Ocfentanil [53]

Recorda-se que o principal objetivo desta instalação solar é o seu contributo para o aquecimento ambiente, através dos circuitos do pavimento radiante, cuja quantificação, em termos por exemplo de fração solar, se constitui na principal grandeza a procurar.

Recorreu-se a um processo de cálculo que se iniciou com a procura dos valores da radiação solar no plano dos coletores, uma vez que apenas se dispunha da radiação global em plano horizontal provenientes da estação meteo 1- ver Anexo O – Tabelas e análise gráfica.

O método utilizado foi o recurso a correlações existentes na literatura e comummente utilizadas, partindo do conhecimento dos valores da radiação global medida no plano horizontal. Existem diversas correlações, umas mais adequadas para o tratamento de valores horários e outras para valores médios diários. No entanto quase todas partem da separação da radiação global no plano horizontal nas suas componentes direta e difusa para, de seguida, as projetarem no plano inclinado.

Tempo solar e geometria solar

O cálculo da intensidade de radiação solar incidente numa dada superfície depende, entre outros fatores, do movimento aparente do Sol no referencial dessa superfície. É assim imperativo o conhecimento preciso da localização do Sol. Para isso é necessário não só conhecer os ângulos, que permitem descrever o movimento do Sol em relação à superfície, como também definir- se uma variável tempo. Nos cálculos referentes à geometria solar, a unidade de tempo usada é o tempo solar (TSV) e não o tempo legal (UTC). Torna-se assim necessário converter o tempo legal no tempo solar, aplicando duas correções, como se apresenta em (1) e (2).

TSV=UTC+CL+E (1) TSV – Tempo Solar Verdadeiro

UTC – Tempo Universal Coordenado E – Equação do tempo

CL – Correção da longitude:

CL = 4 × (𝐿𝑜𝑛𝑔𝑖𝑡𝑢𝑑𝑒 𝐺𝑟𝑒𝑒𝑛𝑤𝑖𝑐ℎ − 𝐿𝑜𝑛𝑔𝑖𝑡𝑢𝑑𝑒 𝐿𝑢𝑔𝑎𝑟) (2) Longitude do meridiano de Greenwich=0

Longitude do lugar: positivo a Oeste; negativo a Este. Hora Legal

Gráfico 2 – Equação do tempo fonte Wikipédia verificado dia 28-02-2015 às 12h.06min.

Na qual E0 (5) é a equação do tempo em minutos e n é o dia do ano 1≤ n ≤ 365.

A fim de se poder quantificar a radiação solar, para quaisquer utilizações, é necessário conhecer e descrever a posição e o movimento do Sol em relação à

- Longitude, L: arco do Equador compreendido entre o meridiano que passa por Greenwich e o meridiano que passa no local do observador. Varia entre 0 a 180º Leste ou Oeste, a partir do meridiano de Greenwich.

- Declinação, (δ): é a posição angular do Sol, ao meio dia, em relação ao plano do Equador. Ao norte do Equador, a declinação é positiva, caso contrário, negativa (-23,45º≤ δ ≤+23,45º);

A declinação solar δ, pode ser calculada através da equação de Cooper (4): 𝛿 = 23.45 × 𝑠𝑒𝑛 (360 ×284+𝑛₃₆₅ ) (4)

Onde n corresponde ao dia do ano.

- Inclinação de uma superfície, (β): é o ângulo entre o plano da superfície em estudo e o plano horizontal (0º≤ β ≤180º);

𝐸0 = 229.2 × (0.000075 + 0.001868 × 𝑐𝑜𝑠𝐵 − 0.032077 × 𝑠𝑒𝑛𝐵 − 0.014615 × 𝑐𝑜𝑠2𝐵 − 0.04089 × 𝑠𝑒𝑛2𝐵) (5)

Para o cálculo do coeficiente B (6).

𝐵 = (𝑛 − 1)360₃₆₅ (6) Em que (n) é o dia juliano que será o dia do mês +i

- Azimute solar (Ys): é o deslocamento angular da projeção sul da radiação direta no plano horizontal, como se ilustra na fig.47. Os deslocamentos de sul para este são negativos e de sul para oeste são positivos (7).

