1

GÜNEŞ ENERJİSİ-I

Ders için kaynak kitaplar:

1. “Güneş Enerjisi ve Uygulamaları”, H.ÖZTÜRK, Birsen Yayınevi, 2012.

2. “Güneş Enerjisi”, A. YİĞİT - İ. ATMACA, Alfa Aktüel, 2010.

3. “Güneş Enerjisi ve Uygulamaları”, A.Y. UYAREL - E.S. ÖZ, 1987.

4. “Güneş Enerjisi”, A. KILIÇ - A.ÖZTÜRK, Kipaş Dağ., 1983.

5. “Güneş Enerjili Su Isıtma Sistemleri” M. TIRIS, Ç. TIRIS, Y. ERDALLI, Tübitak MAM

6. “Güneş Enerjisi Tesisatı”, ISISAN Yayınları.

7. “Güneş Enerjisi”, EZGESEM Yayınları, 2011.

Okunması tavsiye edilen kitaplar:

1. “Entropi Dünyaya Yeni Bir Bakış” J. RIFKIN – T. HOWARD, İZ Yayınevi, 1997.

2. “Dünya ve Enerji”, V. ALTIN, Boğaziçi Ü. Yayınevi, 2013-09-21

3. “Küresel Isınma ve Türkiye’nin Güneş Projeleri”, Ç. GÖKSU, Güncel Yayıncılık, 2008.

4. “Enerji Sektöründe Yatırım Projelerinin Değerlendirilmesi” Ş. KAVCIOĞLU, Türkmen

Yayınevi, 2013.

5. “Güneş Enerjisi” J.BOCKRIS-T.N. VEZİROĞLU-D.SMITH, Yeni Yüzyıl Kitaplığı.

2

3

Güneşin Yapısal Özellikleri:

Güneşin çapı: 1.390.000 km’dir.

Güneşin yüzey sıcaklığı 6000 K’dir.

Güneşin %93’ü Hidrojen ve %7’si Helyum’dur.

Dünyanın çapı 12.700 km’dir.

Dünya ile güneş arası mesafe 150.000.000 km’dir.

Dünyanın kendi çevresindeki dönüş ekseni, güneş çevresindeki dolanma yörüngesi düzlemiyle

23,5°’lik açıya sahiptir.

Güneşte saniyede 564 milyon ton hidrojen, 560 milyon ton helyuma dönüşmektedir. Dönüşümdeki

4 milyon ton kütleden 38x1022

kJ enerji açığa çıkmaktadır.

Güneş kütlesi içten dışa doğru; nükleer, ışınım ve ısı taşınım bölgesi olmak üzere üç bölüme ayrılır.

4

Güneş Işınımı:

Güneş ışınlarına dik 1 m2 alana saniyede gelen güneş enerjisi 1.367 J’dür. Bu sayı “Güneş Sabiti -

Gsc” olarak isimlendirilir. Güneş sabiti 1367 W/m2’dir (326,5 cal/m²).

Güneş ışınlarının dalga boyları 0,1-3 µm arasında değişir. Güneşten gelen ışınların dağılımın %9’u

mor ötesi (ultraviole) bölgede, % 45’i görünür ışık (visible) bölgesinde ve geri kalan %46’sı kırmızı

altı (infrared) bölgede yer alır.

Işık, insan gözünün duyarlılığına dayanan ve elektromanyetik spektrum içersinde yaklaşık 380-720

nm dalga boyları arasındaki görünür ışınım enerjisidir.

Işınım ise bir ortam veya maddeden elektromanyetik dalgalar veya parçacıklar yayılması dağılması

işlemidir. Işınım, belirli sıcaklıktaki bütün cisimlerin yüzeylerinden sürekli olarak enerji

yayılmasıdır. Herhangi bir cisim tarafından yayılan ışınım elektromanyetik özelliktedir.

Elektromanyetik ışınım, uzayda ışık hızı ile dalgalar halinde ilerler. Elektrik ve manyetik alanların

periyodik bir şekilde hareketi sırasında elektromanyetik dalgalar ile enerji taşınır. Bütün

elektromanyetik dalgalar, uzayda aynı hızla hareket eder. Işık da dahil olmak üzere ışınım

enerjisinin bütün şekilleri sabit bir hızla hareket eder. Işık hızı 300.000 km/s’dir.

5

Elektromanyetik dalgalar, frekansı ve dalga boyu ile tanımlanır.

Frekans (s-1

veya Hz) x Dalga Boyu (m) = Işık hızı

Elektromanyetik dalgalar, birlikte değişen ve birbirine dik düzlemdeki elektrik ve manyetik

alanlardan oluşur. Bir ortamda elektrik alanını değiştirmek için yüklü cisimleri ivmeli hareket

ettirmek gerekir. Bu nedenle hareket eden yükler elektromanyetik dalga yayar.

Frekans, dalga hareketinin miktarsal bir özelliğidir. Frekans, bir olayın saniyede hangi sıklıkta

tekrarlandığını belirtir. Işık dalgalarının hareketinde frekans, saniyede belirli bir noktadan geçen

dalga boyu veya çevrim sayısıdır. SI birim sisteminde frekans birimi 1/s veya Hertz (Hz)’dir.

Elektromanyetik dalgaların frekansı, 1-1024

Hz aralığında değişir. Güç jeneratörleri tarafından

üretilen dalga frekansı 1 Hz düzeyinde iken kozmik ışınların ürettiği dalga frekansı 1024

Hz

düzeyindedir.

Işınımın dalga boyu arttıkça frekansı azalır.

Elektromanyetik dalgaların bu geniş frekans aralığı “elektromanyetik spektrum”u oluşturur. 400-

700 nm dalga boyları arasında yer alan dar bir bölge, insan gözü tarafından algılanabilir.

Dalga boyu birimleri: 1mm=1000 µm 1µm=1000 nm

Foton: Alman fizikçi Max Planck, enerjinin sürekli olmayıp, temel bir büyüklüğün katları

biçiminde, kesikli olduğunu öne süren “kuantum teorisi” ile fizikte yeni bir çığır açmıştır. Buna

göre; a. Yüksek frekanslı elektromanyetik dalgalar yüksek enerjiye ancak kısa dalga boyuna, b.

Düşük frekanslı elektromanyetik dalgalar ise düşük enerjiye ancak uzun dalga boyuna sahiptir.

Planck’ın kuantum varsayımları şunlardır:

1- Işınım yayan ve titreşen bir sistemin enerjisi, aşağıdaki eşitlik ile belirlenen kesikli enerji

değerine sahiptir.

E = n.h.v (n=1, 2, 3,….)

2- Atomlar, kuanta (foton) denilen ışık enerjisinin kesikli birimleri cinsinden enerji yayar veya

soğururlar. Atomlar bu işlemi, bir enerji düzeyinden diğerine sıçrayarak yaparlar. Bu

durumda, güneş enerjisine karşılık gelen foton enerjisi aşağıdaki gibi tanımlanır.

E = h.v

h: Planck sabiti 6,626x10-34

Js v: Moleküllerin titreşim frekansı/fotonun frekansıdır (s-1

)

Bir fotonun enerjisi (E); ışık hızı (c) ve dalga boyuna (λ) bağlı olarak, E = h. c/λ ‘dır.

Planck’ın kuantum varsayımlarındaki temel unsur, kesikli enerji düzeyleri gibi köklü bir

varsayımdır. Foton, ışık enerjisi paketi veya yumağı demektir. En genel anlamda foton,

elektromanyetik dalga paketi demektir.

6

GÜNEŞ GEOMETRİSİ

Güneş Açıları: Yeryüzünde, ışınımın en önemli özellikleri dünyanın kendi ekseni etrafında

dönmesiyle ve güneş çevresinde eliptik yörüngesiyle belirlenir. Güneşten gelen ışınlar ile dünya

üzerindeki yüzeyler arasında belirli açılar oluşur. Güneş enerjisinde etkin yararlanabilmek için

güneş açılarının bilinmesi gereklidir.

Enlem Açısı (latitude), φ: Yeryüzündeki herhangi bir noktayı dünya merkezine birleştiren

doğrunun, dünyanın ekvator düzlemi ile yaptığı açıdır. Kuzey yön pozitif olmak üzere -90° ile 90°

arasında değişir (-90°≤ φ ≤90). Enlem açısı herhangi bir bölge için atlastan okunabilir. Türkiye,

36-42° kuzey enlemleri (26°-45° doğu boylamları) arasında yer alır. Enlem açısı ayrıca güneş

yükseklik açısının hesaplanmasında da kullanılır.

Coğrafi koordinat sisteminde; 1°=60´ olup 1´=60”dir. Ancak güneş geometrisinde ondalık sistemin

kullanıldığı unutulmamalıdır.

