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La centrale è uno spazio aperto con centinaia di pannelli detti celle solari disposti a file parallele.Il dispositivo più elementare capace di trasformare la luce solare in energia elettrica è la cella fotovoltaica , è costituita da due sottili strati di silicio (materiale semiconduttore), che se uniti da un circuito generano corrente.  Ogni pannello (in alcuni casi)  ha un sostegno e un meccanismo per seguire il movimento del sole durante la giornata (come il nuovo sistema Smartflower).

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Le centrali solari non emettono gas serra, ma non funzionano con il" cattivo "tempo e rovinano il paesaggio, perché occupano molto spazio.Però molte persone hanno deciso di utilizzare l'impianto fotovoltaico per uso casalingo sia per salvaguardare ed aiutare l'ambiente sia per motivi di risparmio economico.

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L'impianto in casa garantisce il 40 % di risparmio a livello economico e  fa si che  l'energia ti serva per tutta la giornata , senza attaccarla alla rete.

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l’utilizzo degli impianti solari permette di produrre energia a basso impatto ambientale, poiché non necessita di materie prime fossili per innescare processi di combustione e quindi non immette sostanze nocive nell’atmosfera. Fin quando il Sole non si spegnerà, possiamo utilizzare l’energia che arriva sul nostro pianeta a nostro piacimento; infatti l’irradianza media che raggiunge la superficie terreste è uguale a 1000 W per ogni metro quadrato di superficie.il più grande problema è che il Sole non sempre c’è. In una giornata nuvolosa e di notte non è possibile contare sull’apporto energetico del Sole.

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Il termine luce (dal latino lux) è riferito alla porzione dello spettro elettromagnetico visibile dall' occhio umano, compresa tra 400 e 700 nanometri di lunghezza d'onda, ossia tra 790 e di frequenza. Questo intervallo coincide con il centro della regione spettrale della luce emessa dal Sole che riesce ad arrivare al suolo attraverso l' atmosfera. I limiti dello spettro visibile all'occhio umano non sono uguali per tutte le persone, ma variano soggettivamente e possono raggiungere i 720 nanometri, avvicinandosi agli infrarossi, e i 380 nanometri avvicinandosi agli ultravioletti. La presenza contemporanea di tutte le lunghezze d'onda visibili, in quantità proporzionali a quelle della luce solare, forma la luce bianca.

La luce, come tutte le onde elettromagnetiche, interagisce con la materia. I fenomeni che più comunemente influenzano o impediscono la trasmissione della luce attraverso la materia sono: l' assorbimento, la diffusione ( scattering), la riflessione speculare o diffusa, la rifrazione e la diffrazione. La riflessione diffusa da parte delle superfici, da sola o combinata con l' assorbimento, è il principale meccanismo attraverso il quale gli oggetti si rivelano ai nostri occhi, mentre la diffusione da parte dell'atmosfera è responsabile della luminosità del cielo.

Sebbene nell' elettromagnetismo classico la luce sia descritta come un'onda, l'avvento della meccanica quantistica agli inizi del XX secolo ha permesso di capire che questa possiede anche proprietà tipiche delle particelle e di spiegare fenomeni come l' effetto fotoelettrico. Nella fisica moderna la luce (e tutta la radiazione elettromagnetica) viene composta da quanti, unità fondamentali di campo elettromagnetico chiamate anche fotoni.

Formulata da Isaac Newton nel XVII secolo, la luce veniva vista come composta da piccole particelle di materia (corpuscoli) emesse in tutte le direzioni. Oltre che essere matematicamente molto più semplice della teoria ondulatoria, questa teoria spiegava molto facilmente alcune caratteristiche della propagazione della luce che erano ben note all'epoca di Newton.

Innanzitutto la meccanica galileiana prevede, correttamente, che le particelle (inclusi i corpuscoli di luce) si propaghino in linea retta ed il fatto che questi fossero previsti essere molto leggeri era coerente con una velocità della luce alta ma non infinita. Anche il fenomeno della riflessione poteva essere spiegato in maniera semplice tramite l' urto elastico della particella di luce sulla superficie riflettente.

La spiegazione della rifrazione era leggermente più complicata ma tutt'altro che impossibile: bastava infatti pensare che le particelle incidenti sul materiale rifrangente subissero, ad opera di questo, delle forze perpendicolari alla superficie che ne aumentassero la velocità, cambiandone la traiettoria e avvicinandola alla direzione normale alla superficie.

I colori dell' arcobaleno venivano spiegati tramite l'introduzione di un gran numero di corpuscoli di luce diversi (uno per ogni colore) ed il bianco era pensato come formato da tante di queste particelle. La separazione dei colori ad opera, ad esempio, di un prisma poneva qualche problema teorico in più perché le particelle di luce dovrebbero avere proprietà identiche nel vuoto ma diverse all'interno della materia.

Formulata da Christiaan Huygens nel 1678, ma pubblicata solo nel 1690 nel Traité de la Lumière, la luce veniva vista come un' onda che si propaga in un mezzo, chiamato etere, in maniera del tutto simile alle onde del mare o a quelle acustiche. Si supponeva che l'etere pervadesse tutto l' universo e fosse formato da microscopiche particelle elastiche. La teoria ondulatoria della luce permetteva di spiegare numerosi fenomeni: oltre alla riflessione ed alla rifrazione, Huygens riuscì infatti a spiegare anche il fenomeno della birifrangenza nei cristalli di calcite.

Nel 1801 Thomas Young dimostrò come i fenomeni della diffrazione (osservata per la prima volta da Francesco Maria Grimaldi nel 1665) e dell' interferenza fossero interamente spiegabili dalla teoria ondulatoria e non lo fossero dalla teoria corpuscolare. Agli stessi risultati arrivò Augustin-Jean Fresnel nel 1815. Nel 1814 Joseph von Fraunhofer fu il primo ad investigare seriamente sulle righe di assorbimento nello spettro del Sole, che vennero esaurientemente spiegate da Kirchhoff e da Bunsen nel 1859, con l'invenzione dello spettroscopio. Le righe sono ancora oggi chiamate linee di Fraunhofer in suo onore.

Il fatto che le onde siano capaci di aggirare gli ostacoli mentre la luce si propaga in linea retta (questa proprietà era già stata notata da Euclide nel suo Optica) può essere facilmente spiegato assumendo che la luce abbia una lunghezza d'onda microscopica.

Al contrario della teoria corpuscolare, quella ondulatoria prevede che la luce si propaghi più lentamente all'interno di un mezzo che nel vuoto.

Per la grandissima maggioranza delle applicazioni questa teoria è ancora utilizzata al giorno d'oggi. Proposta da James Clerk Maxwell alla fine del XIX secolo, sostiene che le onde luminose sono elettromagnetiche. La luce visibile è solo una piccola parte dello spettro elettromagnetico. Con la formulazione delle equazioni di Maxwell vennero completamente unificati i fenomeni elettrici, magnetici ed ottici. Per Maxwell, tuttavia, era ancora necessario un mezzo di diffusione dell'onda elettromagnetica, ossia l'etere. Solo più tardi si negò l'etere e si scoprì che la luce può propagarsi anche nel vuoto.

Per risolvere alcuni problemi sulla trattazione della radiazione emessa da corpo nero, Max Planck ideò nel 1900 un artificio matematico: pensò che l'energia associata ad un' onda elettromagnetica non fosse proporzionale al quadrato della sua ampiezza (come nel caso delle onde elastiche in meccanica classica), bensì inversamente proporzionale alla sua lunghezza d'onda, e che la sua costante di proporzionalità fosse discreta e non continua.

L'interpretazione successiva che Albert Einstein diede dell' effetto fotoelettrico, indirizzò verso una nuova strada. Si cominciò a pensare che quello di Planck non fosse un vero artificio matematico, ma l'interpretazione di una nuova struttura fisica; cioè che la natura della luce potesse avere un qualche rapporto con una forma discreta di alcune sue proprietà. Si cominciò a parlare di pacchetti discreti d'energia, oggi chiamati fotoni.

Velocità della luce

La luce si propaga a una velocità finita. Anche gli osservatori in movimento misurano sempre lo stesso valore di c, la velocità della luce nel vuoto, dove c = 299 792 458 m/s che viene approssimato in c = 300 000 000 m/s, mentre viaggia nell'acqua a circa 225 407 863 m/s e nel vetro a 185 057 072 m/s.

La velocità della luce è stata misurata molte volte da numerosi fisici. Il primo tentativo di misura venne compiuto da Galileo Galilei con l'ausilio di lampade oscurabili ma la rudimentalità dei mezzi disponibili non permise di ottenere alcun valore. La migliore tra le prime misurazioni venne eseguita da Olaus Roemer (un ASTRONOMO danese), nel 1675. Egli sviluppò un metodo di misurazione, osservando Giove e una delle sue lune con un telescopio. Grazie al fatto che la luna veniva eclissata da Giove a intervalli regolari, calcolò il periodo di rivoluzione della luna in 42,5 ore, quando la Terra era vicina a Giove. Il fatto che il periodo di rivoluzione si allungasse quando la distanza tra Giove e Terra aumentava, poteva essere spiegato assumendo che la luce impiegava più tempo a coprire la distanza Giove-Terra, ipotizzando quindi, una velocità finita per essa. La velocità della luce venne calcolata analizzando la distanza tra i due pianeti in tempi differenti. Roemer calcolò una velocità di 227 326 km/s.

