Как найти интенсивность солнечного излучения

Интенсивность
солнечного излучения

Источником
энергии солнечного излучения служит
термоядерная реакция на Солнце. Основная
часть этой энергии испускается в виде
электромагнитного излучения в диапазоне
0,2-3 мкм. При прохождении через атмосферу
солнечный свет ослабляется, в основном
из-за поглощения инфракрасного излучения
парами воды, ультрафиолетового излучения
– озоном и рассеяния излучения молекулами
газов и находящимися в воздухе частицами
пыли и аэрозолями. Параметром, отражающим
влияние атмосферы на интенсивность и
спектральный состав солнечного излучения,
доходящего до земной поверхности,
является атмосферная (или воздушная)
масса (АМ). При нулевой воздушной массе
АМ 0 интенсивность излучения равна E_C
=1360
Вт/м²
.

Величина
АМ 1 соответствует прохождению солнечного
излучения через безоблачную атмосферу
до уровня моря при зенитальном расположении
Солнца. Воздушная масса для любого
уровня земной поверхности в любой момент
дня определяется по формуле

, (59)

где: x
–
атмосферное давление, Па;

x₀
–
нормальное атмосферное давление
(1,013·10⁵
Па);

Θ
–
угол высоты Солнца над горизонтом.

Наиболее
характерной в земных условиях является
величина АМ 1,5 (в
Θ
≈ 42°).
Она принята за стандартную при интегральной
поверхностной плотности солнечного
излучения E_C
=835
Вт/м²,
что необходимо при обеспечении сравнимости
результатов исследований различных
солнечных элементов. На рис. 3.1.1 приведено
спектральное распределение потока
фотонов внеатмосферного (АМ 0) и наземного
стандартизованного (АМ 1,5) солнечного
излучения при перпендикулярном падении
лучей на приемную площадку.

Рисунок
33 Спектральное распределение потока
фотонов солнечного излучения: 1–
внеатмосферное излучение (АМ 0); 2 –
наземное стандартизованное излучение
(АМ 1,5); 3 – спектр излучения абсолютно
черного тела при T_C
=
5800 К. На вставке заштрихована доля
полезно используемых фотонов.

Энергия
фотонов, эВ, в излучении с длиной волны
λ
определяется
из соотношения

, (60)

где: h
–
постоянная Планка, 6,626196(50)·10^-34
Дж·с;

с
–
скорость света, 2,9979250(10)·10⁸
м/с;

λ
–
длина волны, мкм.

Электронвольт
– работа, которую необходимо совершить,
чтобы переместить электрон между двумя
точками с разностью потенциалов 1В. 1 эВ
= 1,6·10^-19Дж.

Граничная
длина волны, начиная с которой фотоны
будут поглощаться в материале солнечного
элемента с шириной запрещенной зоны E_g

(51)

Более
длинноволновое излучение не поглощается
в полупроводнике и, следовательно,
бесполезно с точки зрения фотоэлектрического
преобразования.

Запрещенная
зона
– характеризуется отсутствием
энергетических уровней, различна по
ширине для разных материалов.

Фотоэлектрические
свойства p–n
перехода

Простейшая
конструкция солнечного элемента на
основе монокристаллического кремния
показана на рисисунке 34. На малой глубине
от поверхности кремниевой пластины
p-типа сформирован p-n-переход
с тонким металлическим контактом. На
тыльную сторону пластины нанесен
сплошной металлический контакт.

Рисунок
34 Конструкция простейшего солнечного
элемента

Пусть
p-n-переход
расположен вблизи от освещаемой
поверхности полупроводника. При
использовании солнечного элемента в
качестве источника электроэнергии к
его выводам должно быть подсоединено
сопротивление нагрузки R_н.
Рассмотрим
вначале два крайних случая: R_н
= 0
(режим короткого замыкания) и R_н
=∞
(режим холостого хода). Зонные диаграммы
для этих режимов изображены на рисунке
35 а, б.

В
первом случае зонная диаграмма освещенного
p-n-перехода
не отличается от зонной диаграммы при
термодинамическом равновесии (без
освещения и без приложенного напряжения
смещения), поскольку внешнее закорачивание
обеспечивает нулевую разность потенциалов
между n- и p- областями. Однако через
p-n-переход
и внешний проводник течет ток, обусловленный
фотогенерацией электронно-дырочных
пар в p-области. Фотоэлектроны,
образовавшиеся в непосредственной
близости от области объемного заряда,
увлекаются электрическим полем
p-n-перехода
и попадают в n-область. Остальные электроны
диффундируют к p-n-переходу,
стараясь восполнить их убыль, и в конечном
итоге также попадают в n-область.
В n-области возникает направленное
движение электронов к тыльному
металлическому контакту, перетекание
во внешнюю цепь и в контакт к p-области.
На границе контакта к p-области происходит
рекомбинация подошедших сюда электронов
с фотогенерированными дырками.

Рисунок
35 Зонные энергетические диаграммы
p-n-перехода
при освещении: а – в режиме короткого
замыкания; б – холостого хода; в – включения
на сопротивление нагрузки.

При
разомкнутой внешней цепи p-n-перехода
(рисунок 35 б) фотоэлектроны, попадая в
n-область,
накапливаются в ней и заряжают n-область
отрицательно. Остающиеся в p-области
избыточные дырки заряжают p-область
положительно. Возникающая таким образом
разность потенциалов является напряжением
холостого хода U_x_._x_..
Полярность
U_x_._x_.
соответствует
прямому смещению p-n-перехода.

Поток
генерированных светом носителей образует
фототок I_ф.
Величина I_ф
равна
числу фотогенерированных носителей,
прошедших через p-n-переход в единицу
времени

, (62)

где: q
–
величина заряда электрона;

P_u
–
мощность поглощенного монохроматического
излучения.

Здесь
предполагается, что в полупроводнике
каждый поглощенный фотон с энергией
hv≥E_g
создает
одну электронно-дырочную пару. Это
условие хорошо выполняется для солнечных
элементов на основе Si
и GaAs.

При
нулевых внутренних омических потерях
в солнечном элементе ражим короткого
замыкания (рисунок 35 а) эквивалентен
нулевому напряжению смещения p-n-перехода,
поэтому ток короткого замыкания I_к._з
равен
фототоку

I_к.з.=I_ф. (63)

В
режиме холостого хода (рис. 3.2.2, б) фототок
уравновешивается «темновым» током I_т
–
прямым током через p-n-переход,
возникающим при напряжении смещения
U_х
_x.
Абсолютное значение «темнового» тока

, (64)

откуда
при I_ф
>> I₀

, (65)

где: k
–
постоянная Больцмана, 1,38·10^-23
Дж/К=0,86·10^-4
эВ/К;

Т
–
абсолютная температура, К;

I₀
– ток насыщения;

А
–
параметр вольт-амперной характеристики
p-n-перехода,
меняющийся для разных отрезков графика
от 1 до 2 по следующему закону

, (66)

где: ∆U
– приращение напряжения при приращении
плотности тока (или абсолютного значения
тока) по касательной на один порядок.

«Темновой»
ток сопровождается рекомбинацией
неосновных носителей тока (в данном
случае – электронов в p-области). При
актах рекомбинации потенциальная
энергия электронно-дырочных пар
выделяется либо посредством излучения
фотонов с hν
≈ E_g,
либо
расходуется на нагревание кристаллической
решетки. Оба процесса схематически
показаны дополнительными стрелками на
рисунке 35 б. то., режим холостого хода
солнечного элемента эквивалентен режиму
работы светодиодов, а также выпрямительных
диодов в пропускном направлении.

Вольт-амперная
характеристика солнечного элемента

Найдем
обобщенное выражение для вольт-амперной
характеристики освещенного p-n-перехода.
Для этого предположим, что к нему
подключен источник питания с варьируемым
напряжением. При положительном напряжении
смещения фототок I_ф
вычитается из «темнового» тока
p-n-перехода,
а при отрицательном – суммируется с ним.
Выражение для вольт-амперной характеристики
записывается в виде

, (67)

Рассмотрим
подключение к p-n-переходу
варьируемого сопротивления нагрузки
(рисунок 35 в). Направление тока в нагрузке
всегда совпадает с направлением I_ф,
а сам ток нагрузки I_н
равен
результирующему току через p-n-переход
(см. (75)). Принимая направление тока I_ф
за
положительное, для I_н
можно
записать

, (68)

здесь
U_н
–
напряжение на нагрузке, равное напряжению
на p-n-переходе.

Выражение
(66) описывает нагрузочную вольт-амперную
характеристику освещенного p-n-перехода.
Нагрузочная ВАХ арсенид-галлиевого
p-n-перехода для значения фототока I_ф
=
1 А изображена на рисунке 36 а., на этом
же рисунке изображены ВАХ омических
сопротивлений нагрузки

, (69)

для
R_н1
=0,1
Ом, R_н2
=1,026
Ом и R_н3
=10
Ом.

Рисунок
36 Нагрузочная ВАХ p-n-перехода
в GaAs
и характеристики R_н
при
значениях 0,1 (1), 1,026 (2) и 10 Ом (3) (а) и
эквивалентная схема освещенного
p-n-перехода
с сопротивлением нагрузки (б).

При
известных параметрах нагрузочной ВАХ
(66) и заданном значении R_н
величины
I_н
и
U_н
находятся
методом последовательных приближений
при совместном решении (68) и (69) либо
графически, как это сделано на рис.
3.3.1, а. Если R_н
мало,
пересечение графиков происходит на
горизонтальном участке нагрузочной
ВАХ, т.е. на участке, где «темновым» током
через p-n-переход
можно пренебречь по сравнению с фототоком.
По мере увеличения R_н
ток
через нагрузку уменьшается, т.к. с
увеличением прямого смещения p-n-переход
как бы шунтирует нагрузку.

Т.
о., освещенный p-n-переход
в соответствии с выражением (68) может
быть представлен в виде эквивалентной
схемы (рисунок 36 б). Здесь источник тока
имитирует генерацию постоянного
фототока, не зависящего от напряжения
p-n-перехода,
а диод представляет собой неосвещенный
p-n-переход. При варьировании R_н
фототок
перераспределяется между нагрузкой и
p-n-
переходом.

