Źródła ciepła. Energia cieplna ma decydujące znaczenie w życiu atmosfery. Głównym źródłem tej energii jest Słońce. Jeśli chodzi o promieniowanie cieplne Księżyca, planet i gwiazd, jest ono na tyle nieistotne dla Ziemi, że praktycznie nie można go uwzględnić. Znacznie więcej energii cieplnej dostarcza ciepło wewnętrzne Ziemi. Według obliczeń geofizyków stały dopływ ciepła z wnętrza Ziemi powoduje wzrost temperatury powierzchni Ziemi o 0°,1. Ale taki dopływ ciepła jest wciąż tak mały, że nie ma potrzeby go brać pod uwagę. Zatem jedynym źródłem energii cieplnej na powierzchni Ziemi można uznać jedynie Słońce.

Promieniowania słonecznego. Słońce, którego temperatura fotosfery (powierzchni promieniującej) wynosi około 6000°, emituje energię w przestrzeń kosmiczną we wszystkich kierunkach. Część tej energii w postaci ogromnej wiązki równoległych promieni słonecznych uderza w Ziemię. Nazywa się energią słoneczną, która dociera do powierzchni Ziemi w postaci bezpośrednich promieni słonecznych bezpośrednie promieniowanie słoneczne. Ale nie całe promieniowanie słoneczne skierowane na Ziemię dociera do powierzchni Ziemi, ponieważ promienie słoneczne przechodzące przez grubą warstwę atmosfery są przez nią częściowo pochłaniane, częściowo rozpraszane przez cząsteczki i zawieszone cząsteczki powietrza, a niektóre odbijają się od chmur. Ta część energii słonecznej, która jest rozpraszana w atmosferze, nazywa się rozproszone promieniowanie. Rozproszone promieniowanie słoneczne przemieszcza się przez atmosferę i dociera do powierzchni Ziemi. Ten rodzaj promieniowania postrzegamy jako jednolite światło dzienne, kiedy Słońce jest całkowicie zakryte chmurami lub właśnie zniknęło za horyzontem.

Bezpośrednie i rozproszone promieniowanie słoneczne, które dotarło do powierzchni Ziemi, nie jest przez nią całkowicie pochłaniane. Część promieniowania słonecznego odbija się od powierzchni Ziemi z powrotem do atmosfery i tam zatrzymuje się w postaci strumienia promieni, tzw. odbite promieniowanie słoneczne.

Skład promieniowania słonecznego jest bardzo złożony, co jest związane z bardzo wysoką temperaturą promieniującej powierzchni Słońca. Tradycyjnie, w zależności od długości fali, widmo promieniowania słonecznego dzieli się na trzy części: ultrafiolet (η<0,4<μ видимую глазом (η od 0,4 μ do 0,76 μ) i część podczerwoną (η > 0,76 μ). Oprócz temperatury fotosfery słonecznej na skład promieniowania słonecznego na powierzchni Ziemi wpływa również absorpcja i rozpraszanie części promieni słonecznych przechodzących przez powłokę powietrzną Ziemi. Pod tym względem skład promieniowania słonecznego na górnej granicy atmosfery i na powierzchni Ziemi będzie inny. Na podstawie teoretycznych obliczeń i obserwacji ustalono, że na granicy atmosfery promieniowanie ultrafioletowe stanowi 5%, promienie widzialne – 52%, a podczerwone – 43%. Na powierzchni Ziemi (na wysokości Słońca wynoszącej 40°) promienie ultrafioletowe stanowią tylko 1%, promienie widzialne stanowią 40%, a promienie podczerwone stanowią 59%.

Intensywność promieniowania słonecznego. Przez intensywność bezpośredniego promieniowania słonecznego rozumie się ilość ciepła w kaloriach otrzymywanych w ciągu minuty. z energii promieniowania powierzchni Słońca w 1 cm2, położony prostopadle do promieni słonecznych.

Do pomiaru natężenia bezpośredniego promieniowania słonecznego stosuje się specjalne instrumenty - aktynometry i pirheliometry; Ilość rozproszonego promieniowania określa się za pomocą piranometru. Automatyczna rejestracja czasu trwania promieniowania słonecznego odbywa się za pomocą aktynografów i heliografów. Natężenie widmowe promieniowania słonecznego określa się za pomocą spektrobolografu.

Na granicy atmosfery, gdzie wykluczone jest działanie pochłaniające i rozpraszające ziemskiej powłoki powietrznej, natężenie bezpośredniego promieniowania słonecznego wynosi około 2 kał o 1 cm2 powierzchnie w ciągu 1 min. Ta ilość nazywa się stała słoneczna. Intensywność promieniowania słonecznego w 2 kał o 1 cm2 za 1 minutę dostarcza w ciągu roku tak dużą ilość ciepła, że ​​wystarczyłoby do stopienia warstwy lodu 35 M gruba, gdyby taka warstwa pokrywała całą powierzchnię Ziemi.

Liczne pomiary natężenia promieniowania słonecznego dają podstawy do przypuszczenia, że ​​ilość energii słonecznej docierającej do górnej granicy atmosfery ziemskiej waha się o kilka procent. Oscylacje są okresowe i nieokresowe, najwyraźniej związane z procesami zachodzącymi na samym Słońcu.

Ponadto w ciągu roku następuje pewna zmiana natężenia promieniowania słonecznego ze względu na fakt, że Ziemia podczas swojego rocznego obrotu porusza się nie po okręgu, ale po elipsie, w jednym z ognisk, w którym znajduje się Słońce . Pod tym względem zmienia się odległość Ziemi od Słońca, a co za tym idzie, zmienia się intensywność promieniowania słonecznego. Największe natężenie obserwuje się około 3 stycznia, kiedy Ziemia znajduje się najbliżej Słońca, a najniższe około 5 lipca, kiedy Ziemia znajduje się w maksymalnej odległości od Słońca.

Z tego powodu wahania natężenia promieniowania słonecznego są bardzo małe i mogą mieć jedynie znaczenie teoretyczne. (Ilość energii przy maksymalnej odległości odnosi się do ilości energii przy minimalnej odległości jako 100:107, czyli różnica jest całkowicie pomijalna.)

Warunki naświetlania powierzchni globu. Już sam kulisty kształt Ziemi powoduje, że energia promieniowania Słońca rozkłada się na powierzchni Ziemi bardzo nierównomiernie. Zatem w dni równonocy wiosennej i jesiennej (21 marca i 23 września) dopiero na równiku w południe kąt padania promieni będzie wynosił 90° (ryc. 30), a w miarę zbliżania się do biegunów będzie zmniejszyć z 90 do 0°. Zatem,

jeśli na równiku ilość otrzymanego promieniowania przyjmie się jako 1, to na 60. równoleżniku zostanie wyrażona jako 0,5, a na biegunie będzie równa 0.

Kula ponadto porusza się codziennie i co roku, a oś Ziemi jest nachylona do płaszczyzny orbity pod kątem 66°,5. Z powodu tego nachylenia między płaszczyzną równika a płaszczyzną orbity powstaje kąt 23°30. Ta okoliczność powoduje, że kąty padania promieni słonecznych dla tych samych szerokości geograficznych będą się zmieniać w granicach 47° (23,5 + 23,5 ) .

W zależności od pory roku zmienia się nie tylko kąt padania promieni, ale także czas świecenia. Jeśli w krajach tropikalnych długość dnia i nocy jest w przybliżeniu taka sama o każdej porze roku, to w krajach polarnych jest zupełnie inaczej. Na przykład przy 70° N. w. latem Słońce nie zachodzi przez 65 dni na 80° N. sh. - 134, a na biegunie -186. Z tego powodu promieniowanie na biegunie północnym w dniu przesilenia letniego (22 czerwca) jest o 36% większe niż na równiku. Jeśli chodzi o całą letnią połowę roku, całkowita ilość ciepła i światła odbierana przez biegun jest tylko o 17% mniejsza niż na równiku. Zatem latem w krajach polarnych czas oświetlenia w dużej mierze rekompensuje brak promieniowania będący konsekwencją małego kąta padania promieni. W zimowej połowie roku obraz jest zupełnie inny: ilość promieniowania na tym samym biegunie północnym będzie równa 0. W efekcie w ciągu roku średnia ilość promieniowania na biegunie będzie o 2,4 mniejsza niż na biegunie równik. Z tego wszystkiego, co zostało powiedziane wynika, że ​​ilość energii słonecznej, którą Ziemia otrzymuje poprzez promieniowanie, zależy od kąta padania promieni i czasu trwania napromieniowania.

W przypadku braku atmosfery na różnych szerokościach geograficznych powierzchnia Ziemi otrzymywałaby dziennie następującą ilość ciepła wyrażoną w kaloriach na 1 cm2(patrz tabela na stronie 92).

Zwykle nazywa się rozkład promieniowania na powierzchni ziemi podany w tabeli klimat słoneczny. Powtarzamy, że taki rozkład promieniowania mamy tylko na górnej granicy atmosfery.

Osłabienie promieniowania słonecznego w atmosferze. Do tej pory mówiliśmy o warunkach dystrybucji ciepła słonecznego po powierzchni Ziemi, bez uwzględnienia atmosfery. Tymczasem atmosfera w tym przypadku ma ogromne znaczenie. Promieniowanie słoneczne przechodząc przez atmosferę ulega rozproszeniu, a ponadto absorpcji. Obydwa te procesy łącznie powodują znaczne tłumienie promieniowania słonecznego.

Promienie słoneczne przechodząc przez atmosferę doświadczają przede wszystkim rozpraszania (dyfuzji). Rozpraszanie powstaje w wyniku tego, że promienie świetlne załamane i odbite od cząsteczek powietrza oraz cząstek ciał stałych i płynnych znajdujących się w powietrzu odchylają się od prostej ścieżki Do naprawdę „rozpraszać”.