𝑌𝑠 = (𝑐𝑜𝑠(𝛽) × 𝑐𝑜𝑠(𝛿) + 𝑠𝑒𝑛(𝜔)) × 15 (7)

- Ângulo de incidência, (θ): é o ângulo entre a radiação direta na superfície e a normal à superfície;

Os ângulos de incidência θ e de zénite solar θz são dados respetivamente pelas equações (8) e (9):

𝑐𝑜𝑠 𝜃 = 𝑠𝑒𝑛𝛿 × 𝑠𝑒𝑛∅ × 𝑐𝑜𝑠 𝛽 − 𝑠𝑒𝑛𝛿 × 𝑐𝑜𝑠∅ × 𝑠𝑒𝑛𝛽 × 𝑐𝑜𝑠𝛾 + 𝑐𝑜𝑠𝛿 × 𝑐𝑜𝑠∅ × 𝑐𝑜𝑠𝛽 × 𝑐𝑜𝑠𝜔 + 𝑐𝑜𝑠𝛿 × 𝑠𝑒𝑛∅ × 𝑠𝑒𝑛𝛽 × 𝑐𝑜𝑠𝛾 × 𝑐𝑜𝑠𝜔 + 𝑐𝑜𝑠𝛿 × 𝑠𝑒𝑛𝛽 × 𝑠𝑒𝑛𝛾 × 𝑠𝑒𝑛𝜔

(8)

- Ângulo de incidência zenital, (θz): é o ângulo formado entre o feixe de radiação e a vertical do local. O ângulo zenital coincide com o ângulo de incidência quando o plano está na horizontal (8).

𝑐𝑜𝑠𝜃𝑧 = 𝑐𝑜𝑠∅ × 𝑐𝑜𝑠𝛿 × 𝑐𝑜𝑠𝜔 + 𝑠𝑒𝑛∅ × 𝑠𝑒𝑛𝛿 (9)

O ângulo horário Solar ω é dado pela equação (10): 𝑤 = (𝑇𝑠 − 12)360₂₄ (10)

Tempo do nascer do sol (11).

𝑇_{𝑠 𝑛𝑎𝑠𝑐𝑒𝑟 𝑑𝑜𝑠𝑜𝑙} = 12 − (𝑊𝑠𝑛𝑠𝑐𝑒𝑟 𝑑𝑜 𝑠𝑜𝑙

15 ) + 𝐸𝑂 (11)

Tempo do pôr-do-sol (12).

𝑇𝑠 𝑝𝑜𝑟 𝑑𝑜𝑠𝑜𝑙 = 12 + (𝑊𝑠𝑝𝑜𝑟 𝑑𝑜 𝑠𝑜𝑙₁₅ ) + 𝐸𝑂 (12)

Duração do dia solar (13)

𝑇𝑑 = 𝑇_{𝑠 𝑝𝑜𝑟 𝑑𝑜𝑠𝑜𝑙}− 𝑇_{𝑠 𝑛𝑎𝑠𝑐𝑒𝑟 𝑑𝑜 𝑠𝑜𝑙} (13) Onde Ts corresponde ao tempo solar.

Nº de horas de brilho solar (14).

𝑆𝑜 =₁₅2 𝑐𝑜𝑠−1_{(−𝑡𝑎𝑛𝑔𝜃 × 𝑡𝑎𝑛𝑔𝛿) (14)}

Radiação Solar no plano inclinado

Uma parte da radiação que chega à superfície terrestre pode ser transformada em energia utilizável. Para isso é importante poder quantificar-se, em primeiro lugar, a radiação que chega, o que se pode fazer através da medição dos valores que se necessitam, ou determinando-a a partir de correlações que se baseiam na análise de dados existentes, as quais podem ser utilizadas de

𝐼𝑇 = 𝐼𝑏 × 𝑅𝑏 + 𝐼𝑑 ∗ (1+𝑐𝑜𝑠𝛽₂ ) + 𝐼 × 𝜌𝑔 × (1−𝑐𝑜𝑠𝛽₂ ) (15) Nesta equação as variáveis têm o seguinte significado:

IT – radiação solar global em superfície inclinada; Ib – radiação solar direta numa superfície horizontal;

Rb - razão entre a radiação solar direta sobre uma superfície inclinada e a

radiação solar direta sobre um plano horizontal; Id - radiação solar difusa numa superfície horizontal;

(1+cosβ)/2 - fator forma da superfície de inclinação β relativamente ao céu; I - radiação solar global numa superfície horizontal;

𝜌𝑔- Refletividade do solo.