Электрическая
мощность, выделяемая в нагрузке,
определяется по формуле (пренебрегаем
единицей в формуле (68))

(70)

В
режимах короткого замыкания и холостого
хода P = 0, поскольку либо U_н,
либо I_н
равны
нулю.

Конструкции
и материалы солнечных элементов

Производство
структур на основе монокристаллического
кремния – процесс технологически
сложный и дорогостоящий. Поэтому внимание
было обращено на такие материалы, как
сплавы на основе аморфного кремния
(a-Si:H),
арсенид галлия и поликристаллические
полупроводники.

Аморфный
кремний
выступил
в качестве более дешевой альтернативы
монокристаллическому. Первые СЭ на его
основе были созданы в 1975
году.
Оптическое поглощение аморфного кремния
в 20 раз выше, чем кристаллического.
Поэтому для существенного поглощения
видимого света достаточно пленки а-Si:Н
толщиной 0,5-1,0 мкм вместо дорогостоящих
кремниевых 300-мкм подложек. Кроме того,
благодаря существующим технологиям
получения тонких пленок аморфного
кремния большой площади не требуется
операции резки, шлифовки и полировки,
необходимых для СЭ на основе
монокристаллического кремния. По
сравнению с поликристаллическими
кремниевыми элементами изделия на
основе a-Si:Н
производят при более низких температурах
(300 °С): можно использовать дешевые
стеклянные подложки, что сократит расход
кремния в 20 раз.

Пока
максимальный КПД экспериментальных
элементов на основе а-Si:Н
– 12% – несколько ниже КПД кристаллических
кремниевых СЭ (~15%). Однако не исключено,
что с развитием технологии КПД элементов
на основе а-Si:Н
достигнет теоретического потолка – 16
%.

Арсенид
галлия
–
один из наиболее перспективных материалов
для создания высокоэффективных солнечных
батарей. Это объясняется следующими
его особенностями:

– почти
идеальная для однопереходных солнечных
элементов ширина запрещенной зоны 1,43
эВ;

– повышенная
способность к поглощению солнечного
излучения: требуется слой толщиной
всего в несколько микрон;

– высокая
радиационная стойкость, что совместно
с высокой эффективностью делает этот
материал чрезвычайно привлекательным
для использования в космических
аппаратах;

– относительная
нечувствительность к нагреву батарей
на основе GaAs;

– характеристики
сплавов GaAs
с алюминием, мышьяком, фосфором или
индием дополняют характеристики GaAs,
что расширяет возможности при
проектировании солнечных элементов.

Главное
достоинство арсенида галлия и сплавов
на его основе –
широкий
диапазон возможностей для дизайна СЭ.
Фотоэлемент на основе GaAs
может состоять из нескольких слоев
различного состава. Это позволяет
разработчику с большой точностью
управлять генерацией носителей заряда,
что в кремниевых солнечных элементах
ограничено допустимым уровнем легирования.
Типичный солнечный элемент на основе
GaAs
состоит из очень тонкого слоя AlGaAs
в качестве окна.

Основной
недостаток арсенида галлия – высокая
стоимость. Для удешевления производства
предлагается формировать СЭ на более
дешевых подложках; выращивать слои GaAs
на удаляемых подложках или подложках
многократного использования.

Поликристаллические
тонкие пленки
также
весьма перспективны для солнечной
энергетики. Чрезвычайно высока способность
к поглощению солнечного излучения у
диселенида меди и индия (CuInSe₂)
– 99 % света поглощается в первом микроне
этого материала (ширина запрещенной
зоны -1,0 эВ) [2,5]. Наиболее распространенным
материалом для изготовления окна
солнечной батареи на основе CuInSe₂
является CdS.
Иногда для улучшения прозрачности окна
в сульфид кадмия добавляют цинк. Немного
галлия в слое CuInSe₂
увеличивает ширину запрещенной зоны,
что приводит к росту напряжения холостого
хода и, следовательно, повышению
эффективности устройства. Один из
основных способов получения CuInSe₂
– электрохимическое осаждение из
растворов CuSO₄,
In₂(SO₄)₃
и SeO₂
в деионизованной воде при соотношении
компонентов Cu:In:Se
как 1:5:3 и pH>>1,2-2,0.

Теллурид
кадмия
(CdTe)
– еще один перспективный материал для
фотовольтаики. У него почти идеальная
ширина запрещенной зоны (1,44 эВ) и очень
высокая способность к поглощению
излучения. Пленки CdTe
достаточно дешевы в изготовлении. Кроме
того, технологически несложно получать
разнообразные сплавы CdTe
c
Zn,
Hg
и другими элементами для создания слоев
с заданными свойствами.

Подобно
CuInSe₂,
наилучшие элементы на основе CdTe
включают гетеропереход с CdS
в качестве оконного слоя. Оксид олова
используется как прозрачный контакт и
просветляющее покрытие. Серьезная
проблема на пути применения CdTe
– высокое сопротивление слоя p-CdTe,
что приводит к большим внутренним
потерям. Но она решена в p-i-n-структуре
с гетеропереходом CdTe/ZnTe.
Пленки CdTe
обладают высокой подвижностью носителей
заряда, а солнечные элементы на их основе
– высокими значениями КПД, от 10 до 16%.

Среди
солнечных элементов особое место
занимают батареи, использующие
органические
материалы.
Коэффициент
полезного действия солнечных элементов
на основе диоксида титана, покрытого
органическим красителем, весьма высок
– ~11 %. Основа солнечны элементов данного
типа – широкозонный полупроводник,
обычно TiO₂,
покрытый монослоем органического
красителя. Принцип работы элемента
основан на фотовозбуждении красителя
и быстрой инжекции электрона в зону
проводимости TiO₂.
При этом молекула красителя окисляется,
через элемент идет электрический ток
и на платиновом электроде происходит
восстановление трииодида до иодида.
Затем иодид проходит через электролит
к фотоэлектроду, где восстанавливает
окисленный краситель.

Соседние файлы в предмете [НЕСОРТИРОВАННОЕ]

#
#
#
#
#
#
#
#
#
#
30.04.20225.38 Mб2Учебное пособие 3000461.doc
#

Источник

Оценка энергии солнечного излучения

Интенсивность солнечного света, которая достигает земли меняется в зависимости от времени суток, года, местоположения и погодных условий. Общее количество энергии, подсчитанное за день или за год, называется иррадиацией (или еще по-другому «приход солнечной радиации») и показывает, насколько мощным было солнечное излучение. Иррадиация измеряется в Вт*ч/м² в день, или другой период.

Интенсивность солнечного излучения в свободном пространстве на удалении, равном среднему расстоянию между Землей и Солнцем, называется солнечной постоянной. Ее величина — 1353 Вт/м². При прохождении через атмосферу солнечный свет ослабляется в основном из-за поглощения инфракрасного излучения парами воды, ультрафиолетового излучения — озоном и рассеяния излучения частицами атмосферной пыли и аэрозолями. Показатель атмосферного влияния на интенсивность солнечного излучения, доходящего до земной поверхности, называется «воздушной массой» (АМ). АМ определяется как секанс угла между Солнцем и зенитом.

На рис.1 показано спектральное распределение интенсивности солнечного излучения в различных условиях. Верхняя кривая (АМ0) соответствует солнечному спектру за пределами земной атмосферы (например, на борту космического корабля), т.е. при нулевой воздушной массе. Она аппроксимируется распределением интенсивности излучения абсолютно черного тела при температуре 5800 К. Кривые АМ1 и АМ2 иллюстрируют спектральное распределение солнечного излучения на поверхности Земли, когда Солнце в зените и при угле между Солнцем и зенитом 60°, соответственно. При этом полная мощность излучения — соответственно порядка 925 и 691 Вт/м². Средняя интенсивность излучения на Земле примерно совпадает с интенсивностью излучения при АМ=1,5 (Солнце — под углом 45° к горизонту) [1].

Около поверхности Земли можно принять среднюю величину интенсивности солнечной радиации 635 Вт/м². В очень ясный солнечный день эта величина колеблется от 950 Вт/м² до 1220 Вт/м². Среднее значение — примерно 1000 Вт/м² [860 ккал/(м²ч)]. Пример: Интенсивность полного излучения в Цюрихе (47°30′ с. ш., 400 м над уровнем моря) на поверхности, перпендикулярной излучению:1 мая 12 ч 00 мин 1080 Вт/м²;21 декабря 12 ч 00 мин 930 Вт/м².

Для упрощения вычисления по приходу солнечной энергии, его обычно выражают в часах солнечного сияния с интенсивностью 1000 Вт/м². Т.е. 1 час соответствует приходу солнечной радиации в 1000 Вт*ч/м². Это примерно соответствует периоду, когда солнце светит летом в середине солнечного безоблачного дня на поверхность, перпендикулярную солнечным лучам.

Пример
Яркое солнце светит с интенсивностью 1000 Вт/м² на поверхность, перпендикулярную солнечным лучам. За 1 час на 1 м² падает 1 кВт*ч энергии (энергия равна произведению мощности на время). Аналогично, средний приход солнечной радиации в 5 кВт*ч/м² в течение дня соответствует 5 пиковым часам солнечного сияния в день. Не путайте пиковые часы с реальной длительностью светового дня. За световой день солнце светит с разной интенсивностью, но в сумме она дает такое же количество энергии, как если бы оно светило 5 часов с максимальной интенсивностью. Именно пиковые часы солнечного сияния используются в расчетах солнечных энергетических установок.

Приход солнечной радиации меняется в течение дня и от места к месту, особенно в горных районах. Иррадиация меняется в среднем от 1000 кВт*ч/м² в год для северо-европейских стран, до 2000-2500 кВт*ч/м² в год для пустынь. Погодные условия и склонение солнца (которое зависит от широты местности), также приводит к различиям в приходе солнечной радиации.

В России, вопреки распространённому мнению, очень много мест, где выгодно преобразовывать солнечную энергию в электроэнергию при помощи солнечных батарей. Ниже приведена карта ресурсов солнечной энергии в России. Как видим, на большей части России можно успешно использовать солнечные батареи в сезонном режиме, а в районах с числом часов солнечного сияния более 2000 часов/год — круглый год. Естественно, в зимний период выработка энергии солнечными панелями существенно снижается, но все равно стоимость электроэнергии от солнечной электростанции остается существенно ниже, чем от дизельного или бензинового генератора.

Особенно выгодно применение солнечных батарей там, где нет централизованных электрических сетей и энергообеспечение обеспечивается за счет дизель-генераторов. А таких районов в России очень много.

Более того, даже там, где сети есть, использование работающих параллельно с сетью солнечных батарей позволяет значительно снизить расходы на электроэнергию. При существующей тенденции на повышении тарифов естественных энергетических монополий России, установки солнечных батарей становится умным вложением денег.

Ресурсы солнечной энергии России

Эта статья прочитана 62396 раз(а)!

Продолжить чтение

66

Классификация солнечных фотоэлектрических электростанций – Автономные, соединенные с сетью, резервные. Солнечные батареи в системах электроснабжения.
60

Инверторы для фотоэлектрических систем Инверторы используются для преобразования постоянного тока от аккумуляторов или солнечных модулей в переменный ток, аналогичный тому, который присутствует в сетях централизованного электроснабжения. В системах электроснабжения с солнечными батареями применяются следующие типы инверторов: Сетевые фотоэлектрические инверторы В…
54

Фотоэлектрические комплекты: Состав Для того, чтобы использовать солнечную энергию для питания ваших потребителей, одной солнечной батареи недостаточно. Кроме солнечной батареи нужно еще несколько составляющих. Типичный состав автономного фотоэлектрического комплекта следующий: фотоэлектрическая батарея контроллер заряда аккумуляторной батареи аккумуляторная батарея провода, коннекторы,…
54

Как работают MPPT контроллеры? Что такое MPPT контроллеры, для чего они нужны и в чем их отличие от контроллеров с ШИМ описано по ссылке. На этой странице дана более подробная техническая информация Методы поиска точки максимальной мощности (ТММ) солнечной батареи…
54

Эффективность работы солнечных батарей и коллекторов зимой Солнечные батареи могут быть великолепной частью вашего дома. Они определённо позволяют экономить вам деньги в течение длительного срока и постоянно могут снижать ваши счета за электроэнергию. Мы все знаем, что солнечные батареи преобразуют…
54

Солнечные фотоэлектрические модули с двойным стеклом Модули с двойным остеклением (double glass) Солнечные модули с двойным стеклом появились на рынке сравнительно недавно – 5-7 лет назад, но до недавнего времени они были дороже обычных модулей. В 2017 году они стали…

Источник

Интенсивность солнечного излучения в свободном пространстве на удалении, равном среднему расстоянию между Землей и Солнцем, называется солнечной постоянной. Ее величина — 1353 Вт/м². При прохождении через атмосферу солнечный свет ослабляется в основном из-за поглощения инфракрасного излучения парами воды, ультрафиолетового излучения — озоном и рассеяния излучения частицами атмосферной пыли и аэрозолями. Показатель атмосферного влияния на интенсивность солнечного излучения, доходящего до земной поверхности, называется «воздушной массой» (АМ, англ. – air mass). АМ определяется как секанс угла между Солнцем и зенитом.

На рис.1 показано спектральное распределение интенсивности солнечного излучения в различных условиях. Верхняя кривая (АМ0) соответствует солнечному спектру за пределами земной атмосферы (например, на борту космического корабля), т.е. при нулевой воздушной массе. Она аппроксимируется распределением интенсивности излучения абсолютно черного тела при температуре 5800 К. Кривые АМ1 и АМ2 иллюстрируют спектральное распределение солнечного излучения на поверхности Земли, когда Солнце в зените и при угле между Солнцем и зенитом 60°, соответственно. При этом полная мощность излучения — соответственно порядка 925 и 691 Вт/м². Средняя интенсивность излучения на Земле примерно совпадает с интенсивностью излучения при АМ=1,5 (Солнце — под углом 45° к горизонту).

Рис. 1. Спектральное распределение интенсивности солнечного излучения

Пример: Интенсивность полного излучения в Цюрихе (47°30′ с. ш., 400 м над уровнем моря) на поверхности, перпендикулярной излучению: 1 мая 12 ч 00 мин 1080 Вт/м²; 21 декабря 12 ч 00 мин 930 Вт/м².

Рис. 2. Распределение солнечного излучения на поверхности Земли

Для упрощения вычисления по приходу солнечной энергии, его обычно выражают в часах солнечного сияния с интенсивностью 1000 Вт/м². Т.е. 1 час соответствует приходу солнечной радиации в 1000 Вт*ч/м². Это примерно соответствует периоду, когда солнце светит летом в середине солнечного безоблачного дня на поверхность, перпендикулярную солнечным лучам.

Пример: Яркое солнце светит с интенсивностью 1000 Вт/м² на поверхность, перпендикулярную солнечным лучам. За 1 час на 1 м² падает 1 кВт*ч энергии (энергия равна произведению мощности на время). Аналогично, средний приход солнечной радиации в 5 кВт*ч/м² в течение дня соответствует 5 пиковым часам солнечного сияния в день. Не путайте пиковые часы с реальной длительностью светового дня. За световой день солнце светит с разной интенсивностью, но в сумме она дает такое же количество энергии, как если бы оно светило 5 часов с максимальной интенсивностью. Именно пиковые часы солнечного сияния используются в расчетах солнечных энергетических установок.

Приход солнечной радиации меняется в течение дня и от места к месту, особенно в горных районах. Иррадиация меняется в среднем от 1000 кВт*ч/м² в год для североевропейских стран, до 2000-2500 кВт*ч/м² в год для пустынь. Погодные условия и склонение солнца (которое зависит от широты местности), также приводит к различиям в приходе солнечной радиации.

В Украине, вопреки распространённому мнению, очень много мест, где выгодно преобразовывать солнечную энергию в электроэнергию при помощи солнечных батарей. Естественно, в зимний период выработка энергии солнечными панелями существенно снижается, но все равно стоимость электроэнергии от солнечной электростанции остается существенно ниже, чем от дизельного или бензинового генератора. Особенно выгодно применение солнечных батарей там, где нет централизованных электрических сетей и энергообеспечение обеспечивается за счет дизель-генераторов.

Рис. 3. Распределение солнечного излучения в Украине

Более того, там, где сети есть, использование подключенных к сети солнечных батарей позволяет не только значительно снизить расходы на электроэнергию, но и существенно заработать на продаже электроэнергии государству по «Зелёному тарифу». А при существующей тенденции на повышении тарифов энергетических монополий, установки солнечных батарей становится очень умным вложением денег.

Источник

ВОПРОСЫ ТЕОРИИ. И ИННОВАЦИОННЫХ РЕШЕНИЙ. ПРИ ИСПОЛЬЗОВАНИИ. ГЕЛИОЭНЕРГЕТИЧЕСКИХ СИСТЕМ

АНАЛИЗ ИНТЕНСИВНОСТИ СОЛНЕЧНОГО ИЗЛУЧЕНИЯ

В результате термоядерных реакций Солнце выделяет огромную энергию. Поток ее составляет 3,7-1026 Вт. Из этого количества энергии на Землю попадает только 1,2-1017 Вт тепловой энергии. Примерно 7 % общей солнечной радиации приходится на ультрафиолетовый диапазон, 47,3 % – на спектр видимого света, и 45,7 % приходится на инфракрасное излучение.

Поток солнечного излучения на границе верхних слоев атмосферы составляет 1353 Вт/м2. Эта величина называется солнечной постоянной и изменяется на ±3,4 % в течение года в зависимости от расстояния от Земли до Солнца (рис. 1.1).

При прохождении через слои атмосферы часть солнечного излучения поглощается и рассеивается. Плотность потока солнечного излучения на широтах, близких к экватору, равна 1 кВт/м2 [1]. Средняя плотность потока солнечного излучения в большинстве регионов мира составляет 200-250 Вт/м2. С точки зрения располагаемого энергетического ресурса это очень много.

Помимо полной энергии (т. е. солнечной постоянной) солнечного излучения нужно знать его спектральное распределение. На основе высотных и космических измерений построена стандартная кривая поверхностной плотности монохроматического потока излучения (рис. 1.2)

123456789 10 11 12

Месяц

Рис. 1.1.

Зависимость внеземного солнечного излучения от времени года

Длина волны, мм

Рис. 1.2.

Стандартная кривая поверхностной плотности монохроматического потока излучения в зависимости от длины волны

[2], соответствующая среднему расстоянию между Землей и Солнцем при солнечной постоянной 1353 Вт/м2 [3, 4].

Данные интенсивности солнечной радиации могут быть представлены в следующем виде [5]:

– по средним суткам, представляющим месяц, т. е. метеорологические данные усредняются за каждый час месяца, и так составляются средние сутки;

– по среднемесячным значениям, т. е. вычисляется одно среднемесячное значение параметра, и оно используется для всех часов суток месяца;

– по среднесуточным значениям, т. е. для каждых суток месяца вычисляется среднее значение, которое используется для всех часов данных суток;

– по «типичному году», т. е. расчет выполняется по реальным данным каждого часа всех дней года, имеющего статистические характеристики, совпадающие со средними и многолетними.

Положение некоторой точки А на земной поверхности относительно солнечных лучей в данный момент времени определяется тремя основными углами: широтой местности ср, часовым углом со и склонением Солнца 8.

Угол падения лучей на горизонтальную поверхность (Р = 0, где р – угол наклона поверхности к горизонту) определяется по формуле:

cos і = cos 8 cos cp cos со + sin 8 sin ф.

Угол падения лучей на вертикальную поверхность (Р = 90°):

cost = cos8 (віпф cosan cos со + sinan sin co) – sin8 совф cosan,

где an – азимут поверхности.

Для наклонной поверхности с южной ориентацией (ап = 0°) имеем:

cosi = віп(ф – Р) sin8 + cos (ф – Р) cos8 соэф.

В работе [5] было показано, что для достижения требуемой точности в расчетах систем солнечного теплоснабжения допустимо использовать усредненную за определенный период интенсивность солнечной радиации. На практике, как правило, применяется метод, основанный на среднемесячных значениях интенсивности солнечной радиации. Для расчетов годовых характеристик рекомен
дуется использовать метеорологические данные «типичного года». Исследования показывают, что месячные суммы солнечной радиации на горизонтальную поверхность изменяются из года в год, однако их средние многолетние значения устойчивы [7-9].

Для оценки суммарной солнечной радиации пользуются различными расчетными выражениями. Формула Ангстрема связывает относительное значение среднемесячного дневного поступления солнечного излучения на горизонтальную поверхность с действительной и возможной продолжительностью солнечного сияния в регионе [10].

Более удобным для решения практических задач является уравнение Блэка, которое построено по тому же принципу. Конкретные расчетные уравнения приведены в работах [10-13]. Обзор методов оценки солнечной радиации изложен в работе [7].

Для северных широт 38-60° хорошее приближение дает формула Кострова – Савинова – Украинцева, уточненная Сивковым и Гойсой [14]. Она связывает плотность потока солнечной радиации S с солнечной постоянной S* и высотой Солнца над горизонтом h:

где C0 – эмпирическая константа, зависящая от высоты Солнца и прозрачности атмосферы для нормального луча.

Для других широт интенсивность солнечной радиации определяется в зависимости от среднего R„ и текущего R расстояния от Земли до Солнца;

S з* sinh. R sinA + C0

Существуют теоретические и полуэмпирические модели, основанные на корреляции плотности потока солнечной радиации с облачностью и прозрачностью атмосферы
и на особенностях пропускания ею различных участков солнечного спектра [15, 16], а также на использовании для аппроксимации гармонических функций [17] или математического аппарата цепей Маркова [18, 19]. Расчеты по всем этим моделям требуют большого объема предварительной информации.

Удельная интенсивность суммарной радиации, падающей на наклонную плоскость коллектора, находят по выражению

7 = ®гор+ -^гор-^D + 7гор-^г* (1*3)

где Srop – интенсивность радиации, падающей на горизонтальную поверхность в случае ясного неба:

S =S. sinh;S =S. cosi. (1.4)

Drop – интенсивность рассеянной радиации, падающей на горизонтальную поверхность; дгор – удельная интенсивность солнечной радиации, падающей на горизонтальную поверхность; Ps, PD, Pr – коэффициенты положения солнечного коллектора соответственно для прямой, диффузионной и отраженной радиации:

Ps = cosi/sinA; PD = cos2p/2; Pr = sin2p/2; (1.5)

і – угол падения солнечного луча на поверхность коллектора; р – угол наклона солнечного коллектора к горизонту.

При изотропном распределении рассеянной радиации по небосводу интенсивность радиации на наклонную поверхность

^пад = ^горС082Р/2. (1.6)

Часть потока суммарной солнечной радиации, падающей на горизонтальную поверхность, имеющую альбедо а, отражается:

г = <7 a sin2p/2 = qP. (1.7)

В этой формуле не учитываются многократные отражения и ослабления на пути от отражающей горизонтальной поверхности к наклонной, поскольку они незначительны [20]. Сопоставление расчетных и экспериментальных данных для рассеянной радиации показало их хорошее совпадение [21].

Коэффициент пропускания стеклом прямой солнечной радиации – важная характеристика. Основательный анализ этого процесса на основе законов Френеля и Бугера изложен в работе [22], и предложена формула для определения поглощательной способности стекла

(та) = та/[1 – (1 – х)р], (1.8)

где т, а и р – коэффициенты соответственно пропускания, поглощения и отражения излучения.

По данным экспериментальных исследований, значение коэффициента пропускания обычным стеклом нормально падающей прямой солнечной радиации колеблется от 0,75 до 0,89, а разработанные в последние годы специальные гелиотехнические стекла имеют коэффициент пропускания до 0,93 при почти полном отсутствии отражения.

Для более точного определения эффективности коллектора необходимо учитывать изменение температуры наружного воздуха в течение суток как на солнце, так и в тени. Это связано с тем, что часть оборудования (солнечный коллектор) находится под действием прямого солнечного излучения, а часть – в тени (теплопроводы).

В таком случае в уравнении теплового баланса солнечного коллектора

и теплопровода

dt,

cj-^+uj(tt-to) = Scbiti-tj)

температура окружающей среды t0 не может приниматься одной и той же.

Здесь gni – расход теплоносителя через і-й коллектор re-го ряда; спі, сь – удельная теплоемкость отдельных коллекторов и теплоносителя; t’ni, t^ – температура теплоносителя на входе и выходе коллектора; tsni – средняя интегральная температура коллектора; t0 – температура окружающей среды; uni – коэффициент теплопередачи і-го коллектора /i-го ряда; N — количество рядов; т – количество последовательно соединенных коллекторов; j, i – соответствующие участки системы.

С целью более точного расчета параметров гелиосистем (в частности, площади коллекторов) с учетом указанных недостатков разработана математическая модель стохастического генератора облачности и температуры окружающей среды. Температура на солнце Тс зависит от облачности О и температуры в тени Тт, а последняя – от атмосферных фронтов, движения воздушных масс и барических образований [23].

Зависимость между температурами Тс и Тт, можно считать линейной:

Коэффициенты а, Ъ и с уравнения регрессии (1.11) могут быть найдены с использованием метода наименьших квадратов:

S(a;b;c) = ^(Tci – аТТі – ЬО, – с) -»min,

где п – количество использованных статистических данных.

В результате тождественных преобразований получена следующая система уравнений:

+ЬІТ*°і +с£Тті=£ттіТсі;

І=1 1=1 {‘=1 І=1

«£7*0, +*£<? + ct°i =І°іТсі’’ (1.12)

i=l j=l £=1 i=l

а2Х+ь1°.+сл=2Х.

i=l 1=1 £=1

Предлагаемая структура генератора представлена на рис. 1.3.

Рис. 1.3.

Стохастический генератор облачности и температур в тени и на солнце

В генераторе Г вырабатывается равномерно распределенная некоррелированная случайная величина в интервале (0, 1). 170 и!7т- преобразователи закона распределения (из равномерного в заданный закон распределения). Экспериментальные наблюдения за облачностью наилучшим образом описываются p-законом с соответствующими параметрами распределения. Ф – фильтр, преобразующий
некоррелированные случайные последовательности в коррелированные с заданной автокорреляционной функцией в соответствии с выражением

y(i) = ^bkE(j-k),i = 0, ±1, ±2, ….

где т – количество интервалов, покрывающих время спада автокорреляционной функции случайного процесса; Ьк – коэффициенты; E(J, К) – стационарная единичная некоррелированная случайная последовательность.

Блок Кпр на рис. 1.3 реализует преобразование облачности в баллах по десятибальной шкале в коэффициент пропускания солнечной радиации облачностью в соответствии с выражением

где О – облачность в баллах.

Для измерения интенсивности солнечной радиации пользуются радиометрами, например типа РСП-100 и РСП-200 [24].

На основании результатов исследований автора Краснодарской лабораторией энергосбережения и нетрадиционных источников энергии АКХ были разработаны Рекомендации по проектированию гелиоустановок котельных и ЦТП. В данной работе были исследованы следующие вопросы: анализ …

Для солнечных водонагревательных установок соотношение параметров при отсутствии теплового дублёра выражается уравнением: О Л 0,278 10-3АЕ/ лг =ОгсрУ2-Ь), i-n vi – интенсивность суммарной солнечной радиации в плоскости солнечных коллекторов за …

В 1989 г. по проекту автора в Краснодаре была построена и эксплуатируется до настоящего времени гелиоустановка издательства «Советская Кубань» с площадью солнечных коллекторов 260 м2. Солнечные коллекторы (432 шт.) размещены …

Источник

“Insolation” redirects here. Not to be confused with insulation.

rsds

Global distribution of incoming shortwave solar radiation averaged over the years 1981-2010 from the CHELSA-BIOCLIM+ data set^[1]

The shield effect of Earth’s atmosphere on solar irradiation. The top image is the annual mean solar irradiation (or insolation) at the top of Earth’s atmosphere (TOA); the bottom image shows the annual insolation reaching the Earth’s surface after passing through the atmosphere. The two images use the same color scale.

Solar irradiance is the power per unit area (surface power density) received from the Sun in the form of electromagnetic radiation in the wavelength range of the measuring instrument.
Solar irradiance is measured in watts per square metre (W/m²) in SI units.

Solar irradiance is often integrated over a given time period in order to report the radiant energy emitted into the surrounding environment (joule per square metre, J/m²) during that time period. This integrated solar irradiance is called solar irradiation, solar exposure, solar insolation, or insolation.

Irradiance may be measured in space or at the Earth’s surface after atmospheric absorption and scattering. Irradiance in space is a function of distance from the Sun, the solar cycle, and cross-cycle changes.^[2]
Irradiance on the Earth’s surface additionally depends on the tilt of the measuring surface, the height of the Sun above the horizon, and atmospheric conditions.^[3]
Solar irradiance affects plant metabolism and animal behavior.^[4]

The study and measurement of solar irradiance have several important applications, including the prediction of energy generation from solar power plants, the heating and cooling loads of buildings, climate modeling and weather forecasting, passive daytime radiative cooling applications, and space travel.

Types[edit]

Global Map of Global Horizontal Radiation ^[5]

Global Map of Direct Normal Radiation ^[5]

There are several measured types of solar irradiance.