Rozpraszanie znacznie osłabia promieniowanie słoneczne. Wraz ze wzrostem ilości pary wodnej, a zwłaszcza cząstek pyłu, dyspersja wzrasta, a promieniowanie słabnie. W dużych miastach i na obszarach pustynnych, gdzie zawartość pyłu w powietrzu jest największa, dyspersja osłabia siłę promieniowania o 30-45%. Dzięki rozproszeniu uzyskuje się światło dzienne, które oświetla obiekty, nawet jeśli promienie słoneczne nie padają bezpośrednio na nie. Rozpraszanie decyduje również o kolorze nieba.

Zastanówmy się teraz nad zdolnością atmosfery do pochłaniania energii promieniowania słonecznego. Główne gazy tworzące atmosferę pochłaniają stosunkowo mało energii promieniowania. Zanieczyszczenia (para wodna, ozon, dwutlenek węgla i pył) natomiast mają wysoką zdolność pochłaniania.

W troposferze najważniejszym zanieczyszczeniem jest para wodna. Szczególnie silnie pochłaniają podczerwień (długie fale), czyli głównie promienie cieplne. A im więcej pary wodnej w atmosferze, tym naturalnie więcej i. wchłanianie. Ilość pary wodnej w atmosferze podlega dużym zmianom. W warunkach naturalnych waha się od 0,01 do 4% (objętościowo).

Ozon ma bardzo dużą zdolność absorpcji. Jak już wspomniano, znaczna domieszka ozonu zlokalizowana jest w dolnych warstwach stratosfery (powyżej tropopauzy). Ozon pochłania prawie całkowicie promienie ultrafioletowe (krótkofalowe).

Dwutlenek węgla ma również dużą zdolność absorpcji. Pochłania głównie fale długofalowe, czyli głównie promienie cieplne.

Pył znajdujący się w powietrzu pochłania również część promieniowania słonecznego. Ogrzany promieniami słonecznymi może znacznie podnieść temperaturę powietrza.

Z całkowitej ilości energii słonecznej docierającej do Ziemi atmosfera pochłania jedynie około 15%.

Tłumienie promieniowania słonecznego na skutek rozproszenia i absorpcji przez atmosferę jest bardzo zróżnicowane dla różnych szerokości geograficznych Ziemi. Różnica ta zależy przede wszystkim od kąta padania promieni. W zenitowym położeniu Słońca promienie padające pionowo przecinają atmosferę najkrótszą drogą. W miarę zmniejszania się kąta padania droga promieni słonecznych się wydłuża, a tłumienie promieniowania słonecznego staje się coraz większe. To ostatnie jest wyraźnie widoczne na rysunku (ryc. 31) i załączonej tabeli (w tabeli za jedną przyjmuje się drogę promienia słonecznego w zenitalnym położeniu Słońca).

W zależności od kąta padania promieni zmienia się nie tylko ich liczba, ale także ich jakość. W okresie, gdy Słońce znajduje się w zenicie (nad głową), promienie ultrafioletowe stanowią 4%,

widzialne – 44% i podczerwone – 52%. Kiedy Słońce znajduje się blisko horyzontu, nie ma w ogóle promieni ultrafioletowych, widzialnych 28% i podczerwonych 72%.

Złożoność wpływu atmosfery na promieniowanie słoneczne dodatkowo pogłębia fakt, że jego zdolność przesyłowa różni się znacznie w zależności od pory roku i warunków pogodowych. Jeśli więc niebo pozostawałoby bezchmurne przez cały czas, to roczny przebieg dopływu promieniowania słonecznego na różnych szerokościach geograficznych można by przedstawić graficznie w następujący sposób (ryc. 32): Rysunek wyraźnie pokazuje, że przy bezchmurnym niebie w Moskwie w maju W czerwcu i lipcu więcej ciepła będzie pozyskiwane z promieniowania słonecznego niż na równiku. Podobnie w drugiej połowie maja, czerwcu i pierwszej połowie lipca na biegunie północnym będzie odbieranych więcej ciepła niż na równiku i w Moskwie. Powtarzamy, że tak samo byłoby w przypadku bezchmurnego nieba. Ale w rzeczywistości to nie działa, ponieważ zachmurzenie znacznie osłabia promieniowanie słoneczne. Podajmy przykład pokazany na wykresie (ryc. 33). Wykres pokazuje, ile promieniowania słonecznego nie dociera do powierzchni Ziemi: znaczna jego część jest opóźniana przez atmosferę i chmury.

Trzeba jednak powiedzieć, że ciepło pochłonięte przez chmury częściowo ogrzewa atmosferę, a częściowo pośrednio dociera do powierzchni ziemi.

Dzienne i roczne wahania intensywności nasłonecznieniapromieniowanie świetlne. Natężenie bezpośredniego promieniowania słonecznego na powierzchni Ziemi zależy od wysokości Słońca nad horyzontem oraz od stanu atmosfery (jej zapylenia). Jeśli. Jeżeli przezroczystość atmosfery była stała w ciągu dnia, wówczas maksymalne natężenie promieniowania słonecznego obserwowane byłoby w południe, a minimalne o wschodzie i zachodzie słońca. W tym przypadku wykres dobowego natężenia promieniowania słonecznego byłby symetryczny względem połowy doby.

Zawartość pyłów, pary wodnej i innych zanieczyszczeń w atmosferze stale się zmienia. Pod tym względem przezroczystość zmian powietrza i symetria wykresu natężenia promieniowania słonecznego zostaje zakłócona. Często, zwłaszcza latem, w południe, kiedy powierzchnia ziemi jest intensywnie nagrzewana, powstają silne prądy powietrza skierowane w górę, a w atmosferze wzrasta ilość pary wodnej i pyłu. Powoduje to znaczną redukcję promieniowania słonecznego w południe; Maksymalne natężenie promieniowania w tym przypadku obserwuje się w godzinach przedpołudniowych lub popołudniowych. Roczna zmienność natężenia promieniowania słonecznego związana jest także ze zmianami wysokości Słońca nad horyzontem w ciągu roku oraz ze stanem przezroczystości atmosfery w poszczególnych porach roku. W krajach półkuli północnej najwyższa wysokość Słońca nad horyzontem występuje w czerwcu. Ale jednocześnie obserwuje się największe zapylenie atmosfery. Dlatego też maksymalne natężenie zwykle występuje nie w środku lata, ale w miesiącach wiosennych, kiedy Słońce wschodzi dość wysoko* nad horyzontem, a atmosfera po zimie pozostaje stosunkowo przejrzysta. Aby zobrazować roczną zmienność natężenia promieniowania słonecznego na półkuli północnej, prezentujemy dane dotyczące średnich miesięcznych wartości natężenia promieniowania słonecznego w południe w Pawłowsku.

Ilość ciepła pochodzącego z promieniowania słonecznego. W ciągu dnia powierzchnia Ziemi w sposób ciągły otrzymuje ciepło z bezpośredniego i rozproszonego promieniowania słonecznego lub tylko z promieniowania rozproszonego (przy pochmurnej pogodzie). Dobową ilość ciepła wyznacza się na podstawie obserwacji aktynometrycznych: biorąc pod uwagę ilość promieniowania bezpośredniego i rozproszonego docierającego do powierzchni ziemi. Po ustaleniu ilości ciepła na każdy dzień oblicza się ilość ciepła odbieraną przez powierzchnię ziemi w miesiącu lub roku.

Dzienna ilość ciepła odbieranego przez powierzchnię ziemi z promieniowania słonecznego zależy od intensywności promieniowania i czasu jego działania w ciągu dnia. Pod tym względem minimalny dopływ ciepła występuje zimą, a maksymalny latem. W rozkładzie geograficznym całkowitego promieniowania na kuli ziemskiej obserwuje się jego wzrost wraz ze zmniejszaniem się szerokości geograficznej. Stanowisko to potwierdza poniższa tabela.

Rola promieniowania bezpośredniego i rozproszonego w rocznej ilości ciepła odbieranego przez powierzchnię ziemi na różnych szerokościach geograficznych globu jest różna. Na dużych szerokościach geograficznych w rocznej ilości ciepła dominuje promieniowanie rozproszone. Wraz ze zmniejszaniem się szerokości geograficznej dominuje bezpośrednie promieniowanie słoneczne. Na przykład w zatoce Tikhaya rozproszone promieniowanie słoneczne zapewnia 70% rocznej ilości ciepła, a promieniowanie bezpośrednie tylko 30%. W Taszkencie natomiast bezpośrednie promieniowanie słoneczne zapewnia 70%, rozproszone tylko 30%.

Odbicie Ziemi. Albedo. Jak już wskazano, powierzchnia Ziemi pochłania jedynie część energii słonecznej, która dociera do niej w postaci promieniowania bezpośredniego i rozproszonego. Druga część odbija się w atmosferze. Stosunek ilości promieniowania słonecznego odbitego przez daną powierzchnię do ilości strumienia energii promieniowania padającego na tę powierzchnię nazywa się albedo. Albedo wyrażane jest w procentach i charakteryzuje współczynnik odbicia danej powierzchni.

Albedo zależy od charakteru powierzchni (właściwości gleby, obecność śniegu, roślinności, wody itp.) oraz od kąta padania promieni słonecznych na powierzchnię Ziemi. I tak na przykład, jeśli promienie padają na powierzchnię ziemi pod kątem 45°, to:

Z powyższych przykładów jasno wynika, że ​​współczynnik odbicia różnych obiektów nie jest taki sam. Jest największa w pobliżu śniegu, a najmniejsza w pobliżu wody. Jednakże przykłady, które wzięliśmy, dotyczą tylko tych przypadków, gdy wysokość Słońca nad horyzontem wynosi 45°. Wraz ze zmniejszaniem się tego kąta współczynnik odbicia wzrasta. I tak na przykład przy wysokości Słońca 90° woda odbija tylko 2%, przy 50° - 4%, przy 20° - 12%, przy 5° - 35-70% (w zależności od stanu powierzchni wody ).

