Sluneční Energie a Její Využití

Země je součástí planetární soustavy, jejímž středem je Slunce, které je nám nejbližší a nejdůležitější hvězdou. Slunce je trvalým zdrojem veškeré energie pro naši planetu a má tvar koule o průměru 1,39×109 m, což je 109 násobně více než průměr Země. Vzdálenost Slunce od Země je v průměru 1,5×1011 m a jeho hmotnost dosahuje 2×1030 kg.

Slunce se skládá převážně z atomárního vodíku (70 %), helia (28 %) a z nepatrného množství ostatních prvků periodické soustavy (2 %). Všechny prvky jsou ve hmotě Slunce obsaženy ve skupenství plasmy. Zdrojem energie Slunce je termonukleární reakce (jaderná syntéza, fúze), probíhající v centrální oblasti Slunce.

Fúzí v jádru Slunce dochází ke kontinuální přeměně vodíku na helium. Přeměna probíhá při teplotách desítek mil. K a tlacích desítek miliard MPa za stavu, při němž jsou všechny atomy zcela ionizovány. Do reakce vstupují čtyři protony vodíku, spojují se a vytvářejí jedno jádro helia. Každou sekundu se takto přemění 564×109 kg vodíku na 560×109 kg helia.

Centrální oblast (jádro), ve které probíhá jaderná fúze, zasahuje do cca 23 % poloměru Slunce. V oblasti mezi 23 % a 70 % poloměru se nachází tzv. radiační zóna, s velmi vysokou hustotou a teplotou postupně klesající až na 130 000 K. Konvekční zóna mezi radiační zónou a povrchem Slunce má hustotu již výrazně nižší; hlavním způsobem přenosu energie je konvekce. Nositel energie záření - foton - se z jádra Slunce „prodere“ na vnější povrch zhruba za milion let.

Vnějším viditelným obalem Slunce (fotosférou) je energie vyzařována do kosmického prostoru. Celkový tok vyzařované energie je 3,85×1026 W. Hustota zářivého toku energie na povrchu Slunce je 6×107 W/m2. Podle množství helia, které až dosud vzniklo, lze stáří Slunce odhadnout na 5 miliard let. Slunce si lze zjednodušeně představit jako absolutně černé těleso s povrchovou teplotou okolo 5 800 K.

Čtěte také: Nezbytný materiál pro stavbu

Spektrum Slunečního Záření

Sluneční záření zahrnuje vlnové délky od 10-10 m (rentgenové a ultrafialové záření) až do několika metrů (rádiové záření). Největší část sluneční energie však připadá na vlnové délky 0,2 až 3,0 μm. Mezi vlnovými délkami 0,2 až 0,4 μm se nachází ultrafialové záření typu UVC (0,2 až 0,28 μm, životu nebezpečné), UVB 0,28 až 0,32 μm) a neškodné UVA (nad 0,32 μm). Vlnové délky viditelného záření jsou 0,4 až 0,75 μm. Nad hodnotou 0,75 μm se nachází infračervené záření, zhruba do hodnoty 5 μm se označuje jako blízké infračervené záření.

Wienův zákon konstatuje, že vlnová délka maxima je nepřímo úměrná termodynamické teplotě tělesa. Pro teplotu 5 800 K se vlnová délka maxima pohybuje okolo 0,5 μm (žlutá barva). Pro běžné teploty v aplikacích, např. v solárních kolektorech, okolo 100 °C se vlnová délka maxima posouvá k hodnotám okolo 8 μm.

Sluneční záření na cestě k Zemi není ničím pohlcováno a přichází na hranici atmosféry s nezměněnou spektrální charakteristikou, avšak při značně zmenšené hustotě zářivého toku tím, že výkon se s rostoucí vzdáleností rozptýlí na větší plochu. Z celkového výkonu vyzařovaného Sluncem dopadá na vnější povrch atmosféry Země jen přibližně půl miliardtina výkonu Slunce, tj. asi 1,7×1017 W.

Sluneční Konstanta a Vzdálenost Země od Slunce

Země obíhá okolo Slunce po eliptické oběžné dráze a Slunce je v jednom z ohnisek této elipsy. Vzdálenost Země od Slunce je proto během roku proměnlivá, mění se zhruba o ±1,7 %. Střední roční hodnota hustoty zářivého toku sluneční energie, dopadající na jednotku plochy kolmou ke směru šíření záření na vnější povrch zemské atmosféry při střední vzdálenosti Slunce od Země, se nazývá sluneční konstanta.

Vzhledem k proměnlivé vzdálenosti Země - Slunce se hodnota hustoty zářivého toku sluneční energie vně atmosféry během roku také mění, a to o ±3 %. V zimě je Slunce k Zemi blíž než v létě a vnější povrch atmosféry přijímá více slunečního záření než v zimě.