Albert A. Michelson migliorò il lavoro di Roemer nel 1926. Usando uno specchio rotante, misurò il tempo impiegato dalla luce per percorrere il viaggio di andata e ritorno dal monte Wilson al monte Sant'Antonio in California. La misura precisa portò a una velocità di 299 702 km/s.

Questo esperimento in realtà misurò la velocità della luce nell'aria. Infatti, quando la luce passa attraverso una sostanza trasparente, come l'aria, l'acqua o il vetro, la sua velocità c si riduce a v = c/n (dove n è il valore dell' indice di rifrazione del mezzo) ed è sottoposta a rifrazione. In altre parole, n = 1 nel vuoto e n > 1 nella materia. L'indice di rifrazione dell'aria di fatto è molto vicino a 1, e in effetti la misura di Michelson è un'ottima approssimazione di c.

L' ottica è lo studio della luce e dell'interazione tra la luce e materia.

L'osservazione e lo studio dei fenomeni ottici offre molti indizi sulla natura stessa della luce; tra i primi si ricordano gli esperimenti di rifrazione della luce con prisma eseguiti da Newton tra il 1665 e il 1666.

Le conclusioni di Newton, secondo cui la luce era un fenomeno composto, furono contestate ai primi dell'Ottocento da Goethe, il quale nella sua Teoria dei colori osservò che non è la luce a scaturire dai colori, bensì il contrario: la luce è per Goethe un fenomeno "primario", di natura quasi spirituale, che interagendo con l'oscurità genera la varietà dei colori per effetto del suo maggiore o minore offuscamento.

Colori e lunghezze d'onda

Le differenti lunghezze d'onda vengono interpretate dal cervello come colori, che vanno dal rosso delle lunghezze d'onda maggiori (frequenze più basse) al violetto delle lunghezze d'onda minori (frequenze più alte). Non a tutti i colori possiamo associare una lunghezza d'onda precisa. Non c'è, cioè, una relazione biunivoca tra i colori che noi percepiamo e le lunghezze d'onda. Quasi tutte le radiazioni luminose che il nostro occhio percepisce dall'ambiente circostante non sono del tutto pure, ma sono in realtà una sovrapposizione di luci di diverse lunghezze d'onda. Se ad ogni lunghezza d'onda è associabile un colore, non è vero il contrario.

Quei colori a cui non sono associate lunghezze d'onda, sono invece generati dal meccanismo di funzionamento del nostro apparato visivo ( cervello + occhio). In particolare i coni, cellule della retina responsabili della visione del colore, si differenziano in tre tipi perché sensibili a tre diverse regioni spettrali della luce, Coni M (sensibili alle lunghezze d'onda medie), coni S (sensibili alle lunghezze d'onda corte) e coni L (sensibili alle lunghezze d'onda lunghe). Quando al nostro occhio arriva luce composta da più onde monocromatiche, appartenenti a regioni diverse dello spettro, il nostro cervello interpreta i segnali provenienti dai tre tipi di sensori come un nuovo colore, "somma" di quelli originari. Il che è molto simile al procedimento inverso di quello che si fa con la riproduzione artificiale dei colori, per esempio con il metodo RGB.

Le frequenze immediatamente al di fuori dello spettro percettibile dall'occhio umano vengono chiamate ultravioletto (UV), per le alte frequenze, e infrarosso (IR) per le basse. Anche se noi non possiamo vedere l'infrarosso, esso viene percepito dai recettori della pelle come calore. Tutte le lunghezze d'onda dello spettro elettromagnetico, a partire dalla luce visibile - escludendo le parti minoritarie dei raggi x, delle onde radio e solo una porzione degli ultravioletti -, sono fonte di calore. Telecamere in grado di captare i raggi infrarossi e convertirli in luce visibile vengono chiamati visori notturni. Alcuni animali, come le api, riescono a vedere gli ultravioletti; altri invece riescono a vedere gli infrarossi. Gli ultravioletti di tipo b sono "i responsabili" delle scottature se l'esposizione solare è avvenuta in modo inadeguato.

Lunghezze d'onda della luce visibile

La luce visibile è una porzione dello spettro elettromagnetico compresa approssimativamente tra i 400 e i 700 nanometri (nm) (nell' aria). Ogni singola radiazione elettromagnetica dello spettro è caratterizzata da una frequenza " f " e relativa lunghezza d'onda " λ".

Di seguito sono riportate quantità o unità di misura legate a fenomeni luminosi:

La luce può essere prodotta a partire dalle seguenti sorgenti:

1. ^ Gino Cecchini, "Il Cielo", Edizioni UTET, Torino, 1969, p. 497

2. ^ Johann Wolfgang von Goethe, La teoria dei colori (1810), trad. it. a cura di Renato Troncon, Milano, Il Saggiatore, 1979.

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Il termine luce (dal latino lux) è riferito alla porzione dello spettro elettromagnetico visibile dall' occhio umano, compresa tra 400 e 700 nanometri di lunghezza d'onda, ossia tra 790 e di frequenza. Questo intervallo coincide con il centro della regione spettrale della luce emessa dal Sole che riesce ad arrivare al suolo attraverso l' atmosfera.

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In fisica l' energia termica è la forma di energia posseduta da qualsiasi corpo che abbia una temperatura superiore allo zero assoluto: si tratta di una grandezza estensiva, proporzionale alla temperatura e all'estensione del corpo, misurabile come quantità di sostanza, come massa o volume; la costante di proporzionalità tra l'energia termica e queste due variabili si chiama calore specifico.

In base al secondo principio della termodinamica, è considerata una forma di energia degradata in quanto non tutta l'energia termica può essere convertita in energia meccanica; al contrario ogni altra forma di energia ha la possibilità di convertirsi più o meno spontaneamente nel tempo tutta in energia termica (come l'energia meccanica per attrito, l' energia elettromagnetica per assorbimento della radiazione o energia elettrica per dissipazione resistiva).

La somma dell' energia cinetica associata alle oscillazioni o al movimento delle molecole che costituiscono un corpo e dell'energia potenziale dovuta alla loro posizione reciproca costituisce l' energia interna.[3] L'energia cinetica media di tutte le molecole presa da sola costituisce invece l'energia termica.[4] A livello microscopico l' energia cinetica media delle molecole del sistema tiene conto dei moti di traslazione, di rotazione e di vibrazione delle molecole. La temperatura aumenta all'aumentare dell'energia cinetica media.

L'energia termica media di un sistema composto da molecole aventi gradi di libertà quadratici vale:

dove è la costante di Boltzmann e è la temperatura assoluta. Il valore di per un gas monoatomico è , per i gas biatomici e per le molecole più grandi a temperatura ambiente .

Rappresentazione dei diversi gradi di interazione nei tre stati di aggregazione della materia.

Tutte le sostanze sono composte da molecole. Tali molecole sono legate tra loro da forze intramolecolari di intensità più o meno grande. Nei solidi le molecole non sono immobili nello spazio, ma oscillano attorno ad una loro posizione di equilibrio. Esse sono, quindi, in continua agitazione. Tuttavia dei legami abbastanza forti le tengono unite tra loro, cosicché la loro struttura risulta indeformabile: infatti tutti i solidi hanno una forma ed un volume proprio.

L' oscillazione delle molecole è di ampiezza più o meno grande a seconda della quantità di energia termica che un corpo possiede. Per temperature elevate le oscillazioni sono più ampie, mentre a temperature inferiori corrispondono oscillazioni più ridotte. Questo fatto spiega come la resistenza elettrica delle sostanze aumenti al crescere della temperatura: a temperature maggiori corrispondono oscillazioni di ampiezza maggiore delle molecole (o degli atomi) per cui le cariche responsabili della conduzione elettrica incontrano maggiore difficoltà nell'attraversare il materiale.

Nei liquidi le molecole sono legate tra loro da forze più deboli e per tale ragione un liquido non possiede una forma propria. Nei gas le molecole godono di un'estrema libertà di movimento. Esse si muovono in modo molto caotico e casuale in maniera tanto maggiore quanto più è alta la temperatura del gas.

L'energia termica può essere prodotta in grande quantità semplicemente attraverso le reazioni chimiche di combustione, oppure per mezzo di reazioni nucleari, o anche attraverso il passaggio di corrente elettrica attraverso un filo caratterizzato da una resistenza definita e maggiore di data dalla composizione del materiale che conduce (cioè per effetto Joule), come avviene nelle stufe elettriche e in tutti gli elettrodomestici che riscaldano l'ambiente (lavatrice, forno elettrico, ecc). Due sono le fonti naturali di energia termica: il Sole e il sottosuolo.

Se si fa passare corrente nella resistenza di uno scaldabagno, l'acqua si riscalda. Anche in questo caso si ha una trasformazione di energia: dalla forma elettrica alla forma termica. Il consumo dell' energia elettrica servita per alimentare la resistenza può essere misurato da un contatore elettrico, mentre l'energia termica acquistata dall'acqua può essere misurata da un termometro che registra l'aumento di temperatura. L'aumento di temperatura testimonia l'acquisizione di energia termica da parte delle sostanze.

