Pr.Re.86,0=Nu , para 2 x 104 < Re < 9 x 104 A partir daí, determina-se o coeficiente de convecção de calor pela ação dos ventos. Como este parâmetro varia significativamente de região para região, no Brasil costuma-se adotar a seguinte relação empírica para determinação deste parâmetro: Vh .38,2 += , onde V = velocidade do vento, em m/s. 3.11) Análise do coletor solar como um trocador de calor pelo método da efetividade – NUT Em um sistema de aquecimento por energia solar, é conveniente aproximá-lo a um trocador de calor e usar o método da efetividade para avaliar o seu desempenho. Uma breve explanação a respeito deste método será feita aqui, a partir de um trocador de calor em contra-corrente, mostrado na figura abaixo. Figura 3.7 – Esquema de um trocador de calor em contra-corrente Nesta situação, a máxima variação de temperatura observada no fluído quente dar-se-á de Thi (temperatura do fluído quente na entrada) até Tci (temperatura do fluído frio na entrada). O calor trocado neste caso será: ( )cihi h p TTCmQ − = • ..max Equação 3.15 Analogamente, para o fluído frio: ( )cihi h p TTCmQ − = • ..max Equação 3.16 O máximo calor trocado será fixado então pela menor das duas capacidades térmicas: ( )cihip TTCmQ − = • .. min max Equação 3.17 Aproveitamento térmico da energia solar – Prof. Anderson Favero Porte - UNISC 2009 37 A efetividade do trocador será definida então como a relação entre o calor trocado na realidade e a máxima troca que poderia ocorrer. NTU NTU Q Q + == 1max ε , onde: min . . = • Cpm AUNTU Equação 3.18 Exemplo 3.5: Um trocador de calor como o da figura 3.7 está localizado entre um coletor e um tanque de armazenagem. O fluído no lado do coletor é um anticongelante (mistura água – glicol com Cp = 3850J/kg°C). Sua vazão é de 1,25kg/s. O fluido no lado do tanque é água fluindo a 0,864kg/s. O produto U x A do trocador de calor é estimado em 6500W/°C. Se o anticongelante entra no trocador de calor a 62°C e a água fria entra no mesmo trocador a 35°C, qual a taxa de troca térmica envolvida? Aproveitamento térmico da energia solar – Prof. Anderson Favero Porte - UNISC 2009 38 4) CARACTERÍSTICAS DE RADIACAO DOS MATERIAIS OPACOS 4.1) Absortância e emitância A absortância monocromática direcional é uma propriedade da superfície e é definida como a fração da radiação incidente de comprimento de onda λ a partir da direção µ, Φ (onde µ é o cosseno do ângulo polar e Φ é o ângulo azimutal) que é absorvida pela superfície, ou seja: ( ) ),( ),( , , , φµ φµφµα λ λ λ i a I I = Equação 4.1 Onde os índices µ e Φ representam a radiação absorvida e incidente. A fração de toda radiação (em todos os comprimentos de onda) a partir da direção µ, Φ que é absorvida pela superfície é chamada de absortância direcional e é definida pela equação: ∫ ∞ = 0 , ),().,(.),( 1),( λφµφµαφµφµα λλ dII ii Equação 4.2 A emitância direcional monocromática de uma superfície é definida como a relação entre a intensidade monocromática emitida por uma superfície em uma direção particular e a intensidade monocromática que seria emitida por um corpo negro na mesma temperatura. bI I λ λ λ φµφµε ),(),( = Equação 4.3 A partir das definições de absortância e emitância direcional de uma superfície, as correspondentes propriedades hemisféricas podem ser definidas. A absortância e a emitância monocromática hemisférica são obtidas pela integração das suas respectivas componentes direcionais sobre o hemisfério, resultando em: Equação 4.4 4.2) Lei de kirchoff Considere em compartimento isotérmico evacuado a uma dada temperatura T. Se o compartimento estiver isolado do ambiente ao seu redor, então qualquer substancia em seu interior entrará em equilíbrio termodinâmico Aproveitamento