radiatia solara

 

5/11/2018

ra dia tia sola ra - slide pdf.c om

CRISTIAN OPREA

RADIATIA SOLARA    ASPECTE TEORETICE SI PRACTICE

ISBN 973 – 03915 -1 BUCURESTI 2005

1 http://slide pdf.c om/re a de r/full/ra dia tia -sola ra

1/102

 

5/11/2018

ra dia tia sola ra - slide pdf.c om

Cuprins pagina Introducere……………………………………………………………………..3 I. RADIATIA SOLARA –  GENERALITATI………………….........................4 Soarele si radiatia solara……………………………………………..…4  Spectrul radiatiei solare………………………………………………...5 Marimi folosite in radiometrie……………………………………..…...8 Componentele radiatiei solare………………………………………….9   II. ASPECTE ASTRONOMICE ALE RADIATIEI SOLARE……………….13  Geometria Pamant –  Soare…………………………………………….13  Timpul si ora…………………………………………………………..15  Miscarile aparente ale Soarelui………………………………………..17  Durata zilei…………………………………………………………….21  III. RADIATIA SOLARA EXTRATERESTRA………………………...........23  Constanta solara……………………………………………………….23  IV. RADIATIA SOLARA SI ATMOSFERA TERESTRA…………………..27  Fenomenul extinctiei………………………………………………….28  Consecintele fenomenului extinctiei, opacitatea atmosferei………….31  V. MASURAREA RADIATIEI SOLARE…………………………………...33  Statiile radiometrice…………………………………………………..33  Aparatura radiometria-senzorii de radiatie…………………………...37  Clasificarea si descrierea instrumentelor radiometrice………………38 Referinta Radiometrica Mondiala……………………………………42  Observatiile radiometrice…………………………………………….43  Datele de radiatie solara……………………………………………...45  VI. CLIMATOLOGIA RADIATIEI SOLARE……………………………...47   Notiunea de climat radiativ…………………………………………..47  Opacitatea atmosferei………………………………………………..50  Radiatia solara directa……………………………………………….53  Radiatia solara difuza………………………………………………..59  Radiatia solara globala………………………………………………65  Radiatia solara reflectata…………………………………………….84  Iluminarea naturala………………………………………………….89  Bilantul de radiatie…………………………………………………..91  ANEXA I……………………………………………………………………98  Bibliografie…………………………………………………………101 

2 http://slide pdf.c om/re a de r/full/ra dia tia -sola ra

2/102

 

5/11/2018

ra dia tia sola ra - slide pdf.c om

Introducere

Radiatia solara constitue principala sursa energetica a fenomenelor naturale. Raditia solara este cea care prin încalzirea diferentiata a suprafetei terestre  produce miscarile atmosferei cu varietatea lor extraordinara de forme de la uragane pâna la cele mai slabe adieri de vântului. Tot radiatia solara, este cea care prin procesul de fotosinteza este transformata în hrana necesara vegetatiei terestre. Modelarea reliefului începe si ea cu minusculele fisuri  provocate de incalzirea si racirea rocilor sub influenta radiatiei solare. Si exemplele pot continua. De aceea orice analiza a unui fenomen natural trebue sa aiba în vedere si radiatia solara. Ea constitue si o inepuizabila sursa de energie pentru om, mai ales a ea este o energie curata, neplouanta. S-a dezvoltat chiar si o arhitectura solara, care tine seama de necesitatile de captare si de stocare a acestei energii. Pentru a putea fi folosita radiatia solara trebue sa fie masurata, analizata în distributia ei spatio-temporala. Nu trebue uitat ca radiatia solara este în acelasi timp un fenomen fizic cât si astronomic, ea fiind influentata de geometria Pamânt - Soare. Lucrarea se deschide cu o scurta prezentare a Soarelui si activitatii sale. Se continua apoi cu o serie de consideratii teoretice privind radiatia solara privita ca fenomen fizic, urmata de o analiza a radiatiei solare privita prin prisma geometriei Pamânt - Soare. In continuare sunt prezentate tehnici si aparate de masura ale radiatiei solare, cu o privire speciala a acestei activitati în România. Un capitol substantial este dedicat climatologiei radiatiei solare cu exemplificari din România. în încheere sunt prezentate în anexa câteva elemente necesare calculelor  radiative. Acesta este, în mare, continutul lucrarii de fata. în domeniu, cât si tuturor celor  Ea se adreseaza specialistilor, care lucreaza interesati de radiatia solara.   Nu este un tratat care sa epuizeze problema. Ea se vrea a fi un ghid teoretic si  practic privind radiatia solara.

Autorul

3 http://slide pdf.c om/re a de r/full/ra dia tia -sola ra

3/102

 

5/11/2018

ra dia tia sola ra - slide pdf.c om

I. RADIATIA SOLARA GENERALITATI Soarele si radiatia solara 18 corp 3 Soarele formaa materiei sferica cusolare raza (R) un volum de 1,42 xeste 10 un km3. plasmatic Densitateademedie estede de695 1,4 000 g/cmkm. , desi 1,4 ori mai mare decât densitatea apei (Danescu Al., si colab., 1980). Pornind din centru spre exterior, Soarele se împarte în mai multe zone: un nucleu central  (pâna la 0,32 R) unde se desfasoara reactiile nucleare de fusiune care produc razele gama. Apoi  zona radiativa (  pâna la 0,71 R), unde se pierde cea mai mare parte a energiei acestor radiatii. Dupa aceea o zona, unde scaderea puternica a temperaturii da nastere la celule convective,   zona convectiva. Partea superioara, vizibila, a zonei convective formeaza fotosfera. Aceasta are un aspect granulat (boabe de orez), granulele având dimensiuni cuprinse între 1000 si 35 000 km. Temperatura fotosferei este de 5800 o K. O carcteristica a fotosferei sunt zonele cu temperaturi mai scazute (4800 oK) numite

 pete solare.solara Ele par a fi si din: sediulcromosfera unor câmpuri punernice. Urmeaza atmosfera formata (15 magnetice 000 km) sifoarte coroana solara (200 000 apoi 000 km). In urma reactiilor termonucleare de transformare a hidrogenului în heliu, la o temperatura de circa 20 0000 C se degaja în spatiul cosmic un flux de energie radianta de circa 39 x 1013 TW. La Pamânt ajunge doar 2 x10-6 din aceasta energie, ceea ce reprezinta o cantitate egala cu 180 miliarde de MW. Celelalte surse de energie, cum ar fi cele extraterestre (radiatia stelara, radiatia cosmica) sau cele terestre (caldura degajata de scoarta terestra, radiatia produsa de procesele radioactive din scoarta) sunt neînsemnate fata de Soare. Astfel fluxul caldurii geotermice este de numai 32 TW. Din energia primita de la Soare, 29 % este reflectata de catre atmosfera si 6% de catre suprafata terestra, deci 35% din energia primita de sistemul Pamânr - Atmosfera se reântoarce în spatiul cosmic. Atmosfera absoarbe un procent de 18% din radiatia primita de la Soare iar suprafata Pamântului 47% în total 65%. Dupa cu se observa radiatia solara este foarte putin absorbita în atmosfera, în schimb ea este aproape integral transformata în caldura în paturile superficiale ale scoartei. Datorita schimbului radiativ si turbulent dintre scoarta si aer, energia solara radianta se transforma în energie potentiala si cinetica, deci surse de energie pentru desfasurarea  proceselor atmosferice. Atmosfera terestra fiind un amestec de gaze, în aer au loc miscari atât pe verticala cât si pe orizontala. Deoarece la suprafata Pamântului bilantul radiativ este negativ pentru latitudinile cuprinse între 40o - 90o N si S, iar în rest este pozitiv, apare la nivel planetar un gradient racite, latritudinal. joase nefiind uniform încalzite, iar cele nefiind uniform are locLatitudinile o advectie orizontala de energie care se realizeaza prinînalte sistemele de vânt si curentii oceanici. Cauza tuturor proceselor meteorologice, rezumate la producerea de energie cinetica  prin vânt, este variatia energiei interne a maselor de aer prin oscilatiile termice si transferul de energie dintre componentele sistemului fizic - atmosfera, este energia primita de la Soare.

