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Module 1: Introdução à Energia Solar

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Propagação da Radiação do Sol para a Terra

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Prezados estudantes, hoje discutiremos a física de propagação da radiação solar do Sol para a Terra. Por isso, antes de começar a física, vamos aprender algo sobre o Sol. (Consulte O Slide Time: 00:48) Assim, como todos nós sabemos sobre o Sol, o Sol é o maior membro do sistema solar. Ela transporta cerca de 99 ponto 68 da massa total do Sistema Solar. E é uma esfera de matéria gasosa intensamente quente. E o Sol rotaciona o seu próprio eixo cerca de uma vez 4 semanas. Este equador leva cerca de 27 dias. Região polar leva cerca de 30 dias para cada rodízio. Se falarmos de densidade e da pressão no centro, ela é tremendamente alta. Então, a densidade é de cerca de 10 à potência de 5 kg por metro cúbico, que é cerca de 100 vezes mais mais denso que a água. E a pressão no centro é de mais de 1 bilhões de pressão atmosférica. Por isso, é uma pressão muito alta. E a temperatura no centro é estimada em cerca de 15000000 significa que é de 8 x 106 40 x 106 Kelvin. Então, é uma temperatura muito alta. E essa liberação de energia se deve à reação de fusão contínua. Então, como você sabe como ocorre essa reação de fusão. Então, se considerarmos esse átomo de hidrogênio e átomo de hélio, se sabemos a diferença de massa, delta m Δm. Então, essa massa de átomo de hélio é cerca de 0,65 menor do que, menor que o átomo de hidrogênio, átomo de hidrogênio. Por isso, uma vez que sabemos que isso Δm então podemos usar essa famosa equação de Einstein, que não passa de E=Δmc2. Portanto, c não é nada além de velocidade de luz que é igual a 3x108 metro / segundo. Então, se nós substituirmos isso Δm e c então podemos calcular o tipo de energia que é gerada no Sol. Então, ele é encontrado a cerca de 0,23 vezes de raio se nós este raio do Sol. Então, nesse local, isso significa, se traçamos uma linha aqui, e se tiramos 0,23 vezes o raio se este é o raio e este é o (rad) r então 90 da energia é gerada aqui, neste núcleo. E então essa energia gerada aqui é irradiada para as superfícies externas. E como você pode ver, esta porção, esta porção, esta porção é uma zona convectiva. Como você pode perceber essa temperatura do núcleo é muito altíssima e esta nossa temperatura de superfície é relatada para ser cerca de 6000 Kelvin. Então, há uma diminuição da temperatura do núcleo para a superfície do Sol. E por causa destes e de, daqui pode-se concluir que a dissipação de calor está ocorrando desde o núcleo até a superfície do Sol e então a quantidade de energia que é emitida da superfície do Sol é distribuída no sistema solar e parte da energia é recebida pela superfície terrestre. E se vermos essa energia, a radiação do Sol é de cerca de 3,8 x 1026 watt. E esta Terra recebe energia cerca de 1,7 x 1018 watt. E também conhecemos a distância entre o Sol e a Terra, que é a distância média. (Consulte O Tempo De Deslizamento: 05:20) Então, vejamos o que podemos aprender sobre a Terra. Assim, esta Terra entrou em existência em cerca de 4,6 bilhões de anos atrás. A Terra gira em torno do Sol em forma elíptica uma vez por ano. Esta Terra é inclinada a 23,5 0 e gira sobre o seu próprio eixo. Este núcleo interno é uma massa sólida feita de ferro e níquel. E este núcleo externo do manto terrestre compreende rocha sólida. E também nós sabemos que 70 da Terra é coberta por água, e permanecer 30 é terra. E esta temperatura do corpo negro da Terra é de cerca de 288 Kelvin. Assim, vamos aprender por que é chamado de corpo negro e qual é o espectro a esta temperatura. (Consulte O Tempo De Deslizamento: 06:20) Então agora aprenderemos algo sobre radiação. Por isso, há muitas teorias disponíveis para a compreensão da propagação da radiação, mas nenhuma teoria dá informações precisas sobre a propagação da radiação. Por isso, a maioria