Przy bezchmurnym niebie powierzchnia globu odbija średnio 8% promieniowania słonecznego. Dodatkowo 9% odbija się w atmosferze. Zatem kula ziemska jako całość, z bezchmurnym niebem, odbija 17% padającej na nią energii promieniowania Słońca. Jeśli niebo jest pokryte chmurami, odbija się od nich 78% promieniowania. Jeśli weźmiemy pod uwagę warunki naturalne, bazując na obserwowanym w rzeczywistości stosunku nieba bezchmurnego do nieba pokrytego chmurami, wówczas współczynnik odbicia Ziemi jako całości wynosi 43%.

Promieniowanie ziemskie i atmosferyczne. Ziemia otrzymując energię słoneczną nagrzewa się i sama staje się źródłem promieniowania cieplnego w przestrzeń kosmiczną. Jednak promienie emitowane przez powierzchnię ziemi bardzo różnią się od promieni słonecznych. Ziemia emituje tylko długofalowe (λ 8-14 μ) niewidzialne promienie podczerwone (termiczne). Energia emitowana przez powierzchnię Ziemi nazywana jest energią promieniowanie ziemskie. Promieniowanie z Ziemi występuje... dzień i noc. Im wyższa temperatura ciała emitującego, tym większa intensywność promieniowania. Promieniowanie ziemskie określa się w tych samych jednostkach co promieniowanie słoneczne, czyli w kaloriach od 1 cm2 powierzchnie w ciągu 1 min. Obserwacje wykazały, że ilość promieniowania ziemskiego jest niewielka. Zwykle osiąga 15-18 setnych kalorii. Ale działając w sposób ciągły, może dać znaczny efekt termiczny.

Najsilniejsze promieniowanie ziemskie uzyskuje się przy bezchmurnym niebie i dobrej przejrzystości atmosfery. Zachmurzenie (zwłaszcza niskie) znacznie zmniejsza promieniowanie ziemskie, a często sprowadza je do zera. Można tu powiedzieć, że atmosfera wraz z chmurami stanowi dobry „koc” chroniący Ziemię przed nadmiernym wychłodzeniem. Części atmosfery, takie jak obszary powierzchni ziemi, emitują energię w zależności od swojej temperatury. Ta energia nazywa się promieniowanie atmosferyczne. Natężenie promieniowania atmosferycznego zależy od temperatury promieniującej części atmosfery, a także od ilości pary wodnej i dwutlenku węgla zawartej w powietrzu. Promieniowanie atmosferyczne należy do grupy fal długofalowych. Rozprzestrzenia się w atmosferze we wszystkich kierunkach; pewna jego ilość dociera do powierzchni ziemi i jest przez nią pochłaniana, pozostała część trafia w przestrzeń międzyplanetarną.

O przybycie i zużycie energii słonecznej na Ziemię. Powierzchnia Ziemi z jednej strony otrzymuje energię słoneczną w postaci promieniowania bezpośredniego i rozproszonego, z drugiej strony traci część tej energii w postaci promieniowania ziemskiego. W wyniku dotarcia i zużycia energii słonecznej uzyskuje się pewien wynik. W niektórych przypadkach wynik ten może być pozytywny, w innych negatywny. Podajmy przykłady obu.

8 stycznia. Dzień jest bezchmurny. Na 1 cm2 powierzchnię ziemi otrzymaną w ciągu 20 dni kał bezpośrednie promieniowanie słoneczne i 12 kał promieniowanie rozproszone; w sumie daje to 32 kal. W tym samym czasie na skutek promieniowania 1 cm? powierzchnia ziemi utracona 202 kal. W rezultacie, w języku rachunkowości, bilans wykazuje stratę w wysokości 170 kał(saldo ujemne).

6 lipca. Niebo jest prawie bezchmurne. 630 otrzymanych z bezpośredniego promieniowania słonecznego kał, od promieniowania rozproszonego 46 kal.Łącznie zatem powierzchnia Ziemi otrzymała 1 cm2 676 kal. 173 utracone w wyniku promieniowania naziemnego kal. Bilans wykazuje zysk w wysokości 503 kał(saldo jest dodatnie).

Między innymi z podanych przykładów jest całkowicie jasne, dlaczego w umiarkowanych szerokościach geograficznych jest zimno zimą i ciepło latem.

Wykorzystanie promieniowania słonecznego do celów technicznych i bytowych. Promieniowanie słoneczne jest niewyczerpanym, naturalnym źródłem energii. Ilość energii słonecznej na Ziemi można ocenić na tym przykładzie: jeśli na przykład wykorzystamy ciepło promieniowania słonecznego padające tylko na 1/10 powierzchni ZSRR, wówczas możemy uzyskać energię równą pracy 30 tys. elektrowni wodnych Dniepru.

Ludzie od dawna starają się wykorzystać darmową energię promieniowania słonecznego na swoje potrzeby. Do chwili obecnej powstało wiele różnych elektrowni słonecznych, które działają wykorzystując promieniowanie słoneczne i mają szerokie zastosowanie w przemyśle oraz w celu zaspokojenia domowych potrzeb ludności. W południowych regionach ZSRR słoneczne podgrzewacze wody, kotły, zakłady odsalania słonej wody, suszarnie słoneczne (do suszenia owoców), kuchnie, łaźnie, szklarnie i urządzenia do celów leczniczych działają w oparciu o powszechne wykorzystanie promieniowania słonecznego w przemysł i obiekty użyteczności publicznej. Promieniowanie słoneczne jest szeroko stosowane w kurortach w celu leczenia i poprawy zdrowia ludzi.

- Źródło-

Polovinkin, A.A. Podstawy ogólnej nauk o Ziemi/ A.A. Polovinkin - M.: Państwowe wydawnictwo edukacyjno-pedagogiczne Ministerstwa Edukacji RFSRR, 1958. - 482 s.

Wyświetlenia wpisu: 469

Rozkład widmowy

Światło słoneczne to promieniowanie elektromagnetyczne emitowane przez Słońce. Na Ziemi nasza atmosfera filtruje promieniowanie słoneczne, chroniąc nas przed szkodliwym promieniowaniem i zmianą jego barwy.

Skąd to pochodzi?

Przyjrzyjmy się wszystkim długościom fal światła w promieniowaniu słonecznym. Jak zapewne wiecie, ogromna temperatura i ciśnienie panujące w jądrze powodują, że wodór przekształca się w atomy helu. Część energii powstałej w wyniku tego połączenia jest uwalniana w postaci promieni gamma. Te promienie gamma są pochłaniane przez cząsteczki na Słońcu, a następnie ponownie emitowane. Ucieczka z jądra w przestrzeń kosmiczną fotonom zajmuje 200 000 lat. Powierzchnia Słońca nazywana jest fotosferą i to właśnie w fotosferze światło ostatecznie ucieka w przestrzeń kosmiczną. Po długiej podróży przez Słońce fotony tracą energię i zmienia się ich długość fali.

To dobra wiadomość, w przeciwnym razie rozwój życia na Ziemi, przy ciągłym naświetlaniu promieniami gamma, byłby utrudniony.

Światło emitowane przez Słońce jest mieszaniną różnych długości fal. Ciepło, które odczuwamy, to promieniowanie podczerwone o długości fali od 1400 nm do 1 mm. Światło widzialne ma długość fali od 400 do 700 nm.

W kosmosie światło słoneczne wydaje się białe, ale tutaj, na Ziemi, widzimy je żółte, ponieważ nasza atmosfera odrzuca fotony niebieskie i fioletowe.

Promieniowanie ultrafioletowe na szczęście jest pochłaniane przez atmosferę ziemską, jest dość niebezpieczne dla życia. Widmo światła słonecznego jest ciągłe i zawiera wiele ciemnych linii powstałych na skutek jego absorpcji w zimnych warstwach atmosfery. Całe życie na Ziemi zależy od promieniowania słonecznego. Jest głównym źródłem energii na Ziemi i kontroluje pogodę planety oraz cyrkulację oceanów. Bez tego źródła energii Ziemia zamarznie.

Wyróżnienie na powierzchni

Promieniowanie słoneczne, zwane światłem słonecznym, jest mieszaniną fal elektromagnetycznych w zakresie od podczerwieni (IR) do ultrafioletu (UV). Obejmuje światło widzialne, które w widmie elektromagnetycznym mieści się w przedziale pomiędzy IR i UV.

Prędkość propagacji fal elektromagnetycznych

Wszystkie fale elektromagnetyczne (EM) rozchodzą się w próżni z prędkością około 3,0x10*8 m/s. Przestrzeń nie jest idealną próżnią; w rzeczywistości zawiera cząstki w niskim stężeniu, fale elektromagnetyczne, neutrina i pola magnetyczne. Ponieważ średnia odległość między Ziemią a Słońcem wynosi ponad 149,6 miliona km, dotarcie promieniowania do Ziemi zajmuje około 8 minut. Słońce świeci nie tylko w zakresie IR, widzialnym i UV. Zasadniczo emituje promienie gamma o wysokiej energii.

Jednakże fotony promieniowania gamma pokonują długą drogę do powierzchni, są stale absorbowane przez plazmę słoneczną i ponownie emitowane ze zmianą częstotliwości.

Zanim dotrą do powierzchni, fotony promieniowania gamma znajdują się w widmie IR, widzialnym i UV. Promieniowanie podczerwone to ciepło, które odczuwamy. Bez niego i światła widzialnego życie na Ziemi byłoby niemożliwe. Podczas rozbłysków słonecznych emituje również promieniowanie rentgenowskie. Kiedy promieniowanie elektromagnetyczne ze Słońca dociera do atmosfery ziemskiej, jego część jest pochłaniana, a reszta dociera do powierzchni Ziemi.

W szczególności promieniowanie UV jest pochłaniane przez warstwę ozonową i ponownie wypromieniowywane w postaci ciepła, powodując ocieplenie stratosfery.

