Budowa Słońca

Pompy ciepła

i kolektory słoneczne

Bogusław Białko

Słońce – kula zjonizowanego gazu, składająca się w

warstwach

powierzchniowych z wodoru (ok. 72% masy) i helu (ok.

26%).

Pozostałe 2% to: węgiel, azot, tlen, neon, magnez, krzem, siarka, argon, wapń, nikiel, żelazo oraz śladowe ilości związków chemicznych.

W centrum słońca gęstość dochodzi do 150 000

kg/m3.

Budowa Słońca

Słońce składa się z trzech głównych części:

Jądra

(210 000 km - 0,3 promienia) Otoczki promienistej

(210 000 – 490 000) Otoczki konwekcyjnej (>490 000)

Budowa Słońca

Budowa Słońca – jądro

Fuzja wodoru w hel przy temperaturze 15 000 000 K i gęstości 150 000 kg/m³. Materia w jądrze pozostaje w stanie gazowym.

Zawartość helu maleje ze wzrostem

odległości od centrum.

(210 000 – 490 000) – obszar względnie przezroczysty, dzięki czemu transport energii odbywa się za pomocą fotonów.

Temperatura spada z 8 000 000 K do 2 000 000 K.

Budowa Słońca – otoczka promienista

(>490 000 km) – obszar o mniejszej przezroczystości. Transport energii odbywa się poprzez konwekcję materii z głębszych warstw w stronę powierzchni.

Temperatura na powierzchni wynosi około 5777 K.

Budowa Słońca – otoczka konwekcyjna

Budowa atmosfery Słońca – fotosfera

Całe obserwowane promieniowanie słoneczne, pochodzi w fotosfery. Jest to najniżej położona warstwa atmosfery, znajdująca się w bezpośredniej bliskości powierzchni Słońca o grubości około 100 km.

W fotosferze zachodzą intensywne

procesy konwekcyjne, przenoszące energię ku zewnętrznym warstwom, tworząc

charakterystyczną granulowaną strukturę – obszary o rozmiarach 1000-2000 km.

Cykl życia Słońca

Orbita Ziemi

Składniki bilansu energetycznego Ziemi

Strumienie energii w bilansie biosfery

Promieniowanie słoneczne 174·10¹⁵ W

Albedo 49·10¹⁵ W Absorbcja 125·10¹⁵ W

Przyrost energii wewnętrznej lądów i oceanów

81·10¹⁵ W

Przemiany fazowe H₂O i energia cieków wodnych

41·10¹⁵ W

Wiatr 3·10¹⁵W Fotosynteza 0,03·10¹⁵ W

Geotermia 1·10¹⁵ W

Pływy 0,001·10¹⁵ W

Spalanie paliw 0,014·10¹⁵ W

Promieniowanie

Promieniowanie cieplne (termiczne) jest to strumień energii fal

elektromagnetycznych emitowanych przez każde ciało znajdujące się w temperaturze wyższej od zera bezwzględnego.

Powstaje ono kosztem energii

kinetycznej ruchu cieplnego zderzających się molekuł.

Promieniowanie

( )

( )

, ,

 

  ⁼

T const T

Wniosek: Ciało o większej zdolności absorpcyjnej ma też większą zdolność emisyjną

 i  zależą od temperatury bezwzględnej ciała i od długości fali.

Zależność pomiędzy nimi wyraża prawo Kirchhoffa:

Podstawowe wielkości określające właściwości ciał wysyłających promieniowanie cieplne to:

Zdolność emisyjna () – określa możliwość emisji promieniowania elektromagnetycznego przez dane ciało.

Zdolność absorpcyjna () – ilość energii pochłanianej przez ciało do całej energii padającej na to ciało.

Ciało doskonale czarne

Ciało o maksymalnej zdolności absorpcyjnej (pochłania 100% padającego na nie

promieniowania), zgodnie z prawem Kirchhoffa będzie mieć też maksymalną emisyjność. Ciało takie nazwano ciałem doskonale czarnym.

Max Karl Ernst Ludwig Planck (1858 – 1947)

Emisyjności ciała doskonale czarnego nie dało się jednak wytłumaczyć równaniami mechaniki klasycznej.

W 1900 roku Max Planck wprowadzając rewolucyjne w tamtych czasach założenie, że emisja energii nie odbywa się w sposób ciągły ale w porcjach (tzw. kwantach).