Total Solar Irradiance (TSI) is a measure of the solar power over all wavelengths per unit area incident on the Earth’s upper atmosphere. It is measured perpendicular to the incoming sunlight.^[3] The solar constant is a conventional measure of mean TSI at a distance of one astronomical unit (AU).
Direct Normal Irradiance (DNI), or beam radiation, is measured at the surface of the Earth at a given location with a surface element perpendicular to the Sun.^[6] It excludes diffuse solar radiation (radiation that is scattered or reflected by atmospheric components). Direct irradiance is equal to the extraterrestrial irradiance above the atmosphere minus the atmospheric losses due to absorption and scattering. Losses depend on time of day (length of light’s path through the atmosphere depending on the solar elevation angle), cloud cover, moisture content and other contents. The irradiance above the atmosphere also varies with time of year (because the distance to the Sun varies), although this effect is generally less significant compared to the effect of losses on DNI.
Diffuse Horizontal Irradiance (DHI), or Diffuse Sky Radiation is the radiation at the Earth’s surface from light scattered by the atmosphere. It is measured on a horizontal surface with radiation coming from all points in the sky excluding circumsolar radiation (radiation coming from the sun disk).^[6]^[7] There would be almost no DHI in the absence of atmosphere.^[6]
Global Horizontal Irradiance (GHI) is the total irradiance from the Sun on a horizontal surface on Earth. It is the sum of direct irradiance (after accounting for the solar zenith angle of the Sun z) and diffuse horizontal irradiance:^[8]
Global Tilted Irradiance (GTI) is the total radiation received on a surface with defined tilt and azimuth, fixed or sun-tracking. GTI can be measured^[7] or modeled from GHI, DNI, DHI.^[9]^[10]^[11] It is often a reference for photovoltaic power plants, while photovoltaic modules are mounted on the fixed or tracking constructions.
Global Normal Irradiance (GNI) is the total irradiance from the sun at the surface of Earth at a given location with a surface element perpendicular to the Sun.

Units[edit]

The SI unit of irradiance is watts per square metre (W/m² = Wm⁻²). The unit of insolation often used in the solar power industry is kilowatt hours per square metre (kWh/m²).^[12]

The Langley is an alternative unit of insolation. One Langley is one thermochemical calorie per square centimetre or 41,840 J/m².^[13]

Irradiation at the top of the atmosphere[edit]

Spherical triangle for application of the spherical law of cosines for the calculation the solar zenith angle Θ for observer at latitude φ and longitude λ from knowledge of the hour angle h and solar declination δ. (δ is latitude of subsolar point, and h is relative longitude of subsolar point).

The average annual solar radiation arriving at the top of the Earth’s atmosphere is about 1361 W/m². This represents the power per unit area of solar irradiance across the spherical surface surrounding the Sun with a radius equal to the distance to the Earth (1 AU). This means that the approximately circular disc of the Earth, as viewed from the Sun, receives a roughly stable 1361 W/m² at all times. The area of this circular disc is πr², in which r is the radius of the Earth. Because the Earth is approximately spherical, it has total area $4pi r^{2}$ , meaning that the solar radiation arriving at the top of the atmosphere, averaged over the entire surface of the Earth, is simply divided by four to get 340 W/m². In other words, averaged over the year and the day, the Earth’s atmosphere receives 340 W/m² from the Sun. This figure is important in radiative forcing.

Derivation[edit]

The distribution of solar radiation at the top of the atmosphere is determined by Earth’s sphericity and orbital parameters.
This applies to any unidirectional beam incident to a rotating sphere.
Insolation is essential for numerical weather prediction and understanding seasons and climatic change. Application to ice ages is known as Milankovitch cycles.

Distribution is based on a fundamental identity from spherical trigonometry, the spherical law of cosines:

{displaystyle cos(c)=cos(a)cos(b)+sin(a)sin(b)cos(C)}

where a, b and c are arc lengths, in radians, of the sides of a spherical triangle. C is the angle in the vertex opposite the side which has arc length c. Applied to the calculation of solar zenith angle Θ, the following applies to the spherical law of cosines:

${displaystyle a={tfrac {1}{2}}pi -phi }$

${displaystyle b={tfrac {1}{2}}pi -delta }$

{displaystyle cos(Theta )=sin(phi )sin(delta )+cos(phi )cos(delta )cos(h)}

This equation can be also derived from a more general formula:^[14]

${displaystyle {begin{aligned}cos(Theta )=sin(phi )sin(delta )cos(beta )&+sin(delta )cos(phi )sin(beta )cos(gamma )+cos(phi )cos(delta )cos(beta )cos(h)\&-cos(delta )sin(phi )sin(beta )cos(gamma )cos(h)-cos(delta )sin(beta )sin(gamma )sin(h)end{aligned}}}$

where β is an angle from the horizontal and γ is an azimuth angle.

${displaystyle {overline {Q}}^{text{day}}}$ , the theoretical daily-average irradiation at the top of the atmosphere, where θ is the polar angle of the Earth’s orbit, and θ = 0 at the vernal equinox, and θ = 90° at the summer solstice; φ is the latitude of the Earth. The calculation assumed conditions appropriate for 2000 A.D.: a solar constant of S₀ = 1367 W m⁻², obliquity of ε = 23.4398°, longitude of perihelion of ϖ = 282.895°, eccentricity e = 0.016704. Contour labels (green) are in units of W m⁻².

The separation of Earth from the sun can be denoted R_E and the mean distance can be denoted R₀, approximately 1 astronomical unit (AU). The solar constant is denoted S₀. The solar flux density (insolation) onto a plane tangent to the sphere of the Earth, but above the bulk of the atmosphere (elevation 100 km or greater) is:

${displaystyle Q={begin{cases}S_{o}{frac {R_{o}^{2}}{R_{E}^{2}}}cos(Theta )&cos(Theta )>0\0&cos(Theta )leq 0end{cases}}}$

The average of Q over a day is the average of Q over one rotation, or the hour angle progressing from h = π to h = −π:

${displaystyle {overline {Q}}^{text{day}}=-{frac {1}{2pi }}{int _{pi }^{-pi }Q,dh}}$

Let h₀ be the hour angle when Q becomes positive. This could occur at sunrise when ${displaystyle Theta ={tfrac {1}{2}}pi }$ , or for h₀ as a solution of

$sin(phi )sin(delta )+cos(phi )cos(delta )cos(h_{o})=0,$

${displaystyle cos(h_{o})=-tan(phi )tan(delta )}$

If tan(φ)tan(δ) > 1, then the sun does not set and the sun is already risen at h = π, so h_o = π. If tan(φ)tan(δ) < −1, the sun does not rise and ${displaystyle {overline {Q}}^{text{day}}=0}$ .

${frac {R_{o}^{2}}{R_{E}^{2}}}$ is nearly constant over the course of a day, and can be taken outside the integral

${displaystyle {begin{aligned}int _{pi }^{-pi }Q,dh&=int _{h_{o}}^{-h_{o}}Q,dh\&=S_{o}{frac {R_{o}^{2}}{R_{E}^{2}}}int _{h_{o}}^{-h_{o}}cos(Theta ),dh\&=S_{o}{frac {R_{o}^{2}}{R_{E}^{2}}}left[hsin(phi )sin(delta )+cos(phi )cos(delta )sin(h)right]_{h=h_{o}}^{h=-h_{o}}\&=-2S_{o}{frac {R_{o}^{2}}{R_{E}^{2}}}left[h_{o}sin(phi )sin(delta )+cos(phi )cos(delta )sin(h_{o})right]end{aligned}}}$

Therefore:

${displaystyle {overline {Q}}^{text{day}}={frac {S_{o}}{pi }}{frac {R_{o}^{2}}{R_{E}^{2}}}left[h_{o}sin(phi )sin(delta )+cos(phi )cos(delta )sin(h_{o})right]}$

Let θ be the conventional polar angle describing a planetary orbit. Let θ = 0 at the vernal equinox. The declination δ as a function of orbital position is^[15]^[16]

{displaystyle delta =varepsilon sin(theta )}

where ε is the obliquity. (Note: The correct formula, valid for any axial tilt, is .^[17]) The conventional longitude of perihelion ϖ is defined relative to the vernal equinox, so for the elliptical orbit:^[18]

${displaystyle R_{E}={frac {R_{o}(1-e^{2})}{1+ecos(theta -varpi )}}}$

${displaystyle {frac {R_{o}}{R_{E}}}={frac {1+ecos(theta -varpi )}{1-e^{2}}}}$

With knowledge of ϖ, ε and e from astrodynamical calculations^[19] and S_o from a consensus of observations or theory, ${displaystyle {overline {Q}}^{text{day}}}$ can be calculated for any latitude φ and θ. Because of the elliptical orbit, and as a consequence of Kepler’s second law, θ does not progress uniformly with time. Nevertheless, θ = 0° is exactly the time of the vernal equinox, θ = 90° is exactly the time of the summer solstice, θ = 180° is exactly the time of the autumnal equinox and θ = 270° is exactly the time of the winter solstice.

A simplified equation for irradiance on a given day is:^[20]^[21]

${displaystyle Qapprox S_{0}left(1+0.034cos left(2pi {frac {n}{365.25}}right)right)}$

where n is a number of a day of the year.

Variation[edit]

Total solar irradiance (TSI)^[22] changes slowly on decadal and longer timescales. The variation during solar cycle 21 was about 0.1% (peak-to-peak).^[23] In contrast to older reconstructions,^[24] most recent TSI reconstructions point to an increase of only about 0.05% to 0.1% between the 17th century Maunder Minimum and the present.^[25]^[26]^[27]
Ultraviolet irradiance (EUV) varies by approximately 1.5 percent from solar maxima to minima, for 200 to 300 nm wavelengths.^[28] However, a proxy study estimated that UV has increased by 3.0% since the Maunder Minimum.^[29]

Variations in Earth’s orbit, resulting changes in solar energy flux at high latitude, and the observed glacial cycles.

Some variations in insolation are not due to solar changes but rather due to the Earth moving between its perihelion and aphelion, or changes in the latitudinal distribution of radiation. These orbital changes or Milankovitch cycles have caused radiance variations of as much as 25% (locally; global average changes are much smaller) over long periods. The most recent significant event was an axial tilt of 24° during boreal summer near the Holocene climatic optimum.
Obtaining a time series for a $overline {Q}^{{{mathrm {day}}}}$ for a particular time of year, and particular latitude, is a useful application in the theory of Milankovitch cycles. For example, at the summer solstice, the declination δ is equal to the obliquity ε. The distance from the sun is

${displaystyle {frac {R_{o}}{R_{E}}}=1+ecos(theta -varpi )=1+ecos left({frac {pi }{2}}-varpi right)=1+esin(varpi )}$

For this summer solstice calculation, the role of the elliptical orbit is entirely contained within the important product , the precession index, whose variation dominates the variations in insolation at 65° N when eccentricity is large. For the next 100,000 years, with variations in eccentricity being relatively small, variations in obliquity dominate.

