Massa de ar (energia solar) - Air mass (solar energy)

O coeficiente de massa de ar define o comprimento do caminho ótico direto através da atmosfera da Terra , expresso como uma razão em relação ao comprimento do caminho verticalmente para cima, ou seja, no zênite . O coeficiente de massa de ar pode ser usado para ajudar a caracterizar o espectro solar após a radiação solar ter viajado pela atmosfera.

O coeficiente de massa de ar é comumente usado para caracterizar o desempenho de células solares em condições padronizadas e é freqüentemente referido usando a sintaxe "AM" seguida por um número. "AM1.5" é quase universal ao caracterizar painéis de geração de energia terrestre .

Descrição

A temperatura efetiva , ou temperatura do corpo negro , do Sol (5777 K) é a temperatura que um corpo negro do mesmo tamanho deve ter para produzir o mesmo poder emissivo total.

Espectro de irradiância solar acima da atmosfera e na superfície

A radiação solar é muito parecida com um radiador de corpo negro em cerca de 5.800 K. À medida que passa pela atmosfera, a luz do sol é atenuada por espalhamento e absorção ; quanto mais atmosfera passa, maior é a atenuação .

Conforme a luz do sol viaja pela atmosfera, os produtos químicos interagem com a luz do sol e absorvem certos comprimentos de onda, alterando a quantidade de luz de comprimento de onda curto que atinge a superfície da Terra. Um componente mais ativo desse processo é o vapor de água, que resulta em uma ampla variedade de bandas de absorção em muitos comprimentos de onda, enquanto o nitrogênio molecular, o oxigênio e o dióxido de carbono se somam a esse processo. No momento em que atinge a superfície da Terra, o espectro está fortemente confinado entre o infravermelho distante e o ultravioleta próximo.

A dispersão atmosférica desempenha um papel na remoção de frequências mais altas da luz solar direta e espalhando-a pelo céu. É por isso que o céu parece azul e o sol amarelo - mais luz azul de alta frequência chega ao observador por caminhos indiretos espalhados; e menos luz azul segue o caminho direto, dando ao sol uma coloração amarela. Quanto maior for a distância na atmosfera pela qual a luz do sol viaja, maior será o efeito, e é por isso que o sol parece laranja ou vermelho ao amanhecer e ao pôr do sol, quando a luz do sol está viajando muito obliquamente pela atmosfera - progressivamente mais azuis e verdes são removido dos raios diretos, dando uma aparência laranja ou vermelha ao sol; e o céu parece rosa - porque os azuis e verdes estão espalhados por caminhos tão longos que são altamente atenuados antes de chegar ao observador, resultando em céus rosados característicos ao amanhecer e ao pôr do sol.

Definição

Para um comprimento de caminho através da atmosfera e incidente de radiação solar em um ângulo em relação ao normal para a superfície da Terra, o coeficiente de massa de ar é: ${\ displaystyle L}$ ${\ displaystyle z}$

{\ displaystyle AM ​​= {\ frac {L} {L _ {\ mathrm {o}}}}}

( A.1 )

onde é o comprimento do caminho no zênite (ou seja, normal à superfície da Terra) ao nível do mar . ${\ displaystyle L _ {\ mathrm {o}}}$

O número da massa de ar depende, portanto, do caminho de elevação do Sol no céu e, portanto, varia com a hora do dia e com o passar das estações do ano e com a latitude do observador.

Cálculo

Os efeitos atmosféricos na transmissão óptica podem ser modelados como se a atmosfera estivesse concentrada aproximadamente nos 9 km inferiores.

