Глава 2. Солнечное излучение и его
характеристики 2.1. Введение
Наибольшая плотность потока солнечного излучения, приходящего на Землю, составляет примерно 1 кВт/м2 в диапазоне длин волн 0,3…2,5 мкм. Это излучение называется коротковолновым и включает видимый спектр. Для населенных районов суши Земли в зависимости от места, времени суток и погоды потоки солнечной энергии, достигающие Земли, меняются от 3 до 30 МДж/м2 в день. Солнечное излучение характеризуется энергией фотонов в максимуме распределения порядка 2 эВ, определенной по температуре поверхности около 6000 К. Этот энергетический поток от доступного источника обладает гораздо более высокой температурой, чем традиционные технические источники.
Тепловая энергия этого источника может быть использована с помощью стандартных технических устройств (например, паровых турбин) и, что более важно, методами, разработанными на основе фотоэлектрических взаимодействий.
Потоки энергии излучения, идущие в атмосферу с поверхности Земли, тоже порядка 1 кВт/м2, но они перекрывают другой спектральный диапазон – от 5 до 25 мкм, называемый длинно-волновым, с максимумом около 10 мкм.
Основная цель этой главы – показать, как можно использовать энергию солнечного излучения с целью преобразования его в электрическую энергию. Для этого необходимо выяснить, на какое количество солнечной энергии вне атмосферы Земли можно рассчитывать. Затем рассмотрим зависимость количества подходящей к солнечному устройству энергии от геометрических факторов, таких, как географическая широта, и от атмосферных факторов, таких, как насыщение парами воды, или газами. А затем кратко рассмотрим вопрос об измерении интенсивности солнечного излучения.
2.2. Солнечное излучение, достигающее атмосферы Земли
В результате реакций ядерного синтеза в активном ядре Солнца достигаются температуры до 107 К; спектральное распределение потока излучения из ядра неравномерно. Это излучение поглощается внешними неактивными слоями до температуры Т = 5800 К, в результате чего спектральное распределение солнечного излучения становится относительно непрерывным.
На рис. 2.1 показано спектральное распределение излучения от Солнца, не искаженное влиянием атмосферы Земли.
 , мкм
Рис. 2.1 Спектральное распределение солнечного излучения вне атмосферы
Из анализа этого рисунка следует, что это распределение по форме, длине волны в максимуме и полной энергии излучения подобно распределению интенсивности излучения абсолютно черного тела при температуре 5800 К. Площадь под этой кривой равна солнечной постоянной Go* =1353 Вт/м2, которая представляет собой плотность потока излучения, падающего на площадку, перпендикулярную этому потоку и расположенную над атмосферой на расстоянии 1,496108 км от Солнца.
На самом деле плотность потока излучения, достигающего верхней границы атмосферы, отличается от солнечной постоянной вследствие как флуктуаций потока солнечной энергии менее чем на 1,5%, так и закономерного изменения расстояния между Землей и Солнцем на 4% в течение года.
Солнечный спектр можно разделить на три основные области:
ультрафиолетовое излучение ( < 0,4 мкм) – 9% интенсивности;
видимое излучение (0,4 мкм < < 0,7 мкм) – 45 % интенсивности;
инфракрасное излучение ( > 0,7мкм) – 46 % интенсивности;
Вклад в поток солнечной радиации излучения с длиной волны более 2,5 мкм очень мал, поэтому все три области относятся к коротковолновому излучению. Различают прямое и рассеянное солнечные излучения (рис. 2.2).
Рис. 2.2. Прямое и рассеянное солнечное излучение
На практике прямые лучи от диффузной составляющей отличаются тем, что направленный поток может быть сфокусирован. Даже в ясный день имеется некоторое количество рассеянного излучения. Отношение интенсивности направленного потока к полной интенсивности излучения меняется от 0,9 (в ясный день) до нуля (в очень пасмурный день).
Важно различать компоненты солнечного излучение и выделить площадку, на которой измеряется облученность.
Общепринято использовать следующие индексы при измерениях и расчетах облученности детектора (рис. 2.3). Предполагается, что детектор представляет собой зачерненную поверхность единичной площадки с фильтром, обрезающим длинноволновое излучение.
Рис. 2.3 Способы измерения различных составляющих солнечного излучения. Регистрируются: только прямые лучи (а); только диффузная составляющая (б); суммарное излучение (в); 1 – приемная площадка, перпендикулярная плотности потока излучения; 2 – горизонтальная приемная площадка; 3 – произвольный угол наклона приемника; b – прямые лучи, d – рассеянное излучение; t – полное излучение; h – горизонтальная площадка; с – приемная площадка
Примечание. Звездочкой обозначена плотность потока на площадку, перпендикулярную прямым лучам. Индекс 0 обозначает величины вне атмосферы. Если индексов нет вообще, то это соответствует сразу двум индексам c и t, так что G = Gtc.
Из рис. 2.3 следует, что
Gbc = Gb* cos θ (2.1)
где θ – угол между направлениями плотности потока излучения и нормалью к поверхности приемника.
В частности,
Gbh=Gb* cos θz (2.2)
где θz – угол между направлением плотности потока и вертикалью. Полная облученность произвольной площадки есть сумма интенсивности направленного и рассеянного излучений:
Gt =Gb + Gd (2.3)
|
Скачать 7.49 Mb.