Centrale termica solare, per la conversione dell'energia termica solare in energia elettrica.

Riscaldando un gas a volume costante, aumenta l'energia cinetica media delle particelle che lo compongono, che così incrementano la pressione sulle pareti del recipiente che le contiene. Il gas ha acquisito energia potenziale, a livello macroscopico, ed è così in grado, eventualmente, di espandersi e poter compiere un lavoro meccanico come avviene comunemente nelle macchine termiche. L'energia potenziale acquisita dal gas è dovuta all'energia termica somministratagli. L'acquisizione di energia termica da parte del gas viene confermata dal fatto che il gas aumenta la sua temperatura. Nel caso il gas possa espandersi, compie un lavoro e così consuma parte dell'energia che ha acquisito, raffreddandosi.

L'energia termica può trasformarsi in altre forme di energia, ad esempio si trasforma in energia elettrica nelle centrali termoelettriche e nucleari, nelle centrali geotermiche e nelle centrali solari termodinamiche.

Le applicazioni dell'energia termica sono dunque sostanzialmente:

nel riscaldamento e cottura dei cibi una volta prodotta da fonti di energia;

nella produzione di energia meccanica e energia elettrica dopo averla appositamente convertita;

1. Essendo lo ^ zero assoluto un limite teorico mai raggiungibile nella realtà, si può affermare che tutti i corpi possiedono una parte di energia termica, sebbene in quantità differenti.

2. ^ Tale energia è indipendente dal fatto che il corpo, di cui le molecole sono il costituente fondamentale, sia nel suo complesso fermo o in movimento.

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In fisica l' energia termica è la forma di energia posseduta da qualsiasi corpo che abbia una temperatura superiore allo zero assoluto: si tratta di una grandezza estensiva, proporzionale alla temperatura e all'estensione del corpo, misurabile come quantità di sostanza, come massa o volume; la costante di proporzionalità tra l'energia termica e queste due variabili si chiama calore specifico.

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Esistono due tipologie diverse di centrali solari: centrali solari termiche ,centrali fotovoltaiche . Gli impianti solari sono dispositivi che permettono di catturare l’energia solare, immagazzinarla e utilizzarla per produrre energia elettrica attraverso il calore. I raggi solari vengono riflessi da numerosi specchi parabolici , dove circola un liquido che assorbe il calore.Il liquido entra nella caldaia della centrale, dove viene trasformato in vapore, successivamente fa girare una turbina che genera corrente (sia nella centrale a torre sia nella a specchi parabolici).

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Possiamo notare che le radiazioni solari sono molto maggiori nel sud italia essendo che è anche la parte d'italia più vicina all'equatore

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L'energia solare è una concetto che abbiamo inseguito negli ultimi anni, se non altro per cercare di trovare un modo migliore per affrontare il problema dell'approvvigionamento energetico mondiale senza danneggiare l'ambiente. Per chi ne sa davvero poco su questa fonte di energia, è fondamentalmente quella che si ottiene dal sole e che si può convertire in energia che possiamo utilizzare, e cioè in elettricità o energia termica per il riscaldamento o il raffreddamento degli ambienti.

L'energia solare è semplicemente l'energia che proviene dal sole. La stella madre del nostro sistema solare è una potente fonte di energia. Senza di essa, non sarebbe mai esistita nessuna forma di vita sulla Terra. È una fonte rinnovabile, siamo tutti liberi di usufruirne, è ampiamente disponibile e pulita. Attualmente è già utilizzata per soddisfare la richiesta energetica di abitazioni e uffici, ma ha anche diversi altri scopi, come riscaldare l'acqua calda sanitaria che noi tutti utilizziamo per lavarci o alimentare la rete elettrica di piccoli paesi.

Come funziona l'energia solare?

Andiamo ora a dare un'occhiata più da vicino e osserviamo come funziona l'energia solare e, in particolare, vediamo cosa sono i pannelli solari e come possono aiutarci a raggiungere i nostri obiettivi quando si tratta di utilizzare l'energia solare in modo efficiente. Essendo una delle tecnologie rinnovabili più pulite e sicure, è ora che anche il grande pubblico riconosca l'efficacia di questo tipo di soluzione.

L'energia utile si deriva tramite la conversione dell'energia proveniente dal sole. Ci sono tre modalità principali con cui si può effettuare questa trasformazione:

Solare fotovoltaico:

I processi fotovoltaici avvengono con i pannelli fotovoltaici, che prendono la luce solare e la trasformano in energia elettrica. Il componente elementare del generatore è la cella fotovoltaica in cui avviene la conversione della radiazione solare in corrente elettrica. Essa è costituita da una sottile fetta di materiale semiconduttore, generalmente silicio. Ne parleremo più dettagliatamente nel seguito.

I pannelli solari sono prevalentemente realizzati con materiali che sono noti per avere la proprietà di convertire naturalmente la luce solare in energia elettrica. Questi materiali sono conosciuti in ambito scientifico con il nome di semiconduttori. Quando la luce solare colpisce questi semiconduttori, essi rilasciano degli elettroni liberi di muoversi, che sono incanalati attraverso il dispositivo e producono una corrente elettrica.

I dispositivi fotovoltaici vivono un costate sviluppo tecnologico in questo periodo poiché alcune frequenza d'onda della luce solare, tra cui i raggi UV e gli infrarossi, non possono essere convertite da questi dispositivi. Questo fatto può essere problematico quando il sole non splende e di conseguenza UV e infrarossi sono i principali raggi che arrivano fino alla superficie terrestre.

Solare termico:

L'energia che viene creata dal sole viene commutata in energia che può essere utilizzata per riscaldare o raffreddare i dispositivi che vengono alimentati. Ci sono processi che possono aiutare in quasi ogni contesto che si possa immaginare, dagli edifici commerciali, alle abitazioni, ma anche per il riscaldamento delle piscine.

L'elemento fondamentale per la conversione energetica è questa volta il collettore solare. E' molto diverso da un pannello solare, poiché il suo scopo non è convertire l'energia del sole in energia elettrica ma piuttosto riscaldare un fluido che passa all'interno delle sue tubazioni. Un collettore è principalmente formato per l'appunto da un fluido termovettore che sta all'interno dei tubi, una copertura trasparente che permette ai raggi solari di attraversarla, una piastra assorbente che li cattura e un isolante per evitare che le componenti più delicate del collettore si surriscaldino troppo.

Il motivo principale per cui i dispositivi di riscaldamento e raffreddamento solare sono necessari è perché abbiamo bisogno di ridurre la nostra dipendenza dal gas naturale e dagli altri combustibili fossili. Gli impianti di riscaldamento come le caldaie tradizionali utilizzano per lo più gas naturale o metano per essere alimentate. Gli impianti di condizionamento sono un grosso problema, perché i condizionatori utilizzano moltissima energia elettrica per raffreddare gli ambienti, e questa viene spesso prodotta con combustibili fossili.

Anche nel settore termico la tecnologia è in continua evoluzione ed adattamento. I progressi fatti in questo settore della scienza sono significativi e non passa giorno che non si facciano scoperte su come utilizzare al meglio questo tipo di energia.

Solare termodinamico:

Gli impianti solari a concentrazione, solitamente indicati come CSP (Concentrated Solar Power) , sono una delle tecnologie più recenti per lo sfruttamento dell'energia solare. La tecnologia CSP non è ancora del tutto matura, ma ha il suo punto di forza nella possibilità di erogare energia elettrica in modo indipendente dalla risorsa.

Sono impianti usati per produrre elettricità fornendo calore ad alta temperatura ad un impianto basato su un ciclo termodinamico. Il processo viene denominato "conversione indiretta dell'energia solare" in contrapposizione alla trasformazione diretta in elettricità dell'energia solare (impianti fotovoltaici).

Gli specchi sono gli elementi principali di un impianto CSP; essi concentrano tutta l'energia solare su un singolo punto per far funzionare tutto il sistema più efficacemente. Senza gli specchi, i sistemi CSP non avrebbero ragione di esistere. Per questo gli impianti possono essere a concentrazione puntiforme (sfruttano uno specchio paraboloide per incanalare tutti i raggi nel centro della parabola), a torre centrale (degli specchi posizionati a terra indirizzano i raggi solari su un punto posizionato sulla sommità di una torre apposita) e a parabole lineari (sono formati da tubi a parabola, cioè senza copertura superiore, che scaldano un fluido contenuto all'interno delle tubazioni).

L'energia accumulata dal fluido viene poi fatta espandere in turbine a vapore che fanno in modo che l'energia elettrica possa essere prodotta e immagazzinata. Questo rende i sistemi CSP diversi rispetto agli altri tipi di sfruttamento dell'energia solare perché il sistema di archiviazione di energia è molto più avanzato di quelli presenti nelle altre tipologie attualmente in uso. Entro il 2020 si prevede che ci saranno oltre 5000 progetti di impianti a concentrazione in tutto il mondo, già in fase di esercizio o in fase di costruzione.

Come funzionano i pannelli solari?