4 http://slide pdf.c om/re a de r/full/ra dia tia -sola ra

4/102

 

5/11/2018

ra dia tia sola ra - slide pdf.c om

Radiatia, cel mai important agent de caldura din atmosfera joaca un rol major în  procesele care au loc la scara medie si mare. Radiatia apare astfel ca un element genetic al climei la scara planetara. Spectrul radiatiei solare 

In urma proceselor de fusiune nucleara Soarele emite în spatiu energie sub forma de radiatie electromagnetica si radiatie corpusculara (vântul solar). Spectrul radiatiei electromagnetice, dupa Comisia Internationalaa de Iluminare (C.E.E.) este suprins între 1nm1 si 1 mm. El se împarte în trei mari domenii spectrale:   Radiatia vizibila (lumina), radiatia care produce direct senzatia vizuala. Limita inferioara este cuprinsa între 380 - 400 nm si limita superioara între 760 - 780 nm. Din punct de vedere calitativ, radiatiile vizibile se caracterizeaza prin senztia de culoare pe care o  provoaca si anume: 380 nm - violet - 420 nm - albastru - 535 nm - galben - 586 nm - portocaliu - 647 nm - rosu 760 nm  -Radiatia ultrarosu -infrarosie, 780 nm. este radiatia a caror lungimi de unda ale componentelor  monocromatice sunt superioare vizibilului si inferioare de 1 mm. Acest domeniu spectral se împarte în: - radiatia infrarosie A (I.R. - A) 780 - 1400 nm; - radiatia infrarosie B (I.R. - B ) 1400 - 3000 nm; - radiatia infrarosie C ( I.R. - C) 3000 - 1 mm ( 10 6 nm).   Radiatia ultravioleta este radiatia a carei lungimi de unda sunt inferioare celei vizibile si superioare de 1 nm. Spectrul ultraviolet se împarte în: - radiatia ultravioleta A (U.V. - A) 315 - 400 nm; - radiatia ultravioleta B (U.V. - B) 280 - 315 nm; -Spectrul radiatiaelectromagnetic ultravioleta C (U.V. - C) 100 - 280 nm. al Soarelui emite 98 % din energie fotosferic (extraterestru) în domeniul cuprins între 150 - 3000 nm. Radiatia solara din afara acestor limite este importanta, dar are energie foarte mica. La lungimi de unda mai mari de 3000 nm în domeniul infrarosu, aproximativ întreaga energie este absorbita de vaporii de apa si de  bioxidul de carbon.

1nm = 10-3 m = 10 -9 m 

1

5 http://slide pdf.c om/re a de r/full/ra dia tia -sola ra

5/102

 

5/11/2018

ra dia tia sola ra - slide pdf.c om

Fig. 1 Distributia spectrala a radiatiei solare directe cu incidenta normala. 1. corp negru la 5800 o K. 2. radiatia solara la limita superioara a atmosferei. 3. radiatia solara la nivelul solului. Partile hasurate indica benzile de absorbtie ale gazelor atmosferei. (dupa Etudes des gains de chaleur.....1969 ).

6 http://slide pdf.c om/re a de r/full/ra dia tia -sola ra

6/102

 

5/11/2018

ra dia tia sola ra - slide pdf.c om

este asemanator cu cel al unui corp negru la temperatura de 5800 K. El prezinta o distributie a energiei în care maximul se situeaza la   = 475 nm iar 98% din radiatia solara se gaseste între 200 - 4000 nm. Jumatate din aceasta energie se situeaza în vizibil (fig. 2). Dupa traversarea atmosferei, spectrul solar, prezinta o serie întreaga de linii si benzi Spectrul extraterestru al Soarelui o

de absorbtie. O parte din eledinsunturma de origine solara; restul se datorescexercitata atmosfereideterestre (benzi telurice). Acestea sunt produse de absorbtia catre componentele gazoase ale atmosferei. Gazele atmosferice contribue în mod inegal la absorbtia totala exercitata de atmosfera, cele mai putin abundente fiind si cele mai active. Astfel ozonul si vaporii de apa din atmosfera, cu toate ca sunt în concentratii foarte mici,  produc absobtii puternice. Ozonul are, în ultraviolet o banda extrem de puternica (banda lui Hartley), între 230 - 320 nm cu un maxim la 255 nm. Aceasta banda, împreuna cu cele ale oxigenului din atmosfera înalta, limiteaza spectul solar în ultraviolet, în jurul a 290 nm (fig. 2). Aceasta limita nu este fixa, ea deplasându-se catre undele mai mari pe masura ce creste masa atmosferica, din cauza cresterii cantitatii de ozon strabatuta de razele solare. Alte benzi de lui Huggins. absorbtie înînultraviolet si violetul extrem, produse de pâna ozon, lasunt Ele se suprapun, parte, benzii , continuând 340benzile nm.Ozonul mai produce lui Hartley banda lui Chappuis, în rosu si portocaliu, între 450 si 650 nm si benzile lui Angström în infrarosu, la 480 nm si între 900 si 1000 nm. Absorbtia produsa de banda lui Chappuis este slaba.   Bioxidul de carbon produce benzi de absorbtie foarte puternice în infrarisul îndepartat, acolo unde radiatia solara este foarte slaba. Una din benzi este cuprinsa între 2400 si 3000 nm si formeaza, împreuna cu banda apei, banda X . Alta banda, Y , face atmosfera complet opaca între 4200 si 4500 nm. Alte benzi ale bioxidului de carbon, împreuna cu benzi ale vaporilor de apa, limiteaza spectrul solar catre 15000 nm. Vaporii de  apa produc si ei , numeroase benzi de absorbtie. Cele mai importante se

 produc în infrarosu, 930 nm (si),1980 la 940 la 970 nm -(6070 ), între 1160 între 1320 - 1150 nmla( ), 1760 nmnm (()si), între 2520 nm1100 (), si (fig. 2).nm (),  Din punct de vedere cantitativ, în atmosfera joasa nu are importanta decât radiatia   solara cuprinsa între 290 - 3000 nm. Aceasta, fiindca radiatiile sub 290 nm ramân în atmosfera înalta, iar cele peste 3000 nm au o densitate de flux extrem de slaba, practic neglijabila. Dupa ce strabate atmosfera radiatia solara este în mare parte absorbita de suprafata terestra. Aceasta se încalzeste si ca orice corp a carei temperatura este superioara la 0o K, emite energie radianta, care se propaga cu o viteza finita în spatiu ( Nicolet , M., 1956).  Deci suprafata terestra încalzindu-se, prin absorbtia radiatiei solare, emite si ea radiatii. Fiind vorba de temperaturii cu mult inferioare celor din Soare , suprafata terestra 5

 = 10000 nm (fig. emite radiatii în domeniul spectral 5000 - 10 nm cu la unomaxim pentrucuprinsa 1). Aceste radiatii sunt caracteristice corpului negru temperatura între 260 300oK. Marimi si unitati folosite în radiometrie

Radiatia solara este un fenomen energetic. De aceea pentru studiul ei se folosesc marimi si unitati folosite în fizica pentru acest tip de fenomene.

7 http://slide pdf.c om/re a de r/full/ra dia tia -sola ra

7/102

 

5/11/2018

ra dia tia sola ra - slide pdf.c om

Intensitatea energetica a radiatiei emisa de o sursa corespunde notiunii fizice de  putere radianta, sau energie radianta disipata în unitatea de timp. Ea se exprima în wati (Perrin de Brichambaut, 1963). Pentru studiul radiatiei solare, termenul de intensitate se aplica la un transport de energie prin radiatie . Acest transport poate fi considerat fie: - în toate directiile si atunci este vorba de puterea sursei exprimata în wati; - într-un fascicol de pe radiatii emis de sursa într-o directie data transportând un anumit fluxlimitat energetic unitatea de timp. Se poate vorbi în acest caz desi intensitatea sursei în acea directie exprimata în wati pe unitatea de unghi solid (steradian). Din aceasta notiune de intensitate energetica deriva toate marimile si unitatile folosite în radiometrie. Dam în continuare definitiile principalelor marimi radiometrice (WMO,557, 1981):  -Energie radianta(Qe ) - energia emisa, transportata sau primita su forma de radiatie. Unitatea de masura este joule (J) ,1J = 1W/s. -Flux energetic (  e ) - puterea (energia pe unitate de timp) emisa, transportata sau  primita sub forma de radiatie:  = dQe/dt

(5)

Unitatea de masura watt. 1W = 1J/s. Wattul reprezinta puterea corespunzatoare dezvoltarii unei energii de 1 Joule într-un timp de 1 secunda. -Iluminare energetica (E e ) reprezimta fluxul energetic de primit de un element de suprafata de arie dA: Ee = de/dA

(6)

2

Unitatea-Luminanta de masura este Watt/m . energetica (Le ) - reprezinta fluxul energetic d e plecând de la sursa, atingând sau traversând un element de suprafata dA, propagându-se într-o directie definita de un con elementar continând directia, data de produsul unghiului solid d  al conului si aria proiectiei ortogonale a elementului de suprafata pe un plan perpendicular  la directia data: Le = de/d dA cos

(7)

In care:  = unghiul solid format de directia data si normala elementului de suprafata.

