radiatia solara carte.pdf
102
1 CRISTIAN OPREA RADIATIA SOLARA ASPECTE TEORETICE SI PRACTICE ISBN 973 – 03915 -1 BUCURESTI 2005
-
Upload
georgiana-graur -
Category
Documents
-
view
401 -
download
27
Transcript of radiatia solara carte.pdf
-
1
CRISTIAN OPREA
RADIATIA SOLARA ASPECTE TEORETICE SI PRACTICE
ISBN 973 03915 -1 BUCURESTI
2005
-
2
Cuprins pagina
Introducere.. 3 I. RADIATIA SOLARA GENERALITATI.........................4 Soarele si radiatia solara..4 Spectrul radiatiei solare...5 Marimi folosite in radiometrie.....8 Componentele radiatiei solare.9 II. ASPECTE ASTRONOMICE ALE RADIATIEI SOLARE.13 Geometria Pamant Soare.13 Timpul si ora..15 Miscarile aparente ale Soarelui..17 Durata zilei.21 III. RADIATIA SOLARA EXTRATERESTRA...........23 Constanta solara.23 IV. RADIATIA SOLARA SI ATMOSFERA TERESTRA..27 Fenomenul extinctiei.28 Consecintele fenomenului extinctiei, opacitatea atmosferei.31 V. MASURAREA RADIATIEI SOLARE...33 Statiile radiometrice..33 Aparatura radiometria-senzorii de radiatie...37 Clasificarea si descrierea instrumentelor radiometrice38 Referinta Radiometrica Mondiala42 Observatiile radiometrice.43 Datele de radiatie solara...45 VI. CLIMATOLOGIA RADIATIEI SOLARE...47 Notiunea de climat radiativ..47 Opacitatea atmosferei..50 Radiatia solara directa.53 Radiatia solara difuza..59 Radiatia solara globala65 Radiatia solara reflectata.84 Iluminarea naturala.89 Bilantul de radiatie..91 ANEXA I98 Bibliografie101
-
3
Introducere
Radiatia solara constitue principala sursa energetica a fenomenelor naturale.
Raditia solara este cea care prin ncalzirea diferentiata a suprafetei terestre
produce miscarile atmosferei cu varietatea lor extraordinara de forme de la uragane pna
la cele mai slabe adieri de vntului.
Tot radiatia solara, este cea care prin procesul de fotosinteza este transformata n
hrana necesara vegetatiei terestre. Modelarea reliefului ncepe si ea cu minusculele fisuri
provocate de incalzirea si racirea rocilor sub influenta radiatiei solare. Si exemplele pot
continua.
De aceea orice analiza a unui fenomen natural trebue sa aiba n vedere si radiatia
solara.
Ea constitue si o inepuizabila sursa de energie pentru om, mai ales a ea este o
energie curata, neplouanta. S-a dezvoltat chiar si o arhitectura solara, care tine seama de
necesitatile de captare si de stocare a acestei energii.
Pentru a putea fi folosita radiatia solara trebue sa fie masurata, analizata n
distributia ei spatio-temporala. Nu trebue uitat ca radiatia solara este n acelasi timp un
fenomen fizic ct si astronomic, ea fiind influentata de geometria Pamnt - Soare.
Lucrarea se deschide cu o scurta prezentare a Soarelui si activitatii sale. Se
continua apoi cu o serie de consideratii teoretice privind radiatia solara privita ca
fenomen fizic, urmata de o analiza a radiatiei solare privita prin prisma geometriei
Pamnt - Soare. In continuare sunt prezentate tehnici si aparate de masura ale radiatiei
solare, cu o privire speciala a acestei activitati n Romnia.
Un capitol substantial este dedicat climatologiei radiatiei solare cu exemplificari
din Romnia. n ncheere sunt prezentate n anexa cteva elemente necesare calculelor
radiative.
Acesta este, n mare, continutul lucrarii de fata.
Ea se adreseaza specialistilor, care lucreaza n domeniu, ct si tuturor celor
interesati de radiatia solara.
Nu este un tratat care sa epuizeze problema. Ea se vrea a fi un ghid teoretic si
practic privind radiatia solara.
Autorul
-
4
I. RADIATIA SOLARA GENERALITATI
Soarele si radiatia solara
Soarele este un corp plasmatic de forma sferica cu raza (R) de 695 000 km. si un
volum de 1,42 x