Ora che abbiamo esaminato tutti i diversi tipi di conversione da energia solare ad energia utile, come funzionano e quali sono le componenti base per la trasformazione, andiamo a vedere uno dei dispositivi più comuni che vengono utilizzati per ottenere energia dal sole: i pannelli solari.

In breve, l'energia proveniente dal sole, che può essere descritta come una quantità specifica di energia, composta da più particelle chiamate fotoni, passa attraverso i semiconduttori, che a loro volta creano l'elettricità e la sviluppano in modo che essa possa essere utilizzata efficacemente.

I pannelli solari riescono a sfruttare diversi tipi di radiazione solare e non solo quella proveniente dal sole, ma anche la luce riflessa dai tetti delle case, dalla neve e dal ghiaccio, che prende il nome di albedo.

Come già citato in precedenza i pannelli solari, sono composti da una certa quantità di celle solari. Una cella da sola non può fare molto, ma un gruppo di celle può contribuire a creare abbastanza energia per alimentare i più diversi dispositivi. Le celle solari sono piccoli dischi, composte da materiali semiconduttori, tra cui il più conosciuto è il silicio. Le celle solari sono in grado di produrre energia solo quando vengono colpite dalla radiazione solare. All'interno di queste strutture si viene a creare un campo elettrico che si oppone alla diffusione di cariche elettriche libere. Questo campo elettrico dà alla cella la struttura detta "a diodo", in cui il passaggio della corrente, costituita da portatori di carica liberi, per esempio elettroni, è ostacolato in una direzione e facilitato in quella opposta.

I pannelli fotovoltaici sono venduti con una garanzia dell'80% delle prestazioni iniziali dopo 25 anni. Sono stati sviluppati come tecnologia aerospaziale (alimentazione satelliti) e per applicazioni di sicurezza (segnalazioni luminose), dove l'affidabilità rappresenta una delle priorità. I test sono condotti esponendo i moduli a cicli termici (da -40 a +80°C), esposizione ad umidità e prove elettriche. Il tasso di degrado dell'efficienza è valutato fra 0,5% e 1% all'anno.

Come detto i pannelli solari sono il modo principale che ha una stazione spaziale, insieme a varie altre tecnologie astronomiche, per ottenere l'elettricità di cui hanno bisogno gli astronauti. Una curiosità: a volte, i pannelli solari nello spazio vengono danneggiati da piccoli meteoriti, o altre elementi detti "spazzatura spaziale"; questo richiede agli astronauti di uscire dall'abitacolo in cui si trovano e fare le riparazioni adeguate in caso di necessità.

Come verificare il rendimento di un pannello fotovoltaico

Una cosa interessante da fare per verificare l'effettivo rendimento di un pannello fotovoltaico è il bilancio energetico di una singola cella perché descrive la percentuale di energia solare incidente che non viene convertita in energia elettrica. A titolo di esempio, considerata uguale al 100% l'energia solare incidente, si hanno le seguenti perdite tipiche:

Del 20% per mantenere in posizione il campo elettrico nella regione di transizione della cella;

Dell' 8.5% nelle ricombinazioni dei portatori di carica libera (elettroni che non seguono il verso della corrente);

Del 23% per i fotoni con lunghezza d'onda elevata, con insufficiente energia per liberare elettroni;

Del 3% per perdite di riflessione ed ombreggiamento dei contatti posti tra l'ambiente e la cella (ad esempio il vetro di protezione);

Dello 0.5% per perdite elettriche di conduzione (dovute alle resistenze del circuito);

Del 45% per i fotoni con piccola lunghezza d'onda che vengono assorbiti, ma il cui 32% è energia in eccesso (produzione di calore);

Alla fine, in questo esempio, solo il 13% restante dell'energia solare viene assorbito e trasformato in energia elettrica, ciò vuol dire che i rendimenti dei pannelli solari sono attualmente troppo bassi per risultare competitivi con le tradizionali forme di produzione di energia.

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Energia Solare: Cos'è, Come Funziona e Come si Produce

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L'energia solare è una concetto che abbiamo inseguito negli ultimi anni, se non altro per cercare di trovare un modo migliore per affrontare il problema dell'approvvigionamento energetico mondiale senza danneggiare l'ambiente.

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Possiamo notare che tutte le energie prodotte dal sole nel nostro pianeta vengano molto sfruttate, ovviamente ci sono paesi che ne fanno più uso e altri che ne fanno meno, però possiamo dire che il sole è necessario per il nostro pianeta, perché con le sue forme di energia aiuta la vita sulla terra (ad esempio l'energia termica, sempre prodotta dal sole, riscalda il mondo)

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Stima della radiazione solare (teoria e applicazioni)

Autori: Maurizio Romani, Bernardo Rapi, Piero Battista (2007 - aggiornamento 2017)

La radiazione solare, incidente sulla superficie terrestre, è il risultato di complesse interazioni e scambi di energia tra l'atmosfera e la superficie. A scala globale, i gradienti latitudinali di radiazione sono causati dalla geometria della Terra e la sua rotazione e rivoluzione intorno al Sole. A scala regionale e locale, la topografia locale (forma del rilievo) è il fattore principale di variazione della distribuzione della radiazione. La variabilità in quota, pendenza ed esposizione e l'ombreggiamento causato dai rilievi o altri ostacoli naturali, provocano forti gradienti locali.

Spettro elettromagnetico solare

Dal punto di vista radiativo il Sole è un emettitore perfetto: ciò significa che si comporta come un corpo che assorbe tutta la radiazione incidente senza riflessione alcuna (nel linguaggio della fisica si dice che è un corpo nero) mentre il suo spettro di emissione, ossia la distribuzione dell'intensità energetica della radiazione in funzione della lunghezza d'onda, è descritto dalla legge di Plank e dipende solo dalla temperatura della superficie esterna, che corrisponde ai 5780 K della fotosfera ( dove K indica grado kelvin che, in termini assoluti, corrisponde a un grado Celsius, le due scale differiscono invece per l'origine: lo 0 della scala Kelvin è posto a -273,15 gradi Celsius).

Le lunghezze d'onda sono associate all'energia trasportata dai singoli quanti di cui la radiazione solare si compone: i raggi ultravioletti e gamma, molto energetici, temuti a ragione per i danni che possono procurare alla pelle, sono caratterizzati da lunghezze d'onda molto piccole; all'altro estremo dell'asse delle lunghezze si situano invece i raggi infrarossi e le onde radio, poco energetici; infine, le lunghezze d'onda (e le energie) intermedie corrispondono alla radiazione elettromagnetica visibile all'occhio umano - la luce - e sono percepite secondo le tonalità che vanno dai 400 nm del violetto ai 700 nm del colore rosso (nm = nanometro = miliardesimo di metro).

La radiazione solare è costituita dalla mescolanza di tutte le lunghezze d'onda in quantità le cui proporzioni la fanno percepire come luce bianca. Per inciso, va notato che l'ironia involontaria della terminologia scientifica raggiunge a volte esiti insospettati: il Sole è un corpo nero perfetto che emette luce bianca.

Nell'attraversare l'atmosfera, una frazione dei raggi solari viene assorbita o deviata (scattering) a seguito degli urti con le molecole dell'atmosfera stessa (inclusi il vapor acqueo, le nubi e gli aerosol). L'attenuazione interessa tutte le lunghezze d'onda dello spettro, però in maniera differenziata, per cui lo spettro elettromagnetico risultante assume un profilo irregolare

Lo sviluppo naturale delle maggior parte delle piante è regolato dalla variazione del periodo di luce durante il giorno e durante le stagioni, oltre che dalle condizioni climatiche del luogo. L'intero ciclo di sviluppo delle piante viene condizionato dalla luce, i cui effetti dipendono sia dall'intensità della radiazione elettromagnetica (livello di illuminamento) che dall'efficacia della stessa nei diversi campi di radiazione (composizione della luce) entro lo spettro elettromagnetico.

La porzione di spettro elettromagnetico utilizzato per promuovere i processi di sviluppo delle piante è compresa tra i 400 e i 700 nanometri (nm) ed è definito dalla curva di sensibilità alla fotosintesi ). Questo range viene definito radiazione fotosintetica attiva o PAR (Photosyntetically Active Radiation) e pari a circa il 41% della radiazione totale.

Lo sviluppo corretto della pianta si ottiene quando avvengono in modo equilibrato i due processi che compongono la fotosintesi clorofilliana ovvero la respirazione (sintesi della clorofilla) e la fotosintesi. La respirazione si verifica continuamente, non è influenzata dalla luce e comporta la decomposizione dei carboidrati tramite l'assorbimento dell'ossigeno e la liberazione nell'ambiente di anidride carbonica; da questo processo si forma la clorofilla, una sorta di "pannello solare" della pianta, che raccoglie energia utile al suo sviluppo. La fotosintesi invece, avviene esclusivamente in presenza di luce e comporta il processo inverso alla respirazione, ovvero l'assorbimento di anidride carbonica e il rilascio di ossigeno. Lo sviluppo armonico si verifica solo quando l'azione della fotosintesi prevale su quella della respirazione. La fotosintesi è stimolata dalla radiazione blu alla lunghezza d'onda di 425 ÷ 450 nm e dalla rossa tra i 575 ÷ 675 nm. Per la sintesi della clorofilla o respirazione risultano più importanti i toni blu con massimale a 450 nm e con un picco minore nel rosso a 650 nm. L'attivazione del processo di fotosintesi richiede una quantità minima di energia luminosa, che varia in funzione della varietà colturale: alcune piante crescono esclusivamente se sono esposte a grandi quantità di luce, (piante eliofile come il girasole), mentre altre si sviluppano esclusivamente in presenza di un ridotto irraggiamento (piante ombrofile come l'avogado o la yucca). Nelle piante eliofile, l'azione fotosintetica cresce con l'aumentare dell'irraggiamento luminoso, ma poiché l'assimilazione da parte dei vegetali è soggetta a saturazione, essa raggiunge il massimo a valori prossimi ai 10.000 lux.