Unitatea de masura este Watt/steradian si m2 (W str -1 m-2). Pe lânga watt, în practica radiometrica de la noi din tara, se mai foloseste o alta unitate tolerata caloria Caloria este cantitatea de caldura necesara pentru a ridica temperatura unui gram de apa cu un grad centigrad. Intre unitatile de masura ale radiatiei solare exista urmatoarele echivalente: 1 cal cm-2min-1 = 69,8 mWcm-1 = 698 Wm-2, 1 cal cm-2 = 1,16 mW h cm-2 = 11,63 Wh m-2 = 4,19 Jcm-2 = 4,19 x 104 Jm-2, 8 http://slide pdf.c om/re a de r/full/ra dia tia -sola ra

8/102

 

5/11/2018

ra dia tia sola ra - slide pdf.c om

1 kcal cm-2 = 4,19 x 103 Jcm-2 = 41,9 MJm-2, unde: k = kilo - factor de multiplicare 103; M = Mega - factor de multiplicare 106. sau: -2

Wh-2 m

3

x -410

-2

-2=

-2

cal -5cm

11Jm = 2,778 = 3,60 Jmm =0,0860 x 10 Wh 2,39 x 10 cal;cm-2. . Componentele radiatiei solare

In meteorologie termenul de radiatie este folosit pentru a defini energia emisa, transportata sau primita de o suprafata sub forma de radiatii electromagnetice. Clasificarea fluxurilor de radiatie este facuta dupa criterii privind natura sau originea sa, în conformitate cu recomandarile Organizatiei Meteorologice Mondiale (WMO 557, 1981). lungimea de unda (  ) radiatia se împarte în: Dupa a.radiatia de unda scurta - cu  cuprinsa între 290 - 3000 nm; Acesta este spectrul radiatiei solare si a fluxurilor derivate din ea, radiatia solara difuza sau reflectata. b.radiatia de unda lunga - cu  mai mare de 3000 nm; Radiatia de unda lunga este considerata a fi, radiatia suprafetei terestre si a atmosferei.

Dupa originea sa radiatia la nivel atmosferic se subdivide în: c. radiatia solara - este radiatia emisa sau receptionata de la Soare. Este o radiatie de unda scurta. d.radiatia terestra - este radiatia emisa de catre suprafata terestra. Este o radiatie de undae.radiatia lunga. atmosferei - este radiatia emisa de catre atmosfera. Este si ea o radiatie de unda lunga. Dupa directie radiatia se împarte în:   f.radiatie descendenta - este radiatia solara si a atmosferei îndreptate spre suprafata terestra. Radiatia descendenta care provine de la Soare se mai numeste si radiatie solara incidenta. g  .radiatie ascendenta - este radiatia  solara si a atmosferei de sens invers radiatiei descendente, emisa sau reflectata de suprafata terestra. h.bilant radiativ - este diferenta dintre energia radianta primita (radiatie descendenta) de o suprafata si cea emisa sau reflectata de ea (radiatie ascendenta). 1 Radiatia solara directa (S)  Este parte a radiatiei solare care ajunge la suprafata Pamântului sub forma de raze   paralele provenite direct de la discul solar. Este o radiatie de unda scurta. In practica radiometrica uzuala, radiatia solara directa se considera fie pe suprafata normala (S) când fascicolul de raze este perpendicular pe suprafata receptoare sau pe suprafata orizontala (S ) . Intre cele doua componente exista urmatoare relatie simpla: ’

9 http://slide pdf.c om/re a de r/full/ra dia tia -sola ra

9/102

 

5/11/2018

ra dia tia sola ra - slide pdf.c om

’

S = S sin ho

unde:

(8)

ho = înaltimea Soarelui deasupra orizontului. Dupa cum se observa radiatia solara directa este influentata de unghiul de incidenta solareînaltimii care este strânssuntlegat Soarelui deasupra orizontului.alCurazelor cât valorile Soarelui mai de mariînaltimea cu atât unghiul de incidenta al razelor este mai mare si de aici densitatile de flux sunt mai mari .  2.Radiatia solara difuza (D). 

Este parte a radiatiei solare directe deviata de la propagarea rectilinie ca urmare a reflexiei si refractiei provocate de moleculele gazelor constituente ale atmosferei si de diversele particole în suspensie. Ea are o compozitie spectrala modificata datorita caracterului selectiv al difuziei care este dependent de dimensiunile particulelor  difuzante, acest fenomen fiind mai puternic în domeniul vizibil al spectrului. Radiatia difuza ajunge la suprafata terestra din toate punctele boltii ceresti. In general ea se masoara pe suprafata orizontala, întrun unghi de 2 . Ea este o radiatie descendenta de unda scurta. 3.Radiatia solara globala (Q). 

Este suma dintre radiatia solara directa si cea difuza considerate pe suprafata orizontala: S sin ho + D 

(9)

Uzual se masoara într-un unghi de 2  (180o). Dupa cum se observa din formula (8) raditia solara globala este dependenta de unghiul de înaltime al Soarelui si în general variatia globale este în dependenta de variatiile doua componente. Pe timp senin fararadiatiei nori aportul decisiv valorile radiatiei solarecelor globale îl are radiatia directa. Pe un timp partial noros aportul difuzei creste mai ales datorita reflexiilor multiple pe nori, iar în cazul unui strat compact de nori aportul principal îl are radiatia difuza. Radiatia solara globala este o radiatie de unda scurta. 4 Radiatia solara reflectata (R s)

Este parte din radiatia solara directa si difuza care este reflectata de suprafata terestra spre atmosfera. Este o radiatie de unda scurta. Radiatia solara reflectata este influentata de unghiul de incidenta al radiatiei descendente (radiatia globala) si de capacitatea de reflexie a suprafetei terestre. Capacitatea de reflexie a unei suprafete se numeste albedou (A) si reprezinta: unde:

A = R s/Q %

(10)

R s = radiatia solara reflectata; Q = radiatia solara globala. Albedoul depinde de natura suprafetei terestre. Cea mai mare capacitate de reflexie o are zapada proaspata pe vreme geroasa (85%). Zapada mai veche atinge o

10 http://slide pdf.c om/re a de r/full/ra dia tia -sola ra

10/102

 

5/11/2018

ra dia tia sola ra - slide pdf.c om

capacitate de reflexie în jur de 50%. Valori mari ale albedoului prezinta si nisipurile uscate (25 - 40%). Solul acoperit de vegetatie are albedoul cuprins între 10 pâna la 25%. In functie de anotimp acesta poate creste toamna pâna la valori cuprinse între 33 si 48%. Cel mai mic albedu îl au solurile lipsite de vegetatie unde acesta variaza între 5 si 14%  pentru solurile umede si între 12 si 20% pentru cele uscate. 5.Radiatia terestra (E  s ). 

Este radiatia proprie a suprafetei Pamântului a carei intensitate depinde de temperatura acesteia. Daca asimilam Pamântul cu un corp negru, având temperatura absoluta (T), vom putea scrie ca energia emisa, potrivit legii lui Stephan Boltzman, este data de relatia: Es =  T4 unde:  = 5,6697  o,oo1o x 10

-8

(11)

W/m2/oK 4 sau 4,8750 x 10-8 Kcal /m2/h/oK 4.

Radiatia terestra este o radiatie ascendenta de lungime mare de unda. 6.Radiatia atmosferei (E a ).

Este radiatia proprie a atmosferei îndreptata fie spre spatiul cosmic fie spre suprafata terstra. Aceasta radiatie este în strânsa legatura cu capacitatea de absprbtie a atmosferei, dependenta la rândul ei de compozitia acesteia.Radiatia atmosferei este o radiatie descendenta de unda lunga. Mai este denumita si contraradiatia atmosferei. 7.Bilantul radiativ (B). 

