SMG-4300 Aurinkosähkö ja Tuulivoima

Transkriptio

1 SMG-4300 Aurinkosähkö ja Tuulivoima Aurinkosähkön 1. luento Katsaus aurinkosähkön historiaan. Auringon energiantuotanto: Miten ja miksi auringosta tulee energiaa maahan? Kuinka suurella teholla maa vastaanottaa energiaa auringosta? Maanpinnan saavuttava auringonsäteily: Ilmakehän vaikutus auringon säteilytehoon. Auringonsäteilyn energiaspektri. 1

2 AURINKOSÄHKÖN HISTORIA Ranskalainen Becquerel havaitsi 1839, että elektrolyyttiin upotettujen elektrodien välinen jännite riippuu valon määrästä englantilainen Smith havaitsi saman ilmiön ensimmäisen kerran kiinteässä aineessa, seleenissä. Yhdysvaltalainen Fritts rakensi 1883 ensimmäisen toiminnallisen aurinkokennon. Materiaali oli seleeni. Aurinkokennojen nykyisen aikakauden katsotaan alkavan vuodesta 1954, jolloin yhdysvaltalaisessa Bell Labs -tutkimuskeskuksessa havaittiin aurinkosähköinen ilmiö piistä valmistetussa pn-liitoksessa. Tämän havainnon perusteella valmistettiin vielä samana vuonna aurinkokenno, joka muunsi auringonvaloa sähköksi ylivoimaisella hyötysuhteella (6%). Puolijohdeaurinkokennojen perusteoria ymmärrettiin vuoteen 1960 mennessä. 2

3 AURINKOSÄHKÖN HISTORIA Vuotta 1973 pidetään merkittävänä aurinkosähkön historiassa. Yhdysvalloissa syntyi Cherry Hill -konferenssin seurauksena US Energy Research and Development Agency (myöh. US Dept. of Energy), joka alkoi merkittävästi rahoittaa uusiutuvien energiamuotojen tutkimusta. Öljykriisi sai monet valtiot panostamaan uusiutuviin energiamuotoihin luvulla piipohjaisten aurinkokennojen valmistustekniikka alkoi olla kypsää. Suurehkoja tehtaita nousi Yhdysvaltoihin, Japaniin ja Eurooppaan. Ongelmana oli kuitenkin aurinkokennojen korkea hinta. Öljyn hinnan nousu ja ilmastonmuutos ovat lisänneet uusiutuvien energiamuotojen suosiota ja tarpeellisuutta. Saksa ja Japani ovat tänä päivänä edelläkävijöitä aurinkosähkön hyödyntäjinä hajautetussa energiantuotannossa. Viime vuosina maailmalla on rakennettu myös kymmeniä MW-luokan aurinkosähkövoimaloita. 3

4 AURINGON ENERGIANTUOTANTO Kaikkien luonnossa tapahtuvien prosessien energia on peräisin auringosta. Auringon energia syntyy fuusioreaktiossa: p+p 2 H, 2 H+p 3 He, 3 He+ 3 He 4 He. Vapautuva energia on peräisin atomiytimien rakenneosien välisistä sidoksista. Valtava lämpötila (auringossa K, maassa K) tarvitaan, jotta ytimien liike-energia on riittävä Coulombin hylkimisvoiman ylittämiseen. 4

5 5

6 PLANCK'n SÄTEILYLAKI Kaikki kappaleet, joiden lämpötila poikkeaa absoluuttisesta nollapisteestä, lähettävät sähkömagneettista säteilyä. Kappaleen lähettämän säteilyn aallonpituusjakauma riippuu kappaleen pinnan lämpötilasta. Auringosta tuleva säteilyn teho ja aallonpituusjakauma saadaan kohtuullisella tarkkuudella selville Planck'n säteilylain avulla, kun aurinko oletetaan 6000 K:n lämpötilassa olevaksi mustaksi kappaleeksi. 6

7 AURINGOSTA MAAN ILMAKEHÄÄN TULEVA SÄTEILY Miten ja miksi auringosta tulee energiaa maahan? Säteilemällä. Siksi, että aurinko on kuuma. Aurinkovakio S on auringonsäteilyn tehotiheys (W/m 2 ) maan kiertoradalla. W S 1367 m 2 7

8 MAANPINNAN SAAVUTTAVA SÄTEILY Tieto siitä, miten auringonsäteilyn energia on jakautunut eri aallonpituuksille, on tärkeää, koska aurinkokennon toiminta riippuu valon aallonpituudesta. 8

9 ILMAMASSA TAMPEREELLA kesä talvi Ilmamassa Kellonaika 9

10 ILMAMASSA TAMPEREELLA Puolenpäivän ilmamassa Kuukausi 10

11 SÄTEILYN VAIMENEMINEN ILMAKEHÄSSÄ Absorboituminen ja siroaminen ilmakehän molekyyleissä vaimentaa säteilyä vähintään 30%. Maanpinnalle saapuva säteily on suoraa tai sironnutta (diffuusi) säteilyä. Diffuusin säteilyn osuus riippuu ilmakehän pilvisyydestä: kirkkaana päivänä 10-20%. pilvisenä päivänä jopa 80-90%. Aurinkokennosuunnittelijan kannalta ongelma on siinä, että diffuusin säteilyn aallonpituusjakauma on erilainen kuin suoralla säteilyllä. 11

12 MAANPINNAN SAAVUTTAVA SÄTEILY keskimääräinen vuotuinen säteilytehotiheys (W/m 2 ) 12

13 MAANPINNAN SAAVUTTAVA SÄTEILY kokonaisenergia diffuusin säteilyn osuus 13

14 MAANPINNAN SAAVUTTAVA SÄTEILY TAMPEREELLA AURINGONSÄTEILYN ENERGIASPEKTRI 14

15 AURINGONSÄTEILYN ENERGIASPEKTRI 15

16 AURINGONSÄTEILYN ENERGIASPEKTRI E = hf c = f λ hc E = λ 16