Наземное солнечное излучение

В то время, как солнечное излучение, падающее на земную атмосферу относительно постоянно, излучение, доходящее до поверхности Земли подвержено существенным вариациям.

Освещенность поверхности Земли зависит от:

- атмосферных явлений, таких как поглощение и рассеяние
- локальных изменений в составе атмосферы, как, например, наличие водяного пара, облаков или загрязнений
- широты места
- времени года и дня 

Вышеперечисленные факторы влияют на общий поток энергии излучения, его спектральный состав, а также угол, под которым свет падает на поверхность. Главным следствием наличия атмосферы является то, что солнечное излучение на поверхности Земли значительно изменяется в зависимости от местоположения. Эти изменения обусловленны как локальными эффектами (облака, сезонные изменения), так и другими эффектами, такими как продолжительность светового дня на определенной широте. В пустынной местности солнечное излучение более постоянно вследствие отсутствия облаков, в экваториальных регионах — из-за меньших сезонных изменений положения относительно Солнца.

EARTH.GIF

Солнечное излучение на поверхности Земли отличается от солнечного излучения, падающего на земную атмосферу. Это обусловлено наличием облачного покрова, загрязнителей воздуха, широтой местоположения и временем года.

Влияние атмосферы
Наличие атмосферы приводит к значительному изменению солнечного излучения, достигающего поверхности Земли. Для фотоэлектричества основное значение имеют:

- уменьшение плотности потока солнечного излучения в следствие поглащения, рассеяния и отражения в атмосфере
- изменение спектрального состава солнечного излучения в следствие различного поглащения и рассеяния различных длинн волн
- появление диффузной или не прямой составляющей в солнечном излучении
- локальные изменения атмосферы (такие как концентрация водяного пара, облака, загрязнения), которые оказывают дополнительное влияние на мощность, спектр и напраление падающего излучения.

Поглощение в атмосфере
При прохождении через атмосферу фотоны поглощаются газами, частицами пыли и аэрозолями. Некоторые газы, такие как озон (О3), углекислый газ (СО2) и пары воды (Н2О) хорошо поглощают фотоны с энергиями близкими к энергиям химических связей этих газов. В результате этого поглощения на кривой спектра излучения появляются впадины, соответствующие этим энергиям. Например, значительная часть дальнего инфракрасного излучения, порядка 2 мкм, поглощается парами воды и углекислым газом. Таким же образом озоном поглощается ультрафиолетовое излучение, меньше 0.3 мкм (но не полностью — вы все еще можете получить солнечный ожег!).

Поглощение атмосферными газами изменяет спектральный состав наземного солнечного излучения, в то же время они практически не оказывают влияния на общую плотность потока излучения. Главным фактором, уменьшающим плотность потока излучения, является поглощение и рассеяние света на молекулах воздуха и частицах пыли. Следствием молекулярного поглощения являются не отдельные глубокие минимумы в спектре излучения, а уменьшение спектральной плотности потока излучения, зависящее от пути, проходимого через атмосферу. Когда Солнце находится в зените, молекулярное поглощение приводит к относительно равномерному уменьшению плотности потока по всему спектру, и свет кажется белым. Однако, для более длинных расстояний, проходимых светом, коротковолновое излучение поглощается и рассеивается сильнее. Поэтому утром и вечером Солнце кажется более красным, а свет не таким ярким, как в полдень.

пролвл.JPG

Солнечное излучение вне земной атмосферы в сравнении с излучением, достигающим поверхности Земли. Человеческий глаз эволюционировал таким образом, чтобы иметь наибольшую чувствительность к излучению с наибольшей интенсивностью (Sekuler).

Прямое и диффузное излучение, возникающее в результате рассеяния
Кроме поглощения свет, проходящий через атмосферу, также испытывает рассеяние. Одним из механизмов рассеяния в атмосфере является рэлеевское рассеяние, вызываемое атмосферными молекулами. Оно особенно значительно для коротковолнового излучения (синий свет), так как имеет обратную зависимость от длины волны. Кроме рэлеевского рассеяния существует рассеяние на аэрозолях и частицах пыли.

1.JPG    2.JPG    

Рассеяние не происходит в единственном направлении и поэтому кажется, что свет приходит со всех частей неба. Такой свет называется диффузным или рассеянным. Так как рассеянию подвегаются в основном синие волны, небо нам кажется синим. Если бы рассеяние не существовало небо казалось бы нам черным, а Солнце — просто диском. В ясный солнечный день рассеивается около 10% всего падающего солнечного излучения.