térmico da energia solar – Prof. Anderson Favero Porte - UNISC 2009 39 com ele. Além disso, o campo de radiação dentro do compartimento deverá ser homogêneo e isotrópico. Se considerarmos um corpo arbitrário dentro do compartimento, este deverá absorver a mesma quantidade de energia que emite. Um balanço de energia em um elemento da superfície deste corpo traz a relação 4.5: bEq .. εα = Equação 4.5 Sehouver um segundo corpo com diferentes propriedades na superfície, dentro do compartimento, o mesmo balanço de energia deve ser aplicado, e a relação q/Eb deve ser constante: 2 2 1 1 α ε α ε == bE q Equação 4.6 Uma vez que isto deve ser aplicado também a um corpo negro, no qual ε = 1, a relação entre ε e α para qualquer corpo em equilíbrio térmico deve ser igual à unidade. Em outras palavras, para o equilíbrio térmico: αε = 4.3) Refletância de superfícies Considere a distribuição espacial da radiação refletida por uma superfície. Quando a radiação incidente apresenta-se puntiforme, a reflexão da mesma variar dentro de duas situações limites. Estas situações são chamadas reflexão especular e reflexão difusa. A reflexão especular assemelha-se ao efeito de um espelho, isto é, o ângulo polar de incidência é igual ao ângulo polar de reflexão e os ângulos de azimute diferem de 180°. Por outro lado, a reflexão difusa altera todas as características direcionais da radiação incidente. Na prática, a reflexão de uma superfície nem é totalmente difusa, nem totalmente especular. Em geral, a magnitude da reflexão em uma dada direção a partir de uma superfície qualquer é função do comprimento de onda e da distribuição espacial da radiação incidente. A situação física é apresentada na figura 4.1. Figura 4.1 - Reflexão de superfícies Aproveitamento térmico da energia solar – Prof. Anderson Favero Porte - UNISC 2009 40 Diante disso, existem dois tipos de refletância hemisférica. A refletância hemisférica angular e a refletância hemisférica monocromática. A primeira é obtida quando a radiação puntiforme incidente sobre uma superfície é refletida e totalmente coletada. Já a segunda é definida como a relação entre a energia radiante monocromática refletida em todas as direções e o fluxo radiante incidente dentro de um pequeno ângulo sólido ∆ω. 4.4) Relações entre absortância, emitância e refletância Considere uma superfície em um compartimento isotérmico mantido a temperatura constante T. As relações entre refletância e absortância podem ser consideradas como uma lei da conservação da energia. A radiação monocromática incidente a partir de uma direção qualquer será refletida ou absorvida. Ou seja: Equações 4.7 4.5) Superfícies seletivas Coletores solares devem ter uma alta absortancia para a radiação no espectro da energia solar. Ao mesmo tempo, estes equipamentos perdem energia por uma combinação de mecanismos, incluindo radiação a partir da superfície absorvedora, e é desejável ter uma emitância para longos comprimentos de onda tão baixa quanto possível para reduzir as perdas. A temperatura desta superfície, na maioria dos coletores solares planos, fica abaixo de 200°C, enquanto a temperatura efetiva da superfície solar fica na ordem de 6000K. Entao, a faixa de comprimento de onda da radiação emitida transpassa apenas uma parte do espectro da energia solar. Nestas circunstâncias, superfícies com alta absortancia solar e baixa emitância para altos comprimentos de onda são ditas superfícies seletivas. O conceito de superfície seletiva está ilustrado na figura 4.2. Esta superfície idealizada é chamada superfície semi-cinza, pois pode ser considerada uma superfície cinza no espectro solar, mas com diferentes propriedades para o espectro infravermelho. Para esta superfície idealizada, a refletância abaixo do comprimento de onda onde ocorre a transição é muito baixa. Para uma superfície opaca, αλ = 1 – ρλ, então para esta faixa de comprimento de onda, a absortancia é muito alta. A absortancia para energia solar e emitância para radiação de altos comprimentos de onda são determinadas pela integração dos respectivos valores monocromáticos ao longo do espectro. Todavia, estes cálculos não fazem parte do escopo deste curso e, portanto, não serão aqui abordados. 