das teorias importantes cunhada por dois pesquisadores, uma é a Teoria Eletromagnética de Maxwell. Essa radiação nessa teoria, a radiação é tratada como onda eletromagnética e o conceito de Max Planck onde a radiação trata como Photon ou quanta de energia. Ambos os conceitos utilizados para descrever a emissão e propagação da radiação. O resultado obtido a partir de teoria eletromagnética usada para prever propriedades de radiação dos materiais. E os resultados obtidos a partir do conceito de Planck foram empregados para prever a magnitude da energia de radiação emitida por um corpo a uma dada temperatura. Então, essas 2 teorias são primariamente utilizadas para entender a propagação da radiação de Sol para a superfície terrestre. (Consulte O Tempo De Deslizamento: 07:51) Deixe-nos dar um exemplo sobre transferência de calor de radiação. Então, aqui o que eu quis dizer como essa radiação térmica é propagada? Se a sua temperatura corporal for mais do que absoluta 0, então esse corpo começará a emitir radiação térmica. Assim, por exemplo, se considerarmos um objeto tendo uma temperatura Th, que é mais do que absoluta 0 temperatura, absoluta 0 e também maior que a superfície fria Tc. Então, esse objeto quente é colocado em um meio que está no vácuo e vai mostrar como esse objeto quente é resfriado quando uma superfície fria é cercada por esses objetos quentes. Então, o que acontece uma vez que essas temperatura de objeto quente é mais do que o 0 absoluto ele começará a emitir radiação térmica e por causa dessa troca de calor, troca de calor radiativa, portanto, essa temperatura de objeto irá reduzir e somente o modo de transferência de calor será transferência de calor radiativa. Como nenhum meio está presente, isto é mantido no vácuo, nenhuma transferência de calor convectiva ocorrerá, somente a troca de radiação estará lá. Então, por causa disso esse objeto irá, será resfriado. E a mesma coisa acontece quando a radiação é propagada da superfície do Sol até a superfície terrestre. E a partir disso o que entendemos, não precisamos de nenhum meio interveniente para transferir energia do Sol para a Terra. Assim, este Sol emitirá radiação térmica a cerca de 6000 Kelvin e esta energia térmica a granel emitida por um corpo encontra-se em comprimento de onda entre 0,1 a 100. Assim, a maior parte da radiação térmica é emitida nesse comprimento de onda é de 0,1 100 micron. Então, esse micron nós podemos representar como μm também. (Consulte Slide time: 10:29) E se temos que aprender sobre radiação, há teorias mas nenhuma teoria dá informações claras sobre propagação de radiação. Por isso, duas teorias mais importantes cunhada por Maxwell's e Max Planck's, são utilizadas para entender a propagação da radiação. Conforme a Teoria Eletromagnética de Maxwell, a radiação é tratada como onda eletromagnética. E conforme o conceito proposto por Maxwell's, essa radiação trata como Photon ou quanta de energia. Ambos os conceitos são utilizados para descrever a emissão e propagação da radiação. O resultado obtido a partir de teoria eletromagnética usada para prever propriedades de radiação do material. E os resultados obtidos a partir do conceito de Planck foram empregados para prever a magnitude da radiação, energia emitida por um corpo a uma dada temperatura. Por isso, o que aprendemos essas 2 teorias são usadas principalmente para a compreensão da propagação da radiação da superfície do Sol até a superfície terrestre. (Consulte O Slide Time: 11:51) Deixe-nos aprender algo sobre o espectro da radiação eletromagnética. Então, quando a radiação é tratada como onda eletromagnética? A radiação de um corpo a temperatura T é considerada em todo o comprimento de onda. Então, isso significa que lambda λ vai variar de 0 para o infinito. Então, aprendemos corpo negro e então como esse espectro de radiação é importante. Vamos aprender nos slides posteriores. Agora, nossa preocupação é, se considerarmos esse espectro de comprimento de onda, aqui o