Güneş ışınları yılda iki defa ekvatora, birer defada dönencelere dik gelir. Ekvatora dik gelmesine

Ekinoks (21 Mart, 23 Eylül) denir.

7

Dönence (tropika), yeryüzü üzerinde güneş ışınlarının yılda iki kez dik açı ile geldiği, sıcak kuşağın

kuzey ve güney sınırlarını oluşturan ve Ekvator'un 23° 27' kuzey ve güneyinden geçtiği varsayılan

iki enlemden her biri. Bu iki enlem arasındaki bölgeye tropikal kuşak denir.

Bu enlemlerden yeryüzünün kuzey yarısında olanına Yengeç Dönencesi, güney yarısındakine de

Oğlak Dönencesi adı verilir. 21 Haziran’da güneş ışınları Yengeç Dönencesi’ne dik gelir. Bu gün,

yeryüzünün kuzey yarısında yazın, güney yarısında da kışın başlangıcı olarak sayılır. Bugünden

sonra yeryüzünün kuzeyinde günler kısalmaya, güneyinde ise uzamaya başlar ve buna Yaz

Gündönümü adı verilir. Benzeri biçimde, güneş ışınlarının Oğlak Dönencesine dik geldiği 21

Aralık, kuzey yarıkürede kışın, güney yarıkürede de yazın başlangıcıdır. Dönenceler Tropikal

kuşağın kuzey ve güney sınırlarını oluştururlar.

Güneş ışınlarının dönencelere dik gelmesine ise Solstis (solstice) (21 Haziran, 21 Aralık) denir.

8

Deklinasyon Açısı (declination), δ: Deklinasyon açısı; güneş ışınları ve dünya arasında ki açısal

ilişkiler bakımından en önemli olanıdır. Güneş ışınlarının aylar ve mevsimlere göre dünyaya geliş

açısı olup ayrıca diğer bir tanımlamayla da güneş ışınlarının ekvator düzlemi ile yaptığı açıdır.

Deklinasyon açısının diğer adı “sapma açısıdır!”. Deklinasyon açısı dünyanın kendi ekseni ve

yörünge düzlemi ile yaptığı 23,45 derecelik açıdan kaynaklanır. (Eğer dünya dönme ekseninde eğik

olmasaydı deklinasyon açısı daima “sıfır” olurdu.)

Deklinasyon açısı; -23,45° ≤ δ ≤ 23,45° açıları arasında yer alır bu açıların arasında yer almasının

sebebi ise dünyanın etrafında döndüğü kutupsal eksen, uzayda kendi yörünge düzlemine 66,55°’lik

bir açıyla sabitlenmesindendir. (90°-66,55° = 23,45°) Daha detaylı açıklamak gerekirse; yörünge

düzlemi ile dünyanın ekvator düzlemi arasında ki bu açı yaz ortasında (21 haziran) en yüksek

(23,45°), kış ortasında (21 aralık) ise en düşük (-23,45°) açısal değerdedir. Ekinoks noktalarında ise

(21 mart ilkbahar ekinoksu, 22 Eylül sonbahar ekinoksu) deklinasyon açısı “sıfır” olur!

Deklinasyon açısının yaklaşık değeri Cooper (1969) denkleminden hesaplayabiliriz;

δ = 23,45 x sin[(360/365)x(284+n)] veya δ = -23,45 x cos{0,986 x (n+10,5)}

denklemlerde yer alan “n” = bir Ocaktan itibaren gün sayısıdır.

Aylar “n” Hesabı

Ocak i Mayıs i + 120 Eylül i + 243

Şubat i + 31 Haziran i + 151 Ekim i + 273

Mart i + 59 Temmuz i + 181 Kasım i + 304

Nisan i + 90 Ağustos i + 212 Aralık i + 334

“n” değerini hesaplamak için yapmanız gereken belirlediğiniz ayın değerini tablo da aya denk gelen

“i” değerinin yerine yazmaktır. Örneğin; 22 Temmuz da ki “n” değeri = 22+181‘dir.

Örnek: 24 Şubat için deklinasyon açısı; δ = -23,45 x cos{0,986 x (Gün+10,5)},

Gün sayısı: 24+31= 55,

δ = -23,45 x cos{0,986 x (55+10,5),

δ = -10’dur.

9

Saat açısı (hour angle) ω: Güneş ışınlarının bulunduğu boylam (güneş boylamı denilebilir) ile göz

önüne alınan yerin boylamı arasındaki açıdır. Saat açısı, güneş boylamının göz önüne alınan yerin

boylamı ile kesiştiği “güneş öğlesi”nden itibaren önce ise (-), sonra ise (+) olarak alınır. Güneş

öğlesinde, güneş saati (GS)12’dir. Güneş öğle vakti ile ilgili zaman arasındaki saat farkı, 15 sabit

sayısı ile çarpılarak güneş saat açısı bulunur. Bu sabit sayı, dünyanın güneş etrafında bir defa

dönüşü sırasında kat ettiği 360° ‘lik açının 24’e bölünmesi ile elde edilmiştir. Başka bir ifade ile bu

katsayı, dünyanın güneş çevresinde 1 saatte yaptığı açıdır. Bir saat 15 boylama eşittir. Güneş açıları

güneş öğlesine göre simetriktir.

Formül olarak ifade edersek; (Güneş saat açısı hesaplanmasında yerel saat kullanılmalıdır.)

ω = 15 x (GS-12)

15 sabit sayısı her 15° saat açısı zaman olarak 1 saate tekabül eder diğer bir tanımlamayla dünyanın

güneş çevresinde bir defa dönüşü sırasında kat ettiği 360°’lik açının 24 saate bölünmesiyle elde

edilir yani 4 dakika da 1° olarak tanımlanabilir. Saat açıları güneş öğlesine göre simetriktir. Saat

14:00 (30°) ile saat 10:00′da (-30°) saat açıları eşittir.

Güneşin batış derecesi (GB°) zamanı aşağıdaki eşitlikten hesaplanabilir;

GB = Cos-1

[-tan(δ) tan(φ)]

Güneşin batışı, yukarıdaki eşitlikten derece olarak belirlenir. Belirlenen derece değeri 15’e

bölünerek güneş batışının, yerel öğle zamanından kaç saat sonra olduğu bulunur. Güneş doğuş

zamanını bulmak için bulunan sayı, 12’ye göre saat ibresinin tersi yönünde alınır. Güneş öğle vakti

ile güneşin doğuşu ve batışı arasındaki süre aynıdır. Sürenin aritmetik toplamı günün toplam

uzunluğunu verir. Güneş ışınımı hesaplamaları, güneş zamanına göre yapılır. Güneş azimut açısının

0° olduğu, başka bir deyişle, güneş yükseklik açısının en yüksek olduğu zamanın, saat 12 olarak

alındığı saat sistemine güneş saati (yerel saat) denir. Bir ülkenin kullandığı standart saat zamanı ile

güneş saati birbirinden farklıdır. Standart saatin, güneş saatine dönüştürülmesi için standart boylam

ile bulunulan bölgenin yerel boylamı arasındaki boylam farkı ve günlere göre değişen zaman

düzeltme faktörü dikkate alınır. Boylam Greenwich’in doğusundaki ülkeler için (-), batısındaki

ülkeler için (+) değer alır. Aşağıdaki denklikle bulunabilir;

10

YS = GOZ + [ E-4 (Boylam)] / 60

GOZ = Greenwich ortalama zamanı (Greenwich’deki yerel saat - 0° boylamı)

GOZ = [SSA-3] (Türkiye için) SSA: Standart saat YS: Yerel saat (güneş saati-mahalli saat)

E: Dünyanın yörüngesindeki düzensizlik için alınan düzeltme faktörü

(E) Düzeltme Faktörü Sayıları Tablosu

GÜN 1 8 15 22

Aylar

Ocak -3,27 -6,43 -9,20 -11,45

Şubat -13,57 -14,23 -14,25 -12,68

Mart -12,60 -11,07 -9,23 -7,20

Nisan -4,18 -2,12 -0,25 1,32

Mayıs 2,83 3,52 3,73 3,50

Haziran 2,42 1,25 -0,15 -1,17

Temmuz -3,55 -4,80 -5,75 -6,32

Ağustos -6,28 -5,67 -4,58 -3,07

Eylül -0,25 2,05 4,48 6,97

Ekim 10,03 12,18 13,98 15,33

Kasım 16,33 16,27 15,48 14,03

Aralık 11,23 8,43 5,22 1,78

Zaman düzeltme faktörünü hesaplamak için;

E = 229,2 [0.000075 + 0.00186 cos (B) + 0.03207 sin (B) - 0.00146 cos (2B) - 0.04089 sin (2B)]

B = (360/365)(n-1) n = Gün sayısı

Örnek: 28 Eylül’de Ankara için (yaklaşık 40° enlem, 33° boylam) güneşin doğuşu yerel saatle 6:09

olarak hesaplanmıştır. Güneş standart zamana göre kaçta doğar?