Zakres widmowy promieniowania elektromagnetycznego Słońca jest bardzo szeroki - od fal radiowych po promieniowanie rentgenowskie. Jednak jego maksymalne natężenie występuje w widzialnej (żółto-zielonej) części widma.

Ryż. 4,5. Widmo promieniowania słonecznego obserwowane nad atmosferą ziemską i na poziomie morza

Szczególnie interesująca jest część widma słonecznego obejmująca pola elektromagnetyczne i promieniowanie o długości fali powyżej 100 nm. W tej części widma słonecznego wyróżnia się trzy rodzaje promieniowania:

Ultrafiolet (UV) – o długości fali 290-400 nm;

Widoczny - o długości fali 400-760 nm;

Podczerwień (IR) – o długości fali 760-2800 nm.

Promienie słoneczne muszą przedostać się przez grubą warstwę atmosfery, zanim dotrą do powierzchni ziemi. Promieniowanie słoneczne jest pochłaniane i rozpraszane przez parę wodną, ​​cząsteczki gazu, cząstki pyłu itp. Około 30% promieniowania słonecznego nie dociera do powierzchni ziemi. Jeśli więc na granicy atmosfery ziemskiej część ultrafioletowa widma słonecznego wynosi 5%, część widzialna 52%, a część podczerwona 43%, to na powierzchni Ziemi część ultrafioletowa wynosi 1%, część widzialna wynosi 40%, a część podczerwona widma słonecznego wynosi 59%. Niektóre źródła informacji podają nieco inny obraz rozkładu energii promieniowania słonecznego na poziomie gruntu: promieniowanie ultrafioletowe – około 2%, widzialna część widma – około 49% i strefa podczerwieni – również około 49%.

Natężenie promieniowania słonecznego na powierzchni Ziemi będzie zawsze mniejsze niż poziom promieniowania słonecznego na granicy atmosfery ziemskiej. Obecność zachmurzenia, zanieczyszczenia powietrza, zamglenia, a nawet rozproszonych chmur odgrywa znaczącą rolę w tłumieniu promieniowania słonecznego. Zależność mocy PV od warunków atmosferycznych przedstawiono na rys. 4. 6.

Ryż. 4. 6. Zależność mocy PV od warunków atmosferycznych

Gdy niebo jest całkowicie pokryte chmurami, intensywność promieniowania UV zmniejsza się o 72%, gdy niebo jest w połowie zasłonięte chmurami – o 44%, a w warunkach ekstremalnych – o ponad 90%. Ozon i tlen całkowicie pochłaniają krótkofalowe promieniowanie UV (długość fali 290-100 nm), chroniąc wszystkie organizmy żywe przed jego szkodliwym działaniem. Cząsteczki powietrza rozpraszają głównie ultrafioletową i niebieską część widma (stąd niebieski kolor nieba), więc rozproszone promieniowanie jest bogatsze w promienie UV. Kiedy Słońce znajduje się nisko nad horyzontem, promienie pokonują większą odległość, a rozpraszanie światła, w tym w zakresie UV, wzrasta. Dlatego w południe Słońce wydaje się białe, żółte, a następnie pomarańczowe, ponieważ w bezpośrednim świetle słonecznym jest mniej promieni ultrafioletowych i niebieskich.

Poziom promieniowania słonecznego ocenia się na podstawie jego intensywności (w watach na jednostkę powierzchni) i efektu termicznego (kalorie na jednostkę powierzchni w jednostce czasu).

Biorąc pod uwagę charakterystykę widmową promieniowania słonecznego oraz stan postępu technicznego w dziedzinie energii słonecznej, wśród istniejących metod przetwarzania energii słonecznej można wyróżnić następujące najczęściej spotykane:

– fotoelektryczny;

– energia słoneczna;

– powietrze termalne.

4.2.2. Fotowoltaiczne konwertery energii słonecznej.

Zasada działania. Najbardziej energooszczędnymi urządzeniami do przetwarzania energii słonecznej na energię elektryczną są półprzewodnikowe konwertery fotowoltaiczne (PVC), rys. 4.7.

Ryż. 4.7. Przetwornice energii fotowoltaicznej

Teoretycznie ich maksymalna wydajność może przekraczać 90%. Postęp techniczny zmierzający do ograniczenia nieodwracalnych strat energii poprzez optymalizację składu, struktury i innych parametrów ogniw słonecznych pozwoli w nadchodzących latach zwiększyć praktyczną sprawność do 50% lub więcej, do poziomu już osiągniętego w warunkach laboratoryjnych blisko 40%. Należy zaznaczyć, że główne straty energii w ogniwach słonecznych są związane z:

– odbicie promieniowania słonecznego od powierzchni konwertera;

– przejście części promieniowania przez ogniwo słoneczne bez absorpcji w nim;

– rozpraszanie nadmiaru energii fotonów na drganiach termicznych sieci;

– rekombinacja powstałych fotopar na powierzchni i w objętości ogniwa słonecznego;

– rezystancja wewnętrzna przetwornika

– i niektóre inne procesy fizyczne.

Fotoelektryczna konwersja energii słonecznej wykorzystuje efekt fotoelektryczny odkryty przez Hertza. Efekt fotograficzny (zdjęcia - z greckiego „światło”) zachodzi w wyniku oddziaływania promieniowania słonecznego na powierzchniowe warstwy półprzewodnika o grubości około 2-3 mikronów, uwalniając pewną liczbę elektronów. Wraz z pojawieniem się wolnych elektronów w ciele półprzewodnikowym i w obecności różnicy potencjałów elektrycznych powstaje w nim prąd elektryczny. Pomiędzy napromieniowaną powierzchnią półprzewodnika a jego stroną „cienia” powstaje różnica potencjałów. Głównym materiałem do produkcji ogniw słonecznych we współczesnym świecie jest krzem. Technicznie czysty krzem (stężenie zanieczyszczeń<1 к млрд.) (как и германий) является диэлектриком. Удельное сопротивление чистого кремния 2500 Ом-м и разность потенциалов в нем возникнуть не может. Она появляется за счет внедрения в его поверхностные слои специальных добавок. При этом в зависимости от концентрации примесных добавок удельное сопротивление снижается до 1-10 Ом-м. Один вид добавок (донор) в виде тонкого слоя наносится на облучаемую поверхность; он образует дополнительные электроны и, следовательно, отрицательный заряд. Другая примесь (акцептор) наносится на теневую сторону. Акцептор способствует появлению дефицита электронов и, следовательно, положительного заряда Положительный и отрицательный заряд создают разность потенциалов. В роли донора электронов могут выступать атомы мышьяка или фосфора, в роли акцептора - атомы бора или брома. Для замыкания тока на внешнюю цепь используются два электрода. Отрицательный электрод выполняется в виде металлической сетки и накладывается на наружную сторону элемента, на внутреннюю сторону напыляется металл, который выполняет функцию положительного электрода.

Efekt fotowoltaiczny występuje w niejednorodnych strukturach półprzewodnikowych pod wpływem promieniowania słonecznego. Niejednorodność struktury PV można uzyskać domieszkując ten sam półprzewodnik różnymi domieszkami (tworząc złącza p-n) lub łącząc różne półprzewodniki z nierównymi przerwami wzbronionymi - energią usuwania elektronów z atomu (tworząc heterozłącza) lub zmieniając skład chemiczny skład półprzewodnika, prowadzący do pojawienia się gradientu szerokości pasma wzbronionego (powstanie struktur o stopniowanej przerwie). Możliwe są także różne kombinacje powyższych metod. Sprawność konwersji zależy od właściwości elektrycznych niejednorodnej struktury półprzewodnika, a także właściwości optycznych ogniwa słonecznego, wśród których najważniejszą rolę odgrywa fotoprzewodnictwo, wywołane wewnętrznym efektem fotoelektrycznym w półprzewodnikach pod wpływem światła słonecznego.

Zasadę działania ogniw fotowoltaicznych można wyjaśnić na przykładzie przekształtników ze złączami p-n, które są szeroko stosowane we współczesnej energetyce słonecznej i kosmicznej (rys. 4.8).

Ryż. 4.8. Zasada działania półprzewodnikowej fotowoltaiki

konwertery

Złącze elektron-dziura powstaje poprzez domieszkowanie płytki monokrystalicznego materiału półprzewodnikowego o określonym typie przewodności (tj. typu p lub n) domieszką, zapewniając utworzenie warstwy powierzchniowej o przewodności przeciwnej typ. Stężenie domieszki w tej warstwie musi być znacznie wyższe niż stężenie domieszki w materiale bazowym (oryginalnym monokrysztale), aby zneutralizować obecne w nim główne nośniki swobodnego ładunku i wytworzyć przewodnictwo o znaku przeciwnym. Na granicy warstw n i p w wyniku przepływu ładunku tworzą się strefy zubożone, w których w warstwie n występuje nieskompensowany objętościowy ładunek dodatni, a w warstwie p objętościowy ładunek ujemny. Strefy te razem tworzą złącze p-n. Pojawiająca się na przejściu bariera potencjału (różnica potencjałów styków) uniemożliwia przejście głównych nośników ładunku, tj. elektrony od strony warstwy p, ale swobodnie pozwalają nośnikom mniejszościowym przechodzić w przeciwnych kierunkach. Ta właściwość złączy p-n decyduje o możliwości uzyskania fotoemf podczas naświetlania ogniwa słonecznego światłem słonecznym. Nierównowagowe nośniki ładunku (pary elektron-dziura) utworzone przez światło w obu warstwach ogniwa fotowoltaicznego są rozdzielane na złączu p-n: nośniki mniejszościowe (czyli elektrony) swobodnie przechodzą przez złącze, a nośniki większościowe (dziury) zostają zatrzymane. Zatem pod wpływem promieniowania słonecznego przez złącze p-n w obu kierunkach będzie przepływał prąd nierównowagowych nośników ładunku mniejszościowego – fotoelektronów i fotodziur – czyli dokładnie tyle, ile jest potrzebne do działania ogniwa słonecznego. Jeśli teraz zamkniemy obwód zewnętrzny, to elektrony z warstwy n po wykonaniu pracy nad obciążeniem powrócą do warstwy p i tam ponownie połączą się (połączą) z dziurami poruszającymi się wewnątrz ogniwa słonecznego w przeciwnym kierunku. Aby gromadzić i usuwać elektrony do obwodu zewnętrznego, na powierzchni struktury półprzewodnikowej ogniwa słonecznego znajduje się układ styków. Na przedniej, podświetlanej powierzchni przetwornika styki wykonane są w formie siatki lub grzebienia, a z tyłu mogą być pełne.

Rodzaje fotoelektrycznych konwerterów energii słonecznej. Dziś możemy mówić o trzech generacjach ogniw fotowoltaicznych.

Do pierwszej generacji krystaliczny, obejmują (ryc. 4.9):

– ogniwa słoneczne z krzemu monokrystalicznego,

– krzem polikrystaliczny i

– technologie uprawy półfabrykatów cienkościennych – EFG (Technika wzrostu kryształów o zdefiniowanych krawędziach), – S-web (Siemens), cienkowarstwowy polikrzem (Apex).

Ryż. 4. 9. Krystaliczne ogniwa słoneczne

Głównym wskaźnikiem efektywności fotokomórek jest współczynnik efektywności – stosunek ilości energii dostarczonej do fotokomórki do ilości energii otrzymanej przez odbiorcę.

Masowo produkowane ogniwa słoneczne na bazie krzemu monokrystalicznego mają praktyczną sprawność na poziomie 16 - 17%, ogniwa wykorzystujące krzem polikrystaliczny - 14 - 15%, krzem amorficzny - 8 - 9%.

Druga generacja, cienka folia, pozwala na wytwarzanie prądu za pomocą fotokomórek (ryc. 4.10):

– krzem: amorficzny, mikrokrystaliczny, nanokrystaliczny, CSG (krzem krystaliczny na szkle);

– na bazie tellurku kadmu (CdTe);

– na bazie selenku miedziowo-indowo-(galowego) (CI(G)S).

Ryż. 4.10. Teledysk filmowy

Technologia produkcji cienkowarstwowych konwerterów fotowoltaicznych drugiej generacji (FCPC) polega na nanoszeniu warstw metodą próżniową. Technologia próżniowa w porównaniu do technologii produkcji krystalicznych ogniw słonecznych jest mniej energochłonna i charakteryzuje się także mniejszym wolumenem inwestycji kapitałowych. Umożliwia produkcję elastycznych, tanich ogniw słonecznych o dużej powierzchni, jednak współczynnik konwersji takich elementów jest niższy w porównaniu do ogniw słonecznych pierwszej generacji.

Ogniwa fotowoltaiczne TC dzielą się ze względu na rodzaj materiału na krzemowe i bezkrzemowe. Krzemowe ogniwa słoneczne mogą być jednowarstwowe amorficzne (jako pierwsze pojawiły się w historii) lub mieć bardziej złożoną strukturę (na przykład amorficzno-mikromorficzną), która pojawiła się później. TC fotowoltaiczne produkowane są na podłożach stałych lub elastycznych. W ostatnich latach rozkład produkcji ogniw PV na świecie według rodzaju technologii określił, że udział krzemowych ogniw PV (mono- i multikrzemowych) wynosi 86%, a TC na bazie krzemu amorficznego – 6%. Pozostałą część ogniw słonecznych wykonano w postaci cienkich warstw takich materiałów jak tellurek kadmu (CdTe) – 6%, diselenek miedzi i indu (CIS/CIGS) – 2%.

Główne zalety TC PV w porównaniu z krzemowo-krystalicznym PV są następujące:

– niższy koszt jednostkowy;

– mniejsze zużycie materiałów;

– możliwość produkcji urządzeń wielkopowierzchniowych;

– mniej operacji technologicznych;

– zdolność odbierania rozproszonego i słabego światła słonecznego (gdy słońce jest np. schowane za chmurami) jest znacznie wydajniejsza niż baterie krystaliczne.

FEP trzeciej generacji:

– elementy fotouczulane barwnikiem (dye-sensitized solar cell, DSC) (ryc. 4.11);

– organiczne (polimerowe) FEP (OPV) (Rys. 4.12 i Rys. 4.13);

– nieorganiczny FEP (CTZSS);

– Ogniwa fotowoltaiczne oparte na konstrukcjach kaskadowych (rys. 4.14).

Ryż. 4.11. FEP fotosensybilizowany barwnikiem

Ryż. 4. 12. Produkcja polimeru organicznego FEP

Ryż. 4.13. Organiczny polimer FEP

Ryż. 4.14.PVS w oparciu o konstrukcje kaskadowe

Ideą stworzenia ogniw PV trzeciej generacji było dalsze obniżenie kosztów ogniw PV, rezygnacja ze stosowania drogich i toksycznych materiałów na rzecz tanich i nadających się do recyklingu polimerów i elektrolitów. Istotną różnicą jest także możliwość nakładania warstw metodami druku, np. w technologii roll-to-roll (R2R).

Środki mające na celu poprawę FEP. Biorąc pod uwagę metody konwersji energii stosowane w celu ograniczenia wszystkich rodzajów strat energii w fotowoltaice, opracowuje się i stosuje następujące środki:

– zastosowanie półprzewodników o optymalnej przerwie energetycznej dla promieniowania słonecznego;

– ukierunkowana poprawa właściwości struktury półprzewodnika poprzez jej optymalne domieszkowanie i tworzenie wbudowanych pól elektrycznych;

– przejście od struktur półprzewodnikowych jednorodnych do heterogenicznych i ze stopniowaną przerwą;

– optymalizacja parametrów projektowych PV (głębokość złącza pn, grubość warstwy bazowej, częstotliwość siatki jezdnej itp.);

– zastosowanie wielofunkcyjnych powłok optycznych zapewniających antyodbicie, regulację termiczną i ochronę ogniw słonecznych przed promieniowaniem kosmicznym;

– rozwój ogniw słonecznych przezroczystych w zakresie fal długich widma słonecznego poza krawędzią głównego pasma absorpcji;

– tworzenie kaskadowych ogniw słonecznych z półprzewodników specjalnie dobranych pod kątem szerokości pasma wzbronionego, umożliwiających konwersję w każdej kaskadzie promieniowania, które przeszło przez poprzednią kaskadę itp.;

Znaczący wzrost wydajności ogniw słonecznych uzyskano także poprzez stworzenie przetworników o dwustronnej czułości (do +80% dotychczasowej sprawności jednej strony), zastosowanie luminescencyjnych struktur reemisyjnych oraz wstępne rozkład widma słonecznego na dwa lub więcej obszarów widmowych za pomocą wielowarstwowych rozdzielaczy wiązek folii (zwierciadeł dichroicznych) z późniejszą transformacją każdej części widma przez oddzielne ogniwo fotowoltaiczne itp.

W układach konwersji energii elektrowni słonecznych (elektrowni słonecznych) można w zasadzie stosować dowolne typy ogniw słonecznych o różnej budowie, na bazie różnych materiałów półprzewodnikowych, które powstały i są obecnie opracowywane, jednak nie wszystkie spełniają wymagania stawiane zestaw wymagań dla tych systemów:

– wysoka niezawodność przy długiej (kilkadziesiąt lat!) żywotności;

– dostępność materiałów wyjściowych w ilościach wystarczających do wytworzenia elementów układu konwersji i możliwość zorganizowania ich masowej produkcji;

– koszty energii potrzebne do stworzenia systemu konwersji akceptowalne z punktu widzenia okresów zwrotu;

– minimalne koszty energii i masy związane z zarządzaniem systemem (przestrzenią) przetwarzania i przesyłu energii, w tym orientacją i stabilizacją stacji jako całości;

– łatwość konserwacji.

Przykładowo niektóre obiecujące materiały są trudne do uzyskania w ilościach niezbędnych do budowy elektrowni słonecznych ze względu na ograniczone naturalne zasoby surowców i złożoność ich przetwarzania. Niektóre metody poprawy właściwości energetycznych i operacyjnych ogniw słonecznych, na przykład poprzez tworzenie złożonych struktur, są słabo kompatybilne z możliwościami organizacji ich masowej produkcji przy niskich kosztach itp. Wysoką produktywność można osiągnąć jedynie organizując w pełni zautomatyzowaną produkcję PV, np. w oparciu o technologię taśmową i tworząc rozwiniętą sieć wyspecjalizowanych przedsiębiorstw o ​​odpowiednim profilu, tj. w istocie cały przemysł, porównywalny skalą do współczesnego przemysłu radioelektronicznego. Produkcja ogniw słonecznych i montaż paneli słonecznych na zautomatyzowanych liniach obniży koszt modułu akumulatorowego 2-2,5 razy.

Za najbardziej prawdopodobne materiały do ​​układów fotowoltaicznych do przetwarzania energii słonecznej na SES uważa się obecnie krzem i arsenek galu (GaAs), przy czym w tym drugim przypadku mówimy o heterofotokonwerterach (HPC) o strukturze AlGaAs-GaAs.

Jak wiadomo, FEC (przetworniki fotowoltaiczne) oparte na związku arsenu z galem (GaAs) mają wyższą teoretyczną sprawność niż krzemowe FEC, ponieważ ich szerokość pasma wzbronionego praktycznie pokrywa się z optymalną szerokością pasma wzbronionego dla półprzewodnikowych przetworników energii słonecznej = 1,4 eV. W przypadku krzemu wskaźnik ten = 1,1 eV.

Ze względu na wyższy poziom absorpcji promieniowania słonecznego, determinowany bezpośrednimi przejściami optycznymi w GaAs, na ich bazie można uzyskać wysokosprawne ogniwa PV przy znacznie mniejszej grubości ogniwa PV w porównaniu z krzemem. W zasadzie wystarczy mieć grubość GFP 5-6 mikronów, aby uzyskać wydajność rzędu co najmniej 20%, natomiast grubość elementów krzemowych nie może być mniejsza niż 50-100 mikronów bez zauważalnego spadku ich wydajności . Ta okoliczność pozwala liczyć na powstanie lekkiej folii HFP, której wytworzenie będzie wymagało stosunkowo niewielkiej ilości materiału wyjściowego, zwłaszcza jeśli istnieje możliwość zastosowania jako podłoża innego materiału, np. syntetycznego szafiru (Al2O3), a nie GaAs .

GFC mają również korzystniejsze właściwości użytkowe pod względem wymagań dla konwerterów SES w porównaniu z krzemowymi ogniwami fotowoltaicznymi. Zatem w szczególności możliwość uzyskania małych początkowych wartości prądów nasycenia zwrotnego w złączach p-n ze względu na dużą przerwę wzbronioną pozwala zminimalizować wielkość ujemnych gradientów temperatury wydajności i optymalnej mocy HFP, a dodatkowo , znacznie poszerzają obszar liniowej zależności tego ostatniego od gęstości strumienia świetlnego . Eksperymentalne zależności wydajności HFP od temperatury wskazują, że podniesienie temperatury równowagi tych ostatnich do 150-180°C nie prowadzi do istotnego spadku ich sprawności i optymalnej mocy właściwej. Jednocześnie dla krzemowych ogniw słonecznych wzrost temperatury powyżej 60-70°C jest niemal krytyczny – sprawność spada o połowę.

Ze względu na odporność na wysokie temperatury ogniwa słoneczne z arsenku galu mogą być stosowane jako koncentratory promieniowania słonecznego. Temperatura robocza HFP na bazie GaAs sięga 180°C, co jest już temperaturą roboczą dla silników cieplnych i turbin parowych. Zatem do 30% sprawności wewnętrznej HFP z arsenkiem galu (w temperaturze 150°C) możemy dodać sprawność silnika cieplnego wykorzystującego ciepło odpadowe cieczy chłodzącej fotokomórki. Dlatego też ogólna sprawność instalacji, która wykorzystuje także trzeci cykl niskotemperaturowego odbioru ciepła z chłodziwa za turbiną do ogrzewania pomieszczeń, może przekroczyć nawet 50-60%.

Ponadto HFC na bazie GaAs są znacznie mniej podatne na zniszczenie przez wysokoenergetyczne przepływy protonów i elektronów niż krzemowe FEC ze względu na wysoki poziom absorpcji światła w GaAs, a także mały wymagany czas życia i długość dyfuzji nośników mniejszościowych. Ponadto eksperymenty wykazały, że znaczna część defektów radiacyjnych w HFP na bazie GaAs zanika po ich obróbce cieplnej (wyżarzaniu) w temperaturze zaledwie około 150-180°C. Jeżeli GaAs HFC stale pracują w temperaturze rzędu 150°C, to stopień radiacyjnej degradacji ich sprawności będzie przez cały okres aktywnej pracy stacji stosunkowo niewielki (dotyczy to zwłaszcza kosmicznych elektrowni słonecznych, dla których ważna jest niska waga i rozmiar FEC oraz wysoka wydajność).

Ogólnie możemy stwierdzić, że energia, masa i właściwości operacyjne HFC na bazie GaAs są bardziej zgodne z wymaganiami SES i SCES (przestrzeń) niż właściwości krzemowych FEC. Jednak krzem jest materiałem znacznie bardziej dostępnym i powszechnie stosowanym niż arsenek galu. Krzem jest zjawiskiem powszechnym w przyrodzie, a podaż surowców do tworzenia na jego bazie ogniw słonecznych jest niemal nieograniczona. Technologia produkcji krzemowych ogniw słonecznych jest już dobrze ugruntowana i stale udoskonalana.

Istnieje realna perspektywa obniżenia kosztów krzemowych ogniw słonecznych o jeden do dwóch rzędów wielkości dzięki wprowadzeniu nowych zautomatyzowanych metod produkcji, które umożliwiają w szczególności produkcję taśm krzemowych, wielkopowierzchniowych ogniw słonecznych itp.

W rzeczywistych konstrukcjach z heterozłączami sprawność sięga dziś ponad 30%, a w jednorodnych półprzewodnikach, takich jak krzem monokrystaliczny - do 18%. Średnia wydajność ogniw słonecznych opartych na krzemie monokrystalicznym wynosi dziś około 12%, choć sięga 18%. To głównie krzemowe SB, które można dzisiaj zobaczyć na dachach domów na całym świecie.

W przeciwieństwie do krzemu gal jest materiałem bardzo rzadkim, co ogranicza możliwość wytwarzania HFP na bazie GaAs w ilościach wymaganych do powszechnego stosowania.

Gal wydobywany jest głównie z boksytu, ale rozważa się także możliwość jego pozyskania z popiołów węglowych i wody morskiej. Największe zasoby galu znajdują się w wodzie morskiej, ale jego stężenie jest w nim bardzo niskie, a wydajność odzysku szacuje się na zaledwie 1%, w związku z czym koszty produkcji prawdopodobnie będą zaporowe. Technologia wytwarzania HFP na bazie GaAs metodami epitaksji ciekłej i gazowej (ukierunkowany wzrost jednego monokryształu na powierzchni drugiego (na podłożu)) nie została jeszcze rozwinięta w takim stopniu jak technologia wytwarzania krzemowy PVS, w wyniku czego koszt HFP jest obecnie znacznie wyższy (według zamówień) od kosztu krzemowych ogniw słonecznych.

Koszt HFP podczas ich masowej produkcji w oparciu o ulepszoną technologię również prawdopodobnie ulegnie znacznemu obniżeniu i ogólnie rzecz biorąc, koszt układu konwersji systemu konwersji mocy SES opartego na GaAs HFP może być całkiem porównywalny z kosztem krzemowego oparty na systemie. Zatem obecnie trudno jest całkowicie jednoznacznie preferować jeden z dwóch rozważanych materiałów półprzewodnikowych – krzem lub arsenek galu i dopiero dalszy rozwój technologii ich produkcji pokaże, która opcja będzie bardziej racjonalna w przypadku naziemnych i kosmicznych – opartej na energii słonecznej.

Koszt produkcji energii za pomocą fotowoltaicznych konwerterów energii słonecznej. Jednym z istotnych punktów w rozprzestrzenianiu się energii słonecznej jest jej koszt.

Głównym wyznacznikiem ceny paneli fotowoltaicznych jest koszt za kilowat zainstalowanej mocy.

Wartość ta z roku na rok systematycznie maleje od ponad 15 lat (wykres 4.15).

Ryż. 4.15. Koszt 1 W mocy zainstalowanej ogniw słonecznych

Koszt małych systemów fotowoltaicznych (poniżej 500 kW) dla obiektów niemieszkalnych spadł w 2014 roku o 0,40 dolara za wat, a koszt większych systemów o mocy od 500 kW spadł o 0,70 dolara za wat. Piąty rok z rzędu nastąpiła znacząca obniżka cen paneli fotowoltaicznych wraz z montażem. I proces ten trwa: w pierwszej połowie 2015 roku ceny spadły o kolejne 0,20-0,50 dolara/W, czyli o 6-13%. Na szczególną uwagę zasługuje stały spadek cen systemów fotowoltaicznych, biorąc pod uwagę stosunkowo stabilne ceny samych modułów PV. Na rynku amerykańskim cena paneli spada ze względu na niższe koszty instalacji z nimi związane, niższe ceny pozostałych komponentów (inwerter, szkło, aluminium, przewody itp.), efektywniejszą konstrukcję systemu, koszt uzyskania pozwoleń i przeglądów, tańszą siłę roboczą dla pracowników, a także dzięki wysiłkom marketingowym i zdobywaniu rynku przez firmy.

W rezultacie koszt „elektryczności słonecznej”, która jest wytwarzana w komercyjnych elektrowniach słonecznych, zostaje poważnie obniżony. W ciągu ostatnich 7-8 lat koszt spadł z 200 dolarów za MWh (czyli z 20 centów za kWh) do prawie 40 dolarów za MWh (do 4 centów za kWh). Liczby pochodzą z raportu Lawrence Berkeley National Laboratory „Is 50 $/MWh Solar for Real?”
Spadek cen widać szczególnie wyraźnie, jeśli zależność wyprowadza się nie od czasu, ale od całkowitej mocy zainstalowanych już paneli, czyli uruchomionych elektrowni. Tutaj widać, że spadek cen jest bardzo stabilny: przy każdym podwojeniu całkowitej mocy cena montażu nowych paneli spada o 16%. Jest to efekt zupełnie naturalny: ceny każdego produktu powinny spadać wraz ze wzrostem wolumenu sprzedaży.
Raport „Tracking the Sun” opiera się na informacjach zebranych z ponad 400 000 systemów fotowoltaicznych zainstalowanych w budynkach mieszkalnych i niemieszkalnych w latach 1998–2014 w 42 stanach. To ponad 80% wszystkich systemów PV zainstalowanych w kraju w tym okresie.

Jeżeli prawo Moore’a pozostanie tu w mocy, to do roku 2020 lub 2021 łączna moc wszystkich elektrowni słonecznych na świecie osiągnie 600 GW, a koszt energii elektrycznej bez dopłat spadnie do 4,5 centa za kWh w najbardziej nasłonecznionych obszarach (południowe USA). , Australia, Bliski Wschód itp.) i do 6,5 centa za kWh w obszarach umiarkowanie nasłonecznionych (Europa Środkowa, większość Stanów Zjednoczonych).

Jakie są dziś ceny energii słonecznej? Jak podaje amerykańska publikacja Pv-magazyn, ceny w sierpniu 2016 r. osiągnęły minimum, a europejscy i chińscy producenci paneli PV łeb w łeb obniżają ceny, konkurując ze sobą o konsumentów (rys. 4.16).