que podemos ver de 0,1 100 μm, esta porção do espectro é conhecida como radiação térmica. Por isso, a maior parte das radiações e a maioria das aplicações de engenharia esta radiação térmica é aplicada e também a radiação solar está em queda sob esta radiação térmica. O Sol emite radiação a uma temperatura, que é a temperatura do corpo negro é de cerca de 5760 Kelvin ou podemos dizer que está perto de 6000 Kelvin. Assim, a essa temperatura, obtemos a radiação solar e essa extensão de onda cai na faixa do ponto 0,1 3 μm. E, sob esse espectro de radiação solar, teremos alcance visível que cai no comprimento de onda de 0,4 0,7 μm. E quando falamos em infravermelho, portanto, sua faixa é de 0,7 1000 μm e em ultravioleta é de cerca de 0,4 10-2 μm. Por isso, essas informações são importantes porque o tipo de radiação com o que está vindo do Sol e depois o que acontece na atmosfera terrestre, e depois o tipo de radiação que recebemos na superfície terrestre e a radiação volta reradiada da superfície terrestre. Então, essas informações são necessárias. Por isso, a radiação de ondas curtas está vindo da superfície do Sol e em algo acontece na atmosfera terrestre. E então essa radiação de ondas longas, que é reradiada da Terra é como radiação infravermelha. Então, isso realmente retém na atmosfera terrestre. Discutiremos essas questões nos próximos slides. E também há informações como diferentes tipos de radiações podem ser aplicadas em diferentes aplicações. Assim, por exemplo, X-Ray, como sabemos, essas máquinas de raios-X são aplicadas em muitas das aplicações para levar a imagem. Assim, seu comprimento de onda varia de 0,01 100 nanômetro e é claro, ele é usado em radiografia. E para o ultravioleta sua faixa de 10 400 nanômetro e ela é principalmente usada em purificações de água. E em alcance visível, o seu comprimento de onda varia de 400 800 nanômetros que significa, 0,4 a cerca de 0,8 μm e isto é para a visão diurna e aplicações de fotossíntese. E perto de infravermelho varia de 800 nanômetro até 10 μm. Então, ela é usada para visão noturna, em visões noturnas para trabalhar à noite. No comprimento de onda infravermelho térmico varia de 10 μm a 1 mm e ele é aplicado principalmente em aplicações de aquecimento e refrigeração e o comprimento de onda micro de onda varia de 1 milímetro a 10 centímetro. E é claro que isso é usado em fornos de micro-ondas. Já sabemos o que é forno micro-ondas e a maior parte do eletrodoméstico este forno de micro-ondas está presente. E as ondas de radar, é de ondas muito longas, de 10 centímetro a 1 metro. E ele é usado para detectores de celular, telefone e velocidade. E para ondas de rádio, onde o comprimento de onda é de mais de 1 metro. Então, o uso dessa onda está em rádio, televisão e comunicações. (Consulte O Tempo De Deslizamento: 16:41) Nesse slide, aprendemos a relação Sol-Terra. Então, Sol está aqui no centro e a Terra está aqui. Assim, a Terra gira ao longo desse caminho e também a Terra gira sobre o seu próprio eixo. Sol está aqui, Sol também gira sobre o seu próprio eixo. Portanto, isso é em 24 horas, 1 revolução, 1 revolução em 24 horas. E tem cerca de 4 semanas. 1 Uma revolução em 4 semanas e distância entre o centro da Terra e o centro do Sol está variando, pois isso é excêntrico, isto não é fixo. Por isso, quando temos de contar a distância entre o Sol e a Terra que é a distância média entre o Sol e a Terra. Às vezes você sabe que a distância Sol-Terra é muito longa e, às vezes, é curta. Por isso, devemos saber que dia é muito próximo da Terra e que dia é muito muito distante da Terra. Então, essas informações são sempre conhecidas por você e isso ficará mais claro quando resolvemos problemas. E também a Terra subtende um ângulo de 0,53 grau. Aqui este ângulo é de 0,53 e a distância entre o centro do Sol e o centro da Terra, esta é a distância média é de cerca de 4,96 x 1011 metro. E já que entendemos que por causa dessa excentricidade da órbita da Terra a distância entre o