GOZ = [SSA-3]

YS = GOZ + [ E-4 (Boylam)] / 60

E düzeltme faktörü çizelgeden interpolasyonla 9,10 olarak bulunur.

YS = [SSA-3] + [ 9,10-4 (-33)] / 60

Yerel saat 6:09 olarak verilmişti. Bu değer kesirli yazılırsa 6:15 olur.

6,15 = SSA-3 + 2,35 buradan SSA = 6,15+3-2,35 = 6,79 bulunur.

28 Eylül’de, Ankara’da güneşin doğuşu yerel saatle 6:09, standart saatle 6:48’dedir.

11

Zenit açısı (solar zenith angle) ψ : Zenit açısı, doğrudan güneş ışınımı ile yatay düzlemin diki

arasındaki açıdır. “ψ-Psi” simgesi ile gösterilir. Zenit açısı, diğer bir deyişle güneş ışınlarının yatay

düzleme geliş açısıdır.

Zenit açısı, güneşin doğuşu ve güneşin batışı sırasında 90° iken, güneş ışınlarının dik geldiği

durumda sıfırdır.

Zenit açısı diğer açılara bağlı olarak hesaplanabilir;

Cos(ψ) = sin(φ) sin(δ) + cos(δ) cos(ω)

ψ = Zenit açısı δ = Deklinasyon açısı

φ = Enlem açısı ω = Saat açısı

ψ = 90-α

α: Güneş yükseklik açısı

12

Yükseklik açısı (solar elevation angle) α : Güneş yükseklik açısı, direkt güneş ışını ile yatay

düzlem arasındaki açıdır. “α” simgesi ile gösterilir.

Güneş yükseklik açısı, zenit açısını 90° ‘ye tamamlar.

α = 90 – ψ

α = Güneş yükseklik açısı ψ = Zenit açısı

Güneş yükseklik açısı, en yüksek değerini her mevsimde öğle vaktinde alır, güneşin doğuşu ve

güneşin batışı sırasında güneş yükseklik açısı sıfırdır. Güneş yüksekliği 21 Aralık’ta 26,5° ile en

küçük, 21 Haziran’da 73,5° ile en büyük değerini almaktadır. Güneş yükseklik açısı hesaplanması

ise aşağıdaki denklem ile yapılır;

α = sin-1

[cos(δ) cos(φ) cos(ω) + sin(δ) sin(φ)]

α = Yükseklik açısı δ = Deklinasyon açısı φ = Enlem açısı ω = Saat açısı

13

Azimut açısı:

Azimut açısını, güneş azimut açısı ve yüzey azimut açısı olmak üzere iki başlık altında

inceleyeceğiz.

Güneş Azimut Açısı γs:

Güneş azimut açısı, güneş-dünya doğrultusunun yatay düzlemdeki izdüşümünün, kuzey-güney

doğrultusu ile yapmış olduğu açıdır. Kuzey-güney doğrultusu ile doğrudan güneş ışınımı arasındaki

açıdır. Ayrıca güneş azimut açısı, kuzeye göre saat dönüş yönünde sapmasını belirtir. Güneyden

doğuya doğru (-), batıya doğru (+) olarak kabul edilir. Saat 12:00’da γs = 180° olur. Gelen doğrudan

ışınım ile yüzeyin diki arasındaki açı, yüzey-güneş azimut açısı ( β ) olarak adlandırılır.

Güneş azimut açısı, herhangi bir bölgede ve zamanda, güneşe doğru varsayılan doğrunun, yatay

düzlemdeki izdüşümü ile güney doğrultusu arasındaki açıdır. Azimut açısı, gün uzunluğunun 12

saatten fazla olması durumunda, günün bazı saatlerinde 90°’den fazla olur. Güneye doğru azimut

açısı aşağıdaki gibi belirlenir.

Sin γ = - Cos δ Sin ω / Sin ψ

veya

γ = Sin-1

[Cos (δ) Sin (ω) / Cos (α)]

14

Örnek: 37° kuzey enlemindeki bir bölgede (Muğla-Antalya-Adana-Gaziantep) öğleden sonra yerel

saat 15:00’de, 20 Şubat’ta güneş yükseklik (α) ve azimut açısını (γ), güneşin doğuş ve batış

saatlerini bulunuz.

Şubat’ın 20’si için gün sayısı GÜN = 31+20 = 51’dir.

Deklinasyon açısı: δ = -23,45 x Cos{0,986 x (Gün+10,5)}

δ = -23,45 x Cos{0,986 x (51+10,5)} δ = -11,5

Saat açısı: ω = 15 x (GS-12)

ω = 15 x (15-12) ω = 45°

Güneş yükseklik açısı: α = sin-1

[cos(δ) cos(φ) cos(ω) + sin(δ) sin(φ)]

α = sin-1

[cos(-11,5) cos(37) cos(45) + sin(-11,5) sin(37)]

α = 25,7°

Azimut açısı: γ = Sin-1

[Cos (δ) Sin (ω) / Cos (α)]

γ = Sin-1

[Cos (-11,5) Sin (45) / Cos (25,7)] γ = 50,3°

Azimut açısının değeri 50,3° güney batı yönündedir.

Güneş batış derecesi: GB = Cos-1

[-tan(δ) tan(φ)]

GB = Cos-1

[-tan(-11,5) tan(37)] GB = 81,2°

Bu açının 15’e bölümünden güneşin batış saati bulunur.

Güneş batış saati GBS = GB°/15 GBS = 81,2/15 = 5,4

Güneşin batışı güneş öğle zamanından 5,4 saat sonra yani saat 5:24’dedir. Bu hesaplamalardan

sonra 20 Şubat’da gün uzunluğunun 10 saat 48 dakika olduğu bulunmuş olur.

Analitik olarak bulunan yukarıdaki değerler grafik olarak ta bulunabilir. Bunun için aşağıdaki

grafikten 20 Şubat için deklinasyon açısı bulunduktan sonra (-11,5) enlem derecesinde uzatılan

doğru, bulunan deklinasyon açısı değeri ile birleştirilerek uzatılır. Gün batışı 5:24 ve gün uzunluğu

10 saat 48 dakika olarak okunur.

15

Yüzey azimut açısı:

Yüzeyin dikinin yatay düzlemdeki izdüşümü ile güney doğrultusundaki açıdır. Yüzey azimut açısı

güneyde sıfır, doğuya doğru negatif (-), batıya doğru pozitif (+) ‘dir.

-180° ≤ Υ ≤ 180°

Güneş geliş açısı θ:

Yüzeye gelen direkt güneş ışınımı ile yüzeyin diki arasındaki açıdır. λ veya β sembolü ile gösterilir.

Yüzey güneş ışınlarına dik ise, geliş açısı sıfır (θ = 0), paralel ise 90° ‘dir (θ =90°). Geliş açısı,

güneş enerjisi sistemlerinin tasarımında kullanılır. Geliş aşağıdaki denklem ile hesaplanabilir;

Cos(θ) = [sin(δ) sin(φ) cos(λ) - sin(δ) cos(φ) sin(λ) cos(γ) + cos(δ) cos(φ) cos(λ) cos(ω) + cos(δ)

sin(φ) sin(λ) cos(γ) cos(ω) + cos(δ) sin(λ) sin(γ) sin(ω)]

veya

Geliş açısı: θ = Cos-1

[Cos(δ) Cos(φ-β) Cos(ω) + Sin(δ) Sin (φ-β)]

β = Dikkate alınan yüzeyin yatay düzlemle yaptığı eğim açısı

δ = Deklinasyon açısı

γ = Azimut açısı

ω = Saat açısı

φ = Enlem açısı

Eğim açısı β (slope): Kollektörlerin yatay düzlemle yaptığı açıdır (tilt angle). 0 ≤ β ≤ 180°

16

Kollektör dizileri arası bırakılması gereken mesafe:

Birbirini takip eden kolektör dizileri arasındaki (GM) genişlik mesafesi yaklaşık olarak kolektör

eğim doğrultusu ölçüsünün (Lk) üç katı olur. Bu kural 40° kuzey enleminde ve kolektör eğim

açısının enlem derecesinden 15° fazla alındığı kış uygulamaları içindir.

Kollektörler arasındaki mesafe ölçüsü şekilden görüldüğü gibi;

GM = g1 + g2 GM = Lk x Cos (EA) + Lk x Sin (EA) / tan (GY)

g1 = Lk x Cos (EA)

g2 = h / tan (GY) g2 = Lk x Sin (EA) / tan (GY)

h = Lk x Sin (EA)

GM = Lk [ Sin (EA) / tan (GY) + Cos (EA) ]

Formülde;

GM: Kollektör dizileri arasında bırakılması gereken mesafe

Lk: Kollektör eğim doğrultusu ölçüsü

EA: Kollektörlerin yatay düzlemle yaptıkları açı (eğim açısı)

GY: Dizi halindeki kollektörlerin güneşi direkt görmeye başladıkları güneş yükseklik açısı.

