Sluneční energie I

Sluneční energie a slunce jako zdroj energie

Sluneční energie (sluneční záření, solární radiace) představuje v nějaké formě drtivou většinu energie, která se na Zemi nachází a využívá. Vzniká jadernými přeměnami v nitru Slunce. Vzhledem k tomu, že vyčerpání zásob vodíku na Slunci je očekáváno až v řádu miliard let, je tento zdroj energie označován jako obnovitelný.

Projevy sluneční energie na Zemi

Podle zákona zachování energie se sluneční energie, dopadající na planetu Zemi, přeměňuje beze zbytku v jiné formy.

Mezi projevy sluneční energie na Zemi tak patří:

  • Energie fosilních paliv, která vznikla v dávné minulosti z rostlinné nebo živočišné biomasy
    • uhlí
    • ropa
    • zemní plyn
  • Energie větru – lišící se intenzita ohřevu jednotlivých částí planety vyvolává větrné proudění. Vítr může navíc vyvolávat na vodní hladině vznik vln.
  • Energie biomasy, vzniklá přeměnou sluneční energie na energii chemických vazeb v organických sloučeninách fotosyntézou. Sem patří nejen energetické využití biomasy při spalování, ale i potravní využití živočichy (konzumenty).
  • Vodní energie, kde sluneční energie představuje hybnou sílu pro koloběh vody.
  • Teplo, které je většinou projevem ztrát při energetických přeměnách
  • Nepřeměněné elektromagnetické záření Slunce, o které bude řeč v tomto článku.
  • Sluneční vítr – proud elementárních částic a jader helia ze Slunce

Dopad sluneční energie na Zemi

Sluneční energie je energií elektromagnetického záření. Spektrum slunečního záření lze rozdělit na:

  • záření ultrafialové (vlnová délka pod 400 nm)
  • záření viditelné (vlnová délka 400 až 750 nm)
  • záření infračervené (vlnová délka přes 750 nm)

Viditelné záření tvoří asi 45 % dopadajícího záření, přičemž jeho podíl je vyšší při zatažené obloze (může dosáhnout až 60 %). V rostlinné fyziologii se používá též pojem fotosynteticky aktivní záření, což je záření o vlnových délkách přibližně odpovídajících viditelnému záření (většinou se udává rozsah 380 – 720 nm).

Příkon záření dopadajícího na povrch zemské atmosféry činí 1 373 W/m2[1]. Toto množství se nazývá solární konstanta. Ve skutečnosti není konstantní, neboť oběžná dráha Země kolem Slunce je eliptická, a to způsobuje kolísání ve velikosti solární konstanty přibližně 3 % (asi 40 W/m2). Malé změny solární konstanty jsou též spjaty s cykly sluneční aktivity, ty ale dosahují maximálně desetin procenta.

Část záření je pohlcena atmosférou. Pohlcení se týká ovšem jen některých vlnových délek:

  • prakticky celé nejkratší části ultrafialového záření (do vlnové délky 290 nm je pohlceno zcela, od 290 do 320 nm zčásti) – pohlcuje ozónová vrstva [zdroj?]
  • vybraných vlnových délek infračerveného záření (pohlcení především oxidem uhličitým a vodou)

Ve viditelné oblasti je pohlcení jen částečné a závisí na síle vrstvy atmosféry, kterou musí záření projít. Při stejné výšce slunce nad obzorem se tedy větší pohlcení odehrává v rovníkových oblastech, naopak menší v polárních oblastech a na horách. Pohlcení v polárních oblastech je ovšem zároveň zvětšeno tím, že sluneční paprsky pronikají do atmosféry pod ostrým úhlem a musí tak proniknout delší vrstvou.

Množství prošlého záření udává vztah:

Rg = Rs * kcosec α * sin α (1)

kde jednotlivé veličiny znamenají:

  • Rg – globální záření dopadlé na vodorovný povrch Země v nulové nadmořské výšce (na hladinu moře)
  • Rs – solární konstanta (s korekcí na aktuální vzdálenost Země od Slunce)
  • k – koeficient propustnosti atmosféry (závisí na jejím „zašpinění“), většinou se pohybuje mezi 0,7 a 0,9
  • α – úhel výšky slunce nad obzorem
  • cosec α – cosecans úhlu α, tj. 1 / sin α

Není-li povrch vodorovný, lze psát vzorec (1) přibližně jako

Rg = Rs * kcosec α * sin [α – (α‘ * cos β)] (2)

a pak nově použité veličiny značí:

  • α‘ – úhel naklonění plochy směrem k jihu
  • β – azimut Slunce (jih = 180°)

V našich podmínkách činí globální radiace na vodorovném povrchu:

  • v letním poledni max. 1 000 až 1 050 W/m2 [zdroj?]
  • v zimním poledni max. 300 W/m2
  • při souvisle zatažené obloze max. 100 W/m2
  • v noci (při úplňku) max. 0,01 W/m2

Teoreticky může být hodnota krátkodobě i přes 1 100 W/m2, a to pokud jsou na obloze rozptýlená světlá oblaka, od nichž se záření silně odráží.

Základní přeměny sluneční energie

Lze ji popsat rovnicemi pro čistou radiaci

Rn = Rg – Ra – Rlw (3)

Rn = A + Q + G + H + LE (4)

kde jednotlivé veličiny vyjadřují následující:

  • Rn – čistá radiace (po odečtení albeda a dlouhovlnného vyzařování)
  • Ra – albedo (procento odraženého záření)
  • A – fotosyntéza (vyjádřená v energetických tocích)
  • Q – teplo spotřebované na ohřev vegetace
  • G – tok tepla do půdy
  • H – pociťové teplo
  • LE – latentní teplo výparu neboli evapotranspirace

Součin LE představuje energetickou hodnotu vypařené vody, kterou lze vypočítat jako množství vody E (v mm, neboli l/m2) vynásobené měrným latentním teplem výparu L (při teplotě 20 °C platí L = 2439 kJ.kg-1).

Protože A a Q jsou svým podílem zanedbatelné (obě složky činí zpravidla do 1 % čisté radiace), lze tyto členy v rovnici (4) zanedbat a psát ji v zjednodušeném tvaru jako

Rn = G + H + LE (5)

Poměr nejvýznamnější složek, tedy pocitového tepla a latentního tepla, označujeme jako Bowenův poměr β

β = H / LE (6)

Zdroj:  Tento článek byl převzán z originálních textů, které naleznete na Wikipedii