1 1 =+ =+=+ αρ εραρ λλλλ Aproveitamento térmico da energia solar – Prof. Anderson Favero Porte - UNISC 2009 41 Figura 4.2 - Superfície seletiva hipotética com "cutoff" em λ=3 Exemplo 4.1: Para a superfície mostrada na figura 4.2, calcule a absortância para a radiação de um corpo negro de uma fonte a 5777K e a emitância de superfícies a 150°C e 500°C. 4.6) Mecanismos de seletividade Muitos métodos de preparação para superfícies seletivas têm sido desenvolvidos, os quais dependem de vários mecanismos ou combinações de mecanismos para atingir tal objetivo – a seletividade. Coberturas com alta absortancia para radiação solar e alta transmitância para radiação de altos comprimentos de onda podem ser aplicados a substratos com baixa emitância. A cobertura absorve a energia solar e o substrato é o emissor para radiação de maiores comprimentos de onda. As coberturas podem ser homogêneas ou ter uma estrutura particular; suas propriedades estão então relacionadas às propriedades óticas do material de cobertura e também das propriedades dos substratos. Muitos dos materiais usados como coberturas são óxidos metálicos enquanto os substratos, normalmente, são metais. Exemplos são a aplicação de óxido de cobre em alumínio, óxido de cobre em cobre e sulfato de níquel-zinco em aço galvanizado. Superficies seletivas de cromo enegrecido têm sido adotadas frequentemente nos Estados Unidos. O substrato é usualmente uma camada de níquel aplicada sobre uma base de aço ou cobre. As camadas são formadas por eletrodeposição em um banho de cromo e outros agentes químicos. Em laboratórios, absortancias de 0,95 e emitâncias de 0,08 foram obtidas, com aplicações de camadas da ordem de 0,05 0,3µm. A figura 4.3 ilustra como estas superfícies atuam fisicamente. Aproveitamento térmico da energia solar – Prof. Anderson Favero Porte - UNISC 2009 42 Figura 4.3 – Absorção da radiação por sucessivas reflexões sobre superfícies metálicas Uma consideração importante a ser feita a respeito das superfícies seletivas trata da sua vida útil. Os coletores solares devem ser projetados para operar sem necessidade de manutenção, ou esta deve ser mínima durante vários anos; todavia, as coberturas e substratos devem reter suas propriedades em atmosferas úmidas, oxidantes e em elevadas temperaturas. Dados de pesquisadores sugerem que estas superfícies mantém estas condições durante os primeiros anos, e que ao longo do tempo, ocorre um decréscimo significativo nas mesmas. A tabela 4.1 apresenta algumas superfícies seletivas, indicando as respectivas absortâncias, emitâncias e referencias bibliográficas para maiores aprofundamentos neste assunto. Tabela 4.1 - Características de algumas superfícies seletivas Em coletores solares, geralmente é mais crítico obter alta absortância do que baixa emitância. Muitas superfícies apresentam uma relação entre α e ε conforme é mostrado na figura 4.4, onde se busca obter os melhores valores para ambas as características baseando-se nos seus efeitos ao longo de um ano de operação do sistema de energia solar. Aproveitamento térmico da energia solar – Prof. Anderson Favero Porte - UNISC 2009 43 CAPÍTULO 5 – RADIAÇÃO TRANSMITIDA ATRAVÉS DE VIDROS – RADIAÇÃO ABSORVIDA 5.1) Reflexão da radiação A reflexão de uma radiação não polarizada passando de um meio 1 com índice de refração n1 para um meio 2, com índice de refração n2 (ver figura 5.1) pode ser relacionada conforme mostram as equações 5.1: ( ) ( ) ( ) ( ) ( )II II rrrC tg tg rB sen sen rA += + − = + − = ⊥ ⊥ . 2 1)( )( )( 12 2 12 2 12 2 12 2 θθ θθ θθ θθ Equações 5.1 Onde θ1 e θ2 são os ângulos de incidência e refração, como mostra a figura5.1. Figura 5.1 - Ângulos de inclinação e refração em meios com índices de refração n1 e n2 As equações 5.1 representam respectivamente as componentes: perpendicular (a), paralela (b) e a média de ambas as componentes (c). Os ângulos θ1 e θ2 estão relacionados com a Lei da Refração de Snell pela equação 5.2 1 2 2 1 θ θ sen sen n n = Equação 5.2 Então, se o ângulo de incidência e os índices de refração são conhecidos, as equações anteriores são suficientes para calcular a refletância de uma interface única. Para radiação normal, θ1 e θ2 são zero, e obtemos a equação 5.3: 2 21 21)0( + − = nn nn r Equação 5.3 E se um dos meios envolvidos for o ar (índice de refração = 1), temos a equação 5.4: 2 1 1 1 1)0( + − = n n r Equação 5.4 Aproveitamento térmico da energia solar – Prof. Anderson Favero Porte - UNISC 2009 44 Exemplo 5.1: Calcular a refletância de uma superfície de vidro sob incidência de radiação normal e a 60°. O índice médio de refração do vidro para o espectro solar é de 1,526. Nos estudos que envolvem radiação solar, a transmissão de calor por radiação ocorre através de uma película, ou seja, existem duas interfaces causando perdas por reflexão. Para se fazer este tipo de estudo, torna-se necessário analisar cada uma das componentes separadamente. Desprezando a absorção na cobertura do coletor solar, mostrada na figura 5.2, pode-se observar uma sucessão de reflexões que ocorrem entre as duas superfícies da cobertura, tanto para a componente paralela da radiação incidente como para a componente perpendicular. Pode-se então estabelecer- se uma definição para a transmitância para a componente perpendicular e outra para a componente paralela da radiação, conforme mostram as equações 5.5 e 5.6. Figura 5.2 - Transmissão através de uma cobertura nao absortiva ⊥ ⊥ ⊥ + − = r r 1 1 τ Equação 5.5 II II II r r + − = 1 1 τ Equação 5.6 Desta forma, a transmitância total da superfície será dada pela equação 5.7: + − + + − = ⊥ ⊥ r r r r II II r 1 1 1 1 . 2 1 τ Para um sistema com N coberturas, uma análise similar traz a equação 5.8: −+ − + −+ − = ⊥ ⊥ rN r rN r II II Nr ).1.2(1 1 ).1.2(1 1 . 2 1 , τ Equação 5.8 Aproveitamento térmico da energia solar – Prof. Anderson Favero Porte - UNISC 2009 45 Além disso, a figura 5.3 fornece uma maneira gráfica para determinação da transmitância de uma superfície, sob diferentes ângulos de incidência e com mais de uma cobertura. Por fim, a tabela 5.1 traz o índice de refração de alguns materiais comumente usados em coberturas nas aplicações de energia solar. Figura 5.3 – Transmitância de 1, 2, 3, 4 coberturas não absortivas com n = 1,526. Tabela 5.1 – Índice de refração de alguns materiais no espectro solar Exemplo 5.2: Calcular a transmitância de duas coberturas de um vidro não absortivo sob incidência normal e a 60°. 5.2) Absorção do vidro A absorção da radiação em um meio semitransparente é descrita pela Lei de Bourguer, que está baseada na hipótese de que a radiação absorvida é proporcional à intensidade local no meio e à distância “x” que a radiação “ viaja” neste meio, conforme equação 5.9. dxKIdI ..−= Equação 5.9 Aproveitamento térmico da energia solar – Prof. Anderson Favero Porte - UNISC 2009 46 Onde K é a constante de proporcionalidade, o coeficiente de extinção, assumido como constante no espectro solar. Integrando a equação 5.9 ao longo da distância percorrida pela radiação no meio, chega-se à equação 5.10: −= 2cos . exp θ τ LK a Equação 5.10 Onde o subscrito “a” indica que as perdas por absorção devem ser consideradas. Para o vidro, K varia de 4m-1 para o vidro comum (branco, quando olhado pelas bordas) até 32m-1 para vidro de classe inferior (esverdeado quando olhado pelas bordas. 5.3) Propriedades óticas dos sistemas de coberturas A transmitância, refletância e absortância de uma cobertura simples, permitindo perdas por reflexão e absorção, podem ser determinadas a partir das suas componentes perpendiculares e paralelas, conforme mostram as equações 5.11. ( ) ( ) ( ) − − −= += − − + − = ⊥ ⊥ ⊥ ⊥⊥⊥ ⊥ ⊥ ⊥ ⊥ ⊥ a a a a a r r r r r r r τ τα ττρ τ ττ .1 1 .1 .1. .1 1 . 1 1 . 2 2 Equação 5.11 Resultados semelhantes podem ser encontrados para a componente paralela. Para radiação incidente, as propriedades óticas são determinadas pela média das duas componentes. A equação para a transmitância de uma cobertura de um coletor pode ser simplificada verificando-se que o seu último termo, na equação 5.11 é, aproximadamente igual à unidade. Com isso, a transmitância para o caso de uma cobertura em um coletor passa a ser definida pela equação 5.12. ra τττ .≅ Equação 5.12 Esta é uma relação satisfatória para coletores solares com os materiais e ângulos comumente usados. A absortância da cobertura de um coletor pode ser aproximada com certa precisão pela equação 5.13, enquanto a sua refletância é determinada pela equação 5.14. aτα −≅ 1 Equação 5.13 ( ) ττττρ −=−≅ ara 1. Equação 5.14 Aproveitamento térmico da energia solar – Prof. Anderson Favero Porte - UNISC 2009 47 Exemplo 5.3: Calcular a transmitância, refletância e absortância de uma cobertura simples de vidro com 2,3mm de espessura com um ângulo de 60°. O coeficiente de extinção do vidro é de 32m-1. A figura 5.4 apresenta as curvas de transmitância como uma função do ângulo de incidência para sistemas de uma até quatro coberturas com três diferentes tipos de vidros. Estas curvas foram calculadas pela equação 5.12 e comprovadas por meio de experimentos. Figura 5.4 – Transmitância de 1, 2, 3, 4 coberturas para três tipos de vidros. 5.4) Transmitância para radiação difusa A análise precedente se aplica apenas à componente direta da radiação solar. Porém, a radiação incidente sobre um coletor consiste ainda das parcelas desviadas na atmosfera e refletidas pelo solo. A princípio, a quantidade dessa radiação que passa através da cobertura pode ser calculada pela integração da radiação transmitida ao longo de todos os ângulos. Todavia, a distribuição angular desta radiação normalmente é desconhecida. Para a radiação incidente isotrópica (isto é, independente do ângulo), a integração pode ser desenvolvida. A apresentação de resultados pode ser Aproveitamento térmico da energia solar – Prof. Anderson Favero Porte - UNISC 2009 48 simplificada pela definição de um ângulo equivalente da radiação direta que apresenta o mesmo resultado, em termos de transmitância, para a radiação difusa. Para uma larga faixa de condições encontradas nas aplicações de energia solar, este ângulo equivalente é de 60°. Em outras palavras, a radiação direta incidente a um ângulo de 60° tem a mesma transmitância que a radiação difusa isotrópica. A radiação difusa circunsolar pode ser considerada como tendo o mesmo ângulo de incidência da radiação direta. Já a radiação difusa horizontal normalmente é uma pequena contribuição para a totalidade e com uma aproximação, pode ser tomada como tendo o mesmo ângulo de incidência da radiação difusa isotrópica. Coletores
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