Čtěte také: Postupy manipulace s řezivem

Vliv Atmosféry na Sluneční Záření

Sluneční záření dopadající na Zemi vstupuje do atmosféry ve výšce zhruba 1 000 km od zemského povrchu. Atmosféra se skládá převážně z dusíku a kyslíku. Ve výškách nad 60 km pohlcují tyto atmosférické plyny sluneční ultrafialové a rentgenové záření a ionizují se (ionosféra). Níže, ve výškách 20 až 30 km, se nachází vrstva s velkým obsahem ozónu, ozonosféra. Zde se pohlcuje zbývající část životu nebezpečného ultrafialového (UVC) záření.

Ze spektrální charakteristiky na zemském povrchu je patrné především odfiltrování UVC záření a významné pohlcení záření vodní párou v atmosféře. V průměrné roční bilanci se z celkového toku energie slunečního záření ze Slunce zpět do vesmíru odrazí od mraků, částeček prachu a zemského povrchu zhruba 34 %. V atmosféře se pohltí okolo 19 %. Zbývající část sluneční energie je pohlcena zemským povrchem (47 %).

Záření pohlcené zemským povrchem se mění v teplo, které je vyzařováno z povrchu Země jako infračervené záření (14 %). Infračervené záření je pohlcováno v atmosféře víceatomovými plyny, což vede k trvalému zvýšení teploty zemského povrchu (skleníkový efekt). Značné množství energie dopadající na rozsáhlé plochy oceánů se spotřebuje na vypařování vody (23 %). Vodní pára je proudy vzduchu vynášena nahoru, kde v chladnějších vrstvách atmosféry kondenzuje, předává své skupenské teplo okolnímu vzduchu a ve formě srážek přichází zpět na zemský povrch (vodní koloběh). Zbytek slunečního záření pohlceného zemským povrchem (10 %) je odveden konvekcí. Vzduch zahřátý od povrchu Země stoupá nahoru a na jeho místo proudí těžší chladný vzduch, čímž vznikají větry.

Geometrie Slunečního Záření

Výkon a energie slunečního záření dopadajícího na obecnou plochu je ovlivněna faktory, které lze změnit (zeměpisná šířka místa instalace, orientace plochy vůči světovým stranám - azimut plochy, sklon plochy vůči vodorovné rovině) a které nelze změnit, tj. zdánlivý pohyb Slunce vůči Zemi, který vnímáme jako čas. Ze zdánlivého pohybu Slunce po obloze vyplývá řada geometrických charakteristik.

  • Zeměpisná šířka φ daného místa je úhel, který svírá rovina rovníku s přímkou, procházející středem Země a příslušným místem na povrchu Země. Pro ČR se hodnota zeměpisné šířky pohybuje od cca 49° (jižní Čechy) do 51° severní šířky (Šluknovský výběžek).
  • Azimut plochy γ je úhel mezi průmětem normály plochy do vodorovné roviny a lokálním poledníkem, tj. jihem.
  • Úhel sklonu plochy β je úhel mezi vodorovnou rovinou a rovinou uvažované plochy.
  • Deklinace δ je úhlem náklonu zemské osy vlivem precesního pohybu během rotace a oběhu Země kolem Slunce.

Každé časové pásmo má standardní čas vztažen k místnímu referenčnímu poledníku. Na zeměkouli se rozlišuje 24 časových pásem po 1 hodině, referenční poledníky jsou odstupňovány po 15° (360°/24). Středoevropský čas je vztažen k poledníku 15° východní délky, který v ČR prochází například Jindřichovým Hradcem. Převod standardního času na sluneční čas využívá kromě konstantní korekce přepočtem na místní poledník z referenčního (4 minuty na 1°) ještě korekci E, zohledňující proměnlivost rotace Země během oběhu okolo Slunce. Sluneční časový úhel τ je úhel zdánlivého posunu Slunce z východu na západ nad místními poledníky vlivem rotace Země vztažený ke slunečnímu poledni.

Čtěte také: Modřínové řezivo a jeho cena

Výška Slunce h je úhel sevřený spojnicí plochy a Slunce s vodorovnou rovinou. Doplňkový úhel výšky Slunce do 90° je zenitový úhel θz neboli úhel sevřený spojnicí pozorovatele a Slunce a svislicí (vertikálou). Azimut Slunce γs je úhel mezi průmětem spojnice plochy a Slunce do vodorovné roviny a jižním směrem. Úhel dopadu slunečního záření θ na obecnou plochu je úhel mezi spojnicí plochy a Slunce a normálou plochy.

