Sluneční záření a atmosféra - jednoduché experimenty Solar radiation and atmosphere - simple experiments Tomáš Miléř, Petr Sládek Sluneční záření je průchodem atmosférou velmi ovlivňováno, takže vlastnosti přímého a rozptýleného světla silně závisí na aktuálním znečištění ovzduší aerosoly. Jednoduchými experimenty, při kterých měříme sluneční záření pomocí solárního článku a multimetru, můžeme zjišťovat stav čistoty ovzduší. Pomocí luxmetru a barevných filtrů lze zase ověřit proměnu spektrálního složení slunečního světla během dne. Mnohé o stavu atmosféry se dozvíme také pozorováním soumrakových jevů. Pro studium interakce slunečního záření a atmosféry je výhodou provádět experimenty za vhodných meteorologických podmínek. Nejlepší podmínky jsou takové, kdy je zcela jasno, tedy obloha je bez sebemenší oblačnosti. Sledovat předpověď počasí nestačí, protože aktuální situace v atmosféře se často dokáže změnit velmi rychle. Třeba obzor, kde očekáváme západ Slunce, se během několika minut zatáhne konvekční oblačností takže Slunce nemůžeme sledovat až k horizontu. Výsledky prezentované v této práci jsou na základě provedených měření a pozorování z léta 2006. 2. Měření změn barevného složení slunečního světla během dne K výpočtům potřebujeme znát polohu měřícího stanoviště, tj. zeměpisnou šířku, délku a nadmořskou výšku H. Pokud nemáme k dispozici GPS, máme možnost zeměpisné souřadnice zjistit na internetové stránce „http://www.mapy.cz". Abychom nemuseli provádět složité astronomické výpočty, použijeme applet pro výpočet polohy Slunce na obloze ze stránek „http://aa.usno.navy.mil". Získáme zde údaje o výšce Slunce nad obzorem h pro zadaný den, které jsou nutné k výpočtu atmosférické hmoty m. 1. Uvod i (i) m = sin h ZENIT Obr. 1: Atmosférická hmota m XXV International Colloquium, Brno, May 17, 2007 1 Vztah (1) lze s dostatečnou přesností použít pro h > 20°, čemuž odpovídá m = 2,9. Pokud jsme nuceni měřit v době, kdy je Slunce níže nad obzorem, doporučujeme použít k výpočtu atmoférické hmoty upravený vztah podle Kastena a Younga^, který zohledňuje zakřivení Země, a umožňuje další korekci pro ohyb slunečních paprsků v atmosféře. Při měření změn spektra přímého dopadajícího slunečního záření je potřeba zajistit měření v ploše kolmé ke slunečním paprskům. K zjištění kolmosti plochy k slunečním paprskům lze použít jednoduchý „stínoměr", což je dřevěná deska, k níž je kolmo připevněn dřevěný špalík (viz. obrázek 2). K této desce pak připevníme čidlo luxmetru, fotovoltaický článek nebo jiný fotocitlivý detektor. Při takovém natočení, kdy špalík nevrhá na desku stín, je plocha detektoru nasměrována kolmo ke slunečním paprskům. Obr. 2: Měřící souprava: luxmetr, stínoměr, barevné fotografické filtry V době provádění tohoto měření byla značná oblačnost, zvláště pak v odpoledních hodinách, jak dokládá obrázek 3. Obr. 3: Obloha na straně západu Slunce v 18:18 CET K zjištění proměny spektrálního složení světla během dne se ukázalo jako dostačující použití pouze běžných fotografických filtrů - červeného a modrého. Digitálním luxmetrem byla měřena XXV International Colloquium, Brno, May 17, 2007 2 intenzita osvětlení jak přímo, tak přes barevné fotografické filtry. Na čidlo luxmetru dopadalo sluneční záření přímé, ale i difúzni záření oblohy. V průběhu dne bylo provedeno vždy několik sad měření, při soumraku pak bylo třeba měřit častěji a velmi rychle, jelikož spektrální složení i intenzita osvětlení se prudce měnily. Pro znázornění změn spektra je výhodou zavést relativní poměr -říe-R rozdílu intenzity osvětlení (při použití modrého filtru) a (při použití červeného filtru). ^b-k = (2) Výsledky měření jsou znázorněny třemi časově korespondujícími grafy na obr. 4. Na vodorovné ose je vynesen středoevropský čas. Poslední měření zaznamenané v horním grafu bylo provedeno v 19:32 CET. IT 0,89 ^B-R 0,84 0,79 0,74 h[°] 60 40 20 t * i * * *- t i * v. • * * ft ** * 1 t ».* * m KV o 40 30 20 10 V 10:00 11:00 12:00 13:00 14:00 15:00 18:00 17:00 18:00 19:00 CET Obr. 4: Měření poměru modré a červené složky ve spektru slunečního záření dne 24.7.2006 ve Šlapa-nicích u Brna (nahoře), výška Slunce nad obzorem (uprostřed) a atmosférická hmota pro stejný den (dole) Krátce před západem Slunce se sluneční kotouč schoval za mrak (viz. obr. 5, kolem 19:25), což se projevilo na spektrálním složení světla, jak je vidět na grafu 4. Potom se sluneční kotouč ještě na chvíli ukázal, aby předčasně zapadl za oblačnost nad horizontem. Teoreticky mělo v místě měření zapadnout Slunce v 19:44 CET, ale ve skutečnosti zmizel sluneční kotouč za oblačností asi o 10 minut dříve. XXV International Colloquium, Brno, May 17, 2007 3 Obr. 5: Situace před západem Slunce v 19:22 CET (vlevo) a 19:34 CET (vpravo) Vliv oblačnosti se sice na výsledcích měření večer projevil, přesto posuv od převládající modré složky v době kolem poledne k červené složce v době před západem Slunce je z výsledného grafu zcela zřejmý. 3. Měření čistoty ovzduší fotovoltackým panelem Průchodem slunečního záření atmosférou dochází k zeslabování jeho intenzity. Míra zeslabení závisí na atmosférické hmotě m a aktuálním složení atmosféry. Při dokonale čisté a suché atmosféře (tzv. Rayleighova atmosféra) by docházelo k rozptylu pouze na molekulách kyslíku a dusíku. Reálná atmosféra obsahuje další prvky zeslabující světlo, jak jsou především aerosoly, vodní pára a ozón. Jejich účinek na zeslabení přímého záření lze shrnout do jediného koeficientu, tzv. Linkeho koeficientu znečištění atmosféry*^. rr čr + Sa + Ôv + ÔQ3 /oN kde ôji je optická tloušťka atmosféry pro Rayleighův rozptyl na molekulách, Je optická tloušťka atmosféry pro rozptyl na aerosolech, ôv je optická tloušťka atmosféry pro absorpci na vodní páře, ^03 Je optická tloušťka atmosféry pro absorpci na molekulách ozónu. Linkeho koeficient plní zásadní funkci v teoretických modelech bezoblačné oblohy, využívá se v atlasech slunečního záření (např. ESRA) a k předpovídání efektivnosti solárních zařízení (např. applet PVGIS®). Původní Linkeho vztah trpí značnou závislostí na hodnotě m, což je nežádoucí. Z tohoto důvodu se mnoho autorů pokoušelo a stále pokouší nalézt formuli, která by byla univerzální a na m nezávislá. Za standard se pak považuje hodnota Linkeho koeficientu pro m = 2, pro kterou různé modely dávají podobné výsledky. Z našeho ověřování několika různých modelů bezoblačné oblohy na datech pyrheliometrických měření vychází nejlépe práce Ineichena a Pereze® z roku 2002, jejichž vztahy jsme použili k výpočtům našich měření. Hodnoty Linkeho koeficientu jsou obvykle Tli = 2,0 pro polohy nad 2 000 m n. m., Tli = 2,5 pro místa 2 000 m n. m., Tli = 3,0 pro venkov bez průmyslových exhalací, Tli = 4,0 pro města s průmyslovými exhalacemi a Tli = 5 — 6 v průmyslových městech®. XXV International Colloquium, Brno, May 17, 2007 4 Obr. 6: Průměrné roční hodnoty Linkeho koeficientu Tli, m = 2, Evropa' (5) Při vlastním měření natáčíme pomocí stínoměru panel kolmo ke slunečním paprskům, a měříme napětí naprázdno Uoc a proud nakrátko Isc. Výkon fotovoltaického panelu vypočítáme pomocí vztahu: kde FF je koeficient plnění (fill factor), pro monokrystalický křemík má obvykle hodnotu FF = 0, 75. Intenzita přímého slunečního záření na plochu kolmou ke směru