Örnek: 40° enlemli bir bölgede, 22 Aralık’ta, dizi halindeki kolektörlerin günde en az 4 saat direkt

güneş görebilmeleri için aralarındaki gölgeleme mesafesi ne olmalıdır (kolektör eğim doğrultusu

ölçüsü Lk=1,3m)

Kolektörler güneş yüksekliğinin en fazla olduğu dört saat olan 10:00 – 14:00 arasında güneş

görebilmelidir. 22 Aralık’ta saat 10:00 ve 14:00’da güneş yükseklik açısı yaklaşık 23°’dir

(deklinasyon açısının yaklaşık -23° olduğu yerde ve saat 10:00’daki güneş yüksekliği). Kollektör

eğim açısının 40+15=55° olduğu kabul edilirse (kış uygulaması) GM mesafesi;

GM = Lk [ Sin (EA) / tan (GY) + Cos (EA) ]

GM = 1,3 [ Sin (55) / tan (23) + Cos (55) ] = 3,25 m bulunur.

17

Atmosfer dışı güneş ışınımı:

Dünya ile güneş arasındaki uzaklığın değişimi atmosfer dışındaki ışınım akısında ± %3,5 oranında

bir değişim olmasına sebep olur. Atmosfer dışında yılın herhangi bir zamanında güneş ışınımına dik

düzleme bütün dalga boylarında gelen güneş ışınımı güneş sabiti (Igs ) ile hesap edilen güne göre

düzeltme faktörü (f) ile çarpımına eşittir. Güneş sabitinin günlere göre düzeltme faktörü (f), n yıl

içindeki gün sayısı (1-365) olmak üzere:

Atmosfer dışında, yatay düzlemin birim alanına gelen anlık toplam ışınım:

It = Igs . f

f = 1 + 0,33 cos (360 . n/365)

It = Igs [ 1 + 0,033 cos (360. n / 365) ]

It : Atmosfer dışına gelen güneş ışınımı (W/m2)

Igs : Güneş sabiti (1367 W/m2)

n : Gün sayısı (1 Ocaktan itibaren yılın gün sayısı)

f : Düzeltme faktörü

Atmosfer dışındaki yatay düzlemin birim alanına gelen günlük güneş ışınım enerjisi miktarı

(Io, MJ/m2gün):

Io =

x

18

Örnek: İstanbul’da (φ:40°45´), 15 Aralık için atmosfer dışında yatay düzleme bir gün boyunca

gelen güneş ışınımının hesaplayınız.

Deklinasyon açısı: δ = -23,45 x Cos{0,986 x (Gün+10,5)}

δ = -23,45 x Cos{0,986 x (349+10,5)}

δ = -23,33°

Güneş batış derecesi: GB = Cos-1

[-tan(δ) tan(φ)]

GB = Cos-1

[-tan(-23,33) tan(40,45)] GB = 68,4° olur.

Yukarıda hesaplanan değerler, atmosfer dışında yatay düzleme bir gün boyunca gelen güneş ışınımı

denkleminde yerlerine konduğunda:

Io =

x

Io = 13303 kJ/m2

gün olarak hesaplanır.

Örnek: İstanbul’da (φ:40°45´), 15 Aralık için (n:349), saat 10:00 ile 11:00 saatleri arasında

atmosfer dışında yatay düzleme gelen güneş ışınımını hesaplayınız.

Atmosfer dışında yatay yüzeye belli bir zaman aralığında gelen güneş ışınımı aşağıdaki eşitlikle

tanımlanır. Burada ω1 ve ω2 tanımlanan zaman aralığındaki saat açılarıdır (ω2 > ω1).

ω2 = 15(10-12) = -30° ω1 = 15(11-12) = -15°

δ = -23,33° φ = 40°45´

Io =

x

Io = 1963,5 kJ/m2 h

19

Yeryüzüne Ulaşan Güneş Işınımı

Atmosferdeki Azalma: güneş ışınları atmosferden geçerek yeryüzüne ulaşır. Bu nedenle,

yeryüzüne ulaşan ışınımın miktar, kalite ve doğrultusu, atmosferdeki yayma ve soğurma

özelliklerine bağlı olarak belirlenir. Yayılma iki şekilde gerçekleşir.

1. Rayleigh yayılımı: Atmosferdeki herhangi bir gaz molekülüne çarpan foton bütün

doğrultularda eşit olarak yayılır. Bu işlem Rayleigh yayılımı olarak bilinir. Rayleigh,

moleküler yayılma etkinliğinin, dalga boyunun 4. kuvvetiyle ters orantılı olduğunu teorik

olarak belirlemiştir. Mavi ışığın (λ=400 nm) yayılması, kırmızı ışığın (λ=700 nm)

yayılmasından daha fazladır. Rayleigh yayılımı, ışınım yayan cismin çapının (d), ışınım

dalga boyundan (λ) çok küçük olduğu sistemlerle sınırlıdır. Bu koşul, aerosol olarak

adlandırılan atmosferdeki toz ve polen gibi parçacıklar için geçerli değildir. Aerosol

genellikle çok farklı büyüklükteki parçacıklardan oluştuğundan, yayılma, dalga boyuna çok

bağlı değildir.

2. Ozon, su buharı, karbondioksit ve oksijen tarafından soğurulma: Ozon özellikle UV

spektrumu, su buharı da IR dalga boyları için önemlidir. Yayılma işleminde, ışınımın

doğrultusunun değişmesinin tersine, soğurma işleminde güneş ışınlarından enerji kazanılır.

Böylece atmosfer ısınır. Spektrumun görünür bölgesinde, atmosferdeki gazlar tarafından

gerçekleştirilen soğurma işlemi, güneş ışınımının spektral dağılımını belirleyen yayma

işleminden daha az önemlidir. Atmosferde su buharının bulunması, IR ışınıma kıyasla VIS

ışınım miktarını artırır. Su damlacıkları veya buz kristalleri içeren bulutlar, ışınımın öne

veya arkaya doğru yayılmasına neden olur.

Güneşten çıkan ışınlar havaküreyi geçerken belli soğurmalara uğrarlar. Bu soğurmalar, hava küreyi

oluşturan gazlardan ve toz parçacıklarından kaynaklanır. Yeryüzünden yaklaşık 25 km yükseklikte,

güneş ışınımlarının mor ötesi kısmını kesen bir bölge bulunur. Bu bölgeye ozon katmanı denir. Bu

katmanda, dalga boyları 0,32 µm’den küçük olan mor üstü ışınlar soğurulur. Çünkü mor ötesi

ışınım, enerji değeri yüksek ışınımdır.

Bunun dışında, görünür bölge ve kırmızı altı bölgelerdeki ışınlar, havadaki gaz molekülleri ve toz

parçacıklarıyla etkileşme sonucunda saçılırlar. Bu saçılma her yöndedir. Bu yönüyle, gelen güneş

enerjisinin bir kısmı yeryüzüne ulaşmadan uzaya geri gider. Mavi renge karşılık gelen dalga

boyları, kırmızı renge karşılık gelenlere kıyasla daha çok saçılırlar. Yeryüzünden bakıldığında,

gökyüzünün mavi renkte olmasının nedeni budur.

Su damlacıkları da ışınları saçılmaya uğratmada etkilidir. Yoğun bulutlar, gelen ışınların %80’ini

geri saçarak bu ışınımların yeryüzüne ulaşmalarını önlerler. Dünyanın ortalama bulut örtüsünün

%50 dolayında olduğu düşünülürse, güneş enerjisinde önemli bir kaybın bu şekilde ortaya çıktığı

görülür.

20

Yeryüzüne gelen toplam ışınım: Güneş ışınımının atmosfer ile etkileşiminden dolayı yeryüzüne

gelen toplam güneş ışınım şiddeti, hava küre dışına gelen şiddetin yarısından biraz fazladır.

Yeryüzüne ulaşan toplam güneş ışınımı, doğrudan ve yaygın olarak iki bölümden oluşur. Yaygın

ışınım, atmosferdeki bulutlar ve tozlar tarafından saçılmaya uğratılmış ışınımdır. Doğrudan ışınım

ise bu tür etkilere uğramamış ışınlardan oluşur. Atmosferdeki azalmanın bir sonucu olarak,

yeryüzüne ulaşan toplam güneş ışınımı, doğrultu açısından iki farklı özelliğe sahiptir:

1. Doğrudan ışınım (beam radiation)

2. Yaygın ışınım (diffuse radiation)

Eğik bir yüzeye gelen toplam ışınım ise üç bileşenden oluşur:

1. Doğrudan ışınım

2. Yaygın ışınım

3. Yansıyan ışınım

Eğik yüzeye gelen yaygın ışınım: Iey = Iy

Eğik yüzeye gelen yansıyan ışınım: Iya = It.ρ

Eğik yüzeye gelen toplam ışınım: Iet = Rd (It-Iy) + Iy

Rd değeri, doğrudan güneş ışınımı eğim faktörüdür.