La radiazione solare

La radiazione ad onde corte che raggiunge la superficie terrestre può essere suddivisa in radiazione diretta, diffusa o riflessa. La radiazione diretta raggiunge la superfice terrestre senza nessuna interazione da parte delle particelle presenti nell'atmosfera. La radiazione diffusa è rappresentata dai raggi solari dispersi dai gas (Rayleigh scattered) e dagli aerosol (che includono polvere, solfati, fumo, sale, pollini, ecc.). La radiazione riflessa è principalmente riflessa dalla superfice terrestre ed è quindi particolarmente importate in zone a morfologia complessa.

La radiazione globale di un luogo è grossomodo proporzionale alla radiazione solare diretta, e varia con la forma e la posizione della superfice ricevente. Le altre componenti, come la diffusa, variano di poco spazialmente e sono correlati prevalentemente con la pendenza. Infatti, la radiazione diffusa comprende meno del 16% dell'irraggiamento nel visibile nel verde e rosso, raggiungendo il 30% nel blu. Il flusso di radiazione diffusa con cielo sereno varia in funzione dell'esposizione, più o meno come il flusso di radiazione solare diretta, preservando, quindi la variabilità spaziale della radiazione totale.

L'eterogeneità spaziale e temporale, dell'energia solare influisce sulla dinamica di molti processi ambientali, come temperatura e umidità dell'aria e del suolo, scioglimento dei manti nevosi, fotosintesi ed evapotraspirazione, con un impatto diretto sulle attività dell'uomo. Dati di radiazione solare, accurati e distribuiti sul territorio, sono richiesti da molte applicazioni afferenti a vari campi come: Scienze ambientali, Climatologia, Ecologia, Gestione del territorio, Architettura, Remote Sensing, Impiantistica fotovoltaica, ecc.

In Europa esistono molte stazioni meteorologiche che misurano la radiazione solare e molti studi per derivare database spaziali utilizzando varie tecniche di interpolazione, come funzioni spline, procedure di media pesata o kriging. In aree ad alta complessità morfologica l'interpolazione della radiazione solare può essere migliorata utilizzando informazioni da immagini satellitarie e tecniche di cokriging.

Matrici di valori continui di valori di irradianza possono essere derivate direttamente da satelliti meteorologici geostazionari come la serie METEOSAT. I valori ottenuti sono meno accurati rispetto ai valori misurati a terra, ma hanno il vantaggio di una copertura continua su vasti territori e una risoluzione temporale variabile tra la mezzora e le 12 ore. Esistono altre tecniche per generare database spaziali che si basano sull'integrazione di modelli di radiazione solare all'interno di Sistemi Informativi Geografici (GIS). Queste tecniche sono capaci di fornire stime di radiazione rapide, accurate e con buon rapporto qualità-costo su vasti territori, considerando l'inclinazione e l'esposizione della superficie e l'effetto delle ombre.

L'integrazione di modelli di radiazione con GIS e sistemi di elaborazione di immagini migliora la loro abilità di elaborare diverse tipologie di dati ambientali e di cooperare con altri modelli. Lo sviluppo di modelli di radiazione ha subito un'evoluzione significativa negli ultimi venti anni. Uno dei primi modelli basati su GIS fu SolarFlux sviluppato per ArcInfo. Un'iniziativa simile fu fatta per il GIS commericiale Genasys. Un altro approccio per il calcolo delle tre componenti della radiazione fu lo sviluppo di un modello standalone per Windows denominato Solei e collegato al GIS IDRISI. I tre modelli ricordati sopra usano semplici formule empiriche, i valori di alcuni parametri sono aggregati per aree e quindi non adatti per calcoli su vaste aree.

Metodi più avanzati per applicazioni in campo bio-ecologico sono usati in Solar Analyst sviluppato come tools di ArcGIS Desktop. Nella fase di pre-processing, basata sul DTM, il modello genera una mappa emisferica di visibilità dal basso verso l'alto (sunmap) per ciascun pixel. Il modello è capace di analisi di dettaglio, ma non è sufficientemente flessibile per calcolare parametri come la trasmissività atmosferica e la percentuale di diffusa, poiché permette solo l'inserimento di valori tipici riferiti alla stazione di misura più vicina, per cui non è adatta all'uso su gradi aree.

SRAD fu sviluppato per modellizzare un insieme complesso di interazioni tra le onde corte e lunghe di energia solare, la superficie terrestre e l'atmosfera. Sebbene sia basato su una rappresentazione semplificata della fisica teorica che definisce tali interazioni, il modello considera i fattori principali della radiazione solare ed è capace di caratterizzare la variabilità spaziale. La sua utilizzazione su ampie aree è comunque limitata.

Durante la preparazione dell'Atlante Europea della Radiazione Europea fu deciso di sviluppare un nuovo modello in ambiente GIS denominato r.sun. Questo è basato su un lavoro di Hofierka e preparato per l'ambiente open source GRASS GIS, ed elimina le limitazioni dei precedenti modelli permettendo una sufficiente flessibilità di tuning e l'uso in varie applicazioni. Nella versione corrente di GRASS vi è un'altra versione denominata r.sun2, che prevede l'utilizzo di mappe di visibilità per ciascun pixel create precedentemente con r.horizon.

Modelli

Nell'ambito delle attività del team di biofuturo.net è stata sviluppata una catena di modelli per la stima della radiazione solare:

SunOnSlope : Stima la radiazione globale, diffusa e riflessa per condizioni di cielo sereno per mese , per un dato periodo e un giorno specifico per ciascuna cella di un DEM (Digital Elevation Model) considerando l'orizzonte reale di ciascuna cella.

SunOnPoint: Stima la radiazione globale giornaliera, correggendo la radiazione solare in cielo sereno in base a temperature e precipitazioni (tipo di tempo locale)

SunOnVine: Stima la radiazione assorbita da un vigneto (per un periodo o giorno specifico [output orario]) considerando la geometria delle ombre, l'orientamento e l'accrescimento del piante.

SunOnSlope

Applicazione sviluppata in MATLAB 2017b con l'utilizzazione dei toolbox MapToolbox, DatabaseToolbox e TopoToolbox, che stima la radiazione solare diretta, diffusa, riflessa e globale in base al modello digitale del terreno (quote, pendenze, ed esposizioni) e alcuni parametri di calibrazione locali che descrivono lo stato di trasparenza dell'atmosfera e le caratteristiche di riflettività della copertura del suolo (trasmissività e torbidità atmosferica e albedo della superfice). L'elaborazione può essere eseguita con passo mensile, un periodo di alcuni giorni o per un singolo giorno, fornendo in output file raster in formato geotiff.

L'applicazione si basa principalmente sui modelli di Kumar et al [1996] ( Kumar, Lalit, Andrew K. Skidmore, and Edmund Knowles. "Modelling topographic variation in solar radiation in a GIS environment." International Journal of Geographical Information Science 11.5 (1997): 475-497.) e Hofierka J. et all [2002] ( Hofierka, J., Suri, M. (2002): The solar radiation model for Open source GIS: implementation and applications. International GRASS users conference in Trento, Italy, September 2002).

Basi teoriche in breve

Relazioni geometriche Terra-Sole

La distanza tra la Terra e il Sole cambia durante l'anno. Il minimo si verifica al solstizio d'inverno e il massimo al solstizio d'estate. Il fenomeno è dovuto alla ellitticità dell'orbita della terra intorno al sole e quantificato in ± 1.7%. In conseguenza di quanto appena detto sì ha che l'irraggiamento varia nel corso dell'anno del 3,3%. Dal diagramma che segue è possibile intuire che l'irraggiamento extraterrestre risulta massimo i primi di gennaio e minimo i primi di luglio.

Costante solare (media 1367 W/m2), ossia l'energia media irraggiata dal sole nell'unità di tempo su una superficie unitaria posta all'esterno dell'atmosfera terrestre ed orientata perpendicolarmente ai raggi solari.

Declinazione solare, è l'angolo che la direzione dei raggi solari forma a mezzogiorno, sul meridiano considerato, col piano equatoriale; risulta anche pari all'angolo che i raggi solari formano a mezzogiorno con la direzione dello zenit sull'equatore e coincide inoltre con la latitudine geografica alla quale in un determinato giorno dell'anno il sole a mezzogiorno sta sullo zenit. È positiva quando il sole sta al di sopra del piano equatoriale ed è negativa quando il sole è al di sotto di esso. Considerata l'elevata distanza tra sole e terra ed il fatto che il primo ha un diametro circa cento volte maggiore, i raggi solari investono il nostro pianeta tutti paralleli tra di loro ed alla linea immaginaria che congiunge i due centri.