Влияние облаков и других локальных изменений в атмосфере 
Последним фактором, оказывающим влияние на падающее солнечное излучение, является наличие в атмосфере локальных неоднородностей. Спектральная плотность потока излучения значительно изменяется в зависимости от вида облачного покрова. Ниже показано, что происходит при наличии густых облаков.

3.JPG

Выходной ток фотоэлектрической батареи в солнечный и пасмурный дни зимой в Мельбурне. Батарея расположена под углом 60 0 (Mack).

Атмосферная масса
Атмосферная масса — это длина пути, который проходит свет через атмосферу, отнесенная к кратчайшему возможному пути (когда Солнце находится в зените). Атмосферная масса показывает на сколько уменьшилась спектральная плотность потока излучения после прохождения через атмосферу и поглощения воздухом и пылью. Атмосферная масса определяется, как

image012.png

где θ — это угол, отсчитываемый от вертикали (зенитный угол). Когда Солнце находится прямо над головой, θ = 90 и атмосферная масса равна 1.

AM.GIF

Атмосферная масса представляет собой отношение атмосферного пути, проходимого светом, к кротчайшему из этих возможных путей, и равняется Y/X.

Например, угол, отсчитываемый от вертикали,θ= 30°
Атмосферная масса, AM = 1.1547 единиц

Для определения атмосферной массы существует простой метод, в котором используется длина тени, отбрасываемой вертикальным шестом.

sh.gif

Атмосферная масса равна длине гипотенузы, разделенной на длину шеста и по теореме Пифагора:

image013.png

Например, высота объекта, h = 1 единиц
Длина тени, s = 1 единиц
Атмосферная масса, AM = 1.4142 единиц 

В этой задаче предполагается, что атмосфера — это плоский горизонтальный слой. Но на самом деле это не так. Кривизна атмосферы приводит к тому, что, когда Солнце близко к горизонту, атмосферная масса отличается от длины атмосферного пути. На восходе угол Солнца, отсчитываемый от вертикали, равен 90 и атмосферная масса должна быть равной бесконечности, тогда как очевидно, что длина атмосферного пути конечна. Следующее уравнение учитывает кривизну шарообразность Земли:

image014.png

Стандартный солнечный спектр и солнечное излучение
Эффективность солнечного элемента зависит как от интенсивности падающего света, так и от его спектрального состава. Чтобы облегчить сравнение солнечных элементов, сделанных в различных местах и в различное время, были определены стандартный спектр и поверхностная плотность потока солнечного излучения для условий на поверхности Земли и на границе атмосферы Земли. Стандартный спектр на поверхности Земли называется АМ1.5G (G, global, означает общий, и включает в себя как прямое, так и рассеянное излучение) или АМ1.5D (direct, включающее только прямое излучение). Интенсивность излучения АМ1.5D можно приблизительно оценить, как 72% от АМ0 (18% — поглощение, 10% — рассеяние). Общий спектр на 10% больше, чем прямой. Рассчитав плотность потока излучения, используя эти данные, получают значение приблизительно равное 970 Вт/м2 для АМ1.5G. Однако на практике используют значение, равное 1 кВт/м2, так как оно удобнее для расчетов и из-за того, что падающему излучению присущи небольшие изменения. 

Стандартный спектр вне земной атмосферы называется АМ0, потому что свет не проходит через атмосферу. Обычно этот спектр используют для расчета эффективности солнечных элементов для космических аппаратов.

Расчет интенсивности излучения на основе атмосферной массы
Ежедневную интенсивность прямой составляющей солнечного света можно определить, как функцию атмосферной массы. Экспериментально полученное уравнение имеет вид (Meinel):

image015.png

где It — это интенсивность на площадке, перпендикулярной солнечным лучам в кВт/м2, АМ — атмосферная масса. 1.353 кВт/м2 — это солнечная постоянная, а 0.7 учитывает тот факт, что около 70% солнечного излучения, приходящего на границу атмосферы, достигает земли. Показатель 0.678 — эмпирический коэффициент, учитывающее неоднородность атмосферных слоев.

Интенсивность солнечного излучения увеличивается при увеличении высоты над уровнем моря. Спектральный состав солнечного света так же меняется, что делает свет более синим высоко в горах. Для высот в пределах нескольких километров над уровнем моря можно использовать простое приближение, умножив значение для поверхности Земли на (1-0.14h), где h — это высота над уровнем моря.

Диффузное излучени даже при ясном небе составляет около 10% прямого. Поэтому в ясный день общая интенсивность излучения, падающего на модуль, ориентированный перпендикулярно солнечным лучам, равна:

image016.png

Например, атмосферная масса, AM = 1.5 единиц
Интенсивность прямого излучения, ID = 0.846 кВт/м2.
Приблизительная общая интенсивность , IG = 0.9306 кВт/м2.

Движение Солнца
Движение Солнца по небу, которое мы видим каждый день, вызвано вращением Земли вокруг своей оси. В результате изменяется угол, под которым прямая составляющая света падает на землю. Для неподвижного наблюдателя на Земле кажется, что Солнце движется по небу. Положение Солнца на небе зависит от местоположения наблюдателя, времени дня и года. Движение Солнца показано ниже

солнце.JPG

Движение солнца по небу сильно влияет на количество энергии, получаемой солнечным элементом. Освещенность поверхности и плотность потока падающего излучения равны, если излучение падает под прямым углом. При изменении угла между Солнцем и поглощающей поверхностью освещенность поверхности уменьшается. Когда солнечные лучи падают параллельно модулю и угол к нормали составляет 90 освещенность падает до нуля. Для других значений углов падения относительная интенсивность излучения равняется cosθ, где θ — это угол между солнечными лучами и нормалью к модулю.

Вы можете наблюдать, как изменяется интенсивность света при изменении наклона модуля с помощью рисунка ниже. В этом примере можно изменять наклон модуля, но то же самое происходит и при изменении угла, под которым падает солнечное излучение.

12.JPG1234.JPG412421.JPG244412.JPG4341.JPG451351.JPG

Угол между Солнцем и определенным местоположением на Земле зависит от координаты этого места (долготы), времени года и дня. Кроме этого от долготы местоположения зависит время восхода и захода Солнца. Поэтому, чтобы рассчитать угол падения солнечных лучей, нужно знать широту, долготу, день года и время дня. Об этом в следующих главах.

Солнечное время
Местное солнечное время и местное время
12 часов по местному солнечному времени (LST) — это время, когда Солнце находится в зените (выше всего на небе). Местное время (LT) обычно отличается от местного солнечного времени из-за существования наклона земной орбиты, использования людьми временных зон и искусственных временных смещений, вводимых для экономии энергии.

Местный стандартный временной меридиан (LSTM)
Местный стандартный временной меридиан — это меридиан, используемый для обозначения определенной временной зоны и для установления среднего времени по Гринвичу. LSTM показан на рисунке ниже

Снимок.JPG

Время главного меридиана (долгота = 0) называется средним временем по Гринвичу. Местный стандартный временной меридиан обозначает местную временную зону. На рисунке показан LSTM временной зоны, включающей часть Бразилии и Гренландии.

LSTM рассчитывается с помощью формулы

image017.png

где ΔTGMT — разница между местным временем и средним временем по Гринвичу в часах. 15°= 360°/24 часов.

Уравнение времени
Уравнение времени в минутах — это эмпирическое уравнение, учитывающее поправку на эксцентриситет земной орбиты и наклон земной оси.
image018.png

где

image019.png

в градусах и d — число дней с начала года. Поправка, определяемая уравнением времени, приведена на графике ниже:

Снимок2.JPG

Временной поправочный коэффициент
Временной поправочный коэффициент (в минутах) рассчитывается для учета изменения местного солнечного времени в одной временной зоне при изменении долготы в пределах этой зоны, а также учитывает уравнение времени:

image020.png

Множитель, равный четырем минутам учитывает то, что Земля поворачивается на 10 каждые 4 минуты.

Местное солнечное время (LST)
Учитывая две эти поправки местное солнечное время можно получить из местного времени по следующей формуле:

image021.png

Часовой угол
Часовой угол переводит местное солнечное время в количество градусов, которое солнце проходит по небу. По определению, часовой угол равен нулю в полдень. Так как Земля поворачивается на 150 за один час, то за каждый час после полудня Солнце проходит 150. Утром угол Солнца отрицательный, вечером — положительный.

image022.png

Склонение Солнца
Значение склонения Солнца, которое обозначается как δ, претерпевает сезонные изменения. Это происходит из-за того, что Земля движется по эллиптической орбите вокруг Солнца, а так же из-за наклона ее собственной оси вращения. Если бы ось вращения Земли не была наклонена, склонение было постоянно равным 0°. Как бы то ни было, она наклонена на 23.45° и угол склонения принимает значения от 23.45° до −23.45°. Угол склонения становится равным нулю два раза в год в дни весеннего и осеннего равноденствия. Ниже показано вращение Земли вокруг Солнца и изменение угла склонения:

sdgsaf.JPG

Рисунок показывает как изменяется угол наклона начиная с летнего солнцестояния в северном полушарии (зимнего в южном) до зимнего солнцестояния в северном полушарии (летнего в южном).

Склонение Солнца — это угол между экватором и воображаемой линией, соединяющей центры Земли и Солнца. Несмотря на то, что на самом деле Земля вращается вокруг Солнца, удобнее считать наоборот: что Солнце вращается вокруг неподвижной Земли. Для осуществления расчетов необходимо перейти в другую систему координат, в которой Солнце будет вращаться вокруг Земли.

апры.JPGапоыо.JPGпроы.JPG


Склонение можно посчитать по формуле (Cooper):

image023.png

где d — день года (1 января = 1).

Более точное уравнение записывается так:

2.png

Склонение равно нулю в дни равноденствий (22 марта и 22 сентября), положительно, когда в северном полушарии лето и отрицательно, когда там зима. Максимума, равного 23.45° склонение достигает 22 июня (летнее солнцестояние в северном полушарии) и минимума, −23.45°, 22 декабря (зимнее солнцестояние в северном полушарии).

Угол возвышения
Угол возвышения (угол высоты) — это высота Солнца на небе измеренная в градусах от горизонтального положения. Слова «высота» и «возвышение» часто также используют для описания высоты в метрах над уровнем моря, что вносит небольшую путаницу. На восходе угол возвышения равен 0° и 90° — когда Солнце находится выше всего на небе (прямо над головой, что можно наблюдать, например, на экваторе в дни весеннего и осеннего равноденствий). Зенитный угол аналогичен углу возвышения за тем исключением, что он отсчитывается не от горизонтальной оси, а от вертикальной. Зенитный угол = 90° — угол возвышения.

34535.JPG

Угол возвышения изменяется в течение дня. Он также зависит от широты местоположения и времени года.

При проектировании фотоэлектрической системы важно знать максимальный угол возвышения для данной местности, то есть максимальную высоту Солнца на небе в определенное время года. Солнце достигает максимальной высоты в полдень по солнечному времени и эта высота зависит от угла склонения и широты, как показано на изображении ниже:

пра.JPGапрапр.JPGsghs.JPG

Максимальный угол возвышения в солнечный полдень (a) зависит от широты и угла склонения (δ).

Из рисунка можно получить угол возвышения в солнечный полдень для северного полушария:

1.png

и для южного полушария:

2.png

где φ — это широта местоположения. В уравнении для северного полушария широта положительна в местоположениях на северном полушарии и отрицательна в южном полушарии. В уравнении для южного полушария широта положительна для местоположений на южном полушарии и отрицательна на северном. φ — это угол склонения, зависящий от времени года.

В районе северного тропика в день осеннего солнцестояния Солнце находится прямо над головой и угол возвышения равен 90°. Летом на широтах между экватором и северным тропиком угол возвышения в солнечный полдень превышает 90°, учитывая то, что Солнце движется скорее с севера, чем с юга, как на большей части северного полушария. Аналогично, на широтах между экватором и южным тропиком в определенные периоды года солнечный свет приходит скорее с юга, чем с севера.

Более тщательное проектирование фотоэлектрических систем требует наличие данных не только о максимально угле возвышения, но о его изменении в течении всего дня. Уравнения, описывающие это изменения приведены на следующей странице.

Угол возвышения можно найти по следующей формуле:

3.png

Зенитный гол — это угол между Солнцем и вертикалью.

4.png

34535.JPG

Восход и заход Солнца
Чтобы рассчитать время восхода и захода Солнца нужно положить угол возвышения равным нулю, тогда уравнение примет вид:

5.png

6.png

Полярный угол
Полярный угол — это направление по компасу в сторону, откуда движется Солнце. В солнечный полдень Солнце всегда находится на юге в северном полушарии и на севере в южном. Полярный угол меняется в течение дня, как показано на изображении ниже. В дни равноденствия Солнце восходит на востоке и садится на западе независимо от широты. При этом полярный угол равен 900 на восходе и 2700 на закате. Полярный угол изменяется в течение года и при изменении широты местоположения. 

Полярный угол отсчитывается аналогично показаниям компаса: он равен 00 на севере и 1800 на юге. Иногда используют другие начала отсчета, например с 00 на юге и полярным углом изменяющимся в интервале −180° до 180° .

Снимок.JPG

Полярный угол можно рассчитать, зная параметры, введенные ранее:

image030.png

Это уравнение справедливо только для полярных углов в течении солнечного утра, поэтому

Azimuth = Azi, для LST <12 или HRA < 0

Azimuth = 360° — Azi, для LST > 12 или HRA >0

Положение Солнца
Для ориентации фотоэлектрических модулей необходимо знать две ключевых величины: полярный угол и угол возвышения в солнечный полдень. Для того, чтобы рассчитать положение Солнца в течение всего дня нужно знать значение двух этих углов в течении дня. Они рассчитываются с помощью «солнечного времени». Для удобного обращения со временем вся планета разделена на временные пояса. Полдень в часовом поясе не обязательно соответствует тому моменту, когда Солнце находится выше всего на небе. Это же касается и восхода. Восход Солнца определяется, как момент, в который солнце восходит в одной части временной зоны. Но из-за того, что часовой пояс имеет большие размеры, время, когда становится светло в одной части часового пояса, может отличаться от времени восхода Солнца, определенного для данной зоны. Часовые пояса важны, так как для двух домов в соседних кварталах разница между восходами Солнца составляла бы несколько секунд. С другой стороны на каждой широте солнечное время свое. Поэтому, чтобы рассчитать положение Солнца, сначала находят местное солнечное время, а за тем полярный угол и угол возвышения.

Местное солнечное время и местное время (LST)
12 часов по местному солнечному времени (LST) — это время, когда Солнце находится в зените (выше всего на небе). Местное время (LT) обычно отличается от местного солнечного времени из-за наличия эксцентриситета земной орбиты, использования людьми временных зон и искусственных временных смещений для экономии энергии.

Местный стандартный временной меридиан (LSTM)
Местный стандартный временной меридиан — это меридиан, используемый для обозначение определенной временной зоны и который используется для установлении среднего времени по Гринвичу. LSTM показан на рисунке ниже

Снимок1.JPG

Время главного меридиана (долгота = 0) называется средним временем по Гринвичу. Местный стандартный временной меридиан обозначает местную временную зону. Это LSTM временной зоны, включающей часть Бразилии и Гренландии.

LSTM рассчитывается с помощью формулы

1.png

где ΔTGMT — разница между местным временем и средним временем по Гринвичу в часах. 15°= 360°/24 часов.

Уравнение времени (EoT)
Уравнение времени в минутах — это эмпирическое уравнение, учитывающее поправку на эксцентриситет земной орбиты и наклон земной оси.

2.png

где

3.png

в градусах и d — число дней с начала года. Поправка, определяемая уравнением времени, приведена на графике ниже:

2.JPG

3.JPG

В солнечных часах уравнение времени используется в виде таблицы. С его помощью устанавливается точное время для любого времени года. Другие поправочные коэффициенты либо учитываются при конструкции солнечных часов, либо вводятся с помощью констант.

Временной поправочный коэффициент (TC)
Временной поправочный коэффициент (в минутах) рассчитывается для учета изменения местного солнечного времени в одной временной зоне при изменения долготы в пределах этой зоны, а также учитывает уравнение времени:

4.png

Множитель, равный четырем минутам, возникает из-за того, что Земля поворачивается на 10 каждые 4 минуты.

Местное солнечное время (LST)
The Local Solar Time (LST) can be found by using the previous two corrections to adjust the local time (LT).

5.png

Часовой угол (HRA)
Часовой угол переводит местное солнечное время в число градусов, которое солнце проходит по небу. По определение часовой угол равен нулю в полдень. Так как Земля поворачивается на 150 за один час, то за каждый час после полудня Солнце проходит 150. Утром угол солнца отрицательный, вечером — положительный.

6.png

Склонение
Склонение расчитывается по формуле:

7.png

где d — день года (1 января = 1).

Угол возвышения и полярный угол

8.png
9.png

Калькулятор положения Солнца
Используя формулы, приведенные ранее, можно рассчитать положение Солнца на небе относительно наблюдателя на Земле в определенное время дня. Введите координаты наблюдателя и время дня в синие поля для ввода текста сверху.

Время и дата
Время представлено в 24-часовом формате. Минуты вводятся отдельно. Чтобы установить время 5 часов 17 минут вечера, введите «17» в поле «часы» и «15» в поле «минуты».

Широта, долгота и часовой пояс (среднее время по Гринвичу, GMT)
Широту, долготу и часовой пояс вашего города можно узнать на сайте www.timeanddate.com. Минуты в значении долготы вводятся, как десятые части, то есть 17030′ становится 17.5. Долгота восточных частей земли вводится со знаком «минус». Для учета «летнего времени» вычтите 1 час из полученных значений. Вообще говоря, все что находится восточнее Гринвича — со знаком «плюс», все, что западнее, — со знаком «минус».

График справа показывает значение полярного угла Солнца и угла возвышения, спроецированные на плоскость. Угол возвышения, равный 900, соответствует тому моменту, когда Солнце находится в зените и появляется в центре графика. Угол возвышения, равный 00, соответствует моменту, когда Солнце находится на горизонте и появляется на внешнем круге графика. Полярные углы отмечены вдоль окружности, ноль находится на самом верху. Посмотрите, как выглядит график для различных значений местоположения и времени. Тогда он станет более понятным.

Снимок.JPG

укеун.GIF

Объяснение полярных координат
Самый удобный способ описания положения Солнца — нанести его на график в полярных координатах. Анимация ниже объясняет смысл полярных координат.

342.JPG3424.JPGповпр.JPG

Положение Солнца с высокой точностью
Расчеты, приведенные выше, дают результаты с точностью до 1°, которой достаточно для установки большинства фотоэлектрических систем на Земле. Неточность, обусловленная использованием упрощенной модели, незначительна на фоне неопределенности, вносимой атмосферными явлениями. Кроме того при установке модуля угол наклона отличается от заданного на несколько градусов.

Для модулей, которые следят за положением Солнца и концентрируют свет, неточность, обусловленная упрощением уравнений, неприемлима. Чем больше концентрация, тем выше необходимость в точности слеженя за Солнцем. Для систем, которые усиливают интенсивность света в 1000 раз точность должна достигать 3.5 минут (0.06°) окружности (Vant-Hull). Существует множество алгоритмов расчета положения Солнца. Более сложные модели дают более точные результаты, однако требуют больших вычислительных ресурсов. Если раньше простоте вычислений уделяли много вринмания, то сегодня даже маленькие микроконтроллеры могут справиться со сложными математическими формулами. Также положения Солнца можно опредилить по таблицам Астрономического Календаря, который составляется Военноморской Обсерваторией США (Astronomical Almanac).

В 2001г. Blanco-Muriel, работающий в Plataforma Solar de Almerýa (PSA) изучил точность всех алгоритмов. Позже они разработали упрощенный алгоритм расчета, который дает результат с точностью до 0.5 минут окружности для 1999-2015 годов. Этот алгоритм был специально оптимизирован для языка C++. Калькулятор положения Солнца, прведенный ниже, использует алгоритм, разработанный в PSA.

Алгоритм PSA для определеиня положения Солнца с высокой точностью
Алгоритм PSA использует универсальное время, чтобы устранить неопределенность, вызванную наличием временных зон. Местоположение определяется широтой и долготой. Минуты и секунды переводятся в десятичные части. Угол возвышения измеряется от горизонтали.

Значения, установленные по умолчанию, определяют полдень 1ого января 2008 года на долготе 0° (восточная Африка). Полярный угол равный 178° говорит о том, что Солнце находится почти на юге. Зенитный угол показывает, что Солнце находится высоко в небе, но на 23° ниже, чем при самом высоком положении.

Год - 2012 Месяц - 8 День - 22  Время по Гринвичу. 

Час - 12 Минута - 00 Секунда - 00
Долгота = 0 Широта = 0
Полярный угол = 3.3888градусов 
Склонение градусов = 11.5649
Угол возвышения градусов = 11.5649

Солнечное излучение на наклонной поверхности
Плотность потока энергии, падающей на фотоэлектрический модуль, зависит не только от плотности потока самого солнечного излучения, но также и от угла между модулем и Солнцем. В случае, когда поглощающая поверхность и солнечное излучение перпендикулярны друг другу плотность потока излучения максимальна. При изменении угла плотность потока излучения уменьшается. Составляющая излучения, параллельная наклонному модулю, отражается. Следующая иллюстрация показывает, как рассчитать излучение, падающее на наклонную (Smodule) поверхность либо при условии данной плотности потока на горизонтальной поверхности (Shoriz), либо на перпендикулярной (Sincident).

Снимок.GIF

Наклон модуля по отношению к падающему свету уменьшает его производительность.

кеуц.GIF

уке.GIF

к еукн.GIF

Рисунок показывает расчет различных освещений. В каждом случае длина вектора дает относительную интенсивность излучения.

Уравнения, связывающие Smodule, Shoriz и Sincident:

image031.png

2.png

где α — угол возвышения, β — угол наклона модуля

Ранее мы получили угол возвышения, как

3.png

где φ — широта, а δ — угол солнечного склонения:

4.GIF

где d — день в году.

Из этих уравнений можно получить зависимость между Smodule и Shoriz:

5.png

Следующий калькулятор, зная только одну составляющую излучения, рассчитывает все остальные.

435.GIF

Угол наклона имеет значительное влияние на солнечное излучение, падающее на поверхность. Если угол наклона неизменен, то максимальная производительность за весь года достигается тогда, когда он равен широте местоположения. Более пологие углы наклона способствуют увеличению падающего излучения летом, тогда как более крутые — зимой. Интерактивный график ниже рассчитывает и показывает максимальную плотность энергии излучения в течении дня в зависимости от широты и угла наклона модуля.

3453463йф.GIF

435345.GIF

34534.GIF

Влияние широты и угла наклона модуля на получаемое солнечное излучение в течении года в Втчас/м2день при условии отсутствия облаков. По оси х дни отсчитываются с первого января. Освещеность модуля — это солнечное излучение, падающее на наклонный модуль. Угол наклона модуля измеряется от горизонтали.
Падающая плотность потока излучения — это солнечное излучение, перпендикулярное модулю. Такое количество энергии получил бы модуль, очень точно поворачивающийся за Солнцем. Горизонтальная плотность потока излучения — это солнечное излучение, которое падает на землю, и которое получал бы модуль просто лежащий на земле. Эти значения нужно рассматривать, как максимально возможные для определенного местоположения, потому что при расчете не учитывался облачный покров. Предполагалось, что модуль ориентирован на юг в северном полушарии и на север в южном. Для некоторых углов свет падет с задней стороны модуля и поэтому поверхностная плотность излучения равна нулю.

Как можно видеть из графика, при нулевом угле наклона поверхностная плотность излучения на модуле равна горизонтальной поверхностной плотности излучения, так как модуль лежит на земле. Если угол наклона равен 800, то модуль практически вертикален и поверхностная плотность излучения модуля меньше, чем падающая поверхностная плотность излучения, кроме тех моментов, когда модуль перпендикулярен солнечным лучам и их значения равны. Модуль ориентирован по отношению к экватору так, что в южном полушарии он развернут на север, а в северном — на юг. При переходе модуля из северного в южное полушарии (на широте 00) он разворачивается в противоположную сторону, поэтому кривая претерпевает скачек. Установите широту вашего местоположения и, изменяя угол наклона, вы можете наблюдать, как будет меняться количество энергии, получаемое модулем в течении года.

Произвольная ориентация и угол наклона
Для модуля с произвольной ориентацией и углом наклона уравнение становится немного более сложным:

1.png

где α — угол возвышения солнца, Θ — полярный угол солнца, β — угол наклона модуля. Если модуль просто лежит на земле, то β = 0°, если поставлен вертикально, то β = 90°. Ψ — полярный угол, на который повернут модуль. Абсолютное большинство модулей ориентированы в сторону экватора. Модуль в южном полушарии будет обращен на север с Ψ = 0°, а модуль в северном полушарии обычно прямо на юг с Ψ = 180°. Smodule и Sincident — поверхностные плотности излучения модуля и падающего света в Вт/м2, при чем Sincident — это только прямая составляющая излучения ( не учитывает рассеянное).

Если модуль обращен к Солнцу так, что солнечные лучи падают перпендикулярно его поверхности, то угол его наклона равен полярному углу Солнца (90 — α = β), а углы склонения Солнца и модуля равны между собой (Ψ = Θ).

В расчете, приведенном ниже, вычисление положения Солнца объединено с формулой для атмосферной массы. И в результате получается интенсивность света, падающего на модуль с произвольным углом наклона и ориентацией.