Rd =

=

Iey : eğik yüzeye gelen yaygın ışınım (W/m2)

Ied : eğik yüzeye gelen doğrudan ışınım (W/m2)

Iet : eğik yüzeye gelen toplam ışınım (W/m2)

Iy : aylık ortalama yaygın ışınım (W/m2)

It : toplam ışınım (W/m2)

s : eğim açısı

ρ : yerin yansıtma katsayısıdır.

21

Eğik Yüzeye Gelen Güneş Radyasyonunun Hesaplanması: Meteoroloji istasyonlarının toplam

radyasyon ölçüm değerleri yılın her ayı için ortalama olarak hazırlanmaktadır. Türkiye için yatay

düzleme gelen toplam radyasyon değerleri (kcal/m2 gün) ekteki çizelgede verilmiştir. Çizelgedeki

ilk satırlar yeryüzü, ikinci satırlar atmosfer öncesi değerlerdir. Çizelgede herhangi bir spesifik bölge

değerleri bulunmayabilir. Bu durumda, en yakın başka bir yerin değerinden faydalanılır. Eğik

yüzeye gelen güneş radyasyonunun hesaplanmasında, yatay düzleme gelen, metroloji

istasyonlarının kaydettiği ölçümlerden faydalanılır. Yatay düzlemle belirli bir açı yapan

kollektörler, yatay düzleme göre daha çok direkt güneş radyasyonu alır. Her yönden geldiği için

yaygın radyasyonun alınmasında yönlendirme önemli değildir. Direkt radyasyonu güneş ışınları

oluşturduğundan kollektörün pozisyonu, bu ışınları alabilmesi için önemlidir. Güneş enerjili

ısıtmada kollektörlerin yatay düzlemle yaptığı açı, bölgenin enlem derecesinden 15° eksik alınırsa

yaz uygulamasında, 15° fazla alınırsa kış uygulamasında maksimum verim elde edilir. Yıl boyunca

üniform enerji talebinin karşılanabilmesi için kollektör eğim açısı enlem derecesine eşit alınmalıdır.

Eğik yüzeye gelen güneş radyasyonunun hesaplanabilmesi için aşağıdaki bilgiler gereklidir.

1. Bölgenin enlem derecesi

2. Kollektör eğim açısı

3. Aylık atmosfer öncesi ortalama radyasyon değerleri (çizelgede ikinci satırda)

4. Aylık yeryüzü ortalama radyasyon değerleri (çizelgede birinci satırda)

5. Direkt, yaygın (difüz) ve yansıtılmış radyasyon açı faktörleri

Hesap adımları:

1. Adım: Güneşlenme verilerinin bulunması (ekteki çizelgeden).

2. Adım: Bulanıklık faktörünün tespitidir. Bulanıklık faktörü yeryüzü radyasyon değerlerinin

(YYRA) atmosfer öncesi radyasyon (AÖRA) değerlerine oranıdır. Fiziksel olarak ortalama

atmosferik radyasyon geçirgenliğidir.

3. Adım: Toplam radyasyonun direkt ve difüz miktarlarının hesaplanmasıdır. Bu adımda toplam

yeryüzü radyasyon değerleri (YYRA), direkt (DİR) ve difüz (DİF) kısımlarına ayrılır.

DİF = (1 – 1,097 x BUF) x YYRA

Difüz radyasyon miktarı hesaplandıktan sonra aşağıdaki eşitlikten direkt radyasyon miktarı

bulunur. Bu işlem gerektiğinde her ay için ayrı ayrı yapılmalıdır.

DİR = YYRA – DİF

4. Adım: Açı faktörlerinin tespitidir. Açı faktörü açılı bir yüzey üzerine gelen radyasyonun, yatay

düzeleme gelen radyasyona oranıdır. 3. adımdan sonra radyasyon değerlerinin yatay düzleme

gelenleri biliniyor demektir. Açı faktörleri ile yatay düzleme düşen radyasyon miktarlarının

çarpımından sonra açılı yüzeye gelen radyasyon bulunur. Açı faktörleri ekteki çizelgede

verilmiştir. Direkt radyasyon açı faktörü (DİRAF), enlem derecesine ve eğik düzlemin açısına

bağlıdır. Difüz (DİFAF) ve yansıtılmış açı faktörleri (YAF), 0-90° arasında değişen eğik

yüzeyin açısına bağlıdır.

5. Adım: Toplam radyasyon miktarlarının hesaplanmasıdır. Toplam radyasyon direkt, difüz ve

yansıtılmış radyasyon miktarlarının eğik yüzey üzerindeki toplamıdır. Her biri açı faktörü ile

çarpılarak bulunur. Yatay düzleme gelen direkt ve difüz radyasyon değerleri aynı zamanda

yansıtılırlar. Kollektörlerin çevresindeki çeşitli materyaller, üzerine gelen radyasyonun bir

kısmını kollektör üzerine yansıtırlar. Yansıtıcılık yüzdeleri ekteki çizelgede verilmiştir.

22

Kollektörler üzerine düşen toplam radyasyon miktarı aşağıdaki şekilde hesaplanır:

TRA = DİR x DİRAF + DİF x DİFAF + YYRA x YAO x YAF kcal/m2gün

TRA : Kollektör üzerine gelen toplam radyasyon miktarı (kcal/m2gün)

DİR : Direkt radyasyon miktarı (kcal/m2gün)

DİRAF : Direkt radyasyon açı faktörü

DİF : Difüz radyasyon miktarı (kcal/m2gün)

DİFAF : Difüz radyasyon açı faktörü

YYRA : Yeryüzü radyasyonu (kcal/m2gün) (çizelgeden)

YAO : Yansıtma oranı (çizelgeden)

YAF : Yansıtılmış açı faktörü (çizelgeden)

Örnek: Ankara’da Şubat ayında, 55° eğim açısı olan (enlem+15) bir güneş kollektörünün 1 m2’sine

ne kadar güneş radyasyonu gelir? Çevrenin yansıtıcılığı 0,70 olan taze olmayan kar ile kaplıdır.

Problemin çözümünde 5 temel adım izlenecektir.

1. Güneşlenme verileri: Ankara için Şubat ayı ortalama radyasyon değeri 2007, atmosfer

öncesi radyasyon değeri 4923 kcal/m2gün olarak çizelgeden okunur.

YYRA: 2007 kcal/m2gün, AÖRA: 4923 kcal/m

2gün

2. Bulanıklık faktörü: BUF = YYRA/AÖRA = 2007/4923 = 0,407

3. Difüz ve direkt radyasyon miktarları:

DİF = (1 – 1,097 x BUF) x YYRA = (1 – 1,097 x 0,407) x 2007 = 1111 kcal/m2gün

DİR = YYRA – DİF = 2007 – 1111 = 896 kcal/m2gün

4. Direkt radyasyon açı faktörü (DİRAF)

DİRAF = 1,87 (Çizelgeden, kollektör eğim açısı = enlem derecesi + 15 = 55°, Ankara’nın

enlem derecesi 40°’dir.)

Difüz ve yansıtılmış açı faktörleri: DİFAF: 0,785 YAF: 0,215 ‘dir.

5. 55° eğimli kollektör üzerine düşen toplam radyasyon miktarı:

TRA = DİR x DİRAF + DİF x DİFAF + YYRA x YAO x YAF kcal/m2gün

TRA = 896 x 1,87 + 1111 x 0,785 + 2007 x 0,7 x 0,215 = 2849 kcal/m2gün bulunur.

Ankara’da, Şubat ayında, 55° eğimli kollektör yüzeyine gelen toplam radyasyon miktarı 2849

kcal/m2gün’dür.

23

24

25

26

27

Doğrudan ışınım (beam radiation): yeryüzündeki herhangi bir yüzeye dik olarak ve yön

değiştirmeden, dolaysız olarak gelen ışınımdır. Doğrudan ışınım vektörel bir büyüklüktür. Bulutsuz

bir günde yeryüzüne ulaşan toplam ışınımın %75-80’i doğrudan ışınımdır. Yeryüzündeki doğrudan

ışınım, güneş sabitinin %75’inden daha fazladır ve yaklaşık olarak 1030 W/m2 düzeyindedir.

Moleküler yayılma ve soğurulma nedeniyle, güneş sabiti değerinde en az %25 oranında bir kayıp

gerçekleşir.