Per descrivere la posizione del sole nel cielo occorre conoscere l'angolo compreso tra la congiungente terra sole e la perpendicolare alla superficie terrestre nel punto considerato. Tale angolo è detto angolo zenitale (θ). La posizione del sole rispetto all'asse nord-sud è invece detto angolo azimutale (Φ). L'angolo orario (t_h) di un punto sulla superficie terrestre è l'angolo di cui la terra deve girare per portare il meridiano del punto direttamente sotto il sole. La terra ruota, quindi questo spostamento angolare rappresenta il tempo.

Quindi, osservando il Sole dalla Terra, l'angolo solare orario è un'espressione di tempo misurato come un angolo, a partire dal mezzogiorno solare. A mezzogiorno solare, alla longitudine dell'osservatore sulla terra, l'angolo orario è di zero gradi, mentre il tempo prima di mezzogiorno solare è espresso in gradi negativi, e l'ora locale dopo mezzogiorno solare in gradi positivi. L'angolo orario è lo spostamento angolare del Sole a est o a ovest del meridiano locale a causa della rotazione della terra sul suo asse a 15° per ora, con la mattina negativa e il pomeriggio positivo. Per esempio, alle 10:30 ora locale, l'angolo orario è -22,5.

Abbiamo detto che per definizione l'angolo orario è nullo a mezzogiorno del luogo ma che questo in generale non coincide con il mezzogiorno definito dal fuso orario. Per determinare l'ora vera del posto (ora solare) è pertanto necessario conoscere la longitudine del luogo per poter tener conto della differenza fra il meridiano del posto e quello di riferimento che dà l'ora convenzionale, o ora locale.

Tenendo presente che il sole percorre 15° l'ora, ogni grado corrisponde a 1/15 di ora cioè 4 minuti, quindi se il luogo considerato ha longitudine λ, nota la longitudine del meridiano di riferimento per il fuso orario (es. 15° per l'Italia) λ f si ha che in termini temporali fra i due c'è uno sfasamento di (λ - λ f) * 4 minuti.

Inoltre, un altro fattore di diversità fra l'ora solare e l'ora locale è introdotto dal moto di rivoluzione della Terra intorno al Sole.

L'intervallo di tempo tra due culminazioni successive del Sole al meridiano dello stesso luogo (giorno solare vero) non è costante, ma varia di qualche secondo da un giorno all'altro.

Un osservatore in A vede nuovamente culminare il Sole, il giorno successivo, dopo che la Terra ha ruotato di un angolo di (360 + alfa)°. Mentre una rotazione completa della Terra si compie in 23 ore e 56 minuti ed è costante in durata, l'angolo alfa varia di giorno in giorno perché l'orbita ellittica della rivoluzione terrestre viene percorsa con moto non uniforme. Pertanto, se si definisce il secondo come la 86400 esima parte del giorno solare vero, avremo che l'unità di tempo in alcuni giorni è più corta ed in altri più lunga.

Le esigenze della vita moderna impongono invece che l'unità di tempo sia rigorosamente costante e che la misura civile del tempo mantenga uno stretto rapporto con il Sole vero. Per realizzare ciò, alla fine del XVII secolo, è stato introdotto un artificio astronomico matematico: il Sole Medio.

Il Sole medio percorre l'equatore celeste con moto uniforme e quindi velocità angolare costante pari a (360/365.2422) ° al giorno, nello stesso tempo in cui il Sole vero percorre l'intera eclittica nel suo moto apparente annuo. In questo modo il giorno solare medio dura 24 ore esatte.

Tra Tempo solare vero (TSV) e tempo solare medio (TSM) vi è dunque una differenza, variabile di giorno in giorno, talvolta positiva, talvolta negativa, secondo che il Sole vero preceda o segua quello medio. Tale differenza prende il nome di Equazione del tempo: TSV - TSM = E

L'equazione del tempo è la somma di due curve sinusoidali con periodi rispettivamente di un anno e sei mesi. L'equazione può essere approssimata in:

E = 9.87 sin(2b) - 7.53 cos(b) - 1.5 sin(b)

dove

b = 2π (jd-81) / 365.2422 ( in radianti)

jd giorno sequenziale dell'anno 1 = 1 Gennaio ...... 365 = 31 Dicembre

Analytical Solar Position Calculator
Copyright © 2013 Mark Mikofski

Trasmissività atmosferica con cielo sereno

La trasmissività atmosferica in condizioni di cielo sereno τ è la percentuale di radiazione extra-terrestre che raggiunge la superficie terrestre ed è pari al rapporto tra la radiazione globale misurata e la radiazione globale teorica.

In assenza di lunghe serie di dati misurati, un valore di τ di calibrazione locale può essere stimato utilizzando vari modelli. In "SunOnSlope" si scelto quello Woodward-Barker-Zyskowski [2001] ( Woodward, S. J. R., David John Barker, and R. F. Zyskowski. "A practical model for predicting soil water deficit in New Zealand pastures." New Zealand Journal of Agricultural Research 44.1 (2001): 91-109.)

f adb = A + B cos (π jd / 365.224) per cui

dove

f adb = frazione di radiazione extra-terrestre trattenuta o dispersa dall'atmosfera giornalmente

A = è la media annuale di fadb
B = è un coefficiente che definisce l'ampiezza della curva

τ = trasmittanza atmosferica

Per A = 0.36 è B = 0.06

Air Mass (Massa d'aria)

Il coefficiente di Air Mass (AM) definisce la lunghezza del percorso dei raggi solari attraverso l'atmosfera terrestre, espresso come rapporto relativo alla lunghezza del percorso verticale (sole allo zenith). Mentre attraversa l'atmosfera, la luce del sole viene attenuata dalla dispersione e dall'assorbimento; maggiore è l'atmosfera attraverso cui passa, maggiore è l'attenuazione.

Mentre la luce solare viaggia attraverso l'atmosfera, i prodotti chimici interagiscono con la luce del sole e assorbono determinate lunghezze d'onda che modificano la quantità di luce a lunghezza d'onda corta che raggiunge la superficie della Terra. Il componente più attivo di questo processo è il vapore acqueo, che si traduce in un'ampia varietà di bande di assorbimento a molte lunghezze d'onda, mentre l'azoto molecolare, l'ossigeno e il biossido di carbonio si aggiungono a questo processo. Nel momento in cui raggiunge la superficie terrestre, lo spettro è fortemente confinato tra il lontano infrarosso e il quasi l'ultravioletto.

La dispersione atmosferica ha un ruolo nel rimuovere le frequenze più alte dalla luce solare diretta e nel diffonderlo nel cielo. Pertanto, il cielo appare blu e il sole giallo. La maggior parte della luce blu a più alta frequenza arriva all'osservatore attraverso percorsi indiretti sparsi; e meno luce blu segue il percorso diretto, dando al sole una sfumatura gialla. Maggiore è la distanza nell'atmosfera attraverso cui viaggia la luce solare, maggiore è questo effetto, e questo è il motivo per cui il sole sembra arancione o rosso all'alba e al tramonto quando la luce solare viaggia in modo molto obliquo attraverso l'atmosfera. Poiché il blu e il verde sono sparsi su percorsi così lunghi, sono altamente attenuati prima di arrivare all'osservatore, con il conseguente caratteristico cielo rosa all'alba e al tramonto.

Modello sferico dell'atmosfera terrestre: la geometria per calcolare un percorso diagonale attraverso l'atmosfera terrestre. Gli effetti atmosferici sulla trasmissione ottica, con un angolo z rispetto al normale, possono essere modellati come un percorso di lunghezza s, come se l'atmosfera fosse concentrata uniformemente intorno ai 9 km più bassi. s è il coefficiente AM.

Secondo Kasten and Young ( Kasten, F. and Young, A. T. (1989). Revised optical air mass tables and approximation formula. Applied Optics 28:4735-4738.) si ha

\(\frac{1}{cos(z)+ 0.5572 (96.07995-z)^{(-1.6364)}}\)

Il fattore di torbidità Linke (TL) è una buona approssimazione per modellizzare l'assorbimento e la dispersione atmosferica della radiazione solare in condizione di cielo sereno. Il fattore descrive lo spessore ottico dell'atmosfera dovuto sia all'assorbimento da parte del vapore acqueo che all'assorbimento e dispersione da parte delle particelle di aerosol in condizioni di cielo sereno e secco. Riassume la torbidità dell'atmosfera, e quindi l'attenuazione della radiazione diretta. Più alto è il valore di TL maggiore è l'attenuazione della radiazione da parte dell'atmosfera.

TL indica la trasparenza dell'atmosfera priva di nubi. Se il cielo fosse perfettamente asciutto e pulito, TL sarebbe uguale a 1. Quando il cielo è azzurro, il valore di TL è appena superiore a 1. In estate, in Europa, spesso si ha un elevato tasso di umidità e il cielo appare quasi bianco e il valore TL è maggiore di 3. Quando l'atmosfera è torbida, come in una città inquinata il valore può essere intorno a 6-7.

