Energia solare

Energia solare
Il sole e lo spettro solare
Posizione e moto del sole
Le prime determinazioni sul moto del sole furono ottenute da W.Herschel nel 1783:
•
•
•
Moto rettilineo verso l’apice (punto della costellazione di Ercole) alla velocità di
circa 20 m/s ;
Moto di rivoluzione attorno al centro della galassia ad una velocità di circa 230
km/s
Moto di rotazione attorno al proprio asse (inclinato di 7° sul piano dell’ellittica)
con velocità di rotazione piuttosto bassa (2 km/s all’equatore) e variabile con la
latitudine (possibile dato che il sole si trova allo stato fluido).
Struttura interna
MOTO COMPLESSIVO =
MOTO SPIRALOIDEO
Il sole è in equilibrio meccanico per l’effetto dell’azione di due insiemi di forze
contrastanti:
•
•
Pressione dei fluidi che tendono a spingere le masse verso lo spazio esterno;
Forza di gravitazione che spinge le masse fluide verso il centro di gravità.
È presente anche un terzo insieme di forze, di entità ridotta ma paragonabile alle
precedenti:
Pressione di radiazione
 Tende a spingere le masse fluide verso l’esterno
 Dovuto all’azione dei fenomeni quantistici di assorbimento di radiazione
Il sole e lo spettro solare
•
•
•
Strati
Strato interno:
 diametro 500.000 km (80% del raggio nominale alla fotosfera);
 Strato in cui avviene il fenomeno principale della generazione
d’energia;
 Il trasporto d’energia avviene per irraggiamento.
Strato convettivo:
 diametro 150.000 km (si arriva a coprire la quasi totalità del raggio
nominale alla fotosfera);
 La trasmissione del calore avviene per fenomenni di tipo convettivo.
Fotosfera, cromosfera e corona = atmosfera solare
Struttura interna
 Fotosfera (Emette gran parte della potenza raggiante solare)
o Spessore di circa 500 km;
o Temperatura superficiale = 5.875 K (leggi del corpo nero);
o Irradiamento integrale
= 63.500 kW/m2.
 Cromosfera
o T = 4.000 K (colore rossastro);
o Spessore medio di 7000 ÷10.000 km.
 Corona
o Può estendersi a distanze dal centro del sole dell’ordine di
dieci volte il raggio.
Il sole e lo spettro solare
Emissione del sole
Emissione fotosferica


Raggio medio della terra pari a circa 6,37 x 106 m
Superficie di captazione Si = 1,27 x 1014 m2
Riesce ad intercettare meno di 1/109 dell’energia solare emessa
Valore enorme se confrontato con la scala
delle energie per i fabbisogni umani
Densità energetica incidente
Potenza totale intercettata
=
=
1.350 W/m2
1,71 x 1011 MW
Il sole e lo spettro solare
Energie derivate dall’energia solare

Energia termica derivante dalla combustione del legno;

Energia termica derivante dalla combustione di
carbone, idrocarburi, gas naturale;

Energia idroelettrica;

Energia Eolica;

Energia del moto ondoso.
La costante solare
Intensità media della radiazione solare incidente in
direzione normale ad una superficie posta al di
fuori dell’atmosfera terrestre
w0
=
1.353 W/m2
(corrispondente alla distanza media Terra – Sole)
Variazioni di w nel corso dell’anno (variazione della distanza
reale Terra – Sole:
Data
radiazione
solare
(W/m2)
Data
radiazione
solare
(W/m2)
1 Gennaio
1399
1 Luglio
1309
4 Gennaio
1399
3 Luglio
1309
1 Febbraio
1393
1 Agosto
1313
1 Marzo
1378
1 Settembre
1329
1 Aprile
1355
1 Ottobre
1350
4 Aprile
1353
5 Ottobre
1353
1 Maggio
1332
1 Novembre
1374
1 Giugno
1316
1 Dicembre
1392
Distribuzione spettrale dell’energia
solare
Distribuzione spettrale
dell’energia raggiante solare
esternamente all’atmosfera
terrestre.

w()
(W/m2)
w (da zero a )
w()
(W/m2)
w (da zero a )
0.15
0.07
0.008
0.65
1511
562.2
0.20
10.7
0.11
0.70
1369
634.3
0.25
70.4
2.63
0.75
1235
699.4
0.30
514
16.38
0.80
1109
758.0
0.35
1093
61.11
0.90
891
857.4
0.40
1429
118.1
1.00
748
940.2
0.45
2006
204.9
1.50
288
1172
0.46
2066
225.3
2.00
103
1265
0.50
1942
305.8
5.00
3.79
1346
0.55
1725
397.5
10.00
0.24
1352
0.60
1666
482.8
1000
zero
1353
()
(W/m2)