Sol-Terra é varia e essa variação é de cerca de + 1,7%. E também mais uma informação devemos saber o ângulo isto é, esta é a Terra e esta parte é equador, e esta é a linha vertical e este ângulo é 23,5, este sempre faz um ângulo de 23,5 e cada um rotaciona sobre o seu próprio eixo. (Consulte O Slide Time: 19:11) Agora, precisamos aprender sobre a constante solar, o que é muito, muito importante para entender por que isso é importante na compreensão da propagação da radiação solar. Então, o que é constante solar? Esta constante solar é definida como o fluxo radiante recebido na região extraterrestre de um plano de área de unidade mantido perpendicular à radiação solar na distância média Sol-Terra. Então, esse valor é de cerca de 1367 watt/meter2. Então, esse é um valor constante solar e esse valor vai variar. Talvez se você considerar no mês de junho, esse valor será de cerca de 1322 watt/meter2 e em 21 de dezembro, se considerarmos que será cerca de 1411 watt/meter2. Isso se deve à variação de distância entre Sol e Terra em momentos diferentes. Então, essas variações podem ser consideradas. Então, essa variação é de cerca de 0,33%. Então, se temos que calcular a flux solar da região extraterrestre então precisamos aplicar esta equação, Iext = Isc (que não passa de constante solar, constante solar e depois esta parte) [1 + 0,033 cos (360n/365)]. Então, esta necessidade de ser considerada. Então, essa variação deve-se à órbita elíptica do movimento do Sol em torno do Sol. Então, esta necessidade de ser considerada de outra forma este valor 1367 que é o tempo recente esta constante é usada. Mais cedo as pessoas fizeram muitos cálculos e há variações como as pessoas às vezes afirmava que esse valor é de 1357, 1357 watt/meter2. Mas nos últimos tempos usamos esse valor 1367. Então, esse é o valor preciso normalmente que usamos em nossos cálculos. Então, qual é a minha intenção nesse slides, precisamos considerar esse parâmetro, este parâmetro 0,033 cos (360n/365) a fim de calcular a região extraterrestre para qualquer dia. Assim n representam o nésimo dia do ano. Suponhamos que se eu estiver interessado em calcular a região extraterrestre ou fluxo solar extraterrestre recebido em 1 de janeiro, então esse valor de n será n é igual a 1, ok. Portanto, se nós substituirmos o valor de n é igual a 1 nesta expressão, então o que teremos Iext será Isc que não passa de 1367x (1 + 0,033 cos 360 x 1/365). Em seguida, podemos fazer pequenos cálculos e podemos calcular a quantidade de região extraterrestre recebida no dia 1 ou 1 de janeiro. Então, se eu estou interessado em calcular este Iext para dizer 1 de fevereiro, então qual seria o valor de n? n será o seu, pois janeiro será de 31 dias mais 1 que será o seu 32. Então, se nós substituirmos esse valor 32 em n aqui, então podemos calcular qual será o fluxo de radiação recebido em 1 de fevereiro. É claro que essa radiação é radiação extraterrestre que está acima da atmosfera terrestre. Então, deixe-me resumir esses slides, o que aprendemos. Aprendemos dois parâmetros muito importantes, um é constante solar e o segundo é a radiação extraterrestre. Portanto, radiação extraterrestre, radiação extraterrestre. Então, ainda não aprendemos, o que é a radiação terrestre. Assim, vamos aprender depois de 2-3 slides, o que é radiação terrestre, e qual é a diferença entre radiação extraterrestre e radiação terrestre. Então, este Isc será exigido em muitos dos nossos cálculos. Então, vamos passar para os próximos slides. (Consulte O Tempo De Deslizamento: 24:51) Agora, estudaremos como a radiação é propagada do Sol para a superfície da Terra. Então, se desenharmos Sol aqui, este é Sol, e teremos atmosfera terrestre aqui e a Terra está aqui. Então, essa parte já você sabe, eu vou escrever região extraterrestre é ET, e região terrestre é (E) TR, região terrestre e região extraterrestre eu escrevo R aqui, ok. Então, já você conhece o relacionamento, como este Isc e Iext é relacionado, região