Measurement[edit]

The space-based TSI record comprises measurements from more than ten radiometers and spans three solar cycles.
All modern TSI satellite instruments employ active cavity electrical substitution radiometry. This technique measures the electrical heating needed to maintain an absorptive blackened cavity in thermal equilibrium with the incident sunlight which passes through a precision aperture of calibrated area. The aperture is modulated via a shutter. Accuracy uncertainties of <0.01% are required to detect long term solar irradiance variations, because expected changes are in the range 0.05–0.15 W/m² per century.^[30]

Intertemporal calibration[edit]

In orbit, radiometric calibrations drift for reasons including solar degradation of the cavity, electronic degradation of the heater, surface degradation of the precision aperture and varying surface emissions and temperatures that alter thermal backgrounds. These calibrations require compensation to preserve consistent measurements.^[30]

For various reasons, the sources do not always agree. The Solar Radiation and Climate Experiment/Total Irradiance Measurement (SORCE/TIM) TSI values are lower than prior measurements by the Earth Radiometer Budget Experiment (ERBE) on the Earth Radiation Budget Satellite (ERBS), VIRGO on the Solar Heliospheric Observatory (SoHO) and the ACRIM instruments on the Solar Maximum Mission (SMM), Upper Atmosphere Research Satellite (UARS) and ACRIMSAT. Pre-launch ground calibrations relied on component rather than system-level measurements since irradiance standards at the time lacked sufficient absolute accuracies.^[30]

Measurement stability involves exposing different radiometer cavities to different accumulations of solar radiation to quantify exposure-dependent degradation effects. These effects are then compensated for in the final data. Observation overlaps permits corrections for both absolute offsets and validation of instrumental drifts.^[30]

Uncertainties of individual observations exceed irradiance variability (∼0.1%). Thus, instrument stability and measurement continuity are relied upon to compute real variations.

Long-term radiometer drifts can potentially be mistaken for irradiance variations which can be misinterpreted as affecting climate. Examples include the issue of the irradiance increase between cycle minima in 1986 and 1996, evident only in the ACRIM composite (and not the model) and the low irradiance levels in the PMOD composite during the 2008 minimum.

Despite the fact that ACRIM I, ACRIM II, ACRIM III, VIRGO and TIM all track degradation with redundant cavities, notable and unexplained differences remain in irradiance and the modeled influences of sunspots and faculae.

Persistent inconsistencies[edit]

Disagreement among overlapping observations indicates unresolved drifts that suggest the TSI record is not sufficiently stable to discern solar changes on decadal time scales. Only the ACRIM composite shows irradiance increasing by ∼1 W/m² between 1986 and 1996; this change is also absent in the model.^[30]

Recommendations to resolve the instrument discrepancies include validating optical measurement accuracy by comparing ground-based instruments to laboratory references, such as those at National Institute of Science and Technology (NIST); NIST validation of aperture area calibrations uses spares from each instrument; and applying diffraction corrections from the view-limiting aperture.^[30]

For ACRIM, NIST determined that diffraction from the view-limiting aperture contributes a 0.13% signal not accounted for in the three ACRIM instruments. This correction lowers the reported ACRIM values, bringing ACRIM closer to TIM. In ACRIM and all other instruments but TIM, the aperture is deep inside the instrument, with a larger view-limiting aperture at the front. Depending on edge imperfections this can directly scatter light into the cavity. This design admits into the front part of the instrument two to three times the amount of light intended to be measured; if not completely absorbed or scattered, this additional light produces erroneously high signals. In contrast, TIM’s design places the precision aperture at the front so that only desired light enters.^[30]

Variations from other sources likely include an annual systematics in the ACRIM III data that is nearly in phase with the Sun-Earth distance and 90-day spikes in the VIRGO data coincident with SoHO spacecraft maneuvers that were most apparent during the 2008 solar minimum.

TSI Radiometer Facility[edit]

TIM’s high absolute accuracy creates new opportunities for measuring climate variables. TSI Radiometer Facility (TRF) is a cryogenic radiometer that operates in a vacuum with controlled light sources. L-1 Standards and Technology (LASP) designed and built the system, completed in 2008. It was calibrated for optical power against the NIST Primary Optical Watt Radiometer, a cryogenic radiometer that maintains the NIST radiant power scale to an uncertainty of 0.02% (1σ). As of 2011 TRF was the only facility that approached the desired <0.01% uncertainty for pre-launch validation of solar radiometers measuring irradiance (rather than merely optical power) at solar power levels and under vacuum conditions.^[30]

TRF encloses both the reference radiometer and the instrument under test in a common vacuum system that contains a stationary, spatially uniform illuminating beam. A precision aperture with an area calibrated to 0.0031% (1σ) determines the beam’s measured portion. The test instrument’s precision aperture is positioned in the same location, without optically altering the beam, for direct comparison to the reference. Variable beam power provides linearity diagnostics, and variable beam diameter diagnoses scattering from different instrument components.^[30]

The Glory/TIM and PICARD/PREMOS flight instrument absolute scales are now traceable to the TRF in both optical power and irradiance. The resulting high accuracy reduces the consequences of any future gap in the solar irradiance record.^[30]

Difference relative to TRF^[30]

Instrument	Irradiance, view-limiting aperture overfilled	Irradiance, precision aperture overfilled	Difference attributable to scatter error	Measured optical power error	Residual irradiance agreement	Uncertainty
SORCE/TIM ground	—	−0.037%	—	−0.037%	0.000%	0.032%
Glory/TIM flight	—	−0.012%	—	−0.029%	0.017%	0.020%
PREMOS-1 ground	−0.005%	−0.104%	0.098%	−0.049%	−0.104%	∼0.038%
PREMOS-3 flight	0.642%	0.605%	0.037%	0.631%	−0.026%	∼0.027%
VIRGO-2 ground	0.897%	0.743%	0.154%	0.730%	0.013%	∼0.025%

2011 reassessment[edit]

The most probable value of TSI representative of solar minimum is 1360.9±0.5 W/m², lower than the earlier accepted value of 1365.4±1.3 W/m², established in the 1990s. The new value came from SORCE/TIM and radiometric laboratory tests. Scattered light is a primary cause of the higher irradiance values measured by earlier satellites in which the precision aperture is located behind a larger, view-limiting aperture. The TIM uses a view-limiting aperture that is smaller than the precision aperture that precludes this spurious signal. The new estimate is from better measurement rather than a change in solar output.^[30]

A regression model-based split of the relative proportion of sunspot and facular influences from SORCE/TIM data accounts for 92% of observed variance and tracks the observed trends to within TIM’s stability band. This agreement provides further evidence that TSI variations are primarily due to solar surface magnetic activity.^[30]

Instrument inaccuracies add a significant uncertainty in determining Earth’s energy balance. The energy imbalance has been variously measured (during a deep solar minimum of 2005–2010) to be +0.58±0.15 W/m²,^[31] +0.60±0.17 W/m²^[32] and +0.85 W/m². Estimates from space-based measurements range +3–7 W/m². SORCE/TIM’s lower TSI value reduces this discrepancy by 1 W/m². This difference between the new lower TIM value and earlier TSI measurements corresponds to a climate forcing of −0.8 W/m², which is comparable to the energy imbalance.^[30]

2014 reassessment[edit]

In 2014 a new ACRIM composite was developed using the updated ACRIM3 record. It added corrections for scattering and diffraction revealed during recent testing at TRF and two algorithm updates. The algorithm updates more accurately account for instrument thermal behavior and parsing of shutter cycle data. These corrected a component of the quasi-annual spurious signal and increased the signal-to-noise ratio, respectively. The net effect of these corrections decreased the average ACRIM3 TSI value without affecting the trending in the ACRIM Composite TSI.^[33]

Differences between ACRIM and PMOD TSI composites are evident, but the most significant is the solar minimum-to-minimum trends during solar cycles 21-23. ACRIM found an increase of +0.037%/decade from 1980 to 2000 and a decrease thereafter. PMOD instead presents a steady decrease since 1978. Significant differences can also be seen during the peak of solar cycles 21 and 22. These arise from the fact that ACRIM uses the original TSI results published by the satellite experiment teams while PMOD significantly modifies some results to conform them to specific TSI proxy models. The implications of increasing TSI during the global warming of the last two decades of the 20th century are that solar forcing may be a marginally larger factor in climate change than represented in the CMIP5 general circulation climate models.^[33]

Irradiance on Earth’s surface[edit]

Average annual solar radiation arriving at the top of the Earth’s atmosphere is roughly 1361 W/m².^[34] The Sun’s rays are attenuated as they pass through the atmosphere, leaving maximum normal surface irradiance at approximately 1000 W/m² at sea level on a clear day. When 1361 W/m² is arriving above the atmosphere (when the sun is at the zenith in a cloudless sky), direct sun is about 1050 W/m², and global radiation on a horizontal surface at ground level is about 1120 W/m².^[35]
The latter figure includes radiation scattered or reemitted by the atmosphere and surroundings. The actual figure varies with the Sun’s angle and atmospheric circumstances. Ignoring clouds, the daily average insolation for the Earth is approximately 6 kWh/m² = 21.6 MJ/m².

The output of, for example, a photovoltaic panel, partly depends on the angle of the sun relative to the panel. One Sun is a unit of power flux, not a standard value for actual insolation. Sometimes this unit is referred to as a Sol, not to be confused with a sol, meaning one solar day.^[36]

Absorption and reflection[edit]

Solar irradiance spectrum above atmosphere and at surface

Part of the radiation reaching an object is absorbed and the remainder reflected. Usually, the absorbed radiation is converted to thermal energy, increasing the object’s temperature. Manmade or natural systems, however, can convert part of the absorbed radiation into another form such as electricity or chemical bonds, as in the case of photovoltaic cells or plants. The proportion of reflected radiation is the object’s reflectivity or albedo.

Projection effect[edit]

Projection effect: One sunbeam one mile wide shines on the ground at a 90° angle, and another at a 30° angle. The oblique sunbeam distributes its light energy over twice as much area.

Insolation onto a surface is largest when the surface directly faces (is normal to) the sun. As the angle between the surface and the Sun moves from normal, the insolation is reduced in proportion to the angle’s cosine; see effect of Sun angle on climate.

In the figure, the angle shown is between the ground and the sunbeam rather than between the vertical direction and the sunbeam; hence the sine rather than the cosine is appropriate. A sunbeam one mile wide arrives from directly overhead, and another at a 30° angle to the horizontal. The sine of a 30° angle is 1/2, whereas the sine of a 90° angle is 1. Therefore, the angled sunbeam spreads the light over twice the area. Consequently, half as much light falls on each square mile.

This projection effect is the main reason why Earth’s polar regions are much colder than equatorial regions. On an annual average, the poles receive less insolation than does the equator, because the poles are always angled more away from the Sun than the tropics, and moreover receive no insolation at all for the six months of their respective winters.

Absorption effect[edit]

At a lower angle, the light must also travel through more atmosphere. This attenuates it (by absorption and scattering) further reducing insolation at the surface.

Attenuation is governed by the Beer-Lambert Law, namely that the transmittance or fraction of insolation reaching the surface decreases exponentially in the optical depth or absorbance (the two notions differing only by a constant factor of ln(10) = 2.303) of the path of insolation through the atmosphere. For any given short length of the path, the optical depth is proportional to the number of absorbers and scatterers along that length, typically increasing with decreasing altitude. The optical depth of the whole path is then the integral (sum) of those optical depths along the path.

When the density of absorbers is layered, that is, depends much more on vertical than horizontal position in the atmosphere, to a good approximation the optical depth is inversely proportional to the projection effect, that is, to the cosine of the zenith angle. Since transmittance decreases exponentially with increasing optical depth, as the sun approaches the horizon there comes a point when absorption dominates projection for the rest of the day. With a relatively high level of absorbers this can be a considerable portion of the late afternoon, and likewise of the early morning. Conversely, in the (hypothetical) total absence of absorption, the optical depth remains zero at all altitudes of the sun, that is, transmittance remains 1, and so only the projection effect applies.

Solar potential maps[edit]

Assessment and mapping of solar potential at the global, regional and country levels have been the subject of significant academic and commercial interest. One of the earliest attempts to carry out comprehensive mapping of solar potential for individual countries was the Solar & Wind Resource Assessment (SWERA) project,^[37] funded by the United Nations Environment Program and carried out by the US National Renewable Energy Laboratory. Other examples include global mapping by the National Aeronautics and Space Administration and other similar institutes, many of which are available on the Global Atlas for Renewable Energy provided by the International Renewable Energy Agency. A number of commercial firms now exist to provide solar resource data to solar power developers, including 3E, Clean Power Research, SoDa Solar Radiation Data, Solargis, Vaisala (previously 3Tier), and Vortex, and these firms have often provided solar potential maps for free. In January 2017 the Global Solar Atlas was launched by the World Bank, using data provided by Solargis, to provide a single source for high-quality solar data, maps, and GIS layers covering all countries.

Maps of GHI potential by region and country (Note: colors are not consistent across maps)
Sub-Saharan Africa
Latin America and Caribbean
China
India
Mexico
South Africa

Solar radiation maps are built using databases derived from satellite imagery, as for example using visible images from Meteosat Prime satellite. A method is applied to the images to determine solar radiation. One well validated satellite-to-irradiance model is the SUNY model.^[38] The accuracy of this model is well evaluated. In general, solar irradiance maps are accurate, especially for Global Horizontal Irradiance.

Applications[edit]

Conversion factor (multiply top row by factor to obtain side column)

	W/m²	kW·h/(m²·day)	sun hours/day	kWh/(m²·y)	kWh/(kWp·y)
W/m²	1	41.66666	41.66666	0.1140796	0.1521061
kW·h/(m²·day)	0.024	1	1	0.0027379	0.0036505
sun hours/day	0.024	1	1	0.0027379	0.0036505
kWh/(m²·y)	8.765813	365.2422	365.2422	1	1.333333
kWh/(kWp·y)	6.574360	273.9316	273.9316	0.75	1

Solar power[edit]

Solar irradiation figures are used to plan the deployment of solar power systems.^[39]
In many countries, the figures can be obtained from an insolation map or from insolation tables that reflect data over the prior 30–50 years.
Different solar power technologies are able to use different components of the total irradiation. While solar photovoltaics panels are able to convert to electricity both direct irradiation and diffuse irradiation, concentrated solar power is only able to operate efficiently with direct irradiation, thus making these systems suitable only in locations with relatively low cloud cover.

Because solar collectors panels are almost always mounted at an angle towards the sun, insolation figures must be adjusted to find the amount of sun falling on the panel. This will prevent estimates that are inaccurately low for winter and inaccurately high for summer.^[40]
This also means that the amount of sun falling on a solar panel at high latitude is not as low compared to one at the equator as would appear from just considering insolation on a horizontal surface.
Horizontal insolation values range from 800–950 kWh/(kWp·y) in Norway to up to 2,900 kWh/(kWp·y) in Australia. But a properly tilted panel at 50° latitude receives 1860 kWh/m²/y, compared to 2370 at the equator.^[41] In fact, under clear skies a solar panel placed horizontally at the north or south pole at midsummer receives more sunlight over 24 hours (cosine of angle of incidence equal to sin(23.5°) or about 0.40) than a horizontal panel at the equator at the equinox (average cosine equal to 1/π or about 0.32).

Photovoltaic panels are rated under standard conditions to determine the Wp (peak watts) rating,^[42] which can then be used with insolation, adjusted by factors such as tilt, tracking and shading, to determine the expected output.^[43]

Buildings[edit]

Insolation variation by month; 1984–1993 averages for January (top) and April (bottom)

In construction, insolation is an important consideration when designing a building for a particular site.^[44]

The projection effect can be used to design buildings that are cool in summer and warm in winter, by providing vertical windows on the equator-facing side of the building (the south face in the northern hemisphere, or the north face in the southern hemisphere): this maximizes insolation in the winter months when the Sun is low in the sky and minimizes it in the summer when the Sun is high. (The Sun’s north/south path through the sky spans 47° through the year).

Civil engineering[edit]

In civil engineering and hydrology, numerical models of snowmelt runoff use observations of insolation.
This permits estimation of the rate at which water is released from a melting snowpack.
Field measurement is accomplished using a pyranometer.

Climate research[edit]

Irradiance plays a part in climate modeling and weather forecasting. A non-zero average global net radiation at the top of the atmosphere is indicative of Earth’s thermal disequilibrium as imposed by climate forcing.

The impact of the lower 2014 TSI value on climate models is unknown. A few tenths of a percent change in the absolute TSI level is typically considered to be of minimal consequence for climate simulations. The new measurements require climate model parameter adjustments.

Experiments with GISS Model 3 investigated the sensitivity of model performance to the TSI absolute value during the present and pre-industrial epochs, and describe, for example, how the irradiance reduction is partitioned between the atmosphere and surface and the effects on outgoing radiation.^[30]

Assessing the impact of long-term irradiance changes on climate requires greater instrument stability^[30] combined with reliable global surface temperature observations to quantify climate response processes to radiative forcing on decadal time scales. The observed 0.1% irradiance increase imparts 0.22 W/m² climate forcing, which suggests a transient climate response of 0.6 °C per W/m². This response is larger by a factor of 2 or more than in the IPCC-assessed 2008 models, possibly appearing in the models’ heat uptake by the ocean.^[30]

Global cooling[edit]

Measuring a surface’s capacity to reflect solar irradiance is essential to passive daytime radiative cooling, which has been proposed as a method of reversing local and global temperature increases associated with global warming.^[45]^[46] In order to measure the cooling power of a passive radiative cooling surface, both the absorbed powers of atmospheric and solar radiations must be quantified. On a clear day, solar irradiance can reach 1000 W/m² with a diffuse component between 50-100 W/m². On average the cooling power of a passive daytime radiative cooling surface has been estimated at ~100-150 W/m².^[47]

Space[edit]

Insolation is the primary variable affecting equilibrium temperature in spacecraft design and planetology.

Solar activity and irradiance measurement is a concern for space travel. For example, the American space agency, NASA, launched its Solar Radiation and Climate Experiment (SORCE) satellite with Solar Irradiance Monitors.^[2]

References[edit]

^ Brun, P., Zimmermann, N.E., Hari, C., Pellissier, L., Karger, D.N. (preprint): Global climate-related predictors at kilometre resolution for the past and future. Earth Syst. Sci. Data Discuss. https://doi.org/10.5194/essd-2022-212
^ ^a ^b Michael Boxwell, Solar Electricity Handbook: A Simple, Practical Guide to Solar Energy (2012), p. 41–42.
^ ^a ^b Stickler, Greg. “Educational Brief – Solar Radiation and the Earth System”. National Aeronautics and Space Administration. Archived from the original on 25 April 2016. Retrieved 5 May 2016.
^ C.Michael Hogan. 2010. Abiotic factor. Encyclopedia of Earth. eds Emily Monosson and C. Cleveland. National Council for Science and the Environment. Washington DC
^ ^a ^b World Bank. 2017. Global Solar Atlas. https://globalsolaratlas.info
^ ^a ^b ^c “RReDC Glossary of Solar Radiation Resource Terms”. rredc.nrel.gov. Retrieved 25 November 2017.
^ ^a ^b “What is the Difference between Horizontal and Tilted Global Solar Irradiance? – Kipp & Zonen”. www.kippzonen.com. Retrieved 25 November 2017.
^ “RReDC Glossary of Solar Radiation Resource Terms”. rredc.nrel.gov. Retrieved 25 November 2017.
^ Gueymard, Christian A. (March 2009). “Direct and indirect uncertainties in the prediction of tilted irradiance for solar engineering applications”. Solar Energy. 83 (3): 432–444. Bibcode:2009SoEn…83..432G. doi:10.1016/j.solener.2008.11.004.
^ Sengupta, Manajit; Habte, Aron; Gueymard, Christian; Wilbert, Stefan; Renne, Dave (2017-12-01). “Best Practices Handbook for the Collection and Use of Solar Resource Data for Solar Energy Applications: Second Edition”: NREL/TP–5D00–68886, 1411856. doi:10.2172/1411856. OSTI 1411856.
^ Gueymard, Chris A. (2015). “Uncertainties in Transposition and Decomposition Models: Lesson Learned” (PDF). Retrieved 2020-07-17.
^ “Solar Radiation Basics”. U. S. Department of Energy. Retrieved April 23, 2022.
^ Thompson, Ambler; Taylor, Barry N. (February 17, 2022). “NIST Guide to the SI, Appendix B.8: Factors for Units Listed Alphabetically”. SP 811 – The NIST Guide for the use of International System of Units (Report). National Institute of Standards and Technology.
^ “Part 3: Calculating Solar Angles – ITACA”. www.itacanet.org. Retrieved 21 April 2018.
^ “Insolation in The Azimuth Project”. www.azimuthproject.org. Retrieved 21 April 2018.
^ “Declination Angle – PVEducation”. www.pveducation.org. Retrieved 21 April 2018.
^ Van Brummelen, Glen (2012). Heavenly Mathematics: The Forgotten Art of Spherical Trigonometry. Princeton University Press. Bibcode:2012hmfa.book…..V.
^ Berger, AndréL (1978-12-01). “Long-Term Variations of Daily Insolation and Quaternary Climatic Changes”. Journal of the Atmospheric Sciences. 35 (12): 2362–2367. doi:10.1175/1520-0469(1978)035<2362:LTVODI>2.0.CO;2. ISSN 0022-4928.
^ [1] Archived November 5, 2012, at the Wayback Machine
^ Duffie, John A.; Beckman, William A. (2013-04-10). Solar Engineering of Thermal Processes: Duffie/Solar Engineering 4e. Hoboken, NJ, USA: John Wiley & Sons, Inc. doi:10.1002/9781118671603. ISBN 978-1-118-67160-3.
^ “Solar Engineering of Thermal Processes” (PDF).{{cite web}}: CS1 maint: url-status (link)
^ Solar Radiation and Climate Experiment, Total Solar Irradiance Data (retrieved 16 July 2015)
^ Willson, Richard C.; H.S. Hudson (1991). “The Sun’s luminosity over a complete solar cycle”. Nature. 351 (6321): 42–4. Bibcode:1991Natur.351…42W. doi:10.1038/351042a0. S2CID 4273483.
^ Board on Global Change, Commission on Geosciences, Environment, and Resources, National Research Council. (1994). Solar Influences on Global Change. Washington, D.C: National Academy Press. p. 36. doi:10.17226/4778. hdl:2060/19950005971. ISBN 978-0-309-05148-4.{{cite book}}: CS1 maint: multiple names: authors list (link)
^ Wang, Y.-M.; Lean, J. L.; Sheeley, N. R. (2005). “Modeling the Sun’s magnetic field and irradiance since 1713” (PDF). The Astrophysical Journal. 625 (1): 522–38. Bibcode:2005ApJ…625..522W. doi:10.1086/429689. S2CID 20573668. Archived from the original (PDF) on December 2, 2012.
^ Krivova, N. A.; Balmaceda, L.; Solanki, S. K. (2007). “Reconstruction of solar total irradiance since 1700 from the surface magnetic flux”. Astronomy and Astrophysics. 467 (1): 335–46. Bibcode:2007A&A…467..335K. doi:10.1051/0004-6361:20066725.
^ Steinhilber, F.; Beer, J.; Fröhlich, C. (2009). “Total solar irradiance during the Holocene”. Geophys. Res. Lett. 36 (19): L19704. Bibcode:2009GeoRL..3619704S. doi:10.1029/2009GL040142.
^ Lean, J. (14 April 1989). “Contribution of Ultraviolet Irradiance Variations to Changes in the Sun’s Total Irradiance”. Science. 244 (4901): 197–200. Bibcode:1989Sci…244..197L. doi:10.1126/science.244.4901.197. PMID 17835351. S2CID 41756073. 1 percent of the sun’s energy is emitted at ultraviolet wavelengths between 200 and 300 nanometers, the decrease in this radiation from 1 July 1981 to 30 June 1985 accounted for 19 percent of the decrease in the total irradiance (19% of the 1/1366 total decrease is 1.4% decrease in UV)
^ Fligge, M.; Solanki, S. K. (2000). “The solar spectral irradiance since 1700”. Geophysical Research Letters. 27 (14): 2157–2160. Bibcode:2000GeoRL..27.2157F. doi:10.1029/2000GL000067. S2CID 54744463.
^ ^a ^b ^c ^d ^e ^f ^g ^h ⁱ ^j ^k ^l ^m ⁿ ^o ^p ^q Kopp, Greg; Lean, Judith L. (14 January 2011). “A new, lower value of total solar irradiance: Evidence and climate significance”. Geophysical Research Letters. 38 (1): L01706. Bibcode:2011GeoRL..38.1706K. doi:10.1029/2010GL045777.
^ James Hansen, Makiko Sato, Pushker Kharecha and Karina von Schuckmann (January 2012). “Earth’s Energy Imbalance”. NASA. Archived from the original on 2012-02-04. CS1 maint: multiple names: authors list (link)
^ Stephens, Graeme L.; Li, Juilin; Wild, Martin; Clayson, Carol Anne; Loeb, Norman; Kato, Seiji; L’Ecuyer, Tristan; Jr, Paul W. Stackhouse; Lebsock, Matthew (2012-10-01). “An update on Earth’s energy balance in light of the latest global observations”. Nature Geoscience. 5 (10): 691–696. Bibcode:2012NatGe…5..691S. doi:10.1038/ngeo1580. ISSN 1752-0894.
^ ^a ^b Scafetta, Nicola; Willson, Richard C. (April 2014). “ACRIM total solar irradiance satellite composite validation versus TSI proxy models”. Astrophysics and Space Science. 350 (2): 421–442. arXiv:1403.7194. Bibcode:2014Ap&SS.350..421S. doi:10.1007/s10509-013-1775-9. ISSN 0004-640X. S2CID 3015605.
^ Coddington, O.; Lean, J. L.; Pilewskie, P.; Snow, M.; Lindholm, D. (22 August 2016). “A Solar Irradiance Climate Data Record”. Bulletin of the American Meteorological Society. 97 (7): 1265–1282. Bibcode:2016BAMS…97.1265C. doi:10.1175/bams-d-14-00265.1.
^ “Introduction to Solar Radiation”. Newport Corporation. Archived from the original on October 29, 2013.
^ Michael Allison & Robert Schmunk (5 August 2008). “Technical Notes on Mars Solar Time”. NASA. Retrieved 16 January 2012.
^ “Solar and Wind Energy Resource Assessment (SWERA) | Open Energy Information”.
^ Nonnenmacher, Lukas; Kaur, Amanpreet; Coimbra, Carlos F.M. (2014-01-01). “Verification of the SUNY direct normal irradiance model with ground measurements”. Solar Energy. 99: 246–258. Bibcode:2014SoEn…99..246N. doi:10.1016/j.solener.2013.11.010. ISSN 0038-092X.
^ “Determining your solar power requirements and planning the number of components”.
^ “Heliostat Concepts”. redrok.com.
^ Converted to yearly basis from Charles R. Landau (2017). “Optimum Tilt of Solar Panels”.
^ [2] Archived July 14, 2014, at the Wayback Machine
^ “How Do Solar Panels Work?”. glrea.org. Archived from the original on 15 October 2004. Retrieved 21 April 2018.
^ Nall, D. H. “Looking across the water: Climate-adaptive buildings in the United States & Europe” (PDF). The Construction Specifier. 57 (2004–11): 50–56. Archived from the original (PDF) on 2009-03-18.
^ Han, Di; Fei, Jipeng; Li, Hong; Ng, Bing Feng (August 2022). “The criteria to achieving sub-ambient radiative cooling and its limits in tropical daytime”. Building and Environment. 221 (1): 109281. doi:10.1016/j.buildenv.2022.109281 – via Elsevier Science Direct.
^ Munday, Jeremy (2019). “Tackling Climate Change through Radiative Cooling”. Joule. 3 (9): 2057–2060. doi:10.1016/j.joule.2019.07.010. S2CID 201590290.
^ Chen, Meijie; Pang, Dan; Chen, Xingyu; Yan, Hongjie; Yang, Yuan (2022). “Passive daytime radiative cooling: Fundamentals, material designs, and applications”. EcoMat. 4. doi:10.1002/eom2.12153. S2CID 240331557 – via Wiley.

Bibliography[edit]

Willson, Richard C.; H.S. Hudson (1991). “The Sun’s luminosity over a complete solar cycle”. Nature. 351 (6321): 42–4. Bibcode:1991Natur.351…42W. doi:10.1038/351042a0. S2CID 4273483.
“The Sun and Climate”. U.S. Geological Survey Fact Sheet 0095-00. Retrieved 2005-02-21.
Foukal, Peter; et al. (1977). “The effects of sunspots and faculae on the solar constant”. Astrophysical Journal. 215: 952. Bibcode:1977ApJ…215..952F. doi:10.1086/155431.
Stetson, H.T. (1937). Sunspots and Their Effects. New York: McGraw Hill.
Yaskell, Steven Haywood (31 December 2012). Grand Phases On The Sun: The case for a mechanism responsible for extended solar minima and maxima. Trafford Publishing. ISBN 978-1-4669-6300-9.

External links[edit]

Wikimedia Commons has media related to Insolation.

Global Solar Atlas – browse or download maps and GIS data layers (global or per country) of the long-term averages of solar irradiation data (published by the World Bank, provided by Solargis)]
Solcast – solar irradiance data updated every 10–15 minutes. Recent, live, historical and forecast, free for public research use
Recent Total Solar Irradiance data updated every Monday
San Francisco Solar Map
European Commission- Interactive Maps
Yesterday’s Australian Solar Radiation Map
Solar Radiation using Google Maps
SMARTS, software to compute solar insolation of each date/location of earth Solar Resource Data and Tools
NASA Surface meteorology and Solar Energy
insol: R package for insolation on complex terrain
Online insolation calculator

Источник

Оценка энергии солнечного излучения

Продолжить чтение

АНАЛИЗ ИНТЕНСИВНОСТИ СОЛНЕЧНОГО ИЗЛУЧЕНИЯ

Types[edit]

Units[edit]