Este diferenta dintre energia primita de o suprafata si energia emisa sau reflectata de ea. Când iau în considerare toate fluxurile sautotal pleaca la o suprafata (în se particular suprafata terestra) avem deradiative a face cucare un vin bilant de de radiatie (B):  B = S sin h o + D + Ea - R s - Es

(12)

unde: S sin ho = radiatia solara directa pe suprafata orizontala (unda scurta); D = radiatia solara difuza (unda scurta); Ea = radiatia atmosferei (unda lunga); R s = radiatia solara reflectata (unda scurta); Es = formula radiatia terestra (unda lunga). Din (12) se observa ca ecuatia bilantului de radiatie se poate grupa dupa lungimea de unda a radiatiilor în: -bilantul de unda scurta (B s ) este bilantul fluxurilor radiatiei de unda scurta:

Bs = S sin ho + D - R s

(13)

11 http://slide pdf.c om/re a de r/full/ra dia tia -sola ra

11/102

 

5/11/2018

ra dia tia sola ra - slide pdf.c om

-bilantul de unda lunga (B ) l  este bilantul fluxurilor radiatiei de unda lunga:

Bl = Ea - Es

(14)

Diferenta dintre radiatia suprafetei active (terestre) si radiatia atmosferei este cunoscuta sub numele de radiatie efectiva (Ref  ): R ef  = Es - Ea

(15)

Dupa cum se observa ea nu este altceva decât bilantul de unda lunga cu semn schimbat.

II. ASPECTE ASTRONOMICE ALE RADIATIEI SOLARE  Geometria Pamânt - Soare

Pamântul se deplaseaza în jurul Soarelui pe o traiectorie sub forma de elipsa (având în unul din focare Soarele) situata într-un plan numit  planul ecliptic . Excentricitatea elipsei (e) este foarte mica (e = 0,0167). Distanta dintre cele doua focare fiind foarte mica, face ca traiectoria sa se apropie de forma circulara. Cu toate acestea forma orbitei terestre are urmatoarele consecinte în geometria Pamânt - Soare: - usoare variatii ale vitezei unghiulare a Pamântului în jurul Soarelui conform legii ariilor ( legea a II - a a lui Kepler ).Aceasta pune problema definirii timpului; - o usoara variatie (± 1,7%) a distantei Pamânt - Soare, în jurul valorii medii (aproximativ 150 milioane Km, sau 8 minute lumina). . Cea mai mica distanta când Pamântul se afla la periheliu (ianuarie) si cea mai lunga distanta când Pamântul se afla la aheliu este data de R p, respectiv Ra :  R p = a(1 - e) = 147.10x 106  Km

(15)

 Ra = a(1 + e) = 152.10x 106  Km

(16)

unde: a = semiaxa mare a orbitei Pamântului; e = excentricitatea orbitei terestre. Aceasta variatie a distantei Pamânt - Soare influenteaza într-o masura relativ modesta intensitatea radiatiei solare pe care o primeste Pamântul, ea nedepasind 6,7%. 12 http://slide pdf.c om/re a de r/full/ra dia tia -sola ra

12/102

 

5/11/2018

ra dia tia sola ra - slide pdf.c om

Relatia între distanta Pâmânt - Soare si fluxul radiatiei solare este direct  proportionala dupa cum se observa în figura 3. In perioada din an când distanta Soare - Pâmânt este maxima, raportul dintre valoarea medie a constantei solare (Io) si valoarea fluxului radiatiei într-un anumit moment din an (I j) este minima si invers. Deci atunci când Soarele se gaseste la afeliu normal si situatia fluxul radiativ primit de Pamânt este si el mai mic iar atunci când se gaseste la  periheliu se inverseaza. Variatia fluxului de radiatie solara datorita variatiei distantei dintre Pamânt si Soare nu este un factor care sa determine schimbari sezoniere de vreme. Aceste schimbari sezoniere pe Pamânt sunt rezultatul deviatiei mari pe care o are planul Ecuatorului   pamântesc fata de planul orbitei sale, de 23o27' si paralelismul miscarii Pamântului în  jurul axei sale în spatiu si al miscarii în jurul Soarelui.  Inclinarea axei terestre. Fata de planul eclipticii, axa de rotatie a Pamântului este înclinata cu un unghi de 66 o 30' ( fig. 2). Fata de pozitia verticala aceasta înclinatie este de 23o 30'. Desi se afla întotdeauna la un unghi constant ( 66 o 30') fata de ecliptica, axa Pamântului o orientare în raport cu stelele. Deci eape ramâne acelasi punctpastreaza de pe bolta cereasca fixa indiferent de pozitia Pamânului orbitaîndreptata (fig.3). spre   Nici un alt factor individual legat de relatia dintre Pamânt si Soare nu este atât de important ca înclinatia axei terestre ( Strahler, 1973).

 Figura 2 Intensitatea relativa It/I0 si raza vectoare în functie de timp (dupa Robinson, 1966) O consecinta directa a celor de mai sus este faptul ca în puncte diferite ale orbitei axa terestra este înclinata diferit fata de Soare.   Solstitiile si echinoctiile. Datorita faptului ca axa terestra îsi mentine constanta orientarea în spatiu, Pamântul expune la Soare alternativ si diferentiat suprafata sa. In 13 http://slide pdf.c om/re a de r/full/ra dia tia -sola ra

13/102

 

5/11/2018

ra dia tia sola ra - slide pdf.c om

cadrul perioadei de revolutie se remarca 4 momente importante ale geometriei Pamânt Soare. La 21 - 22 iunie Pamântul este situat pe orbita în asa fel încât polul nord terestru este înclinat spre Soare cu un unghi maxim de 23o 30'. Aceasta pozitie este denumita  solstitiul de vara.

  ªase sud luniterestru mai târziu la 21 - 22 decembrie Pamântul se afla în Acum polul este  mai înclinat spre Soare si are loc  solstitiul de pozitie iarna.   inversa. La mijlocul perioadelor dintre solstitii au loc echinoctiile, atunci când nici unul dintre poli nu este înclinat spre Soare. Echinoctiul de primavara se produce la 20 - 21 martie, iar cel de toamna la 22 - 23 septembrie. Geometria Soare - Pamânt penru solstitiul de iarna. Cercul ce marcheaza limita dintre jumatatea luminata si cea umbrita a Pamântului se numeste cerc de iluminare. La solstitiul de iarna el este tangent la cercul polar arctic 66o 30' lat. N si la cercul polar antarctic 66o 30' lat. S. Consecintele geometriei la solstitiul de iarna sunt urmatoarele:

a. In emisfera sudica nordicaziua noaptea estelunga mai lunga ziua; b. este mai decât decât noaptea; c. Inegalitatea dintre zi si noapte creste de la ecuator la poli ; d. La latitudini corespunzatoare spre nord si spre sud de ecuator, lungimile relative ale noptilor si zilelor sunt în relatie inversa; e. Intre cercul polar arctic si Polul Nord, noaptea ocupa întreaga perioada de 24 de ore;  f. Intre cercul polar anctarctic si Polul Sud, ziua ocupa întreaga perioada de 24 de ore . Pentru solstitiul de vara situatia se inverseaza. La echinoctiile primavara si toamna axa oterestra este înclinata cuSoare. acelasiRazele unghi fata de ecliptica dar estedeorientata încât nu implica modificare a ei fata de o Soarelui fac un unghi constant de 90 cu axa terestra. Cercul de iluminare trece acum prin  poli si coincide cu meridianele Paralelele sunt împartite de cercul de iluminare în jumatati egale. Ziua si noaptea sunt egale la toate latitudinile. Timpul si ora

Miscarile Pamântului prin regularitatea si efectele lor (alternanta noapte - zi ) alcatuesc baza unei scari de timp. In studiul radiatiei solare intereseaza în primul rând, timpul solar adevarat (TSA). El este definit de unghiul orar ( ), unghiul format de planul meridian ce treceorar prineste Soare al locului. Unghiul zerosilaplanul ora 12meridian TSA aceasta fiind amiaza adevarata. Este momentul când Soarele atinge înaltimea maxima zilnica. Un ecart unghiular de 15 o  corespunde unei ore. El este negativ dimineata (-90 o la ora 6 TSA) si pozitiva dupa amiaza (+ 90o la ora 18 TSA). Intre ora solara adevarata (TSA) si unghiul orar exista urmatoarea relatie:

14 http://slide pdf.c om/re a de r/full/ra dia tia -sola ra

14/102

 

5/11/2018

ra dia tia sola ra - slide pdf.c om

 =  x (TSA - 12) / 12

(17) unde:  = 180

o

daca valoarea lui  este exprimata în grade sau  = 3,14159 daca  este exprimat în radiani. 1. Timpul solar mediu (ecuatia timpului).