Ryż. 4.16. Ceny modułów krzemowych na rynku hurtowym UE, sierpień 2015 – sierpień 2016 (stan na 08.10.2016) według pochodzenia produktu

Ceny podawane są dla tzw. „watu szczytowego”, czyli W-peak (Wp), czyli dla maksymalnej możliwej generowanej mocy. Tabela 4.1. przedstawia porównanie średnich cen paneli krzemowych różnych typów na rynku europejskim w lipcu 2016 roku.

Tabela 4.1. Przegląd cen modułów fotowoltaicznych w Europie w przeliczeniu na szczyt W/W na lipiec 2016 r. (dane z Bloomberg New Energy Finance, pvXchange, USA)

„Klasyczne” panele fotowoltaiczne składają się z ogniw krzemowych różnych typów - monokrystalicznych, polikrystalicznych, amorficznych itp.

Eksperci z Earth Policy Institute (EPI) i centrum badawczego Bloomberg New Energy Finance (BNEF) obliczyli skalę wpływu cen paneli krzemowych i związek ze wzrostem liczby instalacji fotowoltaicznych na świecie. Schemat na ryc. Rysunek 4.17 ilustruje, jak zmieniły się ceny paneli fotowoltaicznych w przeliczeniu na szczytową moc zainstalowaną w dolarach/W w latach 1975–2015.

Ryż. 4.17. Historia światowych cen krzemowych paneli fotowoltaicznych wszystkich typów

w latach 1975 – 2015

Wzajemny wpływ obniżenia kosztu mocy zainstalowanej, kosztu wytwarzania energii słonecznej oraz wzrostu liczby instalacji PV na świecie.

W tym czasie koszt wytwarzania energii elektrycznej spadł ponad 150-krotnie (mimo że cena za W mocy zainstalowanej spadła >210-krotnie), a łączna liczba na świecie instalacji przetwarzających światło słoneczne na energię słoneczną energia elektryczna wzrosła jednorazowo o 115 tys. (!).

Jak widać, kiedy cena paneli fotowoltaicznych wynosiła około 100 dolarów za 1 Wp w 1975 r., całkowita wielkość instalacji na świecie wynosiła tylko około 2 MW. W ciągu zaledwie dwóch lat cena spadła do 76,67 dolarów za 1W mocy szczytowej. Ogólnie rzecz biorąc, od tego czasu minęło sporo czasu, ale teraz wszystko się zmieniło. Na początku 2016 r. średnia globalna cena modułu krzemowego za moc szczytową mocy zainstalowanej wynosiła około 0,61 dolara, a globalna liczba instalacji wytwarzających energię fotowoltaiczną wzrosła wykładniczo.

Od 1975 r. koszty technologii gwałtownie spadły. Od 1976 r. do 2008 r. cena modułu mocy szczytowej o mocy 1 W spadła o 99%. A od 2008 do 2015 roku – o kolejne 80%. Według BNEF prawdziwy przełom w instalacjach fotowoltaicznych nastąpił dopiero w latach 2000–2005, kiedy cena za wat osiągnęła dla inwestorów „punkt krytyczny”, po czym w 2015 r. globalna moc zainstalowana szybko osiągnęła 65 GW.

Obniżki cen i zwiększenie wolumenów sprzedaży modułów PV są ze sobą bezpośrednio powiązane. W ciągu ostatnich czterdziestu lat każdy spadek ceny paneli słonecznych o około 26% powodował podwojenie wielkości światowego przemysłu fotowoltaicznego. Teraz globalne inwestycje w tę branżę dopiero rosną. A to nie jest limit. Będzie to trwało do lat 2030 – 2040. „Zmęczenie inwestycyjne”, czyli moment, w którym rentowność inwestycji w fotowoltaikę zauważalnie spada, nie stanowi zagrożenia przez kolejne kilkadziesiąt lat.

Coraz niżej i niżej.„Futurystyczne” prognozy BNEF potwierdzają realne statystyki. W maju 2015 roku opublikowano wyniki badań Lawrence Berkeley National Laboratory (LBNL, USA). Analiza hurtowych umów sprzedaży energii słonecznej po cenie gwarantowanej (PPA) wykazała, że ​​jeszcze w styczniu 2015 roku zawartych było 18 takich umów na 1,1 GWh po cenie 50 USD/MWh, tj. tylko 5 centów za 1 kWh, mimo że zwyczajowa średnia cena energii elektrycznej w Stanach Zjednoczonych za 1 kWh wynosi 12 centów.

Ilustrują to spadające ceny producentów energii słonecznej dla dużych odbiorców energii elektrycznej. Co więcej, te „zapisy” szybko stają się nieaktualne. Na przykład firma Austin Energy z USA podała, że ​​jesienią 2014 r. „podpisała umowę ramową z First Solar Inc.” i Hanwha Q-Cells Corp., USA, za 288 MW mocy wejściowej netto” energii elektrycznej uzyskanej z instalacji fotowoltaicznych „po cenie poniżej 4 centów za kWh”. Jednak już pod koniec 2015 r. „miasto Palo Alto zawarło umowę na zakup energii elektrycznej z energii słonecznej po cenie 37 USD/MWh”, a Bloomberg podał, że „przedsiębiorstwo energetyczne Berkshire Hathaway Inc. NV Energy zgodziła się zapłacić 3,87 centa za kWh za moc od 100 MW w ramach projektu, nad którym pracuje firma First Solar Inc., USA.

Nowe przetargi w Emiratach wyglądają po prostu oszałamiająco. Dubai Electricity and Water Authority (DEWA) otrzymał ofertę na instalację fotowoltaiczną o mocy 800 MW po 2,99 centa za kWh. To prawie połowa kosztów 25-letniego kontraktu na 1000 MW podpisanego w 2015 roku po cenie 5,84 centa za kWh. Tym samym Dubaj uzyskał prawie dwukrotną obniżkę cen energii fotowoltaicznej w ciągu zaledwie 18 miesięcy, a wszystkie te oferty przetargowe nie zawierały dotacji i taryf gwarantowanych! A te ceny nie są wyjątkowe. Jak podało BNEF w kwietniu 2016 r., przedsiębiorstwo energetyczne Enel Green Power podpisało w Meksyku duży kontrakt na cenę 3,6 za kWh. Energia słoneczna śmiało zmierza w stronę konkurencyjności gospodarczej w stosunku do tradycyjnych rodzajów wytwarzania energii elektrycznej.

Podziel się ceną. Dyrektor generalny First Solar Inc., największej pionowo zintegrowanej firmy zajmującej się energią słoneczną w Stanach Zjednoczonych. Jim Hughes przemawiając w Edison Electric Institute (EEI) w USA entuzjastycznie stwierdził, że do 2017 roku „osiągniemy pełną cenę za 1 kW mocy zainstalowanej wynoszącą mniej niż 1 dolara!” A druga wiadomość – „w 2017 r. w porównaniu z ceną z 2015 r. cena instalacji fotowoltaicznych spadnie o kolejne 40%” – ogłoszono na Światowej Konferencji Przyszłości Energii w Abu Zabi, także w 2015 r. Czy są jakieś sprzeczności z wykresy cen na ryc. 4.16 i 4.17?

Chodzi o to, aby rozróżnić całkowitą cenę mocy zainstalowanej całej instalacji fotowoltaicznej od ceny mocy zainstalowanej krzemowego ogniwa PV lub panelu PV. W strukturze kosztów elektrowni ani ogniwo, ani nawet panel zmontowany z elementami mocującymi nie stanowią największej pozycji kosztowej (rys. 4.18).

Ryż. 4.18 Struktura kosztów instalacji PV dla domu prywatnego w USA

Analitycy Deutsche Bank pokazali, skąd będzie wziął się ten 40% spadek ceny instalacji fotowoltaicznej w 2017 roku, analizując składniki kosztu domowej instalacji fotowoltaicznej dla domu prywatnego w Stanach Zjednoczonych.

Większość rynku fotowoltaicznego skupi się szczególnie na rozwoju małych systemów domowych. Większość krajów na świecie, w których spodziewany jest globalny wzrost wykorzystania energii słonecznej, nie posiada jeszcze potężnej struktury sieciowej, która umożliwiłaby efektywną redystrybucję energii pomiędzy miejscowościami lub regionami. Dotyczy to nawet USA. W Niemczech sytuacja infrastrukturalna jest lepsza. Całkowity koszt systemów domowych jest tam niższy, a całkowity koszt instalacji spadł o około 40% w ciągu ostatnich 3 lat. Koszty w Niemczech są obecnie znacznie niższe niż w USA i na innych mniej rozwiniętych rynkach energii słonecznej. Przykład Niemiec pokazuje, że redukcja całkowitych kosztów systemów fotowoltaicznych nie osiągnęła jeszcze maksymalnego poziomu, nawet na stosunkowo dojrzałych rynkach.

Głównym rynkiem zbytu dla instalacji PV w nadchodzących latach będą panele na dachach domów prywatnych. W większości przypadków domowe systemy nie będą w stanie skutecznie odprowadzać nadmiaru energii fotowoltaicznej do ogólnej sieci elektroenergetycznej, a w innych przypadkach kompensować jej niedobory (w nocy, przy pochmurnej pogodzie lub podczas nieregularnego szczytowego zużycia). T.N. „Parytet sieci”, czyli sytuacja, w której cena energii elektrycznej wytworzonej w gospodarstwie domowym jest równa taryfie za energię elektryczną kupowaną z sieci, w większości przypadków okaże się wskaźnikiem bardzo warunkowym.

Wskaźnik BoS (rys. 4.18) odnosi się do dodatkowych części systemu fotowoltaicznego, z wyłączeniem samego panelu fotowoltaicznego, tj. elementy wymagane do przekształcenia mocy wyjściowej panelu fotowoltaicznego w użyteczną energię elektryczną. Dlatego w USA baterie są zwykle zawarte w BoS. Rozwój rynku umożliwi jednak obniżenie wszystkich składowych ostatecznej ceny za wat, w tym drugiego co do wielkości wskaźnika po cenie modułu – ceny za instalację.

Cena krzemu nie jest najważniejsza. Według obliczeń Deutsche Bank koszt modułów fotowoltaicznych spadł z 1,31 dolara za wat w 2011 r. do 0,50 dolara za wat w 2014 r. ze względu na niższe koszty przetwarzania, niższe koszty krzemu polikrystalicznego i lepszą wydajność konwersji fotowoltaicznej. Cena modułów spadła wówczas w ciągu trzech lat o prawie 60%. Deutsche Bank uważa, że ​​w ciągu najbliższych kilku lat całkowite koszty mogą spaść o dalsze 30% do 40%, ale głównie ze względu na niższe koszty operacyjne wynikające z rozwoju samego rynku, szczególnie w sektorze mieszkaniowym.

Obniżka cen krzemu w panelach słonecznych ma obecnie niewielki wpływ. W łącznej cenie modułu sam krzem „waży” nie więcej niż 10–11 centów za wat i nawet dwukrotna obniżka jego ceny, do której można dojść przy ogromnych wysiłkach technologicznych i finansowych, nie będzie miała „rewolucyjnego” efektu wpływ na całkowity koszt paneli fotowoltaicznych. Choć w ciągu najbliższych 12 kwartałów Deutsche Bank w dalszym ciągu oczekuje, że cena modułów fotowoltaicznych spadnie do równowagi między podażą a popytem wynoszącej 0,40–0,50 dolara za wat. Jeśli panele będą sprzedawane po 10 centach zysku brutto przy 0,50 dolara za wat, oznacza to, że producenci zarobią co najmniej 20% zysku brutto, czyli znacznie więcej niż ostatnie średnie historyczne. Ponadto należy obniżyć cła i koszty transportu.

Ceny falowników zazwyczaj spadają o 10-15% rocznie. Deutsche Bank spodziewa się kontynuacji tej tendencji w przyszłości. Duzi „dostawcy energii słonecznej” osiągnęli już poziom 0,25 dolara za 1 W lub nawet niższy przy dużych dostawach. Oczekuje się, że w ciągu najbliższych kilku lat zostaną znalezione dodatkowe oszczędności. Obniżone koszty komponentów, obniżone koszty

Słońce jest źródłem światła i ciepła, których potrzebują wszystkie istoty żyjące na Ziemi. Ale oprócz fotonów światła emituje twarde promieniowanie jonizujące, składające się z jąder helu i protonów. Dlaczego to się dzieje?

Przyczyny promieniowania słonecznego

Promieniowanie słoneczne powstaje w ciągu dnia podczas rozbłysków chromosferycznych – gigantycznych eksplozji zachodzących w atmosferze słonecznej. Część materii słonecznej zostaje wyrzucona w przestrzeń kosmiczną, tworząc promienie kosmiczne, składające się głównie z protonów i niewielkiej ilości jąder helu. Te naładowane cząstki docierają do powierzchni Ziemi 15-20 minut po tym, jak rozbłysk słoneczny stanie się widoczny.

Powietrze odcina pierwotne promieniowanie kosmiczne, generując kaskadowy deszcz nuklearny, który zanika wraz ze spadkiem wysokości. W tym przypadku rodzą się nowe cząstki - piony, które rozpadają się i zamieniają w miony. Wnikają w dolne warstwy atmosfery i opadają na ziemię, zakopując się na głębokość do 1500 metrów. To właśnie miony odpowiadają za powstawanie wtórnego promieniowania kosmicznego i promieniowania naturalnego oddziałującego na człowieka.

Widmo promieniowania słonecznego

Widmo promieniowania słonecznego obejmuje zarówno obszary fal krótkich, jak i długich:

• promienie gamma;
• promieniowanie rentgenowskie;
• Promieniowanie UV;
• widzialne światło;
• promieniowanie podczerwone.

Ponad 95% promieniowania słonecznego przypada na obszar „okna optycznego” – widzialnej części widma z sąsiadującymi obszarami fal ultrafioletowych i podczerwonych. W miarę przechodzenia przez warstwy atmosfery działanie promieni słonecznych słabnie – całe promieniowanie jonizujące, rentgenowskie i prawie 98% promieniowania ultrafioletowego jest zatrzymywane przez atmosferę ziemską. Światło widzialne i promieniowanie podczerwone docierają do ziemi praktycznie bez strat, chociaż są częściowo pochłaniane przez cząsteczki gazu i cząsteczki pyłu znajdujące się w powietrzu.

Pod tym względem promieniowanie słoneczne nie powoduje zauważalnego wzrostu promieniowania radioaktywnego na powierzchni Ziemi. Udział Słońca wraz z promieniami kosmicznymi w tworzeniu całkowitej rocznej dawki promieniowania wynosi zaledwie 0,3 mSv/rok. Jest to jednak wartość średnia, w rzeczywistości poziom promieniowania padającego na Ziemię jest różny i zależy od położenia geograficznego obszaru.

Gdzie jest największe promieniowanie jonizujące Słońca?

Największą moc promieni kosmicznych rejestruje się na biegunach, a najmniejszą na równiku. Dzieje się tak dlatego, że pole magnetyczne Ziemi odchyla naładowane cząstki spadające z kosmosu w stronę biegunów. Ponadto promieniowanie wzrasta wraz z wysokością - na wysokości 10 kilometrów nad poziomem morza jego wskaźnik wzrasta 20-25 razy. Mieszkańcy wysokich gór narażeni są na większe dawki promieniowania słonecznego, gdyż atmosfera w górach jest rzadsza i łatwiej przenikają strumienie kwantów gamma i cząstek elementarnych pochodzących ze Słońca.

Ważny. Poziomy promieniowania do 0,3 mSv/h nie powodują poważnych skutków, jednak przy dawce 1,2 μSv/h zaleca się opuszczenie terenu, a w sytuacji awaryjnej przebywanie na jego terenie nie dłużej niż sześć miesięcy. Jeśli odczyty przekroczą dwukrotnie tę wartość, należy ograniczyć pobyt w tym obszarze do trzech miesięcy.

Jeżeli nad poziomem morza roczna dawka promieniowania kosmicznego wynosi 0,3 mSv/rok, to wraz ze wzrostem wysokości co sto metrów wielkość ta wzrasta o 0,03 mSv/rok. Po kilku drobnych obliczeniach możemy stwierdzić, że tygodniowe wakacje w górach na wysokości 2000 m n.p.m. zapewnią ekspozycję na poziomie 1 mSv/rok i zapewnią prawie połowę całkowitej rocznej normy (2,4 mSv/rok).

Okazuje się, że mieszkańcy gór otrzymują roczną dawkę promieniowania kilkakrotnie wyższą niż normalnie i powinni częściej chorować na białaczkę i raka niż ludzie zamieszkujący równiny. W rzeczywistości nie jest to prawdą. Wręcz przeciwnie, na obszarach górskich śmiertelność z powodu tych chorób jest niższa, a część populacji jest długowieczna. Potwierdza to fakt, że długotrwałe przebywanie w miejscach o dużej aktywności radiacyjnej nie ma negatywnego wpływu na organizm człowieka.

Rozbłyski słoneczne – duże zagrożenie radiacyjne

Rozbłyski słoneczne stanowią wielkie zagrożenie dla ludzi i całego życia na Ziemi, ponieważ gęstość strumienia promieniowania słonecznego może tysiąckrotnie przekroczyć normalny poziom promieniowania kosmicznego. W ten sposób wybitny radziecki naukowiec A.L. Chizhevsky połączył okresy powstawania plam słonecznych z epidemiami tyfusu (1883–1917) i cholery (1823–1923) w Rosji. Na podstawie sporządzonych przez siebie wykresów już w 1930 roku przepowiedział pojawienie się rozległej pandemii cholery w latach 1960-1962, która rozpoczęła się w Indonezji w 1961 roku, a następnie szybko rozprzestrzeniła się na inne kraje Azji, Afryki i Europy.

Obecnie uzyskano bogactwo danych wskazujących na związek jedenastoletnich cykli aktywności słonecznej z występowaniem epidemii chorób, a także z masowymi migracjami i sezonami szybkiego rozmnażania się owadów, ssaków i wirusów. Hematolodzy odkryli wzrost liczby zawałów serca i udarów mózgu w okresach maksymalnej aktywności słonecznej. Takie statystyki wynikają z faktu, że w tym czasie wzrasta krzepliwość krwi u ludzi, a ponieważ u pacjentów z chorobami serca aktywność kompensacyjna jest tłumiona, pojawiają się zaburzenia w jej pracy, w tym martwica tkanki serca i krwotoki w mózgu.

Duże rozbłyski słoneczne nie zdarzają się tak często - raz na 4 lata. W tym czasie wzrasta liczba i rozmiar plam słonecznych, a w koronie słonecznej powstają potężne promienie koronalne, składające się z protonów i niewielkiej ilości cząstek alfa. Astrolodzy zarejestrowali swój najpotężniejszy przepływ w 1956 r., kiedy gęstość promieniowania kosmicznego na powierzchni ziemi wzrosła 4-krotnie. Kolejną konsekwencją takiej aktywności słonecznej była zorza odnotowana w Moskwie i regionie moskiewskim w 2000 roku.

Jak się chronić?

Oczywiście zwiększone promieniowanie tła w górach nie jest powodem do rezygnacji z wycieczek w góry. Warto jednak pomyśleć o środkach bezpieczeństwa i wybrać się na wycieczkę z przenośnym radiometrem, który pomoże kontrolować poziom promieniowania i w razie potrzeby ograniczyć czas przebywania w niebezpiecznych obszarach. Nie należy przebywać w obszarze, w którym wskazania liczników wskazują na promieniowanie jonizujące o wartości 7 µSv/h, dłużej niż jeden miesiąc.