Основные публикации по солнечной энергии

Ослабление прямого солнечного излучения

Солнечное излучение, падающее по нормали на поверхность Зем­ли, подвергается изменениям вследствие: 1) изменений в расстоянии между Землей и Солнцем; 2) атмосферного рассеяния молекулами воздуха, водяного пара и пыли; 3) атмосферного поглощения кислоро­дом, озоном, водой и углекислым газом.

Солнечное излучение, падающее по нормали к земной атмосфере, имеет спектральное распределение, показанное на фиг. 1.3.1. Рент­геновское и другие типы ультракоротковолнового излучения в солнеч­ном спектре поглощаются высоко в ионосфере азотом, кислородом и другими составляющими атмосферы; большая часть ультрафиоле­тового излучения поглощается озоном. При длинах волн более 2,5 мкм слабое внеземное излучение интенсивно поглощается углекислым га­зом и водой, так что только небольшая часть солнечной энергии дости­гает Земли. Таким образом, с точки зрения применения солнечной энергии на Земле следует учитывать только излучение в интервале длин волн 0,29—2,5 мкм. Это солнечное излучение проходит через ат­мосферу, подвергаясь изменениям вследствие рассеяния и поглоще­ния атмосферой.

Рассеяние молекулами воздуха, водяным паром и частицами пы­ли, приводящее к ослаблению прямого солнечного излучения, иссле­довано в ряде работ. Разработаны приближенные методы количествен­ной оценки этого явления. Этот вопрос, а также соответствующая литература вплоть до 1940 г. рассмотрены Муном [7]. На основе его работы написана большая часть настоящего обзора. Позднее Фриц [5] учел влияние облаков, а Текекара [10] обобщил современное состоя­ние вопроса и привел обширную библиографию.

Молекулы воздуха очень малы по сравнению с длинами волн из­лучения, преобладающими в спектре солнечной энергии. Рассеяние этого излучения молекулами происходит в соответствии с теорией Рэлея, согласно которой коэффициент рассеяния примерно пропор­ционален Л~4, где Л — длина волны излучения. Это было подтвержде­но экспериментально, и спектральная пропускательная способность, связанная с атмосферным рассеянием, может быть представлена в виде

т„л = 10-° «а»*-4, (2.3.1)

где Л выражена в мкм, го = 1, а барометрическое давление равно 0,10132 МПа.

Значительно труднее оценить рассеяние частицами пыли, кото - дое гораздо крупнее молекул воздуха, а их размеры и концентрация изменяются в зависимости от места, высоты и времени. Мун полу­пил выражение для пропускательной способности, подобное соответ­ствующему выражению для молекул воздуха:

= 11Г°' / (2-32)

•|.де m = 1» а средняя концентрация частиц пыли на уровне Земли при - (jprra равной 800 частиц,/см8.

ї рассеяние водяным паром при нахождении Солнца в зените и Іролщине слоя осажденной воды (количество водяного пара, содержа­вшегося в столбе воздуха над наблюдателем) 20 мм может быть опи - [йано соотношением

і

10-°*°075Л-2 t (2.3.3)

■результирующее влияние рассеяния[2] на прямое солнечное излучение рЦ)ЖНО приближенно представить в следующем виде:

I*,., (2-3-4)

?!

(где

ТЛ{«) ” спектральная пропускательная способность атмосферы [Относительно прямого излучения, соответствующая длине волны л

вающая только рассеяние; р — полное давление, МПа; d — кон­чил частиц пыли на поверхности Земли, частіш /см8; и> — тол - 1 слоя осажденной воды, мм; т — масса атмосферы.

Заметим, что при определении ослабления прямого излучения ат - рное давление, масса атмосферы, концентрация пыли и коли - ) водяного пара входят в уравнение (2.3.4) в виде показателей пени. Первые два из этих параметров определяются просто. Зна - 1 d и w обычно неизвестны, за исключением оценок, полученных ^основе измерений на поверхности Земли.

Атмосферное поглощение излучения в спектре солнечной энергии исходит в основном за счет озона в ультрафиолетовой области і и полос водяного пара в инфракрасной области. Происходит

почти полное поглощение коротковолнового излучения с длиной вол­ны менее 0,29 мкм. Для типичного содержания озона в атмосфере в табл. 2.3.1 представлены значения спектральной пропускательной способности атмосферы, связанной с присутствием в ней озона.

Таблица 2Л.1

П ропускательняя способность атмосферы относительно ультрафиолетового излучения для слоя озона толщиной 2,5мм ори стандартных условиях СГ.-273,15 К-0°С; /ь"ФД01325 МПа)

Водяной пар сильно поглощает в полосах инфракрасной области спектра, как это показано на фиг. 2.3.1, где представлено измене­ние пропускательной способности атмосферы вследствие поглоще­ния воднным паром в зависимости от длины волны А. При значениях А более 2,3 мкм пропускательная способность атмосферы очень маг ла вследствие поглощения водяным паром и углекислым газом, а энергия в спектре внеземного солнечного излучения составляет ме­нее 5% полной энергии солнечного спектра, так что энергия излуче­ния, дошедшего до поверхности Земли, мала.

Как и в случае рассеяния, пропускательные способности, свя­занные с поглощением, должны быть объединены и результирующая спектральная пропускательная способность относительно прямого излучения может быть записана в виде

ТХ = TX(s> rMabs) - T*<s> то*1кЛ - (2.3.5)

фиг - 2.3.1. Пропускательная способность атмосферы, связанная с поглощением излучения водяным паром [4].

Заметим, что по крайней мере одно из значений пропускатель­ной способности, связанных с поглощением, тоЛ (для озона) или - xw^ (для воды), будет равно единице, так как интервалы длин волн погло­щения озоном или водой не перекрываются.

Расчеты подобного типа были проанализированы Муном [7], ко­торый использовал самые точные имеющиеся данные по спектраль­ному распределению солнечного излучения за пределами атмосферы И различные значения пропускательной способности атмосферы для Построения серии "предполагаемых стандартных кривых" для прямо- солнечного излучения в зависимости от длины волны при массах Атмосферы от 0 до 5, Он также протабулировал значения интенсив­ности излучения для стандартной атмосферы (р = 0,10132 МПа, и>=

5» 20 мм, d = 300 частиц/см8, слой озона толщиной 2,8 мм) для раз - *ичных длин волн при т = 2 и предложил использовать соответствую­щую кривую в качестве стандартной кривой спектрального распреде­ления прямого солнечного излучения вблизи уровня моря.

Более поздние исследования Джонсона, Текекара и Драммонда, Помянутые в гл. 1, показали, что полученные Муном значения ин­тенсивности излучения в коротковолновом конце спектра при т = 0 ^лишком низки. Мун использовал значение солнечной постоянной $322 Вт/м2 в отличие от принятого теперь значения 1353 Вт/м2, текекара [10] предложил новые кривые спектрального распределения

для прямого излучения, основанные на распределении внеземного излучения (фиг. 1.3.1), для очень чистой и относительно чистой ат­мосфер при массах атмосфер 1, 4, 7 и 10. На фиг. 2.3.2, заимствованной из работы [10], представлено распределение спектральной интенсив­ности излучения за пределами Земли, которое сравнивается с норма­лизованным распределением интенсивности излучения абсолютно черного тела, имеющего температуру 5762 К, и солнечного спектра с учетом и без учета молекулярного поглощения для очень чистой атмосферы с массой, равной единице. Последнее распределение (со­ответствующее одной из серии новых кривых распределения, упомя­нутых выше) включает полосы поглощения 03, Н20, С02 и 02.