extraterrestre. Portanto, essa radiação solar, por isso a temperatura da superfície do Sol é de cerca de 6000 Kelvin e a radiação de ondas curtas está se deslocando pelo espaço. E teremos todas as moléculas aqui, como material particulado e teremos oxigênio, ozônio, então você tem H2O, ele é vapor de água e talvez NO2, talvez dióxido de carbono, talvez CO. Então, o que acontece quando essa radiação solar está vindo da superfície do Sol e ela tem que passar por essa atmosfera terrestre. Então, quando essa radiação solar está passando por essa atmosfera terrestre. Então, as duas coisas acontecem uma é a absorção da radiação solar e a segunda está se espalhando. Esses dois fenomenons serão discutidos nos slides posteriores. Então, esses dois fenomenons acontecem por causa disso nós recebemos uma baixa radiação solar intensa na superfície terrestre. Por isso, aqui neste slides minha preocupação é que precisamos saber como essa radiação solar é propagada da superfície do Sol até a superfície da Terra. Por isso, a radiação de ondas curtas está chegando pelo espaço e ela tem que viajar por essa atmosfera terrestre. Então, nós vamos e já você sabe, essa atmosfera é muito espessa cerca de 30 quilômetro e aqui o que acontece assim que ele atinge a Terra, então, ele reradiia algum tipo de radiação de ondas longas, radiação de ondas longas. Então, essas radiações de ondas longas são algo chamado infravermelho, radiações infravermelhas. Então, essa radiação de ondas longas refletida de volta da superfície terrestre e ela se mantém nesta atmosfera terrestre e que leva à contribuição do aquecimento da atmosfera terrestre. Então, o que eu tentei explicar aqui, nós temos Sol e Terra e então radiação de ondas curtas viaja do espaço e então isso tem que passar por essa atmosfera terrestre e ela é recebida pela superfície terrestre. Então, algumas das radiações são refletidas de volta, essas radiações, são radiações de ondas longas e que se retém na atmosfera terrestre. Porque estes são absorvidos pelo dióxido de carbono e ele retém e isto leva à estufa, ou aumento da atmosfera terrestre. Porque a energia interna dessa atmosfera terrestre está aumentando e, por causa disso, estamos tendo elevação de temperatura, aumento de temperatura. (Consulte O Tempo De Deslizamento: 29:02) Assim, próximos slides aprenderemos sobre radiação solar, o que são as radiações terrestres, e então o que é, então neste slide aprendemos irradiação espectral solar, isto é radiação extraterrestre e terrestre. Assim, sabe-se que aproximadamente 99 da atmosfera terrestre está contida dentro de uma distância de cerca de 30 quilômetro da superfície da Terra, ok. E vamos olhar para esta figura. Por isso, o que representa, mostra irradiância versus comprimento de onda. Então, diferente comprimento de onda, qual é o espectro para região extraterrestre, e qual é o espectro para a região terrestre? Então, essa linha pontilhada representa o espectro solar fora da atmosfera terrestre que é região extraterrestre. E esta linha sólida representa o espectro solar em solo sob atmosfera clara. Como você pode ver, essa região, essa região é UV, essa região é região visível e então essa região longa é região infravermelha. Por isso, essa região UV é a mais importante para nós, no que diz respeito à conversão de PV solar ou à conversão de portabilidade. Então, o que se pode ver a partir dessa figura é a intensidade solar é muito elevada em caso de região extraterrestre e isso é diferente ou é mais baixo em caso de região terrestre. Então, o que acontece, por que isso é assim, porque essa radiação tem que passar por essa atmosfera terrestre enquanto a radiação está viajando por essa atenuação da atmosfera terrestre ocorre. Então, radiação o que recebemos que está em forma de atenuação e essa atenuação deve-se à absorção e espalhamento. Então, aqui este ozônio está concentrado em uma camada a 30 quilômetro da superfície da Terra. E é fortemente absorvido faixas UV no comprimento de onda de 0,2 