L'ENERGIA SOLAR FOTOVOLTAICA

 
3. FUNCIONAMENT (p1 de 4)

3.1 La font d'energia: el Sol

El Sol és una estrella formada per hidrogen, heli, carboni i altres elements de menor importància. Es tracta d'un reactor termonuclear de fusió que genera temperatures de 60 milions de graus Kelvin. Es calcula que té una antiguitat d'uns 4.500 milions d'anys i es pensa també que encara li queden uns 5.000 milions d'anys més abans no es converteixi en un cos fred (de moment ha gastat un 14 % de l'energia que té acumulada).

Avui en dia, es tracta d'un immens forn nuclear amb un diàmetre de 1.400.000 km (110 vegades el de la Terra). La seva massa representa més del 99 % de la massa total del sistema solar i 330.000 vegades la de la Terra. La seva densitat al nucli és de 76.000 Kg/m³, però la densitat mitja no arriba als 1.400 Kg/m³, pel que és molt inferior al de la Terra (5.500 Kg/m³). Això es deu a què la majoria de la seva esfera està composta per gasos que giren al voltant del seu eix a diferent velocitat angular. Així, un punt situat a l'equador del Sol dona una volta completa a aquest en tan sols 24 dies, mentre que si està situat en zones properes al seu pol, ho fa en 30 dies.

El Sol no és un cos sòlid sinó una enorme bola de gas termonuclear concentrat per l'enorme força de gravetat que exerceix el seu nucli (Il·lustració 3.1). Aquest estat de la matèria del Sol s'anomena plasma i els fluxos que es creen entre el nucli i la superfície generen un potent camp magnètic.

Des de la superfície es produeixen tremendes explosions que eleven flamarades a centenars de quilòmetres (la flamarada més gran registrada és de 800.000 km). Aquesta expulsió de massa solar cap a l'espai és la responsable de l'anomenat vent solar format per partícules carregades elèctricament que produeixen alteracions magnètiques fins i tot a l'atmosfera terrestre. Les enormes erupcions solars, equivalents a l'explosió de 1.000 bombes atòmiques, creen uns túnels de vent solar que arriben fins al final del nostre sistema solar. La interacció del vent solar sobre la nostra atmosfera genera les aurores polars i les interferències amb les ones de ràdio. Fins i tot, en períodes de màxima activitat solar, les telecomunicacions es poden veure greument afectades.

L'activitat solar varia al llarg del temps. El primer en donar-se d'aquest fet va ser Galileu Galilei, que a finals del 1610 va observar per primer cop les taques del Sol. Aquestes taques fosques que apareixen sobre la superfície solar són zones més fredes, uns 2.000 graus menys que a la resta de la superfície. Heinrich Samuel Schwabe va anunciar al 1843, després de 18 anys d'estudis, que les taques solars no apareixien per atzar sinó que seguien un cicle. El cicle de les taques solars és d'uns 11 anys, encara que hi pot haver cicles més llargs o d'altres de més curts. Les taques augmenten en nombre durant uns quants anys fins a arribar a un màxim. Després decreixen fins a un mínim. Fins i tot hi ha períodes en els que arriben a desaparèixer. Això ho va descobrir Maunder a l'any 1893, que es va adonar que durant els anys 1645 i el 1715 no es van registrar taques. A l'any 1970 es van establir els cicles sense taques al Sol, que van ser durant els anys 700, 1500 i 1650. Aquestes èpoques que poden durar unes quantes dècades s'anomenen mínim de Maunder.

La desaparició de les taques solars indica una disminució de l'activitat de l'astre rei que provoca descensos de fins a dos graus i mig de la mitjana de la temperatura terrestre. L'estiu del 1997 va iniciar-se un nou cicle de creixement de l'activitat solar que assolirà el seu màxim cap al 2002. Això afavorirà, sens dubte, el rendiment de les plaques fotovoltaiques, però també provocarà un augment de la temperatura terrestre, que provocarà greus sequeres.

3.2 L'energia emesa pel Sol

El nucli del Sol, què és un 40 % de la seva massa total, genera el 90 % de l'energia. A la superfície solar la temperatura és només d'uns 6.000 ºK, però a la corona, la capa gasosa que envolta l'estrella és d'uns 2 milions de ºK. Degut a unes reaccions molt complexes que es produeixen en perdre massa, aquesta es converteix en energia. Aquesta energia alliberada pel Sol es transmet a l'exterior gràcies a la denominada radiació solar. Si examinéssim l'espectre de la radiació solar, ens n'adonaríem que la majoria de la gran energia emesa pel Sol es troba a la part visible d'aquest espectre (el 47 % del total de l'energia). És cert que les radiacions ultraviolades són molt energètiques, però són molt poc abundants, ja que tan sols un 7 % del total pertany a aquest tipus de radiació. Al contrari de les infrarojes, que sumen un 46 % del total però són molt menys energètiques. Per això es diu normalment que podem convertir la "llum" (aquest 47 % de la radiació) en electricitat mitjançant les cèl·lules fotovoltaiques.