()
(W/m2)
Distribuzione spettrale dell’energia
solare
w() [W/m2]
 []
m=0
m=1
m=4
m=7
m=10
0.15
0.07
zero
zero
zero
zero
0.20
10.7
zero
zero
zero
zero
0.25
70.4
zero
zero
zero
zero
0.30
514
4.1
zero
zero
zero
0.35
1093
481
40.8
3.5
0.3
0.40
1429
850
179
37.6
7.9
0.45
2006
1388
460
153
50.6
0.50
1942
1451
606
253
106
0.55
1725
1337
622
289
135
0.60
1666
1320
656
326
162
0.65
1511
1257
724
417
240
0.70
1369
1175
744
471
298
0.75
1235
1077
713
473
313
0.80
1109
981
679
470
326
0.90
891
449
184
92.3
50.0
1.00
748
580
354
224
144
1.50
288
151
88.3
60.2
39.4
2.00
103
69.9
36.1
17.9
6.5
5.00
3.79
2.78
1.71
1.00
0.54
10.00
0.24
zero
zero
zero
zero
1000
zero
zero
zero
zero
zero
Distribuzione spettrale
dell’energia raggiante solare
sulla superficie terrestre per
diversi valori della massa
d’aria.
Disponibilità di energia solare sulla
superficie terrestre
L'energia solare disponibile sulla superficie terrestre è fortemente
discontinua ed irregolare per le seguenti ragioni:






Alternanza del giorno con la notte;
Variazione della posizione del Sole nel cielo e quindi variazione sia
della massa d'aria attraversata che dell'angolo di incidenza;
Dipendenza del coefficiente di trasparenza dell'atmosfera per
l'energia raggiante solare dalla composizione dell'aria (vapor
d'acqua e inquinamento);
Le condizioni astronomiche e climatologiche si modificano nel corso
delle stagioni;
La massa d'aria attraversata dalla radiazione solare varia in
funzione dell'altitudine sul livello del mare;
Gran parte dei parametri citati sono influenzati dalla posizione
geografica della località considerata.
Stime di disponibilità di energia solare
Non sempre sono disponibili misure dirette della radiazione solare per la
località in esame, occorre allora supplire mediante il ricorso a modelli di
calcolo semplificati:
I=ID+Id+Ia



ID= radiazione diretta, attraversa il cielo senza essere deviata;
Id= radiazione diffusa dall’atmosfera;
Ia= radiazione di albedo o rinvio multiplo, relative al contesto (corpi
limitrofi, etc…).
In termini percentuali la totalità della radiazione incidente extraatmosferica (con
annuale
media
del 50%),
viene
nel modo
Lacopertura
componente
diretta
dà il del
suocielo
massimo
apporto
allaripartita
radiazione
totaleseguente:
nelle ore
centrali della giornata. In caso di oscuramento totale del cielo il suo contributo è
•30%
raggiunge
praticamente
nullo.la terra come radiazione diretta;
•17%
raggiunge la terra come radiazione diffusa;
•14%
assorbito dai costituenti atmosferici, in particolare vapore acqueo;
•9%
perduto verso lo spazio in conseguenza della diffusione dell’atmosfera;
•30%
rinviato nello spazio, di cui il 24% dalla parte superiore delle nubi ed il 6%
dalla superficie terrestre.
Diffusività
È responsabile delle differenze dell’intensità di radiazione che si producono nel cielo,
riconoscibile nel visibile dalla differenze di luminanza. E’ una funzione continua di 
ed è causata dall’intercettazione della radiazione solare da parte delle molecole
d’aria, aerosol e vapor d’acqua disperse nell’atmosfera
 (  )diff





  ( 

p
)760

  (  )polv 800   ( 
p= pressione
= concentrazione particelle
g= quantità d’acqua precipitabile
m= massa d’aria
g
) 20

acqua 

m
Assorbimento
È rappresentabile con una funzione discontinua di  che dipende principalmente
dalla quantità e dalla temperatura delle molecole asimmetriche, in particolare della
CO2 ed H2O presenti nell’atmosfera.
Le bande di assorbimento dei componenti atmosferici dell’infrarosso risultano:





la CO2 ha un massimo per = 2.71m;
il vapore acqueo ha un forte assorbimento in quasi tutto l’infrarosso;
HDO, l’acqua pesante (H e Deuterio) ha alto assorbimento tra 3-9 m.
N e O2 assorbono nei raggi X;
l’ozono O3 assorbe la radiazione ultravioletta, creando un vero e proprio
schermo protettivo.
 (  ) ass =  ( ) O   ( ) H O   ( ) CO
3
2
2
Parametri fondamentali relativi
all’energia solare
Angolo di incidenza
Potenza ed Energia disponibili
Angolo d’incidenza
Per mezzo delle informazioni geografico - astronomiche si individua la posizione
del Sole nel cielo e si determina l'angolo di incidenza della radiazione solare sulla
superficie interessata

zenit:
è il punto d'intersezione della sfera celeste con la
verticale passante per l'osservatore;

nadir:
è il punto della sfera celeste diametralmente
opposto allo zenit;

poli celesti:
sono gli zenit dei poli terrestri;

equatore celeste: è il cerchio massimo appartenente alla sfera celeste
e normale all'asse terrestre;

cerchio orario:
è il cerchio massimo appartenente alla sfera celeste,
normale all'equatore celeste e passante per il Sole;

meridiano:
è il cerchio massimo appartenente alla sfera celeste
che passa per i poli celesti e per lo zenit
dell'osservatore.
Angolo d’incidenza
La posizione del Sole sulla sfera celeste è individuata dal valore assunto dagli
angoli solari, i quali sono così definiti:

, altitudine

, azimut

, declinazione



sinla retta
sincongiungente
L + cos il punto
cos h
èsin
l'angolo=che
di
osservazione con il Sole forma con il piano
orizzontale;
cos L
sin h cos 
 cheil meridiano passante per il punto di
èsin
l'angolo
osservazione forma con
il cerchio
passante per il
cos

punto di osservazione, il suo zenit ed il Sole;
èl'angolo
che
la sin
congiungente
il punto
di

23
,
45
(
0
.
9856
d
)
osservazione con il Sole forma con il piano

m
h, angolo orario èhl'angolo
che il meridiano passante per il punto di

osservazione forma con il cerchio orario.
4
Il diametro della Terra è estremamente piccolo rispetto alla distanza Terra – Sole;
equatoriale;

 è praticamente indipendente dalla posizione del punto di osservazione sulla
superficie terrestre e dipende soltanto dalla posizione della Terra nel suo moto di
rivoluzione intorno al Sole;
Considerando un unico valore della declinazione per tutta la superficie terrestre, per
il suo calcolo può utilizzarsi la formula:
Angolo d’incidenza
Si consideri una superficie piana rivolta verso
Sud e formante un angolo  con il
  declinazione solare
piano orizzontale; sia i l'angolo formato dalla radiazione incidente con la normale alla
superficie: l'angolo i può calcolarsi con la formula:
Equatore
cos i  C1 sin   C2 cos  cos h
Direzione dei raggi solari
h = angolo orario
In
cui:
Traiettoria
giornaliera del sole
Meridiano
C1  cos  sin L  sin  cos L
Sole
Terra
C2  cos  cos L  sin  sin L
 = azimut
 = altitudine
Potenza ed Energia disponibili
Sono stati svolti numerosi lavori scientifici per determinare algoritmi, a carattere
semi
- empirico,
consentissero
di correlare
dati di soleggiamento
La potenza
Widche
incidente
sopra una
generica isuperficie
piana è data con
da:
l'energia raggiante incidente (prima formula di Sabbagh del 1973):


HW
A

B

ln
n
S

W
cos
i
0 
id
n

H0
=
energia totale incidente in un giorno (media mensile) sopra
un piano orizzontale [MJ/m2 giorno]

S
=
valore medio mensile del numero di ore giornaliere di
insolazione;

n
=
1, 2, 3, 4, 5, 6, 6, 5, 4, 3, 2, 1 per i mesi 1, 2, 3, 4, 5, 6, 7, 8,
9, 10, 11, 12 (n = 1 per il mese di gennaio, ecc.);

A
=
1.75 [MJ/m2 giorno];

B
=
0.6 [MJ/m2 giorno].
Potenza ed Energia disponibili
Valori delle ore giornaliere di insolazione S e radiazione solare totale su un
Formula di Angstrom (1924), modificata da Page (1964) che tiene conto anche
piano orizzontale H0 (media mensile), per diverse città italiane.
della latitudine:
Gennaio
Febbraio
STAZIONI
S
H0
S
H0
ANCONA
2.4
4.2
3.7
7.2
BOLOGNA
2.8
4.7
3.6
6.9
BOLZANO
3.5
4.2
4.5
6.8
20.1
9.0
21.4DS


F
4.7
10.3
6.2
15.8Luglio
7.7
18.3 Agosto
8.6
19.9 Settembre
H

H
C



0
0
5.0 STAZIONI
10.2
5.7
13.5
6.6
16.2S
7.0 H 17.3 S
S
H
H
BRINDISI
4.2
5.2
5.1
7.7
5.5 ANCONA
10.5
7.1
14.9
10.4
9.1
22.1
18.1
9.5

10.019.6 19.5 7.1
CAGLIARI
4.5
6.6
4.7
8.9
6.2 BOLOGNA
12.7
7.2
16.1
9.6
9.0
20.0
19.6
8.6
GENOVA
4.1
4.6
4.5
6.6
5.4 BOLZANO
10.2
6.3
13.9
7.7
7.6
17.4
17.0
6.9
H03.7F 5.5
=
4.9
8.3
MESSINA