Время по Гринвичу (не местное)
Год - 2004 Месяц - 1 День - 1 Час - 22 Минута - 0 Секунда - 0 
Долгота = 151 Широта = -34
Полярный угол модуля= 0° Наклон модуля= 34°
Полярный угол Солнца = 94.7078° Возвышение = 53.0242° Склонение = 36.9758° (по формуле PSA)
Атмосферная масса единиц = 1.6626(по формуле атмосферной массы )
Sincident = 0.8178 Вт/м² (по формуле интенсивности для атмосферной массы)

0.462 = уменьшение интенсивности излучения, падающего на модуль
Smodule = 0.3778 Вт/м² интенсивность излучения, падающего на модуль

Использование векторов для вычисления направления на Солнце
Большое количество разных углов, задействованное в вычислениях, делает их довольно сложными, поэтому для упрощения можно перейти от углов к векторам. Рассмотрим, например, наклонный модуль, находящий на наклонной крыше с произвольной ориентацией. Векторы удобно использовать потому, что уменьшение интенсивности света представляется просто, как скалярное произведение вектора, нормального поверхности, и вектора, направленного на Солнце.

Снимок.GIF

Свет, падающий на поверхность под углом занимает большую площадь, чем свет, падающий перпендикулярно. Уменьшение интенсивности равно скалярному произведению S на N.

2.png

где S — единичный вектор, направленный на Солнце, а N — единичный вектор, нормальный к поверхности модуля. γ — угол между двумя векторами.

Вычисление освещенности
На основе уравнений, описывающих положение Солнца на небе в течение года, максимальное количество солнечного излучения, приходящего на поверхность с определенным углом наклона, можно рассчитать, как функцию широты и дня года. Эти расчеты особенно важны для использования данных о количестве солнечных часов в году, полученных экспериментально. На следующем интерактивном графике представлено ежедневная освещенность и число часов в течение дня, когда светит Солнце. Эти расчеты не учитывают местных погодных условий, поэтому их нельзя использовать при проектировании системы или для предсказания ее эффективности. 
Снимок.GIF
Снимок2.GIF
Снимок3.GIF
На графике показана интенсивность прямой составляющей излучения в течение дня. Она равна потоку излучения, который получал бы следящий концентратор в отсутствии облаков. Время — местное солнечное время. Установите значение широты для вашего местоположения, затем, изменяя день в году, можно видеть количество излучения приходящее в этот день.
Снимок4.GIF
5.GIF
6.GIF
Средняя ежедневная плотность приходящей энергии в зависимости от широты. Три кривые — это падающее, отраженное и поглощенное солнечное излучение, как они определены в главе «Солнечное излучение на наклонной поверхности». Плотность энергии, приходящей за один день, численно равна числу солнечных часов в день.
7.GIF
8.GIF
Число солнечный часов в течение дня, то есть между восходом и заходом Солнца. На широтах больше 670 Солнце светит в течении 24 часов на протяжении части года. Это может показаться странным, но в среднем за год солнце светит 12 часов в день в любом месте Земли. На северных широтах средняя интенсивность излучения ниже, чем в южных. Расчет ведется для солнечного, а не для местного времени. Как перейти от солнечного к местному времени смотрите на странице «Положение Солнца».

Fatal error: Uncaught exception 'phpmailerException' with message 'SMTP Error: Could not authenticate.' in /home/bitrix/www/bitrix/tools/PHPMailer/class.phpmailer.php:814 Stack trace: #0 /home/bitrix/www/bitrix/tools/PHPMailer/class.phpmailer.php(705): PHPMailer->SmtpConnect() #1 /home/bitrix/www/bitrix/tools/PHPMailer/class.phpmailer.php(576): PHPMailer->SmtpSend('Date: Thu, 28 M...', '???????????????...') #2 /home/bitrix/www/bitrix/php_interface/init.php(79): PHPMailer->Send() #3 /home/bitrix/www/bitrix/modules/main/tools.php(5607): custom_mail('studenov@mail.r...', '=?UTF-8?B?dXN0L...', '???????????????...', 'From: solar@ust...', '') #4 /home/bitrix/www/bitrix/modules/main/classes/general/event.php(407): bxmail('studenov@mail.r...', '=?UTF-8?B?dXN0L...', '???????????????...', 'From: solar@ust...', '') #5 /home/bitrix/www/bitrix/modules/main/classes/mysql/event.php(82): CAllEvent::HandleEvent(Array) #6 /home/bitrix/www/bitrix/modules/main/classes/mysql/event.php(24): CEvent::ExecuteEvents() #7 /home/bitrix/www/bitrix/mo in /home/bitrix/www/bitrix/tools/PHPMailer/class.phpmailer.php on line 814