Dzięki temu był w stanie przedstawić zależność prawidłowo opisującą emisję ciała doskonale czarnego w szerokim zakresie temperatur i długości fali.

Przy okazji zapoczątkował powstanie

mechaniki kwantowej, a później otrzymał Nagrodę Nobla.

Na podstawie zależności: im wyższa jest temperatura bezwzględna T źródła, tym mniejsza jest długość fali , przy której przypada maksimum natężenia emisji. Wien zapisał tą zależność prawem:

[m], T[K] oraz

C – stała wyznaczona doświadczalnie. Dla ciała doskonale czarnego C=2897 mm·K, dla innych ciał jest mniejsza.

Prawo emisji ciała doskonale czarnego (Prawo Stefana-Boltzmana):

całkowita energia emitowana przez CDC jest proporcjonalna do czwartej potęgi jego temperatury bezwzględnej.

 jest to stała Stefana-Boltzmana wynosząca 5,67.10-8 W/m²K⁴

Ciało doskonale czarne

 = C T

F = 



Ciało doskonale (nie)czarne

F =  

 

W przyrodzie ciała doskonale czarne nie występują, dlatego często definiuje się pojęcie ciała doskonale szarego, przez które rozumie się ciało, dla

którego zdolność absorpcyjna a jest stałą mniejszą od jedności ( <1) i

niezależną od długości fali. W tym przypadku całkowita energia emitowana przez ciało może być wyznaczana z zależności:

Ciało doskonale (nie)czarne

Materiał Temperatura ε

chrom 100÷1000 0,08÷0,26

miedź polerowana 80÷115 0,012÷0,023

platyna polerowana 225÷625 0,054÷0,104

stal utleniona 200÷600 0,8

żelazo utlenione 100 0,736

azbest 40÷370 0,93÷0,945

cegła czerwona 20 0,93

drewno 20 0,895

kwarc 20 0,932

porcelana 22 0,924

woda 0÷100 0,95÷0,963

Zapotrzebowanie

Roczne zużycie energii na świecie Światowe zasoby gazu

Światowe zasoby ropy Światowe zasoby uranu Światowe zasoby węgla

Energia słoneczna dostępna na powierzchni Ziemi

Tylko niewielka część (mniej jak 1%) energii docierającej na Ziemię jest aktywnie

wykorzystywana.

Szacowane całkowite zapotrzebowanie

ludzkości na energię jest 16 000 razy mniejsze od ilości docierającej ze Słońca energii.

W Polsce

Wbrew powszechnie panującej opinii, że „w naszym kraju nie ma słońca”, Polska posiada dość dobre warunki umożliwiające zastosowanie

kolektorów.

Średnie natężenie promieniowana w skali roku jest różne w zależności od szerokości i długości geograficznej i waha się pomiędzy 900-1200

kWh/m².

Są to liczby mniejsze niż w krajach południowych, jakkolwiek nie

wykluczające zastosowania kolektorów.

( )

2 4

4   R T

= 4  L r − G

( )

( )

( )

5 2 2

4 8 4

2 8 2

2

6, 965 10 5, 67 10 5777

1, 496 10 6371 1367 W/m

SC S

G T R

L r



^

= =   =

−  −

=

R = 6,965*10⁵ km L = 1,496*10⁸ km r = 6371 km

Gęstość promieniowania na zewnętrznych

granicach atmosfery

Zmiana gęstości promieniowania na zewnętrznych granicach atmosfery

G_SC, W/m² ₁₄₂₀

1400

1380

1360

1340

1320 I II III IV V VI VII VIII IX X XI XII

Absorbcja promieniowania słonecznego

cos sin sin cos sin cos sin cos cos cos cos cos cos sin sin cos cos

cos sin sin sin



      

        

   

= − +

+ + +

+

Kąt padania promieniowania słonecznego

 – deklinacja;

_ – kąt padania

promieniowania słonecznego

 – szerokość geograficzna;

 – kąt odchylenia kolektora od poziomu;

 – orientacja kolektora względem pn-pd

 – kąt godzinowy

23, 45sin 360 284

365

 =   ^  ⁺ n  ^  ^{ =  − 15} ( ^{ 12}

)

Promieniowanie słoneczne

Gęstość promieniowania słonecznego

( )

b b d d b d

G

= G R + G R + G + G    R

0

1 cos 2 1 cos

2 R

R





= +

= −

( ) ( )

cos cos cos sin sin

cos cos cos sin sin

R

      

    

− + −

= +