A la Terra només rebem dues milionèsimes parts de l'energia que genera el Sol. Arran de terra l'energia varia segons l'indret geogràfic i en funció de l'estació de l'any. L'avaluació de la radiació rebuda en un punt determinat (Il·lustració 3.2) és la suma de la radiació directa (radiació rebuda des del Sol sense que hagi sofert ninguna desviació en el seu camí al llarg de l'atmosfera) i de la radiació difusa (radiació solar que ha sofert canvis en la seva direcció, principalment deguts a la reflexió i a la difusió de l'atmosfera) condicionada també pels dies ennuvolats o altres condicions atmosfèriques. Aquest paràmetre, l'anomenem insolació i es mesura amb kWh/m². Lògicament, a la nostra latitud varia entre l'estiu i l'hivern. Curiosament, els valors de màxima insolació no es produeixen a l'equador sinó a la latitud 40º N, la nostra aproximadament. Això és el fet que a l'estiu el Sol passa per la nostra vertical, el dia s'allarga i podem tenir fins a 13 hores i mitja de llum.

I. Global = I. Directa + I. Difusa

IT = IR + ID

IT = I·Sin H+ ID

On H és l'angle que forma el pla horitzontal amb el Sol.

L'energia que arriba (dels 3,13·10²⁶J/seg que produeix el Sol) a les capes exteriors de l'atmosfera sense obstacles per atenuar-la és d'1,35 kW/m² i s'anomena constant solar. La constant solar varia sensiblement amb la radiació que arriba a la superfície terrestre. Aquesta disminució d'energia es produeix pel pas obligatori de la radiació per l'atmosfera, i més concretament per aquests tres factors: Els gasos atmosfèrics (nitrogen, oxigen, ozó, etc.), el vapor d'aigua i la pols. La combinació d'aquests elements fa que sobre la superfície terrestre i al nivell del mar solament es rebin uns 1.000 W/m², valor que solament s'hi arriba en dies clars on l'aire sigui molt transparent. Aquest és el valor mitjà que es pot convertir en electricitat, però si tenim en compte que no tots els dies són clars i hi ha molts dies ennuvolats al llarg de l'any, veurem que hi ha la necessitat d'obtenir dades estadístiques fiables de les diferents radiacions a cada època de l'any i a cada lloc on podrem posar una instal·lació solar, per a veure si serà un lloc rentable [8]. Aquesta varia al llarg del dia ja que a les primeres i darreres hores de sol, l'angle és tan inclinat que l'energia incident és molt baixa (Figura 3.1). Els dies ennuvolats la radiació que arriba és molt més baixa (Figura 3.2).

L'energia total incident en un dia complet pot superar els 8 kWh/m² a la nostra latitud. La mitjana anual que rebem per dia al nostre país és d'uns 4,5 kWh/m² sobre una superfície horitzontal.

La radiació solar pot ser emprada en la seva forma energètica directament o bé a través de l'escalfor que porta. Aquestes dues formes d'energia del sol, la dels seus fotons i la calor, són les que distingim quan parlem de manera genèrica d'energia solar (solar fotovoltaica i solar tèrmica, respectivament).

La rotació terrestre i l'òrbita al voltant del Sol condicionen algunes de les característiques de la radiació solar. Per poder avaluar l'energia del Sol es tenen en compte alguns paràmetres de geometria espacial. La longitud i la latitud que defineixen les coordenades d'un punt sobre la superfície de la Terra també condicionen l'energia rebuda. Al llarg de l'any l'elipticitat de l'òrbita al voltant del Sol fa variar els paràmetres definits.
     

Finalment, tot i que a la pràctica resulta invariable, no podem oblidar que l'angle d'inclinació de l'esfera terrestre (anomenada declinació), és avui en dia de 23º 27' (Il·lustració 3.3) i varia en períodes de 40.000 i 100.000 anys entre 22º i 24º. Aquestes diferents posicions són les responsables dels canvis climàtics que s'han succeït en el transcurs de la història planetària.

Després d'haver avaluat aquests termes, es pot afirmar que la intensitat de radiació solar vindrà donat pel nombre d'hores de llum rebudes, per l'època de l'any en què ens trobem, per les condicions atmosfèriques del dia, per les coordenades geogràfiques de l'indret on ens trobem i per la inclinació del pla receptor.

    
3.3 L'energia fotònica

L'energia transportada per un fotó és proporcional a la freqüència de la radiació, la qual s'estén entre els 300 nanòmetres i els 4 micròmetres. Per a passar aquesta energia a electrons, utilitzem l'efecte fotovoltaic (que el podem definir com la capacitat que tenen alguns elements químics per a absorbir fotons i tot seguit alliberar un corrent d'electrons, que si es captura pot ser usat com a electricitat). Si el valor de la constant solar, com ja s'ha dit abans [9], és de 1.000 W/m², la possibilitat de conversió elèctrica depèn de l'eficiència d'absorció dels materials emprats i de l'interval de freqüència en el qual es produeix el salt d'electrons. Per això, no sempre es manté les millors característiques d'un material al llarg del dia o durant l'any. En general, les cèl·lules fotovoltaiques que es comercialitzen tenen un rendiment d'un 14 % sobre l'energia de 1.000 W/m², el valor del corrent generat és de 30 mA/cm² i la tensió màxima de 0,58 volts. El que varia al llarg del dia és el corrent de la cèl·lula, mentre que la tensió es manté constant. Per aquest motiu, per a aprofitar aquesta escassa energia ens cal connectar en paral·lel un bon nombre de cèl·lules.

8. V. Annex V i VI (Taules de Radiació).
9. V. Punt 3.2 (L'energia emesa pel Sol) d'aquest treball.