|
| ||
|
Wstęp Energia Kolektory Fotoogniwa Zastosowanie Obliczenia Galeria zdjęć Bibliografia Linkownia Kontakt | ||
|
|
||
|
|
Słońce, centralna gwiazda Układu Słonecznego.
Żółty karzeł I populacji (gwiazdy), należący
do ciągu głównego na diagramie Hertzsprunga-Russella -
typu widmowego G2V, jasności wizualnej -26,78m, jasności
absolutnej +4,79m. Masa: 1,9891×1030 kg (333 000 mas Ziemi)
średnia gęstość: 1,410 g/cm3 (największa, w jądrze, ok. 100 g/cm3),
średnica: 1,3920×106 km (109 średnic Ziemi), obserwowana z Ziemi,
średnica kątowa:
średnio 31',9877. [MEP. 2003] 
Słońce, zdjęcie zrobione ze stacji orbitalnej Skylab Z innego źródła możemy się dowiedzieć trochę więcej: Słońce to rozżarzona kula gazowa, składająca się z wodoru , helu i małej domieszki cięższych pierwiastków. Potężna energia, emitowana przez Słońce, powstaje w jego jądrze. W temperaturze około 15 mln0 C odbywają się reakcje, w których wodór przekształcany jest w hel. Obliczono, że w ciągu każdej sekundy 657 mln ton wodoru przekształcane jest w 653 mln ton helu. Różnica masy, 4 mln ton na sekundę, została po prostu zamieniona na energię. Uwolniona w jądrze słonecznym energia musi zostać przeniesiona do powierzchni. Początkowo (w wewnętrznej warstwie promienistej Słońca) energię tę unosi promieniowanie. Dalszy transport energii odbywa się za pośrednictwem wznoszących się i opadających mas gazu (konwekcji) w warstwie konwektywnej. Widoma powierzchnia Słońca nazywana jest fotosferą (gr. phos = światło, sphaira = kula, czyli: kula światła). Temperatura fotosfery wynosi około 60000 C. Fotosfera składa się z gorących gazów, znajdujących się w nieustannym ruchu. Inne zjawiska w fotosferze to granulacja, plamy i pochodnie. Granulacja (łac. Granulum = ziarnko) jest to ziarnista struktura powierzchni Słońca, której wygląd można porównać do papki ryżowej. Granulacja składa się ze wznoszących się rozgrzanych "bąbli" gazu będących w ciągłym ruchu. Ich średnica wynosi około 1000 km. Plamy słoneczne są obszarami o temperaturze około 20000 C niższej od otaczającej powierzchni fotosfery.
Słońce obraca się wokół własnej osi co 27 dni, a dowodzi Występują one tylko w obszarach pomiędzy 10 a 40 stopniem północnej i południowej szerokości heliograficznej, gdzie pojawiają się dość nieregularnie. Obserwuje się zarówno pojedyncze plamy, jak i całe ich grupy, o rozmiarach dochodzących do 300 000 km. Większe plamy składają się z ciemnego jądra, nazywanego cieniem, oraz nieco jaśniejszego półcienia o strukturze włóknistej. Pomimo względnej czerni plam, ich jasność powierzchniowa jest nadal 5000 razy większa niż jasność tarczy Księżyca. Rozwój większych grup plam słonecznych, trwający tygodnie, a nawet miesiące, następuje zgodnie z określoną kolejnością, opisaną przez astronomów. Na podstawie obserwacji przesuwających się po tarczy Słońca plam słonecznych określono okres rotacji Słońca (średnio 27,3 dni). Istotne jest też, że plamy słoneczne w pobliżu równika okrążają Słońce w ciągu 25 dni, podczas gdy w większej odległości od równika potrzebują na to ponad 30 dni. Oznacza to, że Słońce nie ma stałej powierzchni, takiej jaką ma Ziemia, lecz jest kulą gazową, której powierzchnia jest w ciągłym ruchu. Liczba plam na Słońcu zmienia się z okresem około 11 lat. Pochodnie słoneczne to kolejne struktury fotosferyczne. Są one jaśniejsze i gorętsze od otaczającej je fotosfery. Występują w pobliżu plam słonecznych oraz w pobliżu równika i biegunów. Gdy obserwujemy Słońce przez teleskop, stwierdzamy szybko, że jasność tarczy słonecznej spada ku brzegom, co sprawia wrażenie, że Słońce ma otoczkę gazową. Jest to tzw. Pociemnienie brzegowe, które wynika z tego, że promienie wysyłane z brzegu tarczy Słońca pochodzą z warstw chłodniejszych niż te, z których pochodzą promienie obserwowane na środku tarczy. Ponad fotosferą rozciąga się chromosfera (z łac.: barwna , kolorowa kula). Nad brzegiem tarczy słonecznej widzimy ją jako las niezliczonych ognistych ostrzy i języków świetlnych, świecący podczas całkowitych zaćmień Słońca jak purpurowa obręcz.