paprsků je pak: kde i] je účinnost fotovoltaického panelu (obvykle asi 0,125, resp. 12,5 %) a S je jeho plocha (včetně rámu) v m2. Linkeho koeficient znečištění atmosféry lze podle Ineichena a Pereze^ vypočítat následujícím empirickým vztahem: Linkeho koeficient by měl být nezávislý na tloušťce atmosféry, jíž sluneční záření prochází. Vztah (6) byl vyvinut pro měření přímého slunečního záření pyrheliometrem, a pro data získaná tímto profesionálním zařízením skutečně dává stálou hodnotu Tli v průběhu celého dne (s výjimkou doby krátce po východu a těsně před západem Slunce). Protože vztah (6) je modelem bezoblačné oblohy, měli bychom měření provádět jen za ideálních podmínek bez jakékoliv oblačnosti. Na plochu fotovoltaického panelu dopadá kromě přímého záření Jpn také záření difúzni, které ovlivňuje výkon panelu. Křemíkový materiál má také odlišnou spektrální citlivost, a je značně teplotně závislý. Nejobjektivnější měření je vhodné provádět v době, kdy je atmosférická tloušťka m = 2. Dne 17.7.2006 tato situace nastala v 16:33 CET, a hodnota Linkeho koeficientu XXV International Colloquium, Brno, May 17, 2007 5 (4) nám z našich měření vychází Tli = 3,8, což se jeví jako hodnota reálná pro oblast Šlapanic u Brna. Pokud si dopředu zjistíme čas pro m = 2 (např. na http://aa.usno.navy.mil), a nebude-li v té době žádná oblačnost, můžeme výše popsanou metodou změřit čistotu ovzduší vyjádřenou hodnotou Linkeho koeficientu. 4. Závěr Příspěvek představuje jednoduchá měření týkající se kvality ovzduší a vlivu výšky Slunce nad obzorem na barevné složení denního světla. Měření relativního poměru intenzity osvětlení při použití modrého a při použití červeného filtru ukazuje, že se v průběhu dne mění barevné rozložení spektra slunečního světla tak, že se k večeru podíl červené složky zvyšuje. S použitím fotovoltaického článku je možné stanovit hodnotu Linkeho faktoru znečištění ovzduší. Experimenty mohou provádět i žáci středních škol. Přehled fyzikálních veličin značka veličina h úhlová výška Slunce nad obzorem H nadmořská výška m atmosférická hmota atmosférická hmota podle Kastena-Younga Uoc elektrické napětí naprázdno Isc elektrický proud nakrátko p okamžitý výkon FV panelu v účinnost FV panelu FF koeficient plnění (fill factor) Tu Linkeho koeficient znečištění atmosféry EB intenzita osvětlení při použití modrého filtru Er intenzita osvětlení při použití červeného filtru Kb-r relativní poměr rozdílu intenzity osvětlení při použití modrého a červeného filtru Použité zdroje 1. RIGOLLIER, Christelle, BAUER, Olivier, WALD, Luden. On the clear sky model of the ESRA — European Solar Radiation Atlas — with respect to the heliosat method. Solar Energy. 1999, is. 1, s. 33-48. Dostupný z WWW: . 2. INEICHEN, Pierre, PEREZ, Richard. A new airmass independent formulation for the Linke turbidity coefficient. Solar Energy. 2002, no. 3, s. 151-157. Dostupný z WWW: . 3. CIHELKA, Jaromír. Solární tepelná technika. 1. vyd. Praha : T. Malina, 1994- 208 s. ISBN 80-900759-5-9. XXV International Colloquium, Brno, May 17, 2007 6 4. SATEL-LIGHT: The European Database of Daylight and Solar Radiation [online]. 2007 [cit. 2007-02-02]. Dostupny z WWW: . 5. PVGIS: Geographical Assessment of Solar Energy Resource and Photovoltaic Technology [online]. 2007 [cit. 2007-03-04]- Dostupny z WWW: . Údaje o autorech Doc. RNDr. Petr Sládek CSc. Katedra fyziky PedF MU Poříčí 7, 603 00, Brno, ČR E-mail: sladek@ped.muni.cz Telefon:+ 420 549 496 841 Tomáš Miléř Katedra fyziky PedF MU Poříčí 7, 603 00, Brno, ČR E-mail: indi@mail.muni.cz Telefon:+ 420 724 161 236 XXV International Colloquium, Brno, May 17, 2007 7