Doğrudan ışınım aşağıdaki eşitlik ile belirlenir:

Id = Ib / Cos θ

Id : doğrudan ışınım

Ib : doğrudan ışınımın yüzeye dik gelen bileşeni

θ : ışın ile yüzeyin dikeyi arasındaki geliş açısıdır.

Yaygın ışınım (diffuse radiation): Yaygın ışınım, atmosferden geçerken; yutma ve yansıtma

nedeniyle yön değiştirmiş bir şekilde, dolaylı olarak ve her yönde gelen ışınımdır. Yaygın ışınım,

atmosferdeki havada bulunan partiküller, su buharı ve mikroskobik katı cisimlere çarparak, dağınık

bir şekilde gelen güneş ışınlarından oluşur. Yaygın ışınım vektörel bir büyüklük değildir. Bulutlu

bir günde güneşten gelen toplam ışınımın tamamı yaygın ışınım şeklindedir. Yaygın ışınım

aşağıdaki eşitlik ile belirlenebilir:

Iy = Id x c x Fs

Iy : Yaygın ışınım

c : Gökyüzü yayma katsayısı

Fs : Yüzeyle gökyüzü arasındaki açı katsayısıdır.

Hava Yutma Sayısı (air mass): Güneş ışığının geçmek zorunda kaldığı atmosfer tabakasının

kalınlığını ifade etmede “hava yutma sayısı-air mass” terimi kullanılır. Hava yutma sayısı, güneş

ışığının yeryüzüne gelirken geçmek zorunda olduğu atmosfer kalınlığını açıklar. Güneş atmosfer

tabakasına dik olduğunda, deniz seviyesine gelen ışığın geçtiği atmosfer kalınlığının yutma sayısı 1

olarak alınır. Deniz seviyesinde, güneş ışığının geçmek zorunda olduğu atmosfer kalınlığı yatayla

30° açı yaptığında, hava yutma sayısı 2’dir.

Hava yutma sayısı HYS = 1/Sinα veya 1/cosθ

Güneş ışınlarının yatayla yaptığı açı α, dikeyle yaptığı açı θ’dır.

28

Işınımı soğurma, yansıtma ve geçirme: bir yüzey üzerine gelen ışınımın; bir kısmı yüzey

tarafından soğrulur, bir kısmı yüzeyden yansır ve bir kısmı da yüzeyden geçer. Yüzey üzerine gelen

toplam ışınım miktarına karşılık; yüzey tarafından;

- Soğurulan ışınım miktarı, soğurganlık (α),

- Yansıtılan ışınım miktarı, yansıtganlık (ρ) ve

- Geçirilen ışınım miktarı, geçirgenlik (τ) olarak tanımlanır.

Enerjinin korunumu yasası gereğince:

α + ρ + τ = 1 Katı ve sıvılar için : α + ρ = 1 Gazlar için : α + τ = 1

Bir cismin yüzeyinde gerçekleşen yansımanın doğası, cismin elektriksel özelliklerine ve yüzeyin

yapısına bağlıdır. Ayna gibi yansıtma özelliği gösteren yüzeyler için, normal ile ψ açısı yaparak

gelen ışın demeti, aynı açıda (-ψ) yansıtılır. Diğer taraftan, uygun özellikteki yaygın bir yansıtaç

tarafından yayılan ışınım, Lambert Kosinüs Yasası’na göre bütün doğrultularda dağıtılır. Diğer bir

deyişle yayılan ışınım şiddeti, yansıtma açısından bağımsızdır. Fakat belirli bir alandan yansıtılan

ışınım cos ψ ile orantılıdır. ψ 60-70°’den daha küçük olduğunda, doğal yüzeylerin çoğu, yaygın bir

yansıtaç gibi işlev görür. ψ 90°’ye yaklaştığında; açık su, mumlu yaprak veya diğer düz

yüzeylerden oluşan yansıma artar.

Işınım yasalarının incelenmesinde, belirli ve yalın soğurma özellikleri olan cisimler ele alınır.

Işınımı; soğurma, yansıtma ve geçirme özelliklerine bağlı olarak üç temel cisim tanımlanır:

1. Siyah cisim: Isıl ışınımı soğurma (α = 1) ve yayma (ε = 1) özelliği ideal olan, fakat geçirme

ve yansıtma özelliği olmayan (τ = ρ = 0) cisimlere denir.

2. Beyaz cisim: Isıl ışınımı hiç soğurmadan (α = 0), tamamen yansıtan (ρ = 1) cisimlere denir.

3. Gri cisim: Isıl ışınımın sadece bir bölümünü soğuran ve bir bölümünü de yansıtan cisimlere

denir.

29

Işınım Yasaları:

Kirchhoff Yasası: Güstav Kirchhoff 1860 yılında, aynı sıcaklıkta ısıl ışınım yayan değişik

cisimlerin, bu ışınıma bağlı olarak ayırt edilemeyeceğini Termodinamiğin II. yasasının bir sonucu

olarak saptamıştır. Kirchhoff yasası, saydam olmayan herhangi bir yüzeyin, yayma ve soğurma

özellikleri arasındaki ilişkiyi belirtir. Belirli bir dalga boyundaki ışınım için monokromatik soğurma

monokromatik yaymaya eşittir. Bir cismin yayma gücünün, aynı sıcaklıktaki siyah cismin yayma

gücüne oranı, cismin soğurganlığına eşit olup, bu orana yayıcılık (ε) denir. Kirchhoff yasası,

aşağıdaki gibi tanımlanır (Gördüğümüz her rengin bir dalga boyu vardır. Tek bir dalga boyuna

sahip ise bu ışığa, tek anlamına gelen monokromatik ışık denir):

ε = α

Kirchhoff yasası, monokromatik bir ışınım için olduğu kadar, her dalga boyundaki toplam ışınım

için de geçerlidir. Bununla birlikte uygulamada toplam ışınımın tutulduğu varsayılır.

Lambert Kosinüs Yasası: Yüzey sıcaklığı tekdüze olan, etkin bir ışınım kaynağı tarafından

yayılan ışınımın dağılımını tanımlar. Johann Heinrich Lambert tarafından belirlenen bu yasaya

göre, etkin bir ışınım kaynağı tarafından, normal ile β açısı yapacak şekilde ışınım yayıldığında,

birim yüzey tarafından, birim katı açı başına yayılan ışınım şiddeti, cos β ile orantılıdır.

Siyah cismin ışınım şiddeti, Lambert Kosinüs yasasına göre aşağıdaki gibi tanımlanır:

I = Ibn x cos β

Ibn: yüzey elemanına dik doğrultudaki ışınım şiddeti

β : Ibn ışınım ile dik doğrultudaki açıdır.

Planck Yasası: siyah cisim spektrumunun belirlenmesine ilişkin 1889 yılında Max Planck

tarafından geliştirilen teori, modern fizikçiler tarafından kuantum kuramının geliştirilmesini

sağlamıştır. Planck, spektrumun klasik mekanizmalarla tanımlanamayacağını belirtmiştir. Planck;

yazdığı “Normal Spektrumun Enerji Dağılımı Yasası” adlı makale ile yayılan enerjinin, ışınımın

dalga boyu ile değişimini tam olarak açıklamıştır. Planck; ısıtılan cisimden yayılan enerjinin sürekli

olmayıp, kesikli değerler alabileceğini ileri sürmüştür. Enerjinin kuanta adı verilen ayrı paketler

şeklinde yayıldığını savunmuştur. Tek bir kuantumun enerjisi, ışınımın frekansıyla orantılıdır.

Eq = h x v Eq : Tek bir kuantumun enerjisi (J) h: Planck sabiti (6,63x10-34

Js)

Dalga boyuna bağlı olarak siyah bir cismin, normal doğrultudaki monokromatik ısı ışınım için

Planck yasası aşağıdaki gibi yazılır.

Iλbn = 2 c1 / λ5 (e

c2/λT - 1)

T: Mutlak sıcaklık (K) c1: 3,743x108 W µm

4/m

2 c2: 1,438x10

4 W µmK

30

Bütün dalga boylarında yayılan toplam ışınım enerjisi miktarı, Planck eşitliğinin integrasyonu ile

belirlenebilir.

Planck yasası, herhangi bir yüzey sıcaklığında yayılan ışınım enerjisinin, farklı dalga boylarında

yayılan dalgalardan oluştuğunu belirtir. Düşük sıcaklıklarda yayılan ışınım enerjisi, uzun boylu

dalgalardan oluşur. Yaklaşık oda sıcaklığı olan 300 K sıcaklıkta, yayılan ışınım enerjisinin tamamı,

yaklaşık 2,5 – 25 µm dalga boyu aralığındaki kızılötesi bölgede yer alır. Bu bölgede en fazla

yayılma, yaklaşık 10 µm dalga boyunda gerçekleşir.