Deoarece viteza de rotatie a Pamântului în jurul Soarelui prezinta usoare variatii, conform legii a - II -a a lui Kepler, s-a simtit nevoia definirii Timpului Solar Mediu (TSM). El corespunde unei rotatii uniforme a Pamântului în jurul Soarelui si difera cu un ecart maxim de 16' fata de TSA. Ecuatia timpului (ET) reprezinta excesul de timp Solar Mediu fata de Timpul Solar Adevarat (Joël Jan, 1983). TSM = TSA + ET (  16 min) (18) Calculul ecuatiei timpului pentru o zi oarecare (J) se face cu ajutorul formulei: ET = 0,128 sin [ W ( J - 2)] + 0,164 sin [ 2W (J + 10)] (19) unde: W = viteza unghiulara medie a Pamântului în jurul Soarelui: W = 2 / 365,25 W = 0,0172 radiani / zi sau W = 0,9856 grade / zi; J = rangul zilei din an începând cu 1 ianuarie. Timpul este prin definitie un timp localToate ( în engleza Apparent Time) si el depinde în Solar mod direct de longitudinea locului. puncteleLocal situate pe acelasi meridian, indiferent de distanta dintre ele au acelasi timp local, în vreme ce toate punctele situate pe meridiane diferite au timpuri locale deferite, ce variaza cu 4 minute la fiecare grad de longitudine. In mod concret acest timp este utilizat pentru masuratorile diversilor parametri solari. ' 

2. Timpul universal (TU), corectia de longitudine(  ).

Timpul universal (vechiul GMT) este definit ca fiind Timpul Solar Mediu al o

meridianului (meridianul TU este legat de delongitudine TSM (local)0 prin relatia: Greenwich). Intr-un loc de longitudine data (20)  unde:

TU = TSM - '

15 http://slide pdf.c om/re a de r/full/ra dia tia -sola ra

15/102

 

5/11/2018

ra dia tia sola ra - slide pdf.c om

= longitudinea exprimata în ore (1 ora pentru 15 o longitudine, 4 minute pentru 1 longitudine). Ea este pozitiva spre est si negativa spre vest. Pentru un loc dat corectia de longitudine este fixa si nu variaza cu data. Ora universala (TU) este în final legata de ora solara (TSA) prin relatia: o



'

 

TU = TSA + ET - '

(21) 

De foarte multe ori în practica radiometrica este necesar sa se foloseasca drept reper de timp, timpul local (TL) al punctului de masura. In acest caz: TSA = TL = ET + [(Lref  - Lloc) / 15] + C

(22) unde:

Lref = longitudunea de referinta pentru timpul legal; Lloc = longitudinea locului; ET ecuatia timpului; C == corectia schimbarii orei legale între vara si iarna.

Miscarile aparente ale Soarelui pe bolta cereasca

Miscarile de rotatie si de revolutie ale Pamântului se traduc, în plan local, într-o miscare aparenta a Soarelui pe bolta cereasca. Situatia aparenta a Soarelui pe bolta este determinata de interactiunea razei vizuale ce pleaca din ochiul observatorului cu sfera  boltii ceresti. Pentru a discuta problemele miscarii aparente ale Soarelui trbuesc definitii o serie de parametrii geometrici. Acestia sunt (fig. 4): Sfera cereasca - o sfera fictiva pe care se misca Soarele având în centrul ei Pamântul; Verticala locului - directia determinata de firul cu plumb ce strapunge sfera cereasca în doua puncte Zenit si Nadir; Zenit - punctul situat deasupra capului observatorului; Nadir - punctul situat sub observator; Polul nord si sud - sunt punctele pe care axa de rotatie a Pamântului le face atunci când strapunge sfera cereasca; Planul ecuatorial - planul perpendicular pe axa de rotatie a Pamântului; Meridianul locului - circomferinta verticala trece prin poli; Miscarea retrograda - miscarea Soarelui pe ce bolta cereasca. 1.  Sistemul de coordonate orizontale (locale)

La un anumit moment si într-un loc dat, pozitia Soarelui într-un reper local este definita prin:

16 http://slide pdf.c om/re a de r/full/ra dia tia -sola ra

16/102

 

5/11/2018

ra dia tia sola ra - slide pdf.c om

Inaltimea sa (h0) - elevatia unghiulara a Soarelui deasupra planului orizontului.

Ea este nula când centrul discului solar apare sau dispare la orizont (rasaritul si apusul) si este maxima la amiaza solara. Distanta unghiulara dintre verticala locului si pozitia Soarelui se numeste distanta zenitala (z o). Aceste doua marimi sunt complementare: ho = 90o - zo. Azimutul () - unghiul format de planul vertical ce trece prin Soare si locul considerat si planul meridian al locului (directia sud) Conventional azimutul este nul la sud , negativ spre est si pozitiv spre vest (fig.5 a). Coordonalele Soarelui în sistemul orizontal se refera la un sistem subiectiv care depinde de pozitia locului de observatie si de timp. 2. Sistemul absolut de coordonate

Acest sistem de coordonate are un caracter absolut, el fiind independent de situatia observatorului. Punctele de baza ale acestui sistem sunt: polul ceresc nord si sud si considerând ca origine pe ecuatorul ceresc un punct fix oarecare, acesta fiind punctul vernal ( ) sau echinoctiul corespunde trecerii de la o declinatie negativa a Soarelui la una pozitivade si primavara. corespundeEl datei de 21 martie. Ecuatorul ceresc este considerat perpendicular pe axa polilor ceresti. Mai exista un cerc al sferei ceresti care trece prin polul nord, sud si Soare, ce intersecteaza Ecuatorul ceresc la 90o. Coordonatele Soarelui în acest sistem sunt (5.b): Ascensiunea dreapta (Ao) - este distanta unghiulara a cercului orar al Soarelui fata de echinoctiu masurata în directia vest în grade sau ore. Declinatia () - este distanta unghiulara masurata de-a lungul cercului orar al Soarelu,dintre pozitia Soarelui si planul Ecuatorului ceresc. 3. Calcului pozitiei Soarelui 

La un moment dat (unghiul orar  ), înaltimea si azimutul Soarelui sunt legate de latitudine () si declinatie () prin urmatoarele formule de baza: sin ho = sin  sin  + cos cos  cos  

(23)

sin  cos ho = cos  sin  

(24)

cos  cos ho = - cos  sin  + sin  cos  cos   (25) Relatia (23) permite calculul înaltimii soarelui apoi relatiile (24) si (25) dau azimutul. 4. Apusul si rasaritul Soarelui 

Intr-un loc dat, orele de rasarit si apus ale Soarelui depind de orizontul topografic.

17 http://slide pdf.c om/re a de r/full/ra dia tia -sola ra

17/102

 

5/11/2018

ra dia tia sola ra - slide pdf.c om

In absenta mascarii orizontului neglijându-se efectele refractiei atmosferei si considerând ho = 0, la aparitia sau disparitia discului solar la orizont, pentru determinarea orelor de rasarit si apus se face conform algoritmului de mai jos. Pentru o zi data (declinatia ) si un loc dat (latitudine ) formula (26) permite calcularea unghiurilor orare R  si A de rasarit si apus ale Soarelui: cos R  cos A 

sinh o sin sin  cos  cos 

(26)

R  este negativ si A este pozitiv. Ora solara adevarata a rasaritului (TSR) si a apusului

(TSAP) se deduc din:

TSR = 12 + 12 R  /  TSAP = 12 + 12 A / 

(27) (28)

18 http://slide pdf.c om/re a de r/full/ra dia tia -sola ra

18/102

 

5/11/2018

ra dia tia sola ra - slide pdf.c om

 Fig.3

Sfera cereasca (dupa W.M.O, 1981)

19 http://slide pdf.c om/re a de r/full/ra dia tia -sola ra

19/102

 

5/11/2018

ra dia tia sola ra - slide pdf.c om

a.

 b.

