Характеристики солнечной радиации

Количество энергии излучения Солнца во всем диапазоне длин волн, получаемой в единицу времени единичной площадкой, перпендикулярной солнечным лучам, вне земной атмосферы на среднем расстоянии между Землей и Солнцем, называется солнечной постоянной. Значение солнечной посто­янной, полученное в результате прямых измерений с космических аппаратов и принятое в качестве

стандартного, I₀ = 1353 Вт/м. Поскольку расстояние между Землей и Солнцем претерпевает сезон­ные изменения, мощность солнечной радиации, па­дающей на единичную площадку, также не остает­ся постоянной. Эффективная солнечная постоянная I_0эф, учитывающая эти сезонные колебания, может быть рассчитана по формуле:

где п — порядковый номер дня, отсчитанный от 1 января; 360 угловые градусы.

При прохождении через атмосферу солнечной радиации ее мощность ослабляется за счет процес­сов поглощения и рассеяния пылью, аэрозолями и молекулами газов, входящих в состав воздуха.

Суммарная мощность солнечной радиации I, достигающей поверхности Земли, складывается из прямой I _Ь и диффузной (рассеянной) I_d.

Прямая солнечная радиация представляет со­бой пучок почти параллельных лучей, не претерпе­вающих изменения направления при прохождении через атмосферу, что позволяет использовать для ее концентрации зеркальные и линзовые концен­траторы.

Диффузная солнечная радиация поступает на поверхность Земли с разных направлений и класси­ческие методы концентрации к ней не применимы.

Степень ослабления солнечной радиации зави­сит от длины пути солнечных лучей в атмосфере. Мерой длины этого пути является безразмерная ве­личина, называемая массой атмосферы. Масса ат­мосферы т = 1 соответствует длине пути, проходи­мого солнечными лучами в атмосфере до уровня моря, когда зенитный угол θ_z (угол между линией, соединяющей точку на поверхности Земли с цен­тром Солнца, и нормалью, проведенной из этой точки) равен нулю. При других значениях зенитно­го угла т = sec(θ_z).

На рис. 1 показано спектральное распределе­ние интенсивности солнечного излучения I_λ за пределами атмосферы, а также прямого и диффуз­ного излучений после прохождения через атмо­сферу при т = 1 с указанием окон поглощения, вы­званных различными газами. В представленном на рис. 1 диапазоне длин волн сосредоточено 99 % мощности солнечной радиации.

Для расчета различных гелиоэнергетических систем, например с концентраторами, необходимо знать, под каким углом попадает прямая солнечная

Рис. 1. Спектральное распределение интенсивности солнечного излучения

1 - за пределами атмосферы; 2 - на уровне моря при m = 1; 3 - излучение абсолютно черного тела при температуре 5800 К; 4 - диффузная составляющая при легкой дымке; 5 - диффузная составляющая при ясном небе.

Рис.2. Базовые углы для расчета гелиоэнерге-тических установок

радиация на произвольно ориентированную в про­ странстве плоскость в данный момент времени. Для этого используются углы, показанные на рис. 2: θ_z - зенитный угол (угол между нормалью к гори­зонтальной плоскости и направлением солнечных лучей); θ - угол падения солнечных лучей на на­клонную плоскость; α- высота солнцестояния (угол между линией, соединяющий центр Солнца с точкой наблюдения, и проекцией этой линии на го­ризонтальную плоскость); Ф — азимутальный угол Солнца (между проекцией на горизонтальную плоскость линии, соединяющей центр Солнца с точкой наблюдения, и меридианом, проходящим через точку наблюдения); ψ - азимутальный угол произвольно ориентированной плоскости (угол ме­жду проекцией на горизонтальную плоскость нор­мали к произвольной ориентированной плоскости и меридианом); s - угол наклона произвольно ори­ентированной плоскости.