Přímé a Difuzní Záření

Na vnější povrch atmosféry dopadá sluneční záření v nerozptýlené formě a lze si ho představit jako paprsky přicházející přímo ze slunečního kotouče. Průchodem atmosférou dochází k rozptylu na molekulách plynů, částicích prachu, krystalcích ledu či kapičkách vody. Část zářivého toku pak z oblohy přichází ve formě rozptýleného, tzv. difuzního slunečního záření, které nemá směrový charakter (všesměrové - izotropické, značí se indexem „d“), a část ve formě přímého slunečního záření bez rozptylu v atmosféře s výrazně směrovým charakterem (značí se indexem „b“). Kromě přímého a difuzního záření se (v závislosti na odrazivosti okolních ploch) může uplatnit i odražené sluneční záření (r), které má zpravidla charakter difuzního slunečního záření, vzhledem k obecně převažujícím difuzně odrážejícím povrchům.

Při výpočtech je nutné rozlišovat mezi výkonovou hustotou slunečního zářivého toku, tzv. slunečním ozářením G [W/m2] a hustotou sluneční zářivé energie, tzv. dávkou slunečního ozáření H [kWh/m2]. Sluneční ozáření je zářivý výkon procházející jednotkou plochy.

Faktory Ovlivňující Sluneční Záření

Součinitel znečištění atmosféry Z udává, kolikrát by atmosféra musela být hmotnější, aby měla stejnou propustnost pro sluneční záření, jako má uvažovaná znečištěná atmosféra v dané oblasti. Odrazivost terénu (albedo) je poměr mezi odraženou a dopadlou hustotou slunečního zářivého toku. Hodnoty albeda se pro běžnou vegetaci pohybují mezi 0,15 a 0,25, nicméně v případě čerstvého sněhu může hodnota dosahovat až 0,90.

Teoretická denní dávka celkového slunečního ozáření HT,den,teor dopadá na osluněnou plochu jen v jasných slunečných dnech. Během reálného dne se však střídá jasná obloha s oblohou zataženou mraky, kdy dopadá pouze difuzní záření. Pro praktické výpočty dávky slunečního ozáření v reálných dnech s běžnou oblačností je nutné znát skutečnou dobu slunečního svitu τskut. Ta je definována jako doba, kdy je k dispozici přímé sluneční ozáření (je vidět sluneční kotouč) a jeho hodnota je větší než 120 W/m2.

Východ a západ Slunce nastává při nulové výšce Slunce (h = 0).

Měření Slunečního Záření

Pro měření slunečního ozáření se používají dva základní typy přístrojů. Pyrheliometr (někdy nazýván aktinometr) je přístroj využívající kolimované čidlo pro měření slunečního ozáření přicházejícího přímo ze Slunce a malé části oblohy okolo (přímé sluneční ozáření) při kolmém úhlu dopadu. Pyranometer (někdy nazýván solarimetr) je přístroj pro měření celkového hemisférického ozáření (přímého a difuzního dohromady), obvykle na vodorovnou rovinu.

Pyrheliometry jsou normálovými přístroji (etalony) pro měření slunečního ozáření, podle kterých se kalibrují ostatní přístroje. Jako etalony druhého stupně se využívají dva základní typy, Abbotův pyrheliometr se stříbrným diskem a Angstromův kompenzační pyrheliometr.

U Abbotova pyrheliometru slouží stříbrný disk (průměr 38 mm, tloušťka 7 mm) jako absorbér slunečního záření. Strana disku vystavená slunečnímu záření je načerněna, pata přesného rtuťového teploměru je vložena v otvoru na straně disku v dobrém kontaktu s diskem. Záklopka (clona) střídavě vpouští a stíní záření v pravidelných intervalech, z odpovídajících změn měřené teploty disku se stanoví množství pohlceného záření.V Angstromově kompenzačním pyrheliometru jsou uspořádány dva černěné manganinové pásky tak, že jeden je může být vystaven slunečnímu záření na patě kolimační trubice odklopením clony. Oba pásky mají možnost elektrického ohřevu a jsou vybaveny termočlánkem. Při měření je jeden pásek stíněn, druhý vystaven záření a elektrický proud prochází stíněným pás...

Tabulka: Součinitel znečištění atmosféry Z

Součinitel znečištění Z je tabelován v tab. 1. Jeho hodnoty se pohybují běžně od 2 do 6 (i více).

Tabulka: Měsíční hodnoty skutečné doby slunečního svitu τskut

Příklad měsíčních hodnot je uveden v tab. 2 pro různá města.

tags: #výtěžnost #deskového #řeziva #výpočet

Oblíbené příspěvky: