Energia słoneczna roczne światowe zużycie energii – ok. 15 TW energia słoneczna docierająca do Ziemi w ciągu roku – średnio 86 000 TW energia wiatrowa – 870 TW energia geotermalna – 32 TW

Historia – XIX w. 1834: Edmund Becquerel – oświetlił roztwór AgCl z podłączonymi elektrodami Pt uzyskując przepływ prądu – odkrycie efektu fotowoltaicznego 1877: W.G. Adams i R.E. Day zaobserwowali fotoprzewodnictwo Se 1883: Ch. Fritts – pierwsza bateria słoneczna oparta o cienką warstwę Se

Efekt fotoelektryczny – Nobel 1921

1954 – Bell Labs 1954 - Chapin, Fuller i Pearson – pierwsze ogniwo słoneczne oparte o Si – 4.5 % wydajności

1958 – Hoffman Electronics Panele fotowoltaiczne Si, 100 cm2, wydajność 10 % wykorzystane do zasilania satelity komunikacyjnego Vanguard 1

Obecnie...

Promieniowanie słoneczne stała słoneczna – moc promieniowania słonecznego docerająca do atmosfery przeliczona na jednostkę powierzchni Ziemia - 1366,1 W/m2 Merkury - 9937 W/m2 Neptun - 1,5 W/m2

Promieniowanie ciała doskonale czarnego Wyjaśnienie obserwowanego rozkładu wymagało założenia skwantowania energii promieniowania Rozkład Planck’a: CDC - Ciało całkowicie pochłaniające promieniowanie Słońce – ciało doskonale czarne o temperaturze 5800 K

Zewnętrzny efekt fotoelektryczny - fotokomórka energia światła > praca wyjścia za metalu elektrony wybite z powierzchni anody trafiają do obwodu i docierając do katody zamykają obwód

Wewnętrzny efekt fotoelektryczny – ogniwo słoneczne złącze p-n

Efekt fotoelektryczny w złączu pn EC 1. absorpcja 2. termalizacja 3. dryf EV ważne parametry przerwa energetyczna Eg poziom domieszkowania współczynnik absorpcji a czas życia nośników t droga dyfuzji nośników Ld ruchliwość nośników m e-

Charakterystyka I-V charakterystyka I-V po ciemku charakterystyka I-V ogniwa oświetlonego zasada superpozycji A - współczynnik idealności diody (A=1 równanie dyfuzji) A>1 straty elektronów - rekombinacja

Charakterystyka I-V c.d. wydajność ogniwa: Isc – prąd zwarcia (short circuit current) więcej zaabsorbowanych fotonów  większy Isc Voc – napięcie otwartego obwodu (open circuit voltage) większa przerwa energetyczna (Eg)  większe Voc FF – współczynnik wypełnienia (fill factor) punkt maksymalnej mocy Pmax=Imp*Ump

Optymalna przerwa energetyczna spektrum słoneczne (1 kW/m2) maksymalna wydajność ogniwa jednozłączowego, tylko rekombinacja promienista, tylko straty na skutek termalizacji Si: 1.11 eV = 1120 nm GaAs: 1.43 eV = 870 nm CIGS: 1,2 V = 1030 nm CdTe: 1.5 eV = 830 nm

Wydajność kwantowa zależność uzyskanego prądu od długości fali padającego na ogniwo światła inaczej: stosunek ilości padających fotonów do płynących w obwodzie elektronów idealnie QE=1  Każdy foton generuje elektron, który trafia do obwodu W – szerokość obszaru zubożonego a – współczynnik absorpcji LD – średnia droga dyfuzji elektronów CdS/CdTe cell

Ogniwa Si monokrystaliczne : h = 25% (panel -22.7 %) polikrystaliczne: h ~20.4 % (panel-15%) a-Si: h=12.5% (panel-10%) parametry Si używanego w fotowoltaice domieszkowanie ~1016 cm-3 ruchliwość nośników ~1000 cm2/Vs średnia droga dyfuzji~100 mm opór warstwy ~0.1 cm2 (dla d= 500 mm) t.zw. skośna przerwa energetyczna  SŁABA ABSORPCJA (energia fotonu jest przekazywana elektronowi przy udziale sieci krystalicznej)

Ogniwa Si monokrystaliczny Si polikrystaliczny Si amorficzny Si

Monokrystaliczny Si standardowo  = 15 - 18 % Etapy produkcji: piasek kryształ typu p (metoda Czochralskiego) cięcie, trawienie domieszkowanie na typ n (fosfor) elektryczne kontakty powłoka antyreflekcyjna standardowo  = 15 - 18 %

Metoda Czochralskiego metoda polegająca na powolnym wyciąganiu z roztopionego Si zarodka kryszału Si przy jednoczesnym jego powolnym obracaniu

Polikrystaliczny Si Polikrstaliczny Si wielkość ziaren ~ grubość warstwy 2-3% mniej wydajne, 80% kosztów w porównaniu do mono-Si straty prądy na skutek rekombinacji elektronów na granicach ziaren

Amorficzny Si zalety: prosta przerwa energetyczna 10x większa absorpcja niż w Si krystalicznym mniejsze zużycie materiału tańszy proces produkcji wady: mniej wydajne szeroka przerwa energetyczna częściowa degradacja na skutek oświetlenia (efekt Staeblera – Wrońskiego)

Efekt Staeblera-Wrońskiego w aSi degradacja ogniwa na skutek generacji defektów w materiale pod wpływem oświetlenia prowadzi to do zwiększenia rekombinacji elektronów i strat w wydajności z czasem materiał się stabilizuje, a wydajność spada do ok. 80% początkowej Staebler, Wroński, Appl. Phys. Lett. 31 (1977) 292

GaAs Prosta przerwa energetyczna Eg = 1.43 eV absorpcja ok. 10x większa niż w Si dużo cieńsze warstwy najwydajniejsze najdroższe (tylko zastosowania kosmiczne) ok. 10 000 $ za m2 (Si rzędu 500 $) n p grubość 0.5 mm 4 mm doping 1018 cm-3 1017 cm-3 średnia droga dyfuzji 1.4 mm 3 mm czas życia nośników 10-9 s 10-8 s

Cienkowarstwowe ogniwo słoneczne okno (Eg1) absorber (Eg2) materiały polikrystaliczne wysoka absorpcja – 2-5 mm grubości absorbery heterozłącza (złącze dwóch różnych materiałów) p-n proste i niekosztowne technologie produkcji kilkaset razy mniej materiału niż w przypadku Si głównie aSi, CdTe, Cu(In,Ga)Se2

Cienkowarstwowe ogniwo słoneczne absorber: przerwa energetyczna poniżej 1.5 eV typ p domieszkowanie ~1016 cm-3 wysoka absorpcja okno i bufor szeroka przerwa energetyczna (przezroczyste) dobre dopasowanie krystaliczne do absorbera typ n domieszkowanie 1017-1018 cm-3 absorber: CdTe Cu(In,Ga)Se2 bufor: CdS Zn(O,S) In2S3 okno: ZnO ITO

Giętkie podłoża CdTe - Konarka CIGS - Flisom aSi - LINQUAN