 Fig. 4 Sistemul coordonatelor locale (a) si absolute (b) ale Soarelui (dupa W.M.O., 1981)  20 http://slide pdf.c om/re a de r/full/ra dia tia -sola ra

20/102

 

5/11/2018

ra dia tia sola ra - slide pdf.c om

Azimutul rasaritului (R  ) si al apusului (A) se calculeaza din formula (29): cos  R  cos  A 

 cos  sin   sin  cos cos A   cosh o

(29)

(R  este negativ; A este pozitiv). Durata zilei

  Notiunea de zi este legata de miscarea de rotatie a Pamântului. In astronomie,  ziua este definita ca fiind egala cu o rotatie completa a Pamântului în aproximativ 24 de ore. Este   ziua siderala.  Studiul radiatiei solare la nivelul suprafetei terestre, impune o definire a zilei în functie de fenomenul ilumunarii, adica de perioada de timp între care Soarele se gaseste deasupra orizontului în intervalul de rasarit si apus. Definitia duratei zilei depinde de conventiile ce se adopta pentru momentul rasaritului si apusului. Definitia rasaritului si apusului si formulele pentru calcularea acestora sunt date în paragraful 5.5.4. Pentru aplicatii curente denumirea de durata astronomica a zilei  este considerata  perioada limitata de aparitia si disparitia centrului  o

discului solar la orizont (h = 0  ).

Aceasta durata astronomica corespunde diferentei între orele de rasarit si apus ale Soarelui. Ea se poate calcula direct cu ajutorul formulei: DJ =

24

 

Arc cos (- tg tg)

(30)

DJ în ore  = latitudinea locului;  = declinatia; o  = 180 daca Arc cos este exprimat în grade; 3,1416 daca Arc cos este exprimat în radiani.   Datorita faptului ca axa de rotatie a Pâmântului pastreaza aceeasi înclinare fata de   planul ecliptic si orientare fixa în spatiu, face ca cercul de iluminare terestru sa îsi modifice pozitia în functie de perioada de revolutie a Pamântului. Aceasta face ca pe linia unui meridian durata de iluminare a Pamântului de catre Soare sa varieze si deci si durata zilei dupa cum se observa din tabelul nr. 1. Aici este  prezentata durata astronomica a zilei pentru latitudinile României. Din tabelul nr. 1. se observa ca durata zilei pe teritoriul României variaza pe parcursul unui an, ea fiind minima în decembrie la solstitiu de iarna si maxima în iunie la solstitiul de vara. In decembrie aceasta este cuprinsa între 8 si 9 ore iar vara între 15 si 16 ore zilnic. Este o variatie specifica latitudinilor medii cu influenta semnificativa, dupa cum se va vedea, asupra climatului radiativ, mai ales în conditii de cer senin. 21 http://slide pdf.c om/re a de r/full/ra dia tia -sola ra

21/102

 

5/11/2018

ra dia tia sola ra - slide pdf.c om

Intinderea mica pe latitudine a tarii noasre face ca diferenta dintre durara zilei între nordul si sudul tarii sa fie mica, în jur de 30', nesemnificativ în influentarea cantitatii de radiatie solara receptata la nivelul suprafetei terestre.  Durata zilei  nu trebue confundata cu durata de stralucire a Soarelui. Aceasta este definita ca durata pe timpul careia Soarele a stralucit , provocând umbra vizibila la sol. Ea masoara cu heliograful si depinde în principal de durata în timpul careia Soarele esteseocultat

Tabel nr.1  Durata astronomica a zilei pentru latitudini medii din emisfera nordica (ore si zecimi ) - subliniat - latitudinile României (dupa Joël ,1983)   51.5 51.0

I

II

III

IV

V

VI

VII

VIII

IX

X

XI

XII

8.1 8.2

9.7 9.7

11.6 11.6

13.6 13.6

15.3 15.3

16.3 16.2

15.8 15.8

14.3 14.3

12.4 12.4

10.4 1.05

8.6 8.7

7.6 7.7

50.5 50.0 49.5 49.0 48.5 48.0 47.5 47.0 46.5 46.0 45.5

8.3 8.4 8.4 8.5 8.6 8.6 8.7 8.7 8.8 8.9 8.9

9.8 9.8 9.8 9.9 9.9 10.0 10.0 10.0 10.1 10.1 10.1

11.6 11.6 11.6 11.6 11.6 11.7 11.7 11.7 11.7 11.7 11.7

13.5 13.5 13.5 13.5 13.4 13.4 13.4 13.4 13.3 13.3 13.3

15.2 15.1 15.1 15.0 15.0 14.9 14.9 14.8 14.8 14.7 14.7

16.1 16.0 15.9 15.9 15.8 15.7 15.6 15.6 15.5 15.4 15.4

15.7 15.6 15.6 15.5 15.4 15.4 15.3 15.2 15.2 15.1 15.1

14.3 14.2 14.2 14.1 14.1 14.1 14.0 14.0 13.9 13.9 13.9

12.4 12.4 12.4 12.4 12.4 12.4 12.4 12.4 12.4 12.3 12.3

10.5 10.5 1.06 10.6 10.6 10.6 10.7 10.7 10.7 10.7 10.7

8.8 8.8 8.9 8.9 9.0 9.0 9.1 9.2 9.2 9.3 9.3

7.8 7.9 8.0 8.0 8.1 8.2 8.3 8.3 8.4 8.5 8.5

45.0 44.5 44.0

9.0 9.0 9.1

10.2 10.2 10.2

11.7 11.7 11.7

13.3 13.2 13.2

14.6 14.6 14.5

15.3 15.2 15.2

15.0 14.9 14.9

13.8 13.8 13.8

12.3 12.3 12.3

10.8 10.8 10.8

9.4 9.4 9.4

8.6 8.7 8.7

43.5 43.0 42.5 42.0 41.5 41.0

9.1 9.2 9.2 9.3 9.3 9.4

10.3 10.3 10.3 10.3 10.4 10.4

11.7 11.7 11.7 11.7 11.7 11.7

13.2 13.2 13.1 13.1 13.1 13.1

14.5 14.4 14.4 14.3 14.3 14.2

15.1 15.1 15.0 15.0 14.9 14.8

14.8 14.8 14.7 14.7 14.6 14.6

13.7 13.7 13.7 13.6 13.6 13.6

12.3 12.3 12.3 12.3 12.3 12.3

10.8 10.8 10.9 10.9 10.9 10.9

9.5 9.5 9.6 9.6 9.7 9.7

8.8 8.8 8.9 9.0 9.0 9.1

(nori, configuratia orizontului) si starea masurata atmosfereicu(aerosoli, vapori de apa). este cea în Durata de stralucire a soarelui heliograful CAMPBELL 2 care radiatia solara depaseste un prag situat între 60 - 200 W/m , în functie de starea  benzii de hârtie. Pragul radiativ de mai sus se atinge când Soarele este deja la un unghi de 3o deasupra orizontului. Durata zilei este oarecum similara însa cu durata maxima de stralucire a Soarelui.

22 http://slide pdf.c om/re a de r/full/ra dia tia -sola ra

22/102

 

5/11/2018

ra dia tia sola ra - slide pdf.c om

 III. RADIATIA SOLARA EXTRATERESTRA

Constanta solara.

Soarele emite în spatiu energie sub forma de unde electromagnetice. Cercetarile experimentale efectuate de diversi oameni de stiinta au aratat ca valoarea acesteia este solara. solare extraterestre, a fost relativ constanta, denumirea de constanta Conceptuldedeunde de si constanta solara, aplicat radiatiei introdus de A. Pouillet în 1837, (Frölich, 1991), iar prima metoda de determinare a fost data de Langley, (Frölich, 1991), în 1881. Masuratorile efectuate de catre diversi autori, în regiunile montane înalte sau aride, au dat urmatoarele valori medii ale constantei solare dupa (Frölich, 1991):

       

 Thekaekara Johnson (1954) (1971)  

2 1340 ; W/m 2 1345 ; W/m 2 1349 W/m ; 2 1358 ; W/m

Langley 91908) Dorno (1913) Abbot (1902 - 1912) Abbot (1920)

2

2 W/m 1395 1353 W/m ; 2

RRM - Davos (1980)

1370 W/m  .

Prin definitie constanta solara este cantitatea de energie care trece în unitatea de timp prin unitatea de suprafata orientata normal pe raza solara din afara atmosferei. Ea este deci,  radiatia solara incidenta masurata pe suprafata normala la limita superioara a atmosferei.

