Расчетная формула прямая и суммарная солнечная радиация

ЗАДАЧА-ВИЭ

Как определяется полное количество энергии, излучаемое 1 м² поверхности в 1 сек.ОТВЕТКак определяется полное количество энергии, излучаемое 1 м² поверхности в 1 сек Е (Т) = аТ⁴

где а = 5,67·10^-8 Вт/(м²К⁴), Т - абсолютная температура абсолютно черного тела по шкале Кельвина.Эта закономерность называется законом излучения Стефана-Болъцмана.Она была установлена еще в прошлом веке на основе многочисленных экспериментальных наблюдений и Стефаном, теоретически обоснована Л. Больцманом, исходя из классических законов термодинамики и электродинамики равновесного излучения, а впоследствии, в начале нашего столетия было выяснено, что эта закономерность вытекает из квантового закона распределения энергии в спектре равновесного излучения, выведенного М. Планком.

Расчетная методика для определения длина волны λ_m, на которую приходится максимум энергии излучения абсолютно черного телаСогласно закону смещения Вина, длина волны λ_m, на которую приходится максимум энергии излучения абсолютно черного тела, обратно пропорциональна абсолютной температуре T:

Закон распределения спектральной мощности излучения абсолютно черным телом был ус­тановлен Планком, называется он поэтому законом излучения Планка. Этот закон устанавливает,что мощность излучения в единичном интервале длин волн определяется температурой Т абсолютно черного тела: Причем, Вывод этой формулы помимо предположения о термодинамической равновесности излучения основывается на квантовой его природе, т. е. энергия излучения суммируется из энергии отдельных квантов с энергией Е_ч =hv. Заметим, что представляет полную энергию, излучаемую единицей поверхности абсолютно черного тела в телесный угол 2π за 1 сек, во всем интервале частот, и она совпадает с закономерностью Стефана-Больцмана

 

Расчетная методика для определения оптическую массу пройденное прямыми солнечными лучами через атмосферуРасстояние, пройденное прямыми солнечными лучами через атмосферу, зависит от угла падения (зенитного угла) и высоты расположения наблюдателя над уровнем моря.Мы предполагаем наличие ясного неба без облаков, пыли или загрязнений воздуха. Так как верхняя граница атмосферы точно не определена, более важным фактором, чем пройденное расстояние, является взаимодействие излучения с атмосферными газами и парами.Прямой поток, нормально проходящий сквозь атмосферу при нормальном давлении, взаимодействует с определенной массой воздуха. Увеличение длины пути при наклонном падении луча.

Прямой поток, нормально проходящий сквозь атмосферу при нормальном давлении, взаимодействует с определенной массой воздуха. Увеличение длины пути при наклонном падении луча.

Оптическая масса m = secθ_z:1-длина пробега, увеличеннаяна коэффициент т; 2-нормальное падениеПод углом θ_z, по сравнению с путем при нормальном падении, называется оптической массой и обозначается символом т. Из рисунка без учета кривизны земной поверхности получаем m=secθ_z.

Расчетная методика для определенияинтенсивность космического солнечного излучения (солнечная постоянная) S _o, полученная от СолнцаЕсли радиус Земли R, а интенсивность космического солнечного излучения (солнечная постоянная) S _o, то полученная от Солнца энергия составляет π R² (1 — ρ₀)So. Эта энергия равна энергии, излучаемой в космическое пространство Землей с излучательной способностью ε = 1 и средней температурой Т_е, Следовательно .

Спектральное распределение длинноволнового излучения поверхности Земли, наблюдаемого из космоса, примерно соответствует спектральному распределению абсолютно черного тела при температуре 250 К.Излучение атмосферы распространяется как к поверхности Земли, так и в противоположном направлении. Эффективная температура черного тела Земли как излучателя эквивалентна температуре, с которой излучают внешние слои атмосферы, а не поверхность Земли.

Расчетная методика для определенияпоток и плотности лучистой энергии солнцаВ метеорологии потоки лучистой энергии подразделяются на коротковолновую радиацию с длинами волн от 0,2 до 5,0 мкм и длинноволновую радиацию с длинами волн от 5,0 до 100 мкм. Потоки коротковолновой солнечной радиации подразделяются на:- прямые;

- рассеянные(диффузнные);- суммарные.Солнечной энергией W- называют энергию, переносимую электромагнитными волнами.Единицей энергии излучения W в международной системе единиц СИ является 1 джоуль. Лучистый поток Ф_э- который определяется формулой: Ф_э=W/t,

где W - энергия излучения за время t.

Полагая W=1 Дж, t=1 с, получим: 1 СИ (Ф_э)=1 Дж/1 сек=1 Вт.Плотность лучистого потока излучения (поток радиации I) который определяется формулой:где Ф _э- поток излучения, равномерно падающий на поверхность S.

Полагая Ф_э=1 Вт, S=1 м², находим: 1 СИ (Е_э)=1 Вт/ 1 м²=1 Вт/м².