Uma aproximação de primeira ordem para massa de ar é dada por

{\ displaystyle AM ​​\ approx {\ frac {1} {\ cos \, z}} \,}

( A.1 )

onde é o ângulo do zênite em graus. ${\ displaystyle z}$

A aproximação acima mostra a altura finita da atmosfera e prevê uma massa de ar infinita no horizonte. No entanto, é razoavelmente preciso para valores de até cerca de 75 °. Uma série de refinamentos foram propostos para modelar com mais precisão a espessura do caminho em direção ao horizonte, como o proposto por Kasten e Young (1989): ${\ displaystyle z}$

{\ displaystyle AM ​​= {\ frac {1} {\ cos \, z + 0,50572 \, (96,07995-z) ^ {- 1,6364}}} \,}

( A.2 )

Uma lista mais abrangente de tais modelos é fornecida no artigo principal Airmass , para vários modelos atmosféricos e conjuntos de dados experimentais. Ao nível do mar, a massa de ar em direção ao horizonte ( = 90 °) é de aproximadamente 38. ${\ displaystyle z}$

Modelar a atmosfera como uma camada esférica simples fornece uma aproximação razoável:

{\ displaystyle AM ​​= {\ sqrt {(r \ cos z) ^ {2} + 2r + 1}} \; - \; r \ cos z \,}

( A.3 )

onde o raio da Terra = 6371 km, a altura efetiva da atmosfera ≈ 9 km, e sua razão ≈ 708. ${\ displaystyle R _ {\ mathrm {E}}}$ ${\ displaystyle y _ {\ mathrm {atm}}}$ ${\ displaystyle r = R _ {\ mathrm {E}} / y _ {\ mathrm {atm}}}$

Esses modelos são comparados na tabela abaixo:

Estimativas do coeficiente de massa de ar ao nível do mar
${\ displaystyle z}$	Terra plana	Kasten & Young	Concha esférica
grau	( A.1 )	( A.2 )	( A.3 )
0 °	1.0	1.0	1.0
60 °	2.0	2.0	2.0
70 °	2,9	2,9	2,9
75 °	3,9	3,8	3,8
80 °	5,8	5,6	5,6
85 °	11,5	10,3	10,6
88 °	28,7	19,4	20,3
90 °	${\ displaystyle \ infty}$	37,9	37,6

Isso implica que, para esses propósitos, a atmosfera pode ser considerada efetivamente concentrada em torno dos 9 km inferiores, ou seja, essencialmente todos os efeitos atmosféricos são devidos à massa atmosférica na metade inferior da troposfera . Este é um modelo útil e simples ao considerar os efeitos atmosféricos na intensidade solar.

Estojos

AM0

O espectro fora da atmosfera, aproximado pelo corpo negro de 5.800 K, é referido como "AM0", significando "atmosfera zero". As células solares usadas para aplicações de energia espacial, como aquelas em satélites de comunicação , são geralmente caracterizadas usando AM0.

AM1

O espectro após viajar através da atmosfera até o nível do mar com o sol diretamente acima é referido, por definição, como "AM1". Isso significa "uma atmosfera". AM1 ( = 0 °) a AM1.1 ( = 25 °) é uma faixa útil para estimar o desempenho de células solares em regiões equatoriais e tropicais . ${\ displaystyle z}$ ${\ displaystyle z}$

AM1.5

Os painéis solares geralmente não operam exatamente sob a espessura de uma atmosfera: se o sol estiver em um ângulo em relação à superfície da Terra, a espessura efetiva será maior. Muitos dos principais centros populacionais do mundo e, portanto, instalações e indústrias solares na Europa, China, Japão, Estados Unidos da América e outros lugares (incluindo norte da Índia, sul da África e Austrália) estão em latitudes temperadas . Um número AM representando o espectro em latitudes médias é, portanto, muito mais comum.

"AM1.5", espessura de 1,5 atmosfera, corresponde a um ângulo zenital solar de = 48,2 °. Embora o número AM no horário de verão para latitudes médias durante as partes do meio do dia seja inferior a 1,5, valores mais altos se aplicam na parte da manhã e à noite e em outras épocas do ano. Portanto, AM1.5 é útil para representar a média anual geral para latitudes médias. O valor específico de 1,5 foi selecionado na década de 1970 para fins de padronização, com base em uma análise de dados de irradiância solar no interior dos Estados Unidos. Desde então, a indústria solar tem usado AM1.5 para todos os testes padronizados ou classificações de células ou módulos solares terrestres, incluindo aqueles usados em sistemas de concentração. Os padrões AM1.5 mais recentes relativos às aplicações fotovoltaicas são o ASTM G-173 e o IEC 60904, todos derivados de simulações obtidas com o código SMARTS . ${\ displaystyle z}$

A iluminância para luz do dia ( esta versão ) sob AM1.5 é fornecida como 109.870 lux (correspondendo com o espectro AM 1.5 para 1000,4 W / m ² ).

AM2 ~ 3

AM2 ( = 60 °) a AM3 ( = 70 °) é uma faixa útil para estimar o desempenho médio geral de células solares instaladas em altas latitudes, como no norte da Europa. Da mesma forma, AM2 a AM3 é útil para estimar o desempenho no inverno em latitudes temperadas, por exemplo, o coeficiente de massa do ar é maior que 2 em todas as horas do dia no inverno em latitudes tão baixas quanto 37 °. ${\ displaystyle z}$ ${\ displaystyle z}$

AM38

AM38 é geralmente considerado como sendo a massa de ar na direção horizontal ( = 90 °) ao nível do mar. No entanto, na prática, há um alto grau de variabilidade na intensidade solar recebida em ângulos próximos ao horizonte, conforme descrito na próxima seção Intensidade solar . ${\ displaystyle z}$

Em altitudes mais elevadas

A massa de ar relativa é apenas uma função do ângulo do zênite do sol e, portanto, não muda com a elevação local. Inversamente, a massa de ar absoluta , igual à massa de ar relativa multiplicada pela pressão atmosférica local e dividida pela pressão padrão (ao nível do mar), diminui com a elevação acima do nível do mar. Para painéis solares instalados em grandes altitudes, por exemplo, em uma região do Altiplano , é possível usar números AM absolutos mais baixos do que para a latitude correspondente ao nível do mar: números AM menores que 1 em direção ao equador, e números correspondentemente mais baixos do que os listados acima para outras latitudes. No entanto, essa abordagem é aproximada e não recomendada. É melhor simular o espectro real com base na massa de ar relativa (por exemplo, 1,5) e as condições atmosféricas reais para a elevação específica do local sob escrutínio.

Intensidade solar

A intensidade solar no coletor diminui com o aumento do coeficiente de massa de ar, mas devido aos fatores atmosféricos complexos e variáveis envolvidos, não de forma simples ou linear. Por exemplo, quase toda a radiação de alta energia é removida na atmosfera superior (entre AM0 e AM1) e, portanto, AM2 não é duas vezes tão ruim quanto AM1. Além disso, há grande variabilidade em muitos dos fatores que contribuem para a atenuação atmosférica, como vapor d'água, aerossóis, smog fotoquímico e os efeitos das inversões de temperatura . Dependendo do nível de poluição do ar, a atenuação geral pode mudar em até ± 70% em direção ao horizonte, afetando muito o desempenho, particularmente em direção ao horizonte, onde os efeitos das camadas mais baixas da atmosfera são amplificados muitas vezes.

Um modelo de aproximação para intensidade solar versus massa de ar é dado por:

{\ displaystyle I = 1,1 \ times I _ {\ mathrm {o}} \ times 0,7 ^ {(AM ^ {0,678})} \,}

( I.1 )

onde a intensidade solar externa à atmosfera da Terra = 1,353 kW / m ² , e o fator de 1,1 é derivado assumindo que o componente difuso é 10% do componente direto. ${\ displaystyle I _ {\ mathrm {o}}}$

Esta fórmula se encaixa confortavelmente dentro da faixa média da variabilidade baseada na poluição esperada:

Intensidade solar vs. ângulo zenital e coeficiente de massa de ar AM ${\ displaystyle z}$
${\ displaystyle z}$	SOU	alcance devido à poluição	fórmula ( I.1 )	ASTM G-173
grau		W / m ²	W / m ²	W / m ²
-	0	1367	1353	1347,9
0 °	1	840 .. 1130 = 990 ± 15%	1040
23 °	1.09	800 .. 1110 = 960 ± 16%	1020
30 °	1,15	780 .. 1100 = 940 ± 17%	1010
45 °	1,41	710 .. 1060 = 880 ± 20%	950
48,2 °	1,5	680 .. 1050 = 870 ± 21%	930	1000,4
60 °	2	560 .. 970 = 770 ± 27%	840
70 °	2,9	430 .. 880 = 650 ± 34%	710
75 °	3,8	330 .. 800 = 560 ± 41%	620
80 °	5,6	200 .. 660 = 430 ± 53%	470
85 °	10	85 .. 480 = 280 ± 70%	270
90 °	38		20

Isso ilustra que uma potência significativa está disponível apenas alguns graus acima do horizonte. Por exemplo, quando o sol está mais do que cerca de 60 ° acima do horizonte ( <30 °), a intensidade solar é de cerca de 1000 W / m ² (da equação I.1 como mostrado na tabela acima), enquanto que quando o sol está apenas 15 ° acima do horizonte ( = 75 °) a intensidade solar ainda é cerca de 600 W / m ² ou 60% de seu nível máximo; e a apenas 5 ° acima do horizonte ainda 27% do máximo. ${\ displaystyle z}$ ${\ displaystyle z}$

Em altitudes mais elevadas

Um modelo aproximado para aumento de intensidade com a altitude e com precisão de alguns quilômetros acima do nível do mar é dado por:

{\ displaystyle I = 1,1 \ times I _ {\ mathrm {o}} \ times [(1-h / 7,1) 0,7 ^ {(AM) ^ {0,678})} + h / 7,1] \,}

( I.2 )

onde é a altura do coletor solar acima do nível do mar em km e é a massa de ar (de A.2 ) como se o coletor estivesse instalado ao nível do mar. ${\ displaystyle h}$ ${\ displaystyle AM}$

Alternativamente, dadas as variabilidades práticas significativas envolvidas, o modelo esférico homogêneo pode ser aplicado para estimar AM, usando:

{\ displaystyle AM ​​= {\ sqrt {(r + c) ^ {2} \ cos ^ {2} z + (2r + 1 + c) (1-c)}} \; - \; (r + c) \ cos z \,}

( A.4 )

onde as alturas normalizadas da atmosfera e do coletor são respectivamente ≈ 708 (como acima) e . ${\ displaystyle r = R _ {\ mathrm {E}} / y _ {\ mathrm {atm}}}$ ${\ displaystyle c = h / y _ {\ mathrm {atm}}}$

E então a tabela acima ou a equação apropriada ( I.1 ou I.3 ou I.4 para ar médio, poluído ou limpo, respectivamente) pode ser usada para estimar a intensidade de AM da maneira normal.

Essas aproximações em I.2 e A.4 são adequadas para uso apenas em altitudes de alguns quilômetros acima do nível do mar, implicando na redução para níveis de desempenho AM0 em apenas cerca de 6 e 9 km, respectivamente. Em contraste, grande parte da atenuação dos componentes de alta energia ocorre na camada de ozônio - em altitudes mais elevadas, em torno de 30 km. Portanto, essas aproximações são adequadas apenas para estimar o desempenho de coletores baseados no solo.

Eficiência da célula solar

As células solares de silício não são muito sensíveis às porções do espectro perdidas na atmosfera. O espectro resultante na superfície da Terra corresponde mais de perto ao bandgap do silício, de modo que as células solares de silício são mais eficientes em AM1 do que em AM0. Esse resultado aparentemente contra-intuitivo surge simplesmente porque as células de silício não podem fazer muito uso da radiação de alta energia que a atmosfera filtra. Conforme ilustrado abaixo, embora a eficiência seja menor em AM0, a potência total de saída ( P _out ) para uma célula solar típica ainda é maior em AM0. Por outro lado, a forma do espectro não muda significativamente com aumentos adicionais na espessura atmosférica e, portanto, a eficiência da célula não muda muito para números AM acima de 1.

Potência de saída vs. coeficiente de massa de ar
SOU	Intensidade solar	Potência de saída	Eficiência
	P _em W / m ²	P _out W / m ²	P _out / P _in
0	1350	160	12%
1	1000	150	15%
2	800	120	15%

Isso ilustra o ponto mais geral de que, dado que a energia solar é "gratuita" e onde o espaço disponível não é uma limitação, outros fatores como P _out e P _out totais são frequentemente considerações mais importantes do que a eficiência ( P _out / P _in ).

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