0,29 micron, e relativamente fortemente em 0,29 0,34 micron. Então, aqui essa escala está em nanômetro, então, nós podemos converter muito facilmente. Então, este 200 significa cerca de 0,2 micron. Portanto, 200 nanômetro significa 0,2 microns. Então, porque isso é 1 nanômetro é algo como 10-3 micron. Assim, dessa forma podemos entender a escala. E essa absorção de oxigênio ocorre em uma linha muito estreita centrada em 0,76 micron, portanto, trata-se aqui. Então, esse oxígeno é absorvido aqui e esta parte é ozônio. E a absorção de água ocorre no intervalo de onda, de 0,7 2,2 micron e dióxido de carbono absorvido no comprimento de onda mais de 2,2 micron. Então, essa informação é muito, muito importante e o que a gente entende dessa figura, o porquê dessa variação de radiação em comparação com a região extraterrestre. O tipo de radiação que recebemos na atmosfera terrestre é diferente do tipo de radiação que está disponível acima da atmosfera terrestre, por causa dessa absorção e dispersão na atmosfera terrestre. Também vamos aprender o que são essas coisas como poder emissivo. Por isso, essa quantidade de radiação por unidade de comprimento de onda se a integrarmos para todos os espectrômetros, então o que obteremos é ela é chamada de constante solar. Então, essas informações serão mais claras quando fizermos algum tipo de problemas numéricos. E esta é também curva semelhante. Ele mostra a irradiância espectral versus comprimento de onda. Assim como você pode ver, comprimento de onda, gama de comprimento de onda visível UV, então alcance de onda de onda visível e faixa de onda infravermelha. E a gente aprende o que é massa de ar no, em um par de slides depois e que também é muito muito importante. E o finalmente, o que nossa preocupação é como a radiação solar que atinge a superfície da Terra está contida no comprimento de onda entre 0,29 2,5 micron. Então, esse alcance é muito importante para nós. (Consulte O Tempo De Deslizamento: 34:31) Veja o comprimento de onda à medida que aprendemos a irradiação solar tem intensidades de pico no comprimento de onda mais curto. Por isso, quando o raio Sol está vindo da superfície do Sol, assim, o que observamos neste comprimento de onda teremos pico e depois vai diminuindo. Por isso, essa faixa visível é muito muito importante para nós, e a maior parte do PV solar é baseada nessa luz visível. (Consulte O Tempo De Deslizamento: 35:03) E aqui como podemos dizer, quando a radiação solar é, então esta é a nossa atmosfera, esta é a Terra. Então, essa radiação de ondas longas vai voltar. Então, essa radiação de ondas longas é uma longa radiação de comprimento de onda. Os picos serão cerca de 10 microns e depois diminuem. Então, isso é tão sobre radiação de ondas longas, isso é sobre radiação de ondas curtas, ok. E isso está em 600 Kelvin da superfície do Sol e isto está na superfície da Terra que está em 288 Kelvin. Assim, o Sol quente irradia em comprimentos de onda mais curtos que carregam mais energia e fração absorvida pela superfície polar é então reradiado em comprimento de onda mais longo, o que é mostrado na figura. (Consulte O Slide Time: 36:02) Agora, discutiremos sobre o mecanismo de absorção e dispersão, que é muito, muito importante para entender o que é radiação difusa e o que é radiação normal. Porque, depois dessas palestras, o que vamos aprender é diferente tipo de instrumento usado para a medição de radiação, e então como essas duas radiações são diferentes, e qual a condição que podemos fazer, que tipo de dispositivos de conversão? Isso significa, que a radiação é importante para dizer, concentradora e que tipo de radiação é importante para outras aplicações. Então, discutiremos o mecanismo de absorção e dispersão nos slides, o que é muito importante para entender o tipo de radiação recebida pela superfície da Terra e por que isso é assim. Isso significa, o que é radiação normal e o que é radiação difusa. Essa ideia que podemos gerar estudando esses dois fatos é a