O factor Rb é calculado pela seguinte expressão (16) (Hottel and woertz)

(1942): 𝑅_𝑏 =𝐺𝑏,𝑇 𝐺𝑏 = 𝐺𝑏,𝑛×𝑐𝑜𝑠𝜃 𝐺𝑏,𝑛×𝑐𝑜𝑠𝜃𝑧= 𝑐𝑜𝑠𝜃 𝑐𝑜𝑠𝜃𝑧 (16)

valor de uma das componentes consegue-se chegar ao valor da outra pela equação (18).

𝐼 = 𝐼𝑏 + 𝐼𝑑 (18)

Id depende do índice de claridade, ou de transparência da atmosfera, designado por Kt.

A componente difusa pode ser estimada relacionando Id/I com o índice de transparência Kt, tal como aprece em muitas correlações, escolhendo-se a seguinte para aplicar a este caso.

A variável Kt é definida como a razão entre a radiação solar horária total na superfície horizontal (I) e a radiação horária extraterrestre, Io.

𝐼𝑑 𝐼 = { 1.0 − 0.249𝐾𝑡 1.557 − 1.84𝐾𝑡 0.177 𝑝𝑎𝑟𝑎 0.35𝐾𝑡 < 0 𝑝𝑎𝑟𝑎 0.35 < 𝐾𝑡 < 0.75 𝑝𝑎𝑟𝑎 0.35𝐾𝑡 > 0

Ou pelo cálculo da componente Id/I dependente de Kt (equação de Boes, 1975 dado pela equação (19).

𝐼𝑑 𝐼 { 1.0 − 0.09 × 𝐾𝑡 0.9511 − 0.1604 × 𝐾𝑡 + 4.388𝐾𝑡2 −16.638𝐾𝑡3 _{+ 12.336𝐾𝑡}4 0.165 𝑝𝑎𝑟𝑎 𝐾𝑡 ≤ 0.22 𝑝𝑎𝑟𝑎 0.22 < 𝐾𝑡 ≤ 0.80 𝑝𝑎𝑟𝑎 𝐾𝑡 > 0.80 (19)

Em qualquer instante a radiação extraterrestre num plano horizontal é dada pela equação (20).De (Duncan et al. (1982) onde a constante solar, Gsc, é de 1367. W/m2): Radiação extraterrestre I0 (horaria)

Determinação da componente difusa da radiação solar diária a partir da radiação global diária, ambas no plano horizontal e dada pela equação (23) Correlações para o cálculo Hd/H (Erbs et al.(1982)).

Para 𝑤𝑠 > 81.4

𝐻𝑑

𝐻 = {

1.0 + 0.2832 × 𝐾𝑡 − 2.5557 × 𝐾_𝑇2+ 0.8448𝐾_𝑇3 𝑝𝑎𝑟𝑎 < 0.722 𝐾_𝑇

0.175 𝑝𝑎𝑟𝑎 𝐾_𝑇 ≥ 0.722 (23)

Cálculo do coeficiente Rb na base diária (Liu and Jordan (1962 as extended by

Klein (1977) dado pela equação (24).

𝑅𝑏 = (𝑐𝑜𝑠(𝜃−𝛽)×𝑐𝑜𝑠𝛿×𝑠𝑒𝑛𝑤𝑠,+(

𝜋

180)×𝑤𝑠,𝑠𝑒𝑛(𝜃−𝛽)×𝑠𝑒𝑛𝛿

𝑐𝑜𝑠𝜃×𝑐𝑜𝑠𝛿×𝑠𝑒𝑛w𝑠+(₁₈₀𝜋 )×w𝑠×𝑠𝑒𝑛𝜃×𝑠𝑒𝑛𝛿 ) (24)

– Ws é o ângulo do pôr-do-sol em superfície inclinada, sendo determinado da forma a seguir indicada para superfícies com ϒ=0, no hemisfério Norte pela equação (25).

ώ𝑠𝑚𝑖𝑛 = [_𝑐𝑜𝑠𝑐𝑜𝑠−1−1_{(−𝑡𝑎𝑛𝑔(𝜃−𝛽)×𝑡𝑎𝑛𝑔𝛿)}(−𝑡𝑎𝑛𝑔𝜃×𝑡𝑎𝑛𝑔𝛿) ] (25)