INSTITUTO FEDERAL DE EDUCAO, CINCIA E TECNOLOGIA DE PERNAMBUCO

CAMPUS: PESQUEIRA

7-M.I.-ELETROELETRNICA

CLNIO BORGES BARBOZA FILHO

DESENVOLVIMENTO DE DISPOSITIVO ELETRNICO PARA MEDIO DA RADIAO SOLAR NA CIDADE DE PESQUEIRA-PE.PESQUEIRA-PE

2013

CLNIO BORGES BARBOZA FILHO

DESENVOLVIMENTO DE DISPOSITIVO ELETRNICO PARA MEDIO DA RADIAO SOLAR NA CIDADE DE PESQUEIRA-PE.Projeto de pesquisa apresentado a professor Bruno Gomes Moura de Oliveira, para o programa de incentivo a pesquisa dos Recursos Humanos da Petrobrs, com o intuito de engajar os alunos em projetos para formar pesquisadores.

PESQUEIRA-PE

2013

RELATRIO GERAL

O sol lana no espao uma enorme quantidade de energia, causada pelas reaes que ocorrem na superficie solar. Sendo assim a fonte principal de energia para os processos termodinmicos que ocorrem na superfie terrestre. Processos de transferncia de energia

A energia pode ser transferida de um ponto para outro por trs processos:

Conduo: A energia calorfica transferida de uma molcula para outra. Este processo permite definir o conceito de materiais bons e maus condutores de calor, como os metais e o ar respectivamente.

Conveco: o processo em que uma massa fluida se movimenta por diferena de densidade. Tem uma importncia muito grande na atmosfera terrestre, sendo seu entendimento essencial para o estudo de geadas, por exemplo.

Radiao: o processo em que a energia, proveniente do Sol ou de outra fonte qualquer, se propaga sob a forma de ondas, genericamente denominadas ondas eletromagnticas. A principal diferena deste modo de transferncia de energia para os dois anteriores que a radiao tambm se propaga no vcuo no havendo portanto, a necessidade de um meio material para que a transferncia de energia ocorra.

A onda eletromagntica tem as seguintes grandezas caractersticas: Comprimento (): a distncia entre duas cristas consecutivas. Frequncia (): o nmero de cristas que passam por um ponto de referncia na unidade de tempo. Perodo (): o tempo necessrio para uma crista completar um ciclo. O perodo o inverso da frequncia. T = Velocidade (c): a distncia percorrida por determinada crista por unidade de tempo. A velocidade de propagao das ondas eletromagnticas no vcuo tida como constante, da ordem de 300.000 km s-1, sendo atenuada quando se propaga em meios materiais, o que pode ser desconsiderada no caso da atmosfera terrestre. Fisicamente, velocidade = distncia/tempo. Para a radiao a distncia o prprio comprimento de onda () e o tempo dado pelo perodo (), ento:

Pelo fato da velocidade das ondas eletromagnticas serem constantes, a equao anterior mostra como se relacionam estas grandezas, ou seja, medida que se aumenta o comprimento de onda, diminui a frequncia e vice-versa. Esta relao permite caracterizar o potencial energtico dos comprimentos de onda. Por exemplo, os raios ultravioletas so mais energticos, pois possuem comprimentos de onda muito pequenos e associados a altas frequncias, tendo maior poder de penetrao.Para o estudo da radiao importante o significado de alguns termos, sendo os principais: Poder emissivo a quantidade de energia emitida por uma superfcie por unidade de rea e tempo, a uma dada temperatura. Todo corpo que possui energia, isto , cuja temperatura maior que 0 (zero) Kelvin, emite certa quantidade de energia em determinados comprimentos de ondas. Corpo negro uma idealizao fsica para o estudo da radiao. O corpo negro absorve toda energia incidente sobre ele e, para cada temperatura e para cada comprimento de onda, o corpo que emite a mxima quantidade de energia. As leis da radiao, que sero abordadas adiante, consideram sempre o corpo negro.Emissividade () um ndice que compara o poder emissivo de um corpo qualquer com o poder emissivo do corpo negro mesma temperatura. em que, E - emissividade do corpo;Ec - poder emissivo do corpo temperatura T;Ecn - poder emissivo do corpo negro temperatura T. Quando um feixe de radiao (I) incide sobre um corpo, pode originar trs parcelas, sendo a primeira refletida (Ir), outra absorvida (Ia) e a ltima, transmitida (It). Pode-se ento definir os seguintes coeficientes, relacionando-se as parcelas com o feixe incidente I.

Absortividade (A) Coeficiente que relaciona a frao da radiao incidente que foi absorvida pelo corpo em estudo com o feixe incidente I. Refletividade (R) Coeficiente que relaciona a frao da radiao incidente que foi refletida pelo corpo em estudo com o feixe incidente I. Transmissividade (T) Coeficiente que relaciona a frao da radiao incidente que foi transmitida pelo corpo em estudo com o feixe incidente I. Pelas definies, tem-se:

TUm feixe de radiao (I) ao incidir sobre um corpo ser absorvido e, ou transmitido e, ou refletido, portanto tem-se que: I = Ia + Ir + It Substituindo Ia, Ir e It por suas respectivas explicitaes, respectivamente, tem-se: I = A.I + R.I + T.I I = I(A + R +T) A + R + T = I / I = 1Conclui-se que para cada corpo, o somatrio da absortividade, refletividade e transmissividade ser igual unidade. Analisando-se o corpo negro, por exemplo, observa-se que a absortividade igual a l, por definio, ento a refletividade e a transmissividade obrigatoriamente sero iguais a zero. Espectro da radiao O Sol emite radiao em comprimentos de ondas acima de 0,15 m. Porm, mais de 99% da quantidade de energia emitida no intervalo de 0,15 a 4,0 m, chamado de domnio ou regio da radiao solar. O valor 4,0 m utilizado ainda para dividir a radiao em duas faixas: radiao de ondas curtas e radiao de ondas longas. O olho humano sensibilizado pela radiao na faixa dos comprimentos de ondas de 0,36 a 0,76 m, faixa essa denominada regio visvel. Abaixo de 0,36 m denominada radiao ultravioleta e, acima de 0,76 m, de radiao infravermelha. O visvel compreende os comprimentos de onda que impressiona a retina do olho humano, dando-lhe a sensao de visibilidade. O estmulo de cada pequena banda dessa regio d-nos as sensaes de cores. Por exemplo, no incio da faixa do visvel a partir dos 0,42 m a vista sensibilizada para a cor azul, e medida que as bandas caminham em direo a 0,7 m, vai aparecendo as demais cores. Quando a radiao atravessa um prisma, a faixa visvel separada em suas cores equivalentes, segue abaixo o esquema do espectro.LEIS DA RADIAOLei de Planck Max Planck em 1900 equacionou o poder emissivo de um corpo negro distribudo em diferentes comprimentos de ondas, para diferentes temperaturas. Criou a teoria quntica, e ganhou o Nobel de fsica em 1918. A lei de Planck dada pela equao abaixo:

em que, E(,T) - poder emissivo do corpo negro temperatura T para comprimento de ondas de a + d ; - comprimento de ondas; C1 = 3,7427 x ; C2 = 1,4388 x m K.

Representao grfica da lei de Planck:

Lei de Stefan-Boltzmann O poder emissivo de um corpo negro diretamente proporcional a quarta potncia de sua temperatura absoluta. A lei de Stefan-Boltzmann representada pela rea abaixo da curva da equao de Planck.

em que,E - poder emissivo do corpo negro (ly ) ou (W ); - constante de Stefan-Boltzmann (8,14 x 10-11 ly K-4) ou (5,67 x W ) ou (4,903x10-9 MJ ); T - temperatura absoluta (K).Para um corpo qualquer de emissividade conhecida, a equao anterior passa a ser:

Lei de Lambert ou do cosseno A quantidade de energia incidente (Iz) em uma superfcie inclinada igual mesma quantidade de energia incidente na superfcie normal a esta energia (In) multiplicada pelo cosseno do ngulo de inclinao(ngulo do znite) (Z) que Iz faz com

Esta lei explica as variaes nas quantidades de energia interceptadas nas diferentes latitudes da superfcie terrestre.Como a distncia Terra-Sol varia continuamente, para obtermos o valor real de Iz h necessidade de se aplicar a correo a Jo e multiplicar ambos por cosZh:

Integrando-se os valores instantneos de Iz, determina-se a irradincia solar extraterrestre diria (Qo). Essa a energia disponvel em um dia em dada latitude, sem se considerar os efeitos atenuantes da atmosfera. Os valores de Qo sero bastante teis neste curso, sendo empregados em mtodos de estimativa da irradincia solar global na superfcie terrestre, na estimativa da evapotranspirao e em mtodos de estimativa da produtividade potencial.

Integrando-se ento Iz tem-se que:

Desenvolvendo-se a integral acima, tm-se que Qo uma funo da latitude e da poca do ano (declinao solar). A equao de estimativa de Qo ser:

hn = ngulo horrio do nascer do sol, dado por:

Determinao do Fotoperodo

Assim como Qo, o fotoperodo (N), tambm pode ser calculado, considerando-se as relaes astronmicas TERRA-SOL. Como o fotoperodo a durao do dia desde o nascer at o pr do Sol, temos que na sua trajetria aparente o Sol descreve um arco simtrico em relao ao meio-dia. Pode-se dizer, ento, que N o dobro do ngulo horrio ao nascer do Sol (hn), e funo da latitude e da declinao solar.

Os equipamentos que fazem a medida da radiao solar na terra so divididos em grupos, dentre esses os mais importantes so, os que medem a irradincia global e os que medem a irradincia direta:

Abaixo segue os exemplos de cada um,

Irradincia solar global

Actingrafo - Instrumento usado para medir a radiao global. Este instrumento composto de sensores baseados na expanso diferencial de um par bimetlico. Os sensores so conectados a uma pena que, quando de suas expanso, registram o valor instantneo da radiao solar. Sua preciso encontra-se na faixa de 15 a 20% e considerado um instumento de terceira classe.

Piranmetro de termopar: o aquecimento diferencial entre as junes frias e quentes gera uma fora eletromotriz proporcional irradinica. O sinal gerado captado por um sistema automtico de aquisio de dados, e tem uma cpula de quartzo que serve para o barramento de ondas longas provenientes da atmosfera.

Piranmetro de fotodiodo de silcio: o sensor responde absoro de energia, gerando uma corrente eltrica proporcional irradincia solar.Medidor de insolao:

Hliografo: o sensor uma esfera de cristal que promove a convergncia dos raios solares sobre uma fita de papelo instalada sobre um base curva abaixo da esfera. Quando h irradincia solar direta, h queima da fita. A parte queimada da fita indica o tempo em que houve ocorrncia de radiao solar direta.