absorção e a dispersão. Essa absorção ocorre principalmente devido ao ozônio e vapor de água presente na atmosfera terrestre e menor extensão aos demais gases e materiais particulados. Mas, a dispersão ocorre devido a todas as moléculas gasosas, assim como as partículas de material particulado, presentes na atmosfera terrestre. Vou desenhar a coisa, mesma coisa de novo aqui. Então, isso será algo assim. Teremos aerossóis, aerossóis em material particulado e todas as moléculas gasosas. Como temos O3, temos oxigênio, temos H2O, temos CO, temos CO2, todos os gases e esta radiação está a chegar radiação de ondas curtas. Então, o que acontece essa radiação, parte da radiação é absorvida aqui, então UV é absorvido aqui então em diferentes comprimento de onda isso será absorvido nas diferentes moléculas. E o que acontece lá são algumas radiações que são pouco afetadas, não afetadas por essas atmosfera da Terra e que cai diretamente na superfície terrestre. E algumas radiações que são difundas e que viaja em todas as direções e sua intensidade é reduzida. Assim, o tipo de radiação que não é afetada por essa atmosfera terrestre é conhecida como Ib, Ib é uma radiação de feixe ou radiação direta. E o tipo de radiações que é recebido após espalhamento é conhecido como Id, isto é radiação difusa. Então, se somarmos esses dois, Ib mais Id não é nada além de In ou Ig. Então, este é Ig não é nada além de Radiação Global. Por isso, Ib é radiação de feixe ou radiação direta, feixe ou direto e isso é difuso, difuso e isso é global. Então, aqui a radiação de ondas curtas está vindo da superfície do Sol e esta viagem pelo espaço e depois e ela tem que passar por essa atmosfera terrestre. Assim, enquanto essa radiação entra em contato com a atmosfera terrestre, assim, o que acontece, a absorção de radiações solares ocorre, também se espalha ocorre. Então, com base no comprimento de onda, então, diferentes elementos estão presentes. Então, diretamente eles são absorvidos aqui, como o UV é absorvido na camada de ozônio e então você tem oxigênio também absorvido em diferentes comprimento de onda e depois vapor de água então H2O. E algumas das radiações que não são nenhuma greve nos aerossóis e suas direções são sentadas, ela irradiou em todas as direções e algumas das radiações são recebidas sob superfície terrestre. Às vezes o que acontece ali é um parâmetro chamado liberação de liberação. Assim, uma vez que as moléculas de ar estão presentes, devido a essas moléculas de ar essa liberação de dispersão também se dá. Então, essa radiação dispersa, por isso, quando ela recebe na superfície terrestre sua intensidade é reduzida e essa intensidade reduzida é designada por I d, ou seja, radiação difusa. Então, o que aprendemos aqui? Aprendemos o mecanismo de absorção e dispersão e depois, aprendemos um tipo diferente de radiação que é radiação de feixe, radiação difusa e radiação global. Então, essas radiações são muito muito importantes quando fazemos cálculos relacionados às geometrias de radiação. (Consulte O Tempo De Deslizamento: 41:47) E precisamos aprender as radiações do corpo negro. Por isso, para uma determinada temperatura e comprimento de onda, nenhum outro corpo à mesma temperatura pode emitir mais radiação do que um corpo negro. Por isso, precisamos entender o que é uma emissão de corpo negro espectral ou poder emissivo e uma constante de Stefan Boltzman. Porque podemos demonstrá-lo, Sol é um corpo negro ou a temperatura de superfície do Sol que está próxima de 6000 é uma temperatura do corpo negro. Então, nós podemos demonstrá-lo. Comecemos como conhecemos esta lei de Planck de poder espectral em termos de potência, como definimos eu, t E bw. Por isso, a certa temperatura é expressa como C1/λ5 {exp (C2/ λT) -1} e então você tem E, exponencial de C2 por lambda T menos 1. Esta pode ser a equação 1 e esta C1 e C2 são constantes e C1 é algo como = 2πhc 2 = 3.7431x108 W.μm/m2 que substituem o valor constante de Planck e valor de c que é algo como 8 W.