O formula relativ simpla pentru calculul radiatiei solare la limita superioara a atmosferei este urmatoarea,(Joël Jan, 1983): 2

Io = Ic (R m/R) unde:

unde:

(30)

Ic = valoarea medie a constantei solare 1370 W/m 2; (R m/R)2 = corectia distantei Pamânt - Soare; (R m/R)2 = 1 + 2e cos [W(j - 2)] R = valoarea pentru o zi (j) a distantei Pamânt - Soare; R m = valoarea medie a lui R (R m = 149,675 x 106 Km); e = excentricitatea elipsei (e = 0, 0167).

In tabelul date valorile radiatiei extraterestre fiecare zi a anului. Se observanr.ca2 sunt în lipsa atmosferei, singurul elementpentru ce influenteaza valorile fluxului radiativ este distanta Pamânt - Soare. Constanta solara, datorita în principal variatiei distantei Soare - Pamânt, prezinta si ea o variatie anuala cuprinsa între 1416 W/m2 în prima decada a lunii ianuarie când Pamântul se gaseste la distanta minima fata de Soare - periheliu si 1326 W/m2 în ultima decada a lunii iunie si prima decada a lui iulie, când Pamântul atinge distanta maxima fata de Soare - afeliu.

23 http://slide pdf.c om/re a de r/full/ra dia tia -sola ra

23/102

 

5/11/2018

ra dia tia sola ra - slide pdf.c om

In realitate, Pamântul poate fi asimilat cu o sfera. Pe un astfel de corp, la un anumit moment, numai un punct de pe suprafata sa, cel în care razele Soarelui sunt  perpendiculare la amiaza, prezinta o suprafata perpendiculara pe razele Soarelui. Fiind o suprafata convexa unghiul de incidenta al radiatiei solare tinde sa scada în toate directiile fata de punctul considerat pâna la atingerea cercului de iluminarre când razele devin la suprafata duce latangente modificarea densitatiiterestra. fluxului Modificarea energetic. unghiului de incidenta al razelor solare

Tabel nr. 2 -2

Valorile zilnice ale fluxului radiatiei solare extraterestre pe suprafata normala (W m  ), (dupa Joël, 1983)

Zi

I

II

III

IV

V

VI

VII

VIII

IX

X

XI

XII

1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13

1416 1416 1416 1416 1416 1416 1416 1416 1416 1416 1416 1416 1416

1410 1410 1409 1409 1409 1408 1408 1407 1407 1406 1406 1405 1404

1394 1394 1393 1392 1392 1391 1390 1389 1389 1388 1387 1386 1386

1371 1370 1369 1369 1368 1367 1366 1365 1365 1364 1363 1362 1362

1349 1348 1347 1347 1346 1346 1345 1344 1344 1343 1343 1342 1341

1332 1332 1331 1331 1331 1330 1330 1330 1329 1329 1329 1329 1328

1326 1326 1326 1326 1326 1326 1326 1326 1326 1326 1326 1326 1326

1330 1331 1331 1331 1332 1332 1332 1333 1333 1334 1334 1335 1335

1346 1346 1347 1348 1348 1349 1350 1351 1351 1352 1353 1353 1354

1368 1368 1369 1370 1371 1372 1372 1373 1374 1375 1375 1376 1377

1391 1392 1393 1393 1394 1395 1395 1396 1397 1397 1398 1398 1399

1409 1409 1410 1410 1410 1411 1411 1412 1412 1412 1413 1413 1413

14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25 26 27 28 29 30 31

1415 1415 1415 1415 1415 1414 1414 1414 1414 1413 1413 1413 1412 1412 1412 1411 1411 1411

1404 1403 1403 1402 1402 1401 1400 1400 1399 1398 1398 1397 1396 1396 1395

1385 1384 1383 1383 1382 1381 1380 1380 1379 1378 1377 1376 1376 1376 1374 1373 1373 1372

1361 1360 1359 1359 1358 1357 1356 1356 1356 1354 1354 1353 1352 1352 1351 1350 1349

1341 1340 1340 1339 1339 1338 1338 1337 1337 1336 1336 1335 1335 1334 1334 1333 1333 1333

1328 1328 1328 1327 1327 1327 1327 1327 1326 1326 1326 1326 1326 1326 1326 1326 1326

1326 1326 1326 1326 1327 1327 1327 1327 1327 1328 1328 1328 1328 1329 1329 1329 1330 1330

1336 1336 1337 1337 1338 1338 1339 1339 1340 1340 1341 1342 1342 1343 1343 1344 1345 1345

1355 1356 1356 1357 1358 1359 1359 1360 1361 1362 1362 1363 1364 1365 1365 1366 1367

1378 1379 1379 1380 1381 1382 1382 1383 1384 1385 1385 1386 1387 1388 1388 1389 1390 1390

1400 1400 1401 1402 1402 1403 1403 1404 1404 1405 1405 1406 1406 1407 1407 1408 1408

1413 1414 1414 1414 1414 1415 1415 1415 1415 1415 1416 1416 1416 1416 1416 1416 1416 1416

24 http://slide pdf.c om/re a de r/full/ra dia tia -sola ra

24/102

 

5/11/2018

ra dia tia sola ra - slide pdf.c om

Un flux energetic cu incidenta normala îsi micsoreaza valoarea odata ce este  proiectat pe o suprafata orizontala deoarece îsi modifica îsi modifica densitatea de flux. Considerata pe suprafata orizontala valorile radiatiei solare pentru o zi data se calculeaza cu ajutorul formulei, dupa (Joël, 1983): Go = 0,36 x Io (DZ sin  sin  24 /  sin  cos  cos  ) unde:

(31)

Go = radiatia solara extraterestra pe suprafata orizontala (J/cm2); Io = insolatia zilnica (incidenta normala) la limita superioara a atmosferei; DZ = durata zilei;  = latitudinea locului;  = declinatia;  = unghiul orar al rasaritului si apusului = - tg  tg ;  = 3,1416.

Spre pedeosebire valorile radiatiei suprafata normala,datorata la cea considerata suprafatadeorizontala, observamextraterestre o puternicapevariatie latitudinala modificarii unghiului de înaltime a Soarelui, deci a incidentei razelor solare. Din tabelul nr. 3 se observa ca Go, are la nivelul teritoriului tarii noastre, o variatie anuala cu valori minime în luna decembrie si maxime în iunie deci la solstitii, datorate geometriei Pamât - Soare ce modifica mersul aparent al acestuia pe bolta si deci unghiul h. In acelasi timp se observa si o variatie în sens latitudinal. Valorile scad pe masura ce latitudinea creste.

Tabel nr. 3 -2

Valorile medii lunare ale radiatiei solare extraterestre pe suprafata orizontala (J cm  ), (dupa Joël, 1983)

II

III

IV

V

VI

VII

VIII

IX

X

XI

XII

51.5 830 51.0 860 50.5 890 50.0 920 49.5 950 49.0 980 48.5 1011

1377 1407 1437 1468 1498 1528 1558

2207 2234 2261 2287 2313 2339 2365

3117 3135 3153 3171 3188 3206 3223

3830 3839 3847 3855 3863 3871 3879

4157 4160 4163 4165 4168 4170 4172

3995 4001 4006 4011 4016 4021 4025

3398 3412 3426 3440 3453 3466 3479

2554 2577 2600 2624 2646 2669 2692

1669 1698 1727 1756 1785 1814 1842

983 1014 1044 1074 1104 1135 1165

684 713 742 772 801 831 861

48.0 47.5 47.0 46.5 46.0 45.5 45.0 44.5

1588 1618 1648 1678 1708 1738 1768 1797

2391 2417 2442 2467 2492 2517 2542 2566

3240 3257 3274 3290 3306 3322 3338 3353

3886 3893 3900 3907 3914 3920 3927 3933

4174 4176 4178 4180 4181 4182 4183 4184

4030 4034 4038 4042 4046 4049 4063 4056

3492 3505 3518 3530 3542 3554 3566 3577

2714 2736 2758 2779 2801 2822 2843 2864

1871 1899 1928 1956 1984 2012 2040 2067

1195 1226 1256 1286 1317 1347 1378 1408

891 921 951 981 1012 1042 1073 1103



I

1041 1072 1102 1133 1163 1194 1225 1256

25 http://slide pdf.c om/re a de r/full/ra dia tia -sola ra

25/102

 

5/11/2018

ra dia tia sola ra - slide pdf.c om

Tabel nr. 3 - continuare I II III 

44.0 43.5 43.0 42.5 42.0 41.5 41.0

1287 1317 1348 1379 1410 1441 1472

1827 1856 1885 1914 1944 1973 2001

2590 2614 2638 2662 2685 2709 2732

IV

V

3368 3383 3398 3413 3427 3441 3455

3939 3944 3950 3955 3960 3965 3969

VI 4185 4186 4186 4186 4186 4186 4186

VII

VIII

IX

X

XI

XII

4059 4062 4064 4067 4069 4071 4073

3588 3599 3610 3620 3631 3641 3650

2885 2905 2925 2945 2965 2985 3004

2095 2122 2150 2177 2204 2231 2257

1439 1469 1499 1530 1560 1590 1620

1134 1165 1196  1227  1257  1288 1319

Pentru latitudinile României, atât valorile lui Io si Go, sunt valori maxime posibile ale intensitatii radiatiei solare extraterestre.