Planck’a göre, maddenin ışınım enerjisi yayması ve soğurması, düşünüldüğü gibi sürekli olmayıp,

kesikli değerlerde alabilir. Bu düşünceden hareketle Planck, bazı varsayımlara dayanarak siyah

cisim ışınımının dağılım enerjisini çıkarmıştır. Enerji dağılım fonksiyonunu aşağıdaki gibi

belirlemiştir. Aşağıdaki eşitlikte Ev, v ile v+dv frekans aralığındaki çok küçük frekansa karşılık

gelen, soğurulan veya yayılan ışınım enerjisidir.

Ev = (2πhv3 / c

2) / (e

hv/kT – 1)

h: Planck sabiti (6,63x10-34

Js)

v: frekans (Hz)

c: ışık hızı

k: Boltzmann sabiti (1,38x10-23

J/K)

T: sıcaklık (K)

Planck’ın ileri sürdüğü, ısıl ışınım yapan bir cismin yaydığı enerjinin kesikli değerlere sahip olması,

ışınımın veya ışığın tanecikli yapıya sahip olduğunu ortaya koyan deneylerden biri olarak kabul

edilmektedir.

Wien Yasası: Bir cisim tarafından, herhangi bir sıcaklıkta yayılan ışınım, geniş bir dalga boyu

aralığında yer alır. Bir siyah cisim tarafından en fazla ışınım yayılan dalga boyu ile bu siyah cismin

sıcaklığının çarpımının sabit olduğu 1883 yılında W. Wien tarafından kanıtlanmıştır.

λmax T = 2897,6 µmK

Bu eşitlik daha sonra Wien kayma yasası olarak adlandırılmıştır. Bu yasa, ışınım şiddetinin en

yüksek değerine karşılık gelen bir dalga boyu belirlenebileceğini göstermektedir. Wien yasası,

ışınım enerjisi şiddetinin, frekansa göre dağılımının belirlenmesi amacıyla geliştirilmiştir. Wien, bu

dağılımın en yüksek değerine karşılık gelen dalga boyunun, sadece sıcaklığa bağlı olduğunu

saptamıştır. Bu yasaya göre en fazla ışınım enerjisi veren dalga boyu aşağıdaki gibi tanımlanır.

λmax =

µm/K λ : dalga boyu (µm) T: mutlak sıcaklık (K)

Her sıcaklığa ait ışınım enerjisinin en yüksek değeri, farklı dalga boylarında meydana gelir. Sıcaklık

arttıkça, ışınım enerjisinin en yüksek değerlerine karşılık gelen dalga boyu küçülür. Wien kayma

yasası, siyah cisim ışınımının kısa dalga boyları için, deneysel verilerle uyumlu olmasına rağmen,

dalga boyu büyüdükçe bu uyum ortadan kalkar.

31

Stefan-Boltzman Yasası: Bu yasa teorik fizik tarihinin en önemli yaslarından birisidir. Sıcak

cisimlerin yüzeylerinden kaynaklanan ışınımın toplam enerji yoğunluğu, sıcaklığa bağlı olarak

incelenmiş ve sıcaklığın dördüncü kuvvetiyle doğru orantılı olduğu belirlenmiştir. Bu yasaya göre,

siyah cismin birim yüzeyinden, birim zamanda yayılan toplam ısı ışınımı, cismin mutlak

sıcaklığının dördüncü kuvveti ile orantılıdır.

I = ε . σ . T4

ε : yüzeyin yayma değeri

σ : Stefan-Boltzman sabiti (5,67x10-8

W/m2K

4)

T : mutlak sıcaklık (K)

Bir cismin yaydığı ısıl ışınım enerjisi, cismin sıcaklığının bir fonksiyonu olarak Stefan-Boltzman

yasası ile hesaplanır. Bu yasaya göre, ısıtılan cismin ortalama yaydığı ışınım enerjisi aşağıdaki gibi

belirlenir.

Q = ε . σ . A . t . T4

Q : cisim tarafından yayılan ısıl ışınım enerjisi (J)

A : cisim yüzey alanı (m2)

t : zaman (s)

ε değeri, cisim yüzeyinin ışınım yayma özelliğini belirtir ve yayıcılık olarak adlandırılır.

Malzemenin yayma özelliği, sıcaklığına ve yüzey düzgünlüğüne bağlı olarak değişir. Bu değer 0-1

aralığında değişen birimsiz bir büyüklüktür. Yayma değeri 1 olan cisim, siyah cisim olarak

adlandırılır.

32

Cisimler yayma özelliğine bağlı olarak iki grupta toplanabilir:

1. Metal olmayan cisimler: Yayma değeri, yaklaşık oda sıcaklığında (ısıl ışınım) 0,7-1,0

aralığındadır. Beyaz boya ve bitki yaprakları bu grupta yer alır.

2. Metal cisimler: Özellikle yüzeyi parlatılmış metallerin yayma değeri, 0,3-0,05 aralığındadır.

Işınım ile Isı transferi:

Cisimler arasında değişme ve taşınma olmaksızın, dalga boyları, ışığın dalga boyundan daha yüksek

olan elektromanyetik dalgalarla oluşan ısı transferine “ısı ışınımı” denir. Isı ışınımı; iletim ve

taşınımdan farklı olarak, iki değişik sıcaklık bölgesi arasında gerçekleşen, temel bir ısı transferi

mekanizmasıdır. Işınımla ısı transferi, atomların ve moleküllerin enerji düzeylerindeki artma

sonucunda ortaya çıkan elektromanyetik dalgalar ile ısının taşınmasıyla gerçekleşir. Isı ışınımı ile

oluşan ısı transferinin, iletim ve taşınımla oluşan ısı transferinden en önemli farkı; ısı transferi olan

cisimler arasında sürekli bir sıcaklık granyenti bulunmasının zorunlu olmamasıdır.

Mutlak sıfır noktasında olmayan her cisimden ışınım yayılır. Diğer bir deyişle, cisimler mutlak

sıcaklıklarına bağlı olarak ısı ışınımı yayarlar. Bir cisim tarafından yayılan ısı ışınımının miktarı ve

özellikleri iki etmene bağlıdır:

1. Işınım yayan cismin yüzey özellikleri

2. Işınım yayan cismin mutlak sıcaklığı

Düşük sıcaklıklarda daha az ışınım enerjisi yayılmasına karşın, yüksek sıcaklıklarda, ışınımla daha

fazla enerji yayılır.

Düşük sıcaklıklarda daha az ışınım enerjisi yayılmasına karşın, yüksek sıcaklıklarda, ışınımla daha

fazla enerji yayılır. Aynı dalga boyunda yayma ve soğurma değeri 1 olan, ışınım yayan iki cisim

alalım. T1 sıcaklığındaki yüzeyden T2 sıcaklığındaki yüzeye ışınımla geçen net enerji miktarı

( ), yayılan ve soğurulan ışınım farkı büyüklüğünde olacaktır.

( ) = σ (

)

Yayma değerinin 1’e eşit olmaması durumunda, yüzeyler arasında karşılıklı yansımlar oluşur.

Böylelikle;

( ) = σ (

)

Yüzeyler arasındaki etkin yayma değeri ( ), yüzeylerin bireysel yayma ( ve ) değerlerine ve

geometrisine bağlıdır. Büyük paralel yüzeyler için, aşağıda verilen kısmen basit ilişki kullanılabilir.

33

Yüzeyler tarafından yayılan ısıl ışınım, şiddeti bütün doğrultularda eşit olan “yaygın ışınım” olarak

kabul edilir. Sonuç olarak, farklı sıcaklıktaki iki siyah cisim ışınım alışverişi yapacaklardır. Fakat

bu cisimlerden birisi tarafından yayılan ışınımın tamamı diğer cisim tarafından gerektiği gibi

alınamayacaktır.

İki siyah cisim arasında ısıl ışınımla geçen ısı miktarı aşağıdaki gibi hesaplanabilir.

A = yüzey alanı (m2) F = şekil faktörüdür

F faktörü; biçim, açı veya şekil faktörü olarak bilinir. Isıl ışınım problemlerinin çözümünde, bu

faktörün değerinin belirlenmesi önemlidir. Yaygın ışınım için F faktörü; birbirini etkileyen

cisimlerin sadece geometrik benzerliğine bağlıdır. Birbiri ile ışınım değişimi yapan iki cisim

durumunda, toplam ısı transferi aşağıdaki eşitlikle belirlenebilir.

34

Türkiye’de Güneş Enerjisi Potansiyeli

Türkiye güneş kuşağı adı verilen ve güneş enerjisi bakımından zengin bir bölgede yer almasına

karşın, güneş enerjisinden yeteri kadar faydalanamamaktadır. Coğrafi konumu nedeniyle sahip

olduğu güneş enerjisi potansiyeli yüksek olan Türkiye'nin; Ortalama yıllık toplam güneşlenme

süresi 2.640 saat (günlük toplam 7,2 saat), Ortalama toplam ışınım şiddeti 1.311 kWh/m²-yıl

(günlük toplam 3,6 kWh/m²) olduğu tespit edilmiştir. Güneş Enerjisi potansiyeli 380 milyar

kWh/yıl olarak hesaplanmıştır.

Güneş enerjisi teknolojileri yöntem, malzeme ve teknolojik düzey açısından çok çeşitlilik

göstermekle birlikte iki ana gruba ayrılabilir:

Isıl Güneş Teknolojileri ve Odaklanmış Güneş Enerjisi (CSP): Güneş enerjisinden ısı

elde edilen bu sistemlerde, ısı doğrudan kullanılabileceği gibi elektrik üretiminde de

kullanılabilir.

Güneş Pilleri: Fotovoltaik piller de denen yarıiletken malzemeler güneş ışığını doğrudan

elektriğe çevirirler.

Güneş pilleri için en önemli dezavantajı, halen ticari olan silisyum kristali ve ince film

teknolojisiyle üretimlerinin olağanüstü yüksek maliyetler oluşturmasıdır. Güneş pili kullanımının

maliyetlerin düşmesi ve verimliliğin artması ile Türkiye'de güneş pili üretimine bağlı olarak

artacağı beklenmektedir. Ayrıca, Türkiye Güneş Enerjisi Potansiyel Atlası ve CSP teknolojisi ile

380 milyar kWh/yıl enerji üretilebileceği hesaplanmıştır.

Ülkemizde kurulu olan güneş kolektörü miktarı yaklaşık 12 milyon m² ve teknik güneş enerjisi

potansiyeli 76 TEP olup, yıllık üretim hacmi 750.000 m²'dir ve bu üretimin bir miktarı da ihraç

edilmektedir. Bu kullanım miktarı, kişi başına 0,15 m² güneş kolektörü kullanıldığı anlamına

gelmektedir. Güneş enerjisinden ısı enerjisi yıllık üretimi 420.000 TEP civarındadır. Bu haliyle

ülkemiz dünyada kayda değer bir güneş kolektörü üreticisi ve kullanıcısı durumundadır.

35

TEP - Ton Eşdeğer Petrol:

Her bir enerji türünün üretim ve tüketim miktarları farklı ölçü birimleri ifade edilir.

Petrol → varil, Elektrik → kWh, Kömür → ton, Doğal Gaz → m3 farklı olan bu ölçü birimlerinin

kolaylık sağlaması açısından ton eşdeğer petrol (TEP) kullanılır. Başka bir değişle TEP; enerji

üretim ve tüketim hesaplamalarında kullanılan ortak bir ölçü birimidir. 1 ton ham petrolün eşdeğeri

olarak tanımlanır.

Örnek: 1000 kWh elektrik → 0.086 TEP 1 ton fueloil → 0.96 TEP

Bir iş yeri 1 yılda 1.000.000 kWh elektrik enerjisi, 5000 ton fueloil kullanıyor ise bu iş yerinin

yıllık enerji tüketimi;

(0.086 x 1.000.0000)/1000 = 86 TEP 5000 x 0.96 = 4800 TEP

Toplam Yıllık Enerji Tüketimi = 86+4800 = 4886 TEP

BÖLGE TOPLAM GÜNEŞ ENERJİSİ

(kWh/m2-yıl)

GÜNEŞLENME SÜRESİ

(Saat / yıl)

G.DOĞU ANADOLU 1460 2993

AKDENİZ 1390 2956

DOĞU ANADOLU 1365 2664

İÇ ANADOLU 1314 2628

EGE 1304 2738

MARMARA 1168 2409

KARADENİZ 1120 1971

Bölgelere göre yıllık ışınım ve güneşlenme süreleri

36

GEPA - Türkiye Güneş Enerjisi Potansiyeli Atlası 2008 yılında hazırlanmıştır.

• 1/100.000 Yükseklik modeli

• 200 m x 200 m skysize

• 500 m x 500 m grid formatında kWh/m2 aylık gün ortalaması verileri

• 1985-2006 yılları 156 DMİ saatlik ölçüm verisi

Takiben yapılan ölçümlere göre GEPA verileri gerçekten ortalama %10 düşük olduğu görülmüştür.

Türkiye Güneş Enerjisi Potansiyel Atlası (GEPA)

Türkiye’nin toplam güneş enerjisi potansiyelinin aylara göre dağılımı

37

Avrupa Ülkeleri Güneş Enerjisi Potansiyel Atlası

Manisa ili güneş enerjisi potansiyeli (GEPA)

MANİSA/45 Global Radyasyon Değerleri (KWh/m2-gün) MANİSA Güneşlenme Süreleri (Saat)

38

Meteorolojik Güneş Ölçümleri:

Global güneş radyasyonu : Pyranometre, aktinometre, aktinograf

Direkt güneş radyasyonu : Pyrheliometre

Diffuse güneş radyasyonu : Gölge bantlı pyranometre

Toplam güneş radyasyonu ve net radyasyon : Pyrgeometre ve pyranometre

Güneşlenme süresi ölçümleri : Helyograf /Güneşlenme Süresi Ölçer

Güneş Radyasyon Ölçüm Cihazları:

Global Güneş Radyasyonu Ölçümü (Pyranometre): Güneşten yatay yüzeye 2π’lik açıyla gelen

radyasyon toplamıdır. Dalga boyu 300 – 3000 nm’dir. (Kısa dalga radyasyon). Aktinometre,

aktinograf ve Pyranometre ile ölçülür. Direkt ve diffuse radyasyonun toplamıdır. Diffuse radyasyon

bileşenini ayırmak için gölgeleme bandı, disk veya top kullanılır.

Pyranometre: Yatay düzleme gelen global (küresel) radyasyon şiddetini ölçmede kullanılır.

Termal radyasyondan voltaj üretir (Thermopile-Termoelektrik). Dalga Boyu: 300–3000 nm’dir.

Sensör güneş radyasyonu şiddetine göre µV seviyesinde voltaj üretir. Bu değer Sensör sensivity

değerine bölünerek W/m² olarak güneş radyasyon şiddeti elde edilir. Direkt ve diffuse radyasyon

toplamını ölçer. Diffuse radyasyon bileşenini belirlemek için gölgeleme bandı, disk veya top

kullanılır.

Direkt Güneş Radyasyon Ölçer (Pyrheliometre): Yansıma ve dağılmaya uğramadan yere kadar

dik ulaşan güneş radyasyonudur. Pyrheliometre ile ölçülür. Dalga boyu 300–3000 nm.

Pyrheliometrenin güneşi sürekli dik görmesi gerekir. Güneşi dik takip etmesi için güneş izleyici

(sun tracker) kullanılır. Takip açısı < 5º doğrulukla olmalıdır, w/m² olarak direkt güneş radyasyonu

ölçülür. Direkt güneş radyasyonun 120 W/m²üzerinde olduğu dakikalar güneşlenme süresi olarak

kaydedilir.

39

10 Temmuz 2012 tarihli resmi gazetede, Orman ve Su İşleri Bakanlığı’nın (Meteoroloji Genel

Müdürlüğü) güneş enerjisine dayalı lisans başvuruları (1 MW üstü için) için zorunlu yapılacak 1

yıllık güneş ölçümleri uygulamalarına dair tebliğe (tebliğ no: 2012/01) göre güneş ölçüm istasyonu

örnek şeması ve asgari özellikleri;

40

İKİ KOLEKTÖRLÜ GESIS’NİN ÜRETTİĞİ SICAK SUYU ÜRETMEK İÇİN BİR YILDA

KULLANILMASI GEREKEN ENERJİ KAYNAKLARININ MİKTARLARI

Yakıt Türü Miktarı

Odun (iki yetişkin çam ağacı) 2.900 Kg.

Elektrik Enerjisi 1.080 kwh

LPG 720 kg.

Doğal gaz 960 kg.

Yerli Soma Kömürü 2.200 kg.

İthal Linyit 1.585 kg.

İthal taş Kömürü 1.480 kg.

Fuel-Oil (kalorifer yakıtı) 765 kg.

GESIS’nin İLK YATIRIM MALİYETİNİ GERİ ÖDEME SÜRESİ

(pompalı ”cebri” sistem esas alınmıştır)

Yakıt Kaynağı Türü İlk Yatırımı Geri Ödeme Süresi

Elektrik 12 - 14 ay

12 kg.lık LPG (tüp) 15 - 18 ay

Dökme LPG 1,5 - 2 yıl

Fuel Oil (kalorifer yakıtı) 3 - 3,5 yıl

İthal Kömür 3,5 yıl

Doğal Gaz (konut) 6 – 7 yıl

Yerli Linyit (Soma) 7 – 7,5 yıl

Doğal Gaz (sanayi) 7,5 – 8 yıl