μm4 / meter2 e C2 = hc/K, que é igual a 1,4387 x 104 μm K. E T é a temperatura absoluta e λ está em, λ, λ está em μm e T é, este comprimento de onda em μm e T está em Kelvin, isto é temperatura absoluta, temperatura absoluta. Então, esse é o poder de emissoras espectrais e isso é definido por Planck's, Planck's e também você conhece a lei do Planck. Então, essa equação é de 1. Agora se eu estiver interessado em calcular o poder emissivo, o que faremos? Integraremos esta constante de Planck desde o comprimento de onda 0 até o infinito. Vejamos como podemos fazê-lo. Por isso, se me interessa o poder emissivo, Eb (T), isso é chamado de poder emissivo. Mais cedo foi um poder de emissoras espectrais. Por isso, se eu estiver interessado em descobrir esse poder emissivo, o que faremos, integraremos essa equação 1 de λ 0 ao infinito. E essa equação era algo como este C1/λ5 {exp (C2/ λT) -1}. E esta é a lambda. Portanto, se integrarmos, por isso, não vou fazer a derivação. Então, o que eu vou escrever, o que você vai chegar aqui finalmente o σT 4 que é W/meter2. Então, o que é λ? λ é constante de Stefan Boltzman, constante de Stefan Boltzman, Boltzman constante e seu valor é 5,67 x 10-8 W/meter2Kelvin4. Assim, trata-se de um poder emissivo de corpo negro assim, também podemos dizer que este é um corpo negro, poder corporal negro, poder emissivo, poder emissivo. Assim, é o fluxo de radiação do corpo negro emitido de uma superfície a uma temperatura absoluta T. Então, para mostrar a radiação emitida pelo Sol, essencialmente radiação do corpo negro, substituímos o valor da constante solar. Por isso, se temos que mostrar que a radiação emitida pelo Sol é essencialmente radiação corporal negra. Então, se então o que precisamos fazer, isso é igual a 1367 = (r/R) 2σT 4,. Então, como eu calculei porque pi, 4 π R 2 quadrado é igual a, temos essa área e então temos, Isc x 4 π R 2 = 4 π r2σT4 r é o raio do Sol, R esta é a distância entre o Sol Nascente. Então, é claro que esta é uma distância média, portanto, distância média. Então, é assim que podemos calcular. Então, se substituirmos o valor de 1367 aqui, e este Isc é igual a como pequeno r por capital R quadrado por sigma T à potência de 4. Então, se fizermos esse cálculo, então podemos calcular o que é T, pois esses valores são conhecidos por nós, pequenos r e capital R. E este T será de cerca de 5777 Kelvin. Então, se usarmos esse T e se nós voltemos para cá e se substituirmos esse valor de T aqui, então podemos calcular Eb que é poder de emissoras espectrais em diferentes comprimento de onda. E é constatado que se geramos este valor de Eb em diferentes lambda, ele é bastante próximo de uma radiação do corpo negro. É por isso que se pode dizer que a radiação solar emitida pela superfície do Sol é uma radiação de corpo negro. (Consulte O Tempo De Deslizamento: 49:53) Então, agora, podemos resolver esse problema, já que já temos todos os dados, já demos a dica de como resolver esse problema. Por isso, temperatura do sol, alisamento podemos calcular o que é T ou se conhecemos a constante solar Isc é algo (r/R) 2σT4 e se substituirmos esses valores podemos calcular o que é T. Então, alunos solicito que você complete esse trabalho, de modo que você envolva como esse tipo de problemas pode ser resolvido para melhor clareza. (Consulte O Tempo De Deslizamento: 50:45) Então, aqui introduziremos um conceito chamado Massa Aérea. Então, o que é muito, parâmetros muito importantes em testes em um coletor de flatplate solar, nós, nós precisamos entender com muito cuidado. Por isso, a maioria dos parâmetros importantes que determina a irradiância solar sob a condição de céu claro é a distância que a luz solar tem de percorrer a atmosfera. Porque temos atmosfera, temos atmosfera. Esta é a atmosfera e então suponha que se nós, nós estamos aqui, assim, talvez Sol esteja em nossa sobrecaria, então a distância de viagem pelo raio do Sol é muito curta, e se tirarmos aqui então a distância tr