26 http://slide pdf.c om/re a de r/full/ra dia tia -sola ra

26/102

 

5/11/2018

ra dia tia sola ra - slide pdf.c om

 IV. RADIATIA SOLARA SI ATMOSFERA TERESTRA

Dupa cum se stie atmosfera terestra este, în primul rând, un amestec de gaze în  proportii constante (tabel nr.4).

Tabel nr. 4 Compozitia atmosferei terestre (dupa Marcu. 1983)

Gazele constituente

Azot (N2) Oxigen (O2) Argon (Ar) Bioxid de carbon (CO2) Heliu (He)   Neon (Ne) Hidrogen (H2) Crypton (Cr) Xenon (Xe) Ozon (O3)

% (de volum)

78,08 20,95 0,93 0,03 0,01 0,01 0,01 0,01 0,01

0,01

Pe lânga moleculele gazelor componente în atmosfera exista, în cantitati variabile, o serie de alte elemente constitutive. In primul rând trebue mentionata apa în diversele ei forme de agregere, pulberi de origina naturala sau antropica. Dupa dimensiunile lor particulele din atmosfera se clasifica în (Mészàros 1981) :

- particule Aitken r   0,1  m; - particule mari 0,1   r   1,0  m; - particule gigantice r   1,0 m. Dintre aceste spectre dimensionale concentratia cea mai mare, o au primele doua grupe, deoarece ele sunt particule cu timp mare de rezidenta, în atmosfera. Este cazul ioni- lor, pulberilor foarte fine provenite din combustie si diverse reactii chimice din atmosfera (picaturi minuscule de acid sulfuric,azotic si azotos), diversele pulberi minerale  provenite din dezagregarea scoartei terestre, cenusi vulcanice. La acestea se adauga gama larga a starilor de agregare ale apei în atmosfera de la picaturi foarte fine care formeaza ceata, pânadelaorigina picaturile de ploaie si sporii cristalesi diversele de gheata. Nu trebuesc neglijate nici  particulele biologica, polenul, microorganisme. Efectul optic cel mai puternic asupra radiatiei solare îl au particulele mari (Mészàros 1981). Toate aceste impuritati alcatuesc în ansamblu aerosolul atmosferic. El este caracteristic atmosferei joase (troposfera inferioara), In medie, numarul impuritatilor  atmosferice descreste în înaltime dupa legea exponentiala:

27 http://slide pdf.c om/re a de r/full/ra dia tia -sola ra

27/102

 

5/11/2018

ra dia tia sola ra - slide pdf.c om

 Nz = No e -kz ,

(32) unde:

 Nz = concentratia la la o înaltime z;  N concentratia la nivelul solului; Ko == constanta; z = înaltimea. Abaterile de la aceasta lege sunt uneori mari, datorita eruptiilor vulcanice, a circulatiei maselor de aer. Din punct de vedere optic atmosfera reala descrisa mai sus poate fi considerata un mediu tulbure care exercita asupra radiatiei solare ce o strabate, un fenomen complex de atenuare care îi modifica atât energia cât si compozitia spectrala, cunoscut sub numele de extinctie . Fenomenul se datoreste unei absorbtiei selective si unei difuzii partiale si el este dependent de lungimea de unda. Fenomenul extinctiei   Extinctia prin absorbtie.  Radiatia

solara directa îsi diminueaza intensitatea sub influenta atmosferei însasi (Stoica C, Cristea N., 1971). Daca se noteaza cu  I  fluxul unei radiatii solare directe monocromatice în atmosfera atunci extinctia - dI  suferita de aceasta radiatie pe drumul elementar ds va fi  proportionala cu I cu ds si cu densitatea  a aerului (Fig. 7.1.1): 



(33) în care:

- d S = K  I  ds

K   = factor de proportionalitate ce depinde de natura mediului. Integrând de la limita superioara a atmosferei (s = 0 , I = IO) pâna la sol (s = s, I  = Im) se obtine: 

 s

 m     e

 K     ds o

 

(34) Integrala de la exponent se numeste masa optica si este masa coloanei de aer de sectiune egala cu unitatea care porneste de la suprafata terestra ( 0) si limita superioara a atmosferei ( 0' ). Relatia (7.3) se mai poate scrie si sub forma: h

unde:

 m    o

e  K  m o   dh



(35)

   ds m    dh

(36)

 s

o h

o

 poarta numele de  masa atmosferica  si ea arata de câte ori masa optica corespunzatoare distantei zenitale z este mai mare decât masa optica pentru z = 0 considerata ca unitate

28 http://slide pdf.c om/re a de r/full/ra dia tia -sola ra

28/102

 

5/11/2018

ra dia tia sola ra - slide pdf.c om

a = K      dh   o h

(37) 

se numeste coeficient de extinctie monocromatica al atmosferei pentru masa optica unitate. Daca se tine seama de relatia ( 37), atunci relatia ( 35) devine: Im = Io e- am

(38)

si daca se noteaza q = e- a se va obtine: Im = Io q m

(39)

unde marimea q se numeste coeficient de transmisie monocromatica al atmosferei , el fiind raportul dintre fluxul la sol si cel de la limita superioara a atmosferei, pentru m = 1 (distanta zenitala a Soarelui este nula, incidenta normala). El este întotdeauna cuprins între (transparenta nula) si 1 (transparenta totala). Expresiile (38) si (39) sunt cunoscute sub numele de  legea lui Bouguer . In esenta ea exprima urmatoarele; pentru o transparenta data, intensitatea radiatiei solare ajunsa la sol scade în progresie geometrica atunci când masa atmosferei  strabatuta de razele solare creste în progresie aritmetica. Din relatia (39) se obtine forma lui q: q =

m

S  m

(40)

S o

Din figura 1.1.1 se observa ca, ds = dh sec z, si formula 7.5 devine: m = sec z

(41)

Cu aceasta formula Bemporand a calculat masele atmosferice corespunzatoare diverselor distante zenitale (tabel nr. 5):

Tabel nr.5.  Masele atmosferice normale (la presiunea 760 mm Hg), în functie de distanta zenitala (dupa Bemporand, citat de Herovanu M. 1957)

z

0o

10o

20o

30o

40o

50o

60o

70o

80o

85o 

m

1.00

1.02

1.06

1.15

1.30

1.55

1.995

2.905

5.60

10.39

Pentru o distanta zenitala oarecare, tabelul da masa atmosferica la presiunea standard. Daca vrem sa calculam masa atmosferica pentru o presiune p se foloseste relatia:

29 http://slide pdf.c om/re a de r/full/ra dia tia -sola ra

29/102

 

5/11/2018

ra dia tia sola ra - slide pdf.c om

m p



 p

m 760

(42)

760

Ecuatiile lui Bouguer (5.7) si (5.8) sunt valabile pentru o radiatie monocromatica. Pentru întreg spectrul solar ele devin:  m  o   e  a m d  o   q  m d  



 

0

0

 

(43)

Daca se noteaza:  o  o    d   

(44) constanta solara redusa la distanta Pamânt - Soare si cu a coeficientul de extinctie  policromatica, iar cu q cel de transmisie policromatica, se poate scrie: 0

Im = Io e-am = Io qm

(45)

ecuatiile lui Bouguer pentru radiatia policromatica. Pentru un flux considerat pe o suprafata orizontala , unde Im = I m cos z , legea lui Bouguer devine: Im = Io q sec z

(46)

Considerata în aceasta forma legea lui Bouguer explica mersul diurn si cel anual al radiatiei solare directe [Herovanu M. 1957]. Deoarece q