Расчетная формула прямая и суммарная солнечная радиация

Прямая солнечная радиация-I_п представляет собой поток излучения, поступающего от солнечного диска и измеряемого в плоскости, перпендикулярной солнечным лучам. Прямая радиация, приходящая на горизонтальную поверхность (S^'), вычисляется по формуле:

 

S^' = I_п sin h, где h - высота солнца над горизонтом. Для измерения прямой солнечной радиации используется актинометр Савинова-Янишевского. Рассеянной солнечной радиацией (D)- называется радиация, поступающая на горизонтальную поверхность от всех точек небесного свода, за исключением диска Солнца и околосолнечной зоны радиусом 5⁰, в результате рассеяния солнечной радиации молекулами атмосферных газов, водяными каплями или ледяными кристаллами облаков и твердыми частицами, взвешенными в атмосфере. Суммарная солнечная радиация Q- включает излучение, падающее на горизонтальную плоскость, двух видов: прямое и диффузное. Q = S^' + D (4.7)Дошедшая до земной поверхности суммарная радиация в большей своей части поглощается в верхнем, тонком слое почвы или воды и переходит в тепло, а частично отражается.

 

Определите основных точек небесной сферы Небесная сфера – это воображаемая сфера произвольного радиуса. Центр ее в зависимости от решаемой задачи совмещают с той или иной точкой пространства. Отвесная линия пересекает поверхность небесной сферы в двух точках: в верхней Z – зените – и в нижней Z' – надир Основные точки и круги на небесной сфере

 

Определите Небесные координаты солнцаОсновными кругами, относительно которых определяется место Солнца (светила), являются истинный горизонт и небесный меридиан- координатами являются высота Солнца (h) и его азимут (A). Кажущееся положение Солнца в любой точке Земли определяется двумя этими углами Горизонтальная система координат Высота h Солнца над горизонтом – уголмежду направлением на Солнце из точки наблюдения и горизонтальной плоскостью, проходя­щей через эту точку. Азимут А Солнца - угол между плоскостью меридиана и вертикальной плоскостью, проведенной через точку наблюдения и Солнце. Зенитный уголZ - угол между направлением в зенит (Z) и направлением на Солнце. Этот угол является дополнительным к высоте солнцестояния h + z = 90. Когда Земля обращена к Солнцу южной стороной, азимут равен нулю, а высота максимальна. Отсюда вытекает понятие полдень, которое принято за начало времени отсчета дня (или второй половины суток).

Расчетная методика для определения угловое солнечное время (часовой угол Солнца) Угловое солнечное время(часовой угол Солнца) τ -представляет собой угловое смещение Солнца от полудня (1 ч соответствует π/12 рад, или 15 ° углового смещения). Смещение на Восток от Юга (т. е. утреннее значение) считается положительным.Часовой угол Солнца τ меняется между плоскостями местного меридиана и Солнечного меридиана. Один раз каждые 24 ч Солнце попадает в меридиональную плоскость.Вследствие суточного вращения Земли часовой угол τ изменяется в течение суток от 0 до 360^o или 2π рад (радиан), за 24 часа, таким образом, Земля, двигаясь по Орбите, вращается вокруг своей оси с угловой скоростью Если принять солнечное время от истинного полудня, соответствующего моменту прохождения Солнца через плоскости местного меридиана, то можно записать: , град или рад

Расчетная методика для определениясклонение Солнца Склонение Солнца - угол между направлением к Солнцу и экваториальной плоскостью называется склонением δ и является мерой сезонных изменений. Склонение обычно выражают в радианах (или градусах) к Северу или Югу от экватора. Измеряется от 0° до 90° (положительное значение к северу от экватора, отрицательное — к югу).Земля обращается вокруг Солнца за год. Направление земной оси остается фиксированным в пространстве под углом δ₀ = 23,5° к нормали к плоскости вращения,В северном полушарии δ плавно меняется от δ₀ = + 23,5° в период летнего солнцестояния до δ₀=-23,5° в период зимнего солнцестояния.Аналитически получен град

 

где п — день года (n = 1 соответствует 1 января).В точках равноденствия δ = 0, а точки восхода и захода Солнца располагаются строго на линии В—З горизонта.Таким образом, траектория Солнца по небесной сфере не является замкнутой кривой, а представляет собой своеобразную сферическую спираль, набивающуюся на боковую поверхность сферы в пределах полосы - .

В течение летнего полугодия с 21 марта по 23 сентября и Солнце находится выше плоскости экватора в северной небесной полусфере. В течение зимнего полугодия с 23 сентября по 21 марта и Солнце находится ниже плоскости экватора в южной небесной полусфере.

 

11. Расчетная методика для определениякажущегося положения Солнца высота h и азимут А

ОТВЕТ

Кажущееся положение Солнца: высота h и азимут А - в любой точке на широте φ в любое время суток в соответствии с углом τ и в любое время года в соответствии с углом склонения δ.

Мы же приведем результат в простейшем виде:

 

и

 

где φ - географическая широта;

- склонение Солнца определяется по формуле;

, град -часовой угол;

 

 

где - солнечное время в часах, отсчитываемое от астрономического полудня.

 

Очевидно, в полдень высота Солнца h максимальна, h = 90° -φ +δ.

Во время летнего солнцестояния высота Солнца в нашей местности в момент кульминации составляет: h = 90˚- φ + δ_☼ = 90˚ - 56,5˚ +23,5˚=57˚, во время зимнего солнцестояния h = 90˚- φ + δ_☼= 90˚ - 56,5˚ - 23,5˚=10˚, а в дни равноденствий, когда Солнце находится на небесном экваторе- δ_☼=0, h = 33,5˚.