MILANO
2.0
3.1
3.4
5.6
NAPOLI
3.8
4.9
4.5
7.0
Z 3.2
4.7
=
4.3
7.3
4.0
5.0
4.5
7.1
4.3
6.0
4.7
8.3
4.5
7.0
PESCARA

PISA
ROMA

TORINO
C,3.8D 4.9
=
TRAPANI
4.5
6.6
5.2
9.1
TRIESTE
3.4
4.4
4.0
6.3
VENEZIA
2.9
4.0
3.6
6.1
Marzo
Aprile
Maggio
S
H0
S
H0
S
4.7
11.2
6.7
16.5
8.6
Giugno
H0
S
H0
Ottobre
Novembre
Dicembre
S
H0
S
H0
S
H0
14.9
5.2
9.8
2.5
4.9
2.1
3.6
9.517.4 20.3 7.0
13.2
4.8
8.6
2.0
4.2
2.0
3.4
8.415.1 18.7 6.1
12.1
4.9
7.9
2.8
4.2
2.8
3.2
5.5 BRINDISI
11.0 solare
7.0
15.0 totale
8.3
18.0
11.2
19.8 incidente
10.4 9.517.9 20.4
13.7
6.6 (media
9.5
4.4
5.9
3.5
energia
in8.3un giorno
mensile)
5.1 CAGLIARI
9.3un 6.2
13.4 orizzontale
7.2
10.7
21.8 16.1
10.2 8.0situato
19.2 17.9 8.3 subito
14.9
6.3
10.7
4.3
6.8
3.6
sopra
piano
fuori
dell'atmosfera
terrestre
[MJ/m2
giorno];
5.2 GENOVA
9.4
6.6
13.2
8.2
9.6
19.3 16.7
8.7 9.316.7 18.5 6.8
12.4
5.5
8.3
3.5
4.7
3.6
4.3
4.8 MESSINA
10.5
6.6
15.0
8.2
10.6
19.5 18.1
10.0 8.717.4 19.1 7.9
13.2
6.1
9.4
4.3
6.1
3.3
valore
medio
mensile
del
numero di ore
esprimente
la durata
5.2 MILANO
10.3
6.8
14.3
8.8
9.1
18.1 17.5
8.2 9.315.5 19.2 6.0
11.8
3.9
7.0
1.7
3.3
1.5
del
giorno;
4.8
0
6.6 NAPOLI
12.0
7.0
16.2
10.4
8.6
18.8
20.0
9.9
0
Z 
0
9.416.4 21.8 8.1
12.7
6.4
9.1
4.1
5.5
3.0
costanti
variabili
con la situazione
climatica;
Duffie
5.5 PESCARA
10.6 arbitrarie,
6.0
13.9
6.8
10.2
19.9 16.5
9.5 7.517.4 17.7 7.4
13.2
5.7
9.1
3.6
5.4
2.7
e6.5Beckman,
in
alcuni
calcoli
da
loro
effettuati,
hanno
12.9
7.8
16.0
9.4
PISA
10.7
19.9 19.6
9.4 10.216.9 20.8 7.5
13.6
6.0
9.2
3.5
5.2
3.0
considerato
A
e
B
costanti,
ponendo
A
=
0.30,
B
=
0.34.
4.8 ROMA
10.2
6.2
14.0
7.8
10.8
22.3 17.4
9.9 8.219.5 18.2 8.1
14.9
6.4
10.6
4.1
6.2
3.3
5.0 TORINO
10.2
6.1
12.3
8.4
8.0
18.0
18.3
7.4
8.415.9 19.1 5.5
TRAPANI
11.6
21.5
10.5
19.1
TRIESTE
9.8
19.3
8.8
VENEZIA
9.6
20.0
8.7
5.1
3.9
2.5
4.0
4.0
3.9
4.8
11.7
4.5
7.8
2.9
4.5
3.2
3.9
8.6
15.4
7.0
11.1
5.4
3.0
4.2
5.7
17.3
7.1
13.1
5.8
9.2
2.8
4.7
2.8
3.8
17.1
6.9
12.8
5.3
8.6
2.5
4.1
2.7
3.4
Potenziale solare per il Comune di Perugia
Media mensile della radiazione solare totale giornaliera su superficie orizzontale (cal/(giorno
cm²), per la stazione di Perugia-S. Pietro, per i diversi anni del periodo 1973-1995.
Anno
1973
Gen
123,9
Feb
174,1
Mar
281,2
Apr
Mag
329,5
478,7
Giu
499,4
Lug
522,8
Ago
453,4
Set
353,2
Ott
252,3
Nov
153,7
Dic
113,4
311,3
Giorno
medio
mensile
dell'energia
solare484,5
incidente,
valutata
la307,1
135,6
202,6
294,7
316,8
420,0
463,0
533,2
356,0
208,2
154,1sia con
116,5
1975
138,1
217,5
200,1
337,1
374,7
401,9
575,6
296,9
231,9
133,1
116,0
282,2
regressione
di Angstrom-Page
che364,0con le
medie
aritmetiche
1974
1976
140,9
204,4
293,1
301,7
422,5
436,0
396,8
360,1
235,8
211,8
113,5
97,8
267,9
88,8
137,8
239,7
356,6
405,7
434,3
454,6
337,7
319,8
215,9
121,6
105,8
268,2
1978
98,5
124,7
218,6
241,1
320,0
391,7
419,9
356,6
313,7
216,7
175,2
74,8
246,0
1979
98,2
127,1
174,1
274,8
440,0
386,3
401,1
372,5
296,0
201,8
132,9
82,2
248,9
1980
83,1
205,6
207,6
283,2
264,2
367,3
415,7
359,0
326,6
185,4
105,9
83,6
240,6
1981
131,6
183,7
214,4
353,1
407,7
442,3
469,0
435,3
307,9
284,5
136,0
81,7
287,3
108,4
200,9
241,5
382,1
426,1
466,1
468,9
424,4
330,6
213,1
134,9
81,2
289,8
1983
117,9
153,9
231,0
336,7
404,6
444,5
484,7
407,6
334,7
238,6
144,1
99,9
283,2
1984
103,6
153,9
239,1
307,2
298,3
475,5
548,9
410,8
278,3
204,4
141,6
115,8
273,1
1985
114,7
160,5
237,4
351,2
417,3
491,9
531,9
490,0
406,2
245,5
119,5
110,7
306,4
1986
126,9
162,5
218,7
292,5
500,5
463,3
540,2
516,2
377,9
272,4
166,1
121,7
313,2
1987
117,6
146,9
298,2
397,9
421,9
545,3
482,2
470,6
376,6
203,3
129,1
80,5
305,8
1988
123,0
182,5
265,6
337,6
378,3
432,5
527,6
449,1
344,8
231,0
151,8
117,8
295,1
1989
149,5
201,8
305,8
253,7
456,1
437,6
407,2
437,2
323,2
262,3
150,8
121,5
292,2
1990
143,2
216,2
294,7
328,5
464,6
449,7
507,5
439,4
288,5
216,6
148,8
101,5
299,9
1991
157,4
190,9
268,1
330,8
338,6
553,7
507,4
463,0
344,7
219,5
114,2
178,0
305,5
1992
127,8
203,8
263,1
319,3
456,8
380,1
486,1
483,6
360,6
154,7
120,5
98,8
287,9
117,3
231,7
0
1994
191,4
Gen126,7 Feb
306,3
324,4
458,9
454,6
469,9
450,8
321,5
205,8
124,0
100,0
297,1
332,0
290,8
433,2
Mag461,7
502,4
Giu
469,8
Lug
300,3
Ago
241,5
Set
141,9
Ott
98,1
Nov
299,2
1995
109,7
170,9
243,4
324,5
378,2
455,9
495,9
345,2
290,9
266,5
149,1
99,0
277,4
Media
121,0
180,2
255,1
320,5
407,3
449,3
484,8
425,3
325,4
25
1977
MJ/m² al giorno
20
1982
15
10
5
1993
Mar
Apr
Mese
H Angstom-Page
225,4
137,5
104,2
Dic
H Medio
286,3
Mappe delle risorse solari
Le mappe su scala globale sono state realizzate dal Centro Ricerche NASA
Langley (Hampton, Virginia, USA) nell’ambito del progetto SSE (Surface
Meteorology and Solar Energy).
Queste sono il risultato finale di modelli, che impiegando misurazioni satellitari
ed altri dati come input, sono in grado di stimare varie grandezze
meteorologiche caratteristiche.
In questo modo, si sono ottenuti dati anche per quelle aree remote,
particolarmente nei Paesi in via di sviluppo, non dotate di stazioni di
monitoraggio a terra.
I dati a disposizione sono stati interpolati su di una griglia che ricopre l’intero
globo terrestre, con celle aventi estensione pari ad un grado di latitudine ed
uno di longitudine (68400 punti).
I parametri presi in considerazione ai fini della redazione delle mappe sono:






Energia radiante solare incidente in un giorno sul piano orizzontale
[kWh/m2/giorno];
Energia radiante solare massima [kWh/m2/giorno];
Numero di giorni con cielo sereno (percentuale di cielo coperto inferiore al 10%);
Velocità del vento [m/s];
Direzione del vento [°];
Distribuzione in frequenza della velocità del vento (negli intervalli 7-10 m/s e 1114 m/s).
Mappe delle risorse solari
Carta dell’energia radiante su scala mondiale
(mese di gennaio)
(mese di agosto)
Mappe delle risorse solari
Carta della massima energia radiante
(mese di gennaio)
(mese di agosto)
Mappe delle risorse solari
Energia radiante globale su piano orizzontale - valore
medio annuale (Wh/m2giorno)
Energia radiante globale su un piano orizzontale – valor medio annuale
Tavola 1a
Wh/m2/giorno
© European Commission, DG - Joint Research Centre, Institute for Environment and Sustainability - Renewable Energies Unit (Photovoltaics and GIS)
Pannelli piani
Descrizione

Materiale
Trasparenza
Teflon
90%

Tedlar
95%
Mylar
87%
Sun-lite
90%

Lastra di vetro:
un materiale
in grado di
di radiazione
produrre
funziona
da schermo
l'effetto
serra:raggiante emessa dalla
per
l'energia
lastra
assorbente,
poiché
questa
 molto
trasparente
per lunghezze
energia
è ininferiori
gran parte
distribuita su
d'onda
a 23m;
Caratteristiche
lunghezze
d’onda > 34m alle
 fortemente assorbente (o, meglio
Bassa
aglidel
agenti
quali
la resistenza
trasparenza
vetro
è
ancora,
riflettente)
per
lunghezze
atmosferici,
poco
robusto,
basso
praticamente
eguale
a zero.
d'onda maggiori.
costo
limita il calore
disperso per
convezione,
all'interno della
Resistente
allepoiché,
alte temperature,
intercapedine
lastra di vetro e
ingiallisce fra
facilmente
lastra assorbente, l'aria si trova ad
Degenera rapidamente con
una temperatura più elevata di
l’esposizione ai raggi UV
quella dell'aria esterna ed inoltre si
Basso
costo,
durata, elevata
muove
solobuona
per convezione
naturale; temperatura
protegge le parti metalliche
dall'azione aggressiva degli agenti
atmosferici.
Pannelli piani
Descrizione
Lastra assorbente:
 un elevato coefficiente di
assorbimento medio as per l'energia
raggiante solare;
 bassa emissione specifica l alla
temperatura di esercizio
a
a=1
Andamento ideale del coefficiente di
assorbimento spettrale a del materiale
perfetto per una lastra assorbente di un
collettore solare
1
2
3
4
5
6
7
8
9
(m)
Pannelli piani
Rendimento
L'energia utile Eu trasferita al fluido vettore è minore
dell'energia assorbita Ea;
questa, a sua volta, è minore dell'energia incidente Ei .






La differenza fra Ei ed Ea è dovuta a:
riflessione del vetro protettivo;
assorbimento del vetro protettivo;
riflessione della superficie assorbente.
La differenza fra Eu ed Ea è dovuta a:
emissione per temperatura della superficie assorbente;
convezione dalla superficie assorbente all'aria;
conduzione attraverso lo strato isolante ed i collegamenti
fra lastra assorbente e supporto.
Pannelli piani
Rendimento
Wu

Wi
Potenza termica raccolta dal fluido vettore
Potenza raggiante incidente sul collettore
POTENZA ASSORBITA – POTENZA PERDUTA

Wa  Wc  Wr  Wk

Wi



  as ts
Wa = potenza assorbita
Wc = potenza termica ceduta dal
collettore
all'aria
per
convezione;
Wr = potenza radiante emessa dal
collettore;
Wk = potenza termica trasmessa
dal collettore per conduzione.

H 1  hr  is / sis T  Ta 

Wi
Pannelli piani
Rendimento
Rendimento istantaneo di
un pannello solare piano in funzione
della differenza di temperatura per diversi valori di Wi.
as = 0.9;
 ts = 0.9;
 diminuisce linearmente all'aumentare
differenza
 della
H1 = 2.5
W/m2°C;
cioè della temperatura del fluido riscaldato
convezione
 hr = 3.5 W/m2°C;
dalla superficie assorbente all'aria;
 sis = 0.05 m;
Il massimo di  si verifica per T = Ta
 is = 0.05 W/m°C.
Il rendimento diventa eguale a zero quando T raggiunge
il valore massimo, che è pari a:





a s t sWi
Tm ax H
Ta  h   / s  T  T
a
 a t  1 H 1r  hr is is is/ sis

s s
Wi

Pannelli piani
Sviluppi tecnologici: collettori a tubi evacuati
Heat pipe
Tubi di vetro sottovuoto ricoperti da uno
strato altamente selettivo
Pannelli piani
Schemi d’impianto
Impianto solare per la produzione di acqua calda accoppiato
ad una macchina frigorifera ad assorbimento
Impianto solare
Impianto solare
per la produzione
per la produzione
di acqua solare
calda
Impianto
di acqua calda
con resistenza
Configurazioni
per
produzione
conlaintegrazione
elettrica
impiantistiche
di acqua
calda
elettrica
addizionale
ed
ricorrenti
con
integrazione
accoppiato ad
integrato
con una
elettrica
una caldaia
caldaia semplice
combinata
istantanea o ad
accumulo
Pannelli piani
Recenti sviluppi
ENEA ed ENEL sviluppando il progetto Archimede
(tecnologia dei collettori parabolico lineari accoppiati ad un ciclo combinato
gas-vapore)
Collettori parabolico-cilindrici
Caratteristiche geometriche
Sezione con piano normale all’asse
focale
 F = fuoco della parabola;
 AB = corda della parabola.
collettore parabolico a
fuoco corto
collettore parabolico a
doppio specchio
collettore parabolico a
fuoco lungo
collettore sferico
Collettori parabolico-cilindrici
I collettori parabolico - cilindrici presentano il vantaggio che il fluido vettore
raggiunge temperature più elevate (si arriva anche a 600-700°C); a questo
risultato positivo tuttavia si uniscono diversi inconvenienti, che sono:







necessità di un dispositivo meccanico di orientazione della parabola in modo che
questa segua il moto apparente del Sole ed i raggi solari incidano sempre in direzione
normale alla corda (dispositivo a funzionamento discontinuo;
necessità di una lavorazione sofisticata degli specchi parabolici, affinché il
funzionamento reale approssimi quello teorico (assicurare che la geometria non si
modifichi nell'arco di vita dell'impianto;
per il rispetto del funzionamento ottico, l'asse del tubo deve coincidere con l'asse
focale e questa situazione si deve conservare inalterata nel tempo;
se i paraboloidi non sono protetti, gli agenti atmosferici sporcano gli specchi, con
rapida diminuzione dell'efficienza ottica, a meno di non ricorrere a frequenti
operazioni di pulizia, con incremento dei costi di gestione;
a meno di non dotare i paraboloidi di un doppio movimento di orientazione, costoso e
di difficile realizzazione, i raggi incidenti sono ortogonali al piano di chiusura che si
appoggia sulle corde delle parabole soltanto due giorni per ogni anno. Negli altri
giorni, variando l'altitudine del Sole, l'incidenza sarà obliqua.
Sono dispositivi di captazione relativamente sofisticati e costosi;
si prestano ad applicazioni di un certo rilievo tecnico ed economico, mentre non
sembrano adatti, allo stato attuale delle tecnologia, a fasce di applicazioni meno
selezionate.
Collettori parabolico-cilindrici
Rendimento istantaneo
Wa  Wc  Wr  Wk

Wi
I termini della precedente assumono forme differenti al caso di pannelli solari piani:
  ts as rs 
d H 1  hr T  Ta 
D
Wi
Confrontandola con l’equazione del rendimento per pannelli piani si osserva:



nei collettori parabolici si devono portare in conto le perdite dovute alla riflessione
sugli specchi parabolici (compare il termine rs < 1);
nei collettori parabolici non si considerano le perdite per conduzione;
il termine sottrattivo è moltiplicato per il rapporto d/D, che può essere
notevolmente minore di uno ed è comunque un parametro di progetto del
collettore sul quale è possibile intervenire.
Collettori parabolico-cilindrici
Rendimento
istantaneo
Rendimento istantaneo
di un pannello
parabolico - cilindrico in
funzione della differenza di temperatura per diversi valori di Wi.
Rendimento
collettori
piani
Dal confrontodegli
del
as andamenti
= 0.9;
rendimento per pannelli piani e per
 ts =cilindrici
0.9; si conclude
pannelli parabolico
che, per ottenere
elevati della
 rsvalori
= 0.9
differenza di temperatura, il ricorso ai
 D/d = 10
collettori concentratori è inevitabile.
0.73 valori di
Si osservi chelafigura
max =fornisce
2°Csi è
 approssimati
quanto
 per
H1difetto,
= 4.0 in
W/m
considerato hr costante e pari ad un
valore medio nel campo di temperature
considerato. Confrontando la variabilità
di hr con la temperatura, ovvero
calcolando Wr , si otterrebbero degli
andamenti del tipo di quello indicato in
figura per Wi = 800 W/m2 (linea
tratteggiata).
Sistemi solari passivi
MURO DI TROMBE
Produzione di energia elettrica
Evoluzione storica
L'effetto fotovoltaico è osservato per la prima volta nel 1839 da Edmond Bequerel;
nel 1876 Adams e Day evidenziano l'effetto fotovoltaico nel Selenio.
 Cellule fotografiche al Selenio (fine 800), capaci di trasformare la luce incidente in
un segnale elettrico. Il rendimento di trasformazione molto basso (1 ÷ 2 %);
 Celle al Silicio, presentate in un articolo di Chapin, Fuller e Pearson (1954) e
messe in produzione dalla Bell Telephone: il rendimento di trasformazione del 5%,
ma pochi anni dopo è portato a valori del 10%.
 Oggi la tecnologia della conversione fotovoltaica si rivolge a tre tipi di utenze:
 Applicazioni aerospaziali: si utilizzano i materiali più innovativi e costosi, con
rendimenti molto elevati (30% all’anno 2000);
 Applicazioni terrestri di tecnologia intermedia: alimentazione di piccole unità
solari. Si fa uso di celle al Silicio cristallino, che raggiungono rendimenti fino
al 20%, con un costo intermedio;
 Impiantistica tecnica e produzione di quantità molto più elevate di potenza
elettrica: lo spazio per l'installazione dei pannelli è disponibile, il problema è
il costo, si adoperano celle in film sottile, molto meno costose ma con
rendimenti che superano di poco il 10%.
Produzione
di energia dielettrica
Caratteristica voltamperometrica
una cella
Principi
di funzionamento
fotovoltaica
commerciale
per diversi valori della
della coppia elettrone libero-lacuna
potenza Generazione
incidente
W
Elettrone libero
i
i (Ampere)
4
1000 W/mq
3
L
800 W/mq
Lacuna
Lacuna
600 W/mq
2
Cristallo drogato di tipo N
Cristallo drogato di tipo P
400 W/mq
1
Schema
circuito
V (volts)
200 W/mq
0
0
10
20
Efficienza delle celle solari
I motivi della bassa efficienza sono molteplici e possono essere raggruppati in
quattro categorie:





riflessione: non tutti i fotoni che incidono sulla cella penetrano al
suo interno;
fotoni troppo o poco energetici: per rompere il legame tra
elettrone e nucleo è necessaria una certa energia. I fotoni troppo
energetici, dissipando in calore l’energia eccedente a quella
necessaria a staccare l’elettrone dal nucleo;
ricombinazione: non tutte le coppie elettrone-lacuna generate
vengono raccolte dal campo elettrico di giunzione e inviate al
carico esterno; nel percorso dal punto di generazione verso la
giunzione possono incontrare cariche di segno opposto e quindi
ricombinarsi;
resistenza parassite: le cariche generate e raccolte nella zona di
svuotamento devono essere inviate all’esterno; l’operazione di
raccolta viene effettuata dai contatti metallici, posti sul fronte e sul
retro della cella; esiste una resistenza all’interfaccia che provoca
una dissipazione ed una riduzione della potenza trasferita;
resistenza che gli elettroni incontrano ai confini tra un grano e
l’altro e, ancor più nel caso di celle al silicio amorfo, per la
resistenza dovuta all’orientamento casuale dei singoli atomi.
Celle disponibili e prestazioni
Celle a film sottile
Film fotovoltaico
nei pannelli CIS
Stratificazione del film al
Tellurio di cadmio
Sistemi fotovoltaici
Schema generale di un impianto fotovoltaico
CAMPO FOTOVOLTAICO
(MODULI)
CONVOGLIAMENTO IN SERIE E PARALLELO
DELLE CONNESSIONI TRA MODULI
REGOLAZIONE DI
CARICA/SCARICA
BATTERIA
CONVERSIONE DA c.c A c.a
QUADRO DI DISTRUBUZIONE
GENERATORE
DI SOCCORSO
SERVIZI AUSILIARI
INTERNI
CARICO
(RETE O UTENTI)
Sistemi fotovoltaici
Schemi particolari di alcune comuni applicazioni della conversione fotovoltaica
CAMPO FOTOVOLTAICO
INVERTER
POMPA
POMPAGGIO
AZIONAM. A FREQ.
VARIABILE
CAMPO FOTOVOLTAICO
INVERTER
CASA ISOLATA
CARICO
OTTIMIZZATO
CONTROLLO
DELLA CARICA
PICCOLI UTILIZ.
IN c.a.
(luce, frigo, tv)
BATTERIA
CARICO
CARICO
CARICO
CARICO
CARICO
VILLAGGIO ISOLATO
(Sistema ibrido fotovoltaico + Diesel)
DISTRIBUZIONE IN c.a. IN BT O MT
INVERTER
CAMPO FOTOVOLTAICO
CARICO
BATTERIA
DIESEL
ACCUMULO
CAMPO FOTOVOLTAICO
INVERTER
RETE
CARICO
IMPIANTO COLLEGATO ALLA RETE
Campo fotovoltaico
Il campo fotovoltaico è un
insieme di moduli fotovoltaici
opportunamente collegati in
serie ed in parallelo in modo da
realizzare le condizioni operative
desiderate.
Più
moduli
assemblati
meccanicamente
tra
loro
formano il pannello.
Moduli o pannelli collegati
elettricamente in serie, per
ottenere la tensione nominale di
generazione, formano la stringa
Applicazioni

Produzione centralizzata di energia elettrica;
Usi domestici;
Impieghi rurali ed in località remote;
Applicazioni speciali;

reti di protezione catodica di manufatti in c.a. oppure
in ferro, di qualunque tipo;
 alimentazione di circuiti di allarme di eventi sismici;
 illuminazione di gallerie autostradali lontane dalle
linee di alimentazione dell'energia elettrica;
 stazioni di radiocomunicazioni, ripetitori ed impianti di
diverso genere inseriti in complessi sistemi di
telecomunicazioni;
 applicazioni ricreative: campus, campeggi, ecc…
Applicazioni spaziali.




Impianto a torre solare
Produzione di energia elettrotermosolare per mezzo di un impianto a torre
solare, che prevede la trasformazione di energia solare in energia termica
e poi la produzione di energia elettrica per mezzo di un ciclo
termodinamico
Campo di raccolta dell’energia solare
Potenza
Schema
media della
disponibile
centrale
Wma torre solare Solar Two
Wm = A x B x C x D x Wp





Wp = potenza di punta;
A = coefficiente di impegno della
superficie;
B = coefficiente per l'alternanza
giorno-notte;
C = coefficiente di riduzione
(variabilità delle condizioni
meteorologiche);
D = rendimento ottico.
Costi
Costo indicativo in €/W di un impianto fotovoltaico in funzione della
potenza elettrica installata P (espressa in kW) nel 2012
Tariffe Fotovoltaico per classi di potenza (kWp) nel 2012
Costi
Programma del Ministero dell’Ambiente nel settore
fotovoltaico (2001-2004)
Contributo
(%)
Installazioni
previste
(MW)
Programmi
Destinatari
Risorse MATT
e Regioni (M€)
Bando nazionale
(2001)
Enti locali,
Università
10,5
75%
1,7
Bandi regionali
(2002-2003)
Tutti
30
70%
6
Bandi regionali
(2003-2004)
Tutti
48
65%
11
Rifinanziamento
Enti locali,
Università
19
75%
3,2
Bando alta
valenza
architettonica
Enti locali
1,6
85%
0,15
Fondo 598
Ambiente
Piccole-medie
imprese
10
60%
3
TOTALE
119,1
25,05
Impiego attuale del solare
fotovoltaico in Italia
Gli impianti solari fotovoltaici possono essere
raggruppati nelle quattro categorie:




residenze non collegate alla rete;
utenze non abitative non collegate alla rete;
impianti fotovoltaici distribuiti collegati alla rete;
impianti fotovoltaici centralizzati collegati alla
rete.
Quinto conto energia
Utilizzo attuale in Europa ed in Italia del
solare termico e fotovoltaico
Potenza Solare Fotovoltaica installata in Italia nel 2010
Fonte: European Photovoltaic Industry Association EPIA
Europa: Potenza Solare Fotovoltaica installata 2000-2011
Fonte:
European
Photovoltaic
Industry
Association
EPIA
Potenza Solare Fotovoltaica installata nel mondo 2010-2011
Fotovoltaico Italia: Scenario previsto al 2016
Fonte: European Photovoltaic Industry Association EPIA
Solare termico in Europa
Solare termico in Europa