Valori medi mensili per l'Europa

Con l'aumentare della quota si riduce lo spessore di atmosfera attraversato dai raggi solari e anche la concentrazione di vapor acqueo e aerosol. Per esprimere matematicamente tutti questi fattori Kasten (1983) ha definito il fattore di torbidità Linke come:

\[T{L_{(z)}} = 1 + \frac{{{\delta _{D(z)}}}}{{{\delta _{R(z)}}}}\]

Dove δ D(z) è lo spessore ottico associato all'estinzione dovuta ad aerosol e all'assorbimento dell'ozono nella stratosfera. δ R(z) è lo spessore ottico associato alla diffusione molecolare dei gas e all'assorbimento dell'ozono atmosferico. Kasten ha definito delle equazioni per calcolare questo fattore a partire da misure di radiazione diretta mediante pireliometro. ( Kasten F., 1996. The Linke turbidity factor based on improved values of the integral Rayleigh optical thickness. Solar Energy, 56 (3), 239-244.)

Pertanto per ottenere il valore del fattore di torbidità per un punto x di quota z ₁ dato il valore di TL a una data quota z ₂ sia ha:

\[T{L_{({z_1})}} = T{L_{({z_2})}}{e^{\frac{{({z_2} - {z_1})}}{{8435.2}}}}\]

dove:

8435.2 = fattore di aggiustamento (Rayleigh optical thickness)

Nell' ambito del progetto finaziato UE SoDa ("SoDa. Integration and exploitation of networked Solar radiation Databases for environmental monitoring"), alla fine del 2003, sono state create mappe di TL per ogni cella di 5' (circa 10 km alle medie latitudini) per tutto il Mondo. Per ogni mese, sono stati combinati valori di TL estratti da dati di radiazione e valori TL estratti da dati del progetto SRB della NASA. In pratica, I valori di torbidità sono basati su molte informazioni globali satellitarie come la radiazione globale in cielo sereno, vapore acqueo precipitabile, lo spessore ottico degli aerosol e misure a terra di radiazione e concentrazione di aerosol ( AERONET).

Le mappe sono memorizzate in formato grezzo, senza header, 1 byte per valore (int unsigned) come immagini tif, 2160 righe e 4320 colonne. La dimensione del pixel è 5' (circa 10 km alle medie latitudini). Le coordinate dell'angolo in alto a sinistra sono 90 N, 180 W. Quindi, 90 N, 179.91 W etc. Le coordinate dell'angolo in basso a destra sono 90S, 180 E. I valori sono stati moltiplicati per 20, per cui un valore di 70 corrisponde ad un fattore linke di 3.5.

Le mappe in formato zip sono scaribili ai seguenti link: 1st trimester, 2nd, 3rd, 4th

Nel 2010 è stata prodotta una nuova versione utilizzando una nuova procedura consultabile all' indirizzo ( http://www.meteonorm.com/images/uploads/downloads/ieashc36_report_TL_AOD_climatologies.pdf)

All' indirizzo http://www.soda-pro.com/web-services/atmosphere/linke-turbidity-factor-ozone-water-vapor-and-angstroembeta è possibile interrogare il dataset puntualmente inserendo le coordinate (latitudine e longitudine in gradi decimali) e quota.

L'applicazione SunOnSlope è connessa con il database Postgres/Postgis del sistema SOS-GRASS nel quale sono memorizzate le grid 2003 relative alla regione Toscana.

Albedo
L'albedo (dal latino albēdo, "bianchezza", da album, "bianco") di una superficie è la frazione di luce o, più in generale, di radiazione incidente che viene riflessa indietro. L'esatto valore della frazione dipende, per lo stesso materiale, dalla lunghezza d'onda della radiazione considerata. Se la parola albedo viene usata senza ulteriori specifiche, s'intende indicare la luce visibile.
L'albedo massima è 1, quando tutta la luce incidente viene riflessa. L'albedo minima è 0, quando nessuna frazione della luce viene riflessa. In termini di luce visibile, il primo caso è quello di un oggetto perfettamente bianco, l'altro di un oggetto perfettamente nero.

Valori intermedi significano situazioni intermedie. L'albedo della neve fresca arriva fino a 0,9. Il carbone ha un'albedo molto bassa. Una lavagna ha un albedo di circa 0,15. L'albedo si può anche misurare in percentuale, ponendo 1 uguale a 100%. La Terra ha un'albedo media di 0,37-0,39, o equivalentemente di 37%-39%.

L'albedo di una foresta di pini a 45° Nord di latitudine, che copre interamente la superficie, è di appena il 9%, tra le più basse di un ambiente naturale di terraferma.

Questo basso valore deriva in parte dal colore dei pini, e in parte dalle differenti riflessioni della luce in mezzo agli alberi, che diminuisce la quantità di luce riflessa verso l'alto. L'albedo di un oceano, grazie al fatto che la luce penetra nell'acqua, è ancora più bassa: circa il 3.5%, che può cambiare però parecchio con l'angolo della radiazione incidente. I cespugli densi stanno tra il 9% e il 14%. Un prato è attorno al 20%.

I valori di albedo sono approssimativamente dati dalla somma di una componente diretta (Black Sky Albedo, BSA) e una componente diffusa (White Sky Albedo, WSA). Il BSA (riflettanza emisferica direzionale) è definito come l'albedo in assenza della componente diffusa ed è funzione dell'angolo zenitale del sole. Il WSA (riflettanza bi-emisferica) è definto come l'albedo in assenza della componente diretta, quando la componente diffusa è isotropica. BSA e WSA rappresentano i due casi estremi con illuminazione completamente diretta e completamente diffusa. L'albedo reale è un valore interpolato tra BSA e WSA come funzione della frazione della radiazione diffusa a sua volta funzione dello spessore di atmosfera attraversato e dalla presenza di aerosol.

L'albedo reale (Blue Sky Albedo) è dato da: WSA * D + (1 - D) * BSA

dove D è la percentuale di radiazione diffusa.

I valori di BSA e WSA sono stati memorizzati in raster mensili ad una risoluzione di 0.05° ricavandoli dal prodotto GLASS shortwave (300-3000nm)LASS shortwave (300-3000nm) (Global LAnd Surface Satellite) ottenuto dai sensori Terra e Aqua dal College of Global Change and Earth System Sciences, Beijing Normal University (Cina).

Definizione della geometria delle ombre

La variazione di quota e la forma del terreno influisce sulla radiazione solare, causando aree illumminate dal sole e aree in ombra. In base alle relazioni geometriche tra Terra e Sole, le aree in ombra sono localizzate in due differenti zone: i versanti in ombra e le aree ombreggiate da altri rilievi.

Huifang Li, Liming Xu, Huanfeng Shen, Liangpei Zhang, A general variational framework considering cast shadows for the topographic correction of remote sensing imagery, In ISPRS Journal of Photogrammetry and Remote Sensing, Volume 117, 2016, Pages 161-171, ISSN 0924-2716, https://doi.org/10.1016/j.isprsjprs.2016.03.021. http://www.sciencedirect.com/science/article/pii/S0924271616300429

Nell'applicazione SunOnSlope viene utilizzata la funzione "castshadow" di TopoToolbox sviluppata da Wolfgang Schwanghart (w.schwanghart[at]geo.uni-potsdam.de) che definisce le aree in ombra in base al modello digitale del terreno (DTM), l'azimuth e l'elevazione solare.

L'animazione riportata sotto mostra la parete nord dell'Eiger (46.34°N, 8.00°E) nelle Alpi il 1 Settembre 2015. Sono state salvate le immagini relative alle ore tra le 5:00 e le 19:00 e montate come animazione gif.

Applicazione SunOnSlope

Il modulo permette di stimare la radiazione:

Mensile (da mese a mese): Sommatoria di radiazione globale, diretta , diffusa e riflessa, tutto per ogni pixel. La radiazione viene calcolata su i giorni detti canonici (17 Gennaio, 16 Febbraio, 17 Marzo, 16 Aprile, 17 Maggio, 16 Giugno, 16 Luglio, 16 Agosto, 15 Settembre, 16 Ottobre,15 Novembre, 15 Dicembre) in cui statisticamente si ha una radiazione pari alla media del relativo mese.

Giornaliera (da giorno a giorno): Sommatoria di radiazione globale, diretta, diffusa, riflessa e ore di insolazione, per ogni pixel.

Giorno specifico: radiazione globale, diretta, diffusa, riflessa del giorno selezionato per ogni pixel.

Esempio applicativo

Interfaccia utente

Area di Studio : CHIANTI CLASSICO

Stazioni di misura

Nome Latitudine Longitudine Quota Serie storica

Legenda

SSE Sum of Squares due to Error (somma dei quadrati dovuti ad errori) \[SSE = \sum\limits_1^n {{w_i}} {\left( {obs - fit} \right)^2}\]

w i peso di ogni coppia di valori (default 1)

Un valore vicino a 0 indica un basso contenuto di errore e che i valori del modello (fit) possono essere usati efficacemente per rappresentare la variabile osservata
In tabella i valori di SSE sono elevati perchè il modello stima la radiazione globale in cielo sereno, mentre i valori misurati contengono il contributo di giorni con cielo con nubi.

R-square ( R quadro o coefficiente di determinazione) \[{R^2} = \frac{{SSR}}{{SST}} è definito come il rapporto tra la somma dei quadrati della regressione (SSR) e la somma dei quadrati totali (SST).

SSR è la devianza spiegata dal modello = \[{\sum\limits_{i = 1}^n {\left( {{{\overset{\lower0.5em\hbox{\(\smash{\scriptscriptstyle\frown}\)}}{y} }_i} - \bar y} \right)} ^2}\]

\[{\overset{\lower0.5em\hbox{\(\smash{\scriptscriptstyle\frown}\)}}{y} _i}\] valori stimati

\[\bar y\] media valori misurati

SST (somma dei quadrati relativi alla media) è definito come \[{\sum\limits_{i = 1}^n {\left( {{y_i} - \bar y} \right)} ^2}\]

y i valori misurati

R ² varia tra 0 ed 1: quando è 0 il modello utilizzato non spiega per nulla i dati; quando è 1 il modello spiega perfettamente i dati.

DFE residual degrees of freedom (gradi di libertà dei residui). DFE è definto come la differenza tra il numero di elementi n e il numero di parametri (regressori) utilizzati nel modello di fitting p (nel modello lineare p =2)
In tabella DFE è pari a 10 (12 (mesi) - 2 (parametri)

Adjusted R-square (R 2 corretto) \[R_{adj}^2 = 1 - \frac{{SSE(n - 1)}}{{SST(n - p)}}\] . Può essere negativo ed è sempre ≤ R ²

RMSE Root Mean Square Error Radice dell'errore quadratico medio \[RMSE = s = \sqrt {MSE} \] (MSE = errore quadratico medio) \[MSE = \frac{{SSE}}{{DFE}}\]

L'MSE ed RMSE non sono quantità a-dimensionali, bensì assumono l'unità di misura della grandezza considerata (RMSE) ed il suo quadrato (MSE).

Nash-Sutcliffe model efficiency coefficient (indice di efficenza del modello) \[EF = 1 - \frac{{SSE}}{{SST}}\]

Il coefficiente di Nash-Sutcliffe può variare tra -∞ e 1. Un'efficienza di 1 (EF=1) il modello spiega perfettamente la variabile modellizzata. Un'efficenza di 0 (EF=0) indica che l'accuratezza del modello è pari a quella della media dei dati misurati. Infine se l'efficienza è inferiore a 0 ( EF < 0), la varianza dei residui è maggiore della varianza dei dati misurati e quindi la media dei dati osservati è un migliore descrittore della variabile misurata. Più il valore di EF è vicino a 1 e più il modello è efficiente.

CRM Coefficient of residual mass (coefficiente di massa residua) \[CRM = \frac{{\sum\limits_{i = 1}^n {{y_i} - {{\overset{\lower0.5em\hbox{\(\smash{\scriptscriptstyle\frown}\)}}{y} }_i}} }}{{\sum\limits_{i = 1}^n {{y_i}} }}\]

Il valore ottimale di CRM è 0; valori positivi ci informano che il modello tende a sottostimare i dati misurati, mentre valori negativi indicano il contrario. Dato che il modello SunOnSlope fornisce valori di radiazione in condizioni di cielo sereno i valori di CRM risultano negativi.

continua........

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Stima della radiazione solare (teoria e applicazioni)

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Autori: Maurizio Romani, Bernardo Rapi, Piero Battista (2007 - aggiornamento 2017) La radiazione solare, incidente sulla superficie terrestre, è il risultato di complesse interazioni e scambi di energia tra l'atmosfera e la superficie. A scala globale, i gradienti latitudinali di radiazione sono causati dalla geometria della Terra e la sua rotazione e rivoluzione intorno al Sole.

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Possiamo vedere il consumo in europa, ad esempio in Germania c'è il maggior consumo di questa fonte

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Produrre la corrente necessaria per far funzionare l'impianto di illuminazione e tutti gli elettrodomestici, direttamente in casa, non è più un miraggio. Sempre più famiglie italiane hanno deciso di investire sul solare per ridurre (fin quasi ad azzerare) la bolletta della luce, rendendo la casa completamente autosufficiente dal punto di vista energetico.

Paesi come gli Stati Uniti d'America si stanno già muovendo per raggiungere l'obiettivo di una casa indipendente per quanto riguarda l'energia. Dopo California e Vermont, anche lo Stato di New York punta a produrre autonomamente, entro il 2030, la metà di energia necessaria per soddisfare il proprio fabbisogno, sfruttando il sole. Addirittura le Hawaii si sono poste un traguardo ancora più ambizioso: raggiungere il 100% di autoproduzione energetica in meno di trent'anni.

Ma come si fa a sfruttare l'energia solare per avere una casa autosufficiente?

1.Installa un impianto fotovoltaico sul tetto di casa per produrre l'energia elettrica che ti serve

I pannelli fotovoltaici raccolgono l'energia emanata dai raggi del sole e la trasformano, grazie all'inverter a cui sono collegati, in corrente elettrica subito utilizzabile.

L'installazione di un impianto fotovoltaico è un intervento per nulla invasivo, se fatto da esperti del solare. Il montaggio di un impianto domestico di medie dimensioni (3 kWp) avviene in circa 24 ore e di norma non comporta modifiche strutturali all'interno della casa.

Prima di scegliere la potenza e il numero di pannelli da montare, ti consigliamo di rivolgerti a un tecnico qualificato per valutare la capacità del tuo tetto di produrre energia. Un impianto correttamente dimensionato è in grado di soddisfare le esigenze energetiche della tua famiglia e ti permette di abbassare la bolletta della luce, assicurandoti un risparmio fino al 40% grazie all'autoconsumo diretto. L'energia prodotta dall'impianto fotovoltaico, infatti, viene immessa direttamente nella rete domestica ed è pronta per essere utilizzata per l'illuminazione, la TV, la lavastoviglie e per tutti i piccoli e grandi elettrodomestici che sono presenti in numero sempre maggiore nelle case degli italiani.

2.Sfrutta il tuo impianto al 100% con l'accumulo, massimizzando il rendimento dei pannelli fotovoltaici

Un sistema di batterie per l'accumulo collegato all'impianto fotovoltaico può aiutarti a raggiungere un livello ancora più elevato di autonomia dal gestore. Immagazzinare il surplus di energia ti consente di avere una scorta di elettricità disponibile 24 ore su 24, da utilizzare nelle ore serali o quando l'impianto non produce. Questa tipologia di autoconsumo, nota come autoconsumo differito, ti assicura un risparmio del 90% sui costi dell'energia.

3.Liberati dalle spese del gas per l'acqua calda sanitaria e il riscaldamento

Integrando nell'impianto fotovoltaico anche una pompa di calore, puoi abbattere completamente la spesa della bolletta del gas, per quanto riguarda la produzione di acqua calda sanitaria e il riscaldamento. Gli apparecchi di ultima generazione, infatti, funzionano sia da scaldacqua sia da climatizzatori: sfruttando il calore naturale presente nell'aria, producono energia termica e la trasferiscono all'impianto idrico. Non richiedono gas, petrolio o altro tipo di combustibile fossile, ma sfruttano l'energia elettrica prodotta dai pannelli fotovoltaici per l'accensione, continuando poi a funzionare grazie al calore disponibile in natura.

Contando che il 75% dei consumi di una famiglia viene dal riscaldamento, la pompa di calore è sicuramente una soluzione conveniente e molto vantaggiosa per chi ha già deciso di sfruttare una fonte rinnovabile come il sole per soddisfare il proprio fabbisogno energetico.

Non dimenticare che tutte queste soluzioni di riqualificazione energetica sono considerate interventi di ristrutturazione e recupero edilizio e sono supportate, fino al 31 dicembre 2017, dalla detrazione fiscale del 50%. Ciò ti permette di recuperare la metà di quanto hai speso per l'acquisto e l'installazione dell'impianto fotovoltaico, compreso l'accumulo e l'eventuale pompa di calore integrata, velocizzando i tempi di ammortamento del tuo investimento.
Per conoscere ancora più a fondo le potenzialità di risparmio e i vantaggi del fotovoltaico, scarica gratis la guida. Clicca qui sotto e scarica la tua copia in formato Pdf per Computer, Smartphone e Tablet.

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Gerry Di Piano – Responsabile Commerciale

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Una Casa Autosufficiente con l'Energia Solare

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Produrre la corrente necessaria per far funzionare l'impianto di illuminazione e tutti gli elettrodomestici, direttamente in casa, non è più un miraggio. Sempre più famiglie italiane hanno deciso di investire sul solare per ridurre (fin quasi ad azzerare) la bolletta della luce, rendendo la casa completamente autosufficiente dal punto di vista energetico.

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Spiegazione energia solare e fotovoltaica

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Spiegazione energia solare e fotovoltaica

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Cos'è l'energia solare e fotovoltaica e come funziona | Anter

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L'energia fotovoltaica trasforma direttamente l'irradiazione solare in elettricità. Il solare termico capta il suo calore. Diverse tecnologie permettono di utilizzare l'energia del sole, a livello locale come in grandi strutture industriali. Come l'acqua e l'aria, il sole è alla base della vita sulla terra a cui regala calore e luce.