Słońce - protuberancje słoneczne (zdjęcie z obserwatorium SOHO) Nad chromosferą widoczne są zazwyczaj protuberancje (łac. protuberare = nabrzmiewać), ogromne masy gazu wznoszące się na dziesiątki i setki tysięcy kilometrów nad powierzchnię Słońca. Protuberancje widoczne na powierzchni Słońca nazywane są włóknami. Najbardziej zewnętrzną warstwą atmosfery słonecznej jest korona (łac. corona = korona).
Pętle koronalne nad powierzchnią Słońca (kadr z filmu zrobionego przez satelitę TRACE -
Transition Region and Coronal Explorer). Zjonizowany gaz, emitujący niewidzialny ultrafiolet,
początkowo ogrzewany, wznosi się nad powierzchnię Słońca, potem stygnie i opada na nią.
[MEP. 2003] W czasie całkowitych zaćmień Słońca jest ona widoczna jako promienisty wieniec otaczający zasłonięte Słońce. Współcześnie stosowane są specjalne instrumenty obserwacyjne (tzw. koronografy), które symulują sztuczne zaćmienie Słońca i po zakryciu jasnego obrazu tarczy słonecznej umożliwiają badanie korony i protuberancji. Korona słoneczna rozciąga się na odległość około 20 mln km, a następnie przechodzi płynnie w materię między-planetarną. Jej temperatura jest nieprawdopodobnie wysoka (około 2 mln 0 C). Być może temperatura ta jest wywołana przez pewien rodzaj fal uderzeniowych, pochodzących z granulacji fotosferycznej. Korona słoneczna jest źródłem promieniowania rentgenowskiego i radiowego. Z niej pochodzi również wiatr słoneczny, strumień cząstek, w którego skład wchodzą przede wszystkim protony, elektrony i jądra helu.
Słońce wypromieniowuje w przestrzeń kosmiczną strumień mocy o wartości 3,86*1026 W, z której tylko część, a mianowicie 1,75*1017 W dociera do kuli ziemskiej. Ilość energii promieniowania słonecznego docierającej od Słońca w jednostce czasu na jednostkę powierzchni ustawionej prostopadle do padającego promieniowania na górnej granicy atmosfery, przy średniej odległości Słońce - Ziemia (ok.. 150 mln km), określono jako stałą słoneczną. Zalecana obecnie przez Światową Organizację Meteorologiczną wartość stałej słonecznej GS.C. wynosi 1367 W*m-2. Zmienia się ona w ciągu roku w granicach ± 3,4% zależnie od odległości Ziemi od Słońca. Promieniowanie słoneczne można podzielić na krótko i długofalowe. W meteorologii przyjęto wartość 4 µm jako granicę między nimi. Promieniowanie Słońca: (krótkofalowe) ultrafioletowe 0,15 - 0,4 µm (7% energii), widzialne 0,4 - 0,75 µm (45% energii), podczerwone 0,75 - 4 µm (47% energii). Promieniowanie Ziemi i atmosfery: (długofalowe) 1- 120 µm. W skład promieniowania słonecznego wchodzi również promieniowanie Korpuskularne , czyli promieniowanie naelektryzowanych cząstek elementarnych wyrzucanych przez Słońce. Jego udział jest jednak około 107 razy mniejszy od energii promieniowania termicznego. Ma ono wprawdzie wpływ tylko na wyższe warstwy atmosfery, jednak pośrednio również na pogodę i klimat.
PROMIENIOWANIE SŁONECZNE W ATMOSFERZE W drodze przez atmosferę ziemską promieniowanie słoneczne ulega częściowemu rozproszeniu i pochłonięciu przez gazy atmosferyczne i aerozole. Zmienia się też skład widmowy promieniowania: promieniowanie o różnej długości fali jest bowiem w atmosferze niejednakowo pochłaniane i rozpraszane. W atmosferze zachodzą złożone procesy rozpraszania, pochłaniania i odbijania, a także występuje skomplikowany układ wymiany energii między składnikami atmosfery a powierzchnią Ziemi i przestrzenią kosmiczną. Osłabienie promieniowania słonecznego przez uwzględnienia długości drogi w atmosferze określa się przez wprowadzenie pojęcia optycznej masy atmosfery (air mass). Wartość masy optycznej atmosfery na poziomie morza równa się 1, gdy Słońce jest w zenicie, wzrastając do 2, gdy wysokość Słońca nad horyzontem równa się 300 . Masa optyczna atmosfery jest niezbędna do oceny przezroczystości atmosfery. Zmiany wielkości promieniowania słonecznego dochodzącego do powierzchni Ziemi przy niebie bezchmurnym mogą być spowodowane zarówno przyczynami naturalnymi (np. erupcjami wulkanów), jak i działalnością człowieka (np. wskutek spalania surowców energetycznych, zapylenia itp.) Promieniowanie słoneczne jest charakteryzowane różnymi wielkościami (w literaturze występuje nawet pewna niezgodność pojęć i oznaczeń), z których trzy są (w pewnym uproszczeniu) najbardziej istotne: promieniowanie słoneczne całkowite G (całkowite natężenia promieniowania - global irradiance lub global radiation) [W*m-2], które jest sumą promieniowania bezpośredniego Gb (beam irradiance) i rozproszonego Gd (diffuse irradiance); w pewnych przypadkach uwzględnia się również promieniowanie odbite od otoczenia. Całkowite promieniowanie słoneczne najczęściej określa się jako natężenie promieniowania słonecznego na płaską, poziomą powierzchnię, dochodzące z całej półkuli niebieskiej . napromieniowanie H (irradiation, global irradiation) [J*m-2] lub [kW*h*m-2] składające się z sumy napromieniowania bezpośredniego (nazywanego często nasłonecznieniem), rozproszonego i odbitego, przedstawiające energię padającą na jednostkę powierzchni w ciągu określonego czasu (roku, miesiąca, dnia, godziny); używa się również innych określeń, np., Średnie sumy promieniowania. Stosuje się także określenie "insolacja". Usłonecznienie [h] przedstawiane średnimi (w określonym czasie) liczbami godzin z bezpośrednio widoczną operacją słoneczną; stosuje się również inne określenia, np. sumy roczne usłonecznienia. Natężenie promieniowania słonecznego lub napromieniowanie może być odnoszone do powierzchni poziomej lub nachylonej do poziomu. Praktyczne wykorzystanie energii promieniowania słonecznego wymaga oszacowania potencjalnych i rzeczywistych zasobów energii słonecznej w danym rejonie i parametryzacji warunków meteorologicznych dostosowanej do potrzeb technologii przetwarzania energii promieniowania słonecznego.
REJONIZACJA ZASOBÓW ENERGII SŁONECZNEJ W POLSCE NA POTRZEBY BUDOWY KOLEKTORÓW SŁONECZNYCH Rejonizacji zasobów energii słonecznej w Polsce dokonano w oparciu o dane pochodzące z rejestracji promieniowania słonecznego przez IMiGW z lat 1960-1990, zawarte w corocznych opracowaniach pt. "Promieniowanie słoneczne". Ze względu na roczne sumy promieniowania całkowitego padającego na powierzchnię poziomą, na obszarze Polski wyodrębnić można 10 regionów(rys. 1.). Wartości sum promieniowania całkowitego w poszczególnych rejonach dla całego roku , półrocza letniego, zimowego, sezonu letniego podane są w tablicy 1 dla różnych wartości progowych natężenia promieniowania słonecznego właściwych kolektorom płaskopłytowym. Dane zawarte w tablicach 2 i 3 i na rysunku 1 wskazują, że największy dopływ energii słonecznej obserwuje się na wybrzeżu oraz we wschodniej części kraju. Roczne sumy insolaci kształtują się w granicach 950-1020 kWh/m2* rok. Najmniejszy w skali roku dopływ energii słonecznej obserwuje się na południu Polski. W rzeczywistych warunkach terenowych, wskutek lokalnego zanieczyszczenia atmosfery i występowania przeszkód terenowych, rzeczywiste warunki nasłonecznienia mogą odbiegać od podanych. Innym parametrem, decydującym o możliwościach wykorzystania energii promieniowania słonecznego w kolektorach płaskopłytowych, są sumy dzienne promieniowania słonecznego w poszczególnych miesiącach. Wartości średnie ŚR, minimalne MIN i maksymalne MAX dziennych sum promieniowania słonecznego Hdzienne dla reprezentatywnych stacji aktynometrycznych w Wh/m2 z lat 1971-1980 podaje tablica 2. Uzupełnieniem tablicy 2 jest tablica 3 podająca wartości usłonecznienia (godziny usłonecznienia) dla wybranych reprezentatywnych miejscowości w Polsce.
I - Nadmorski
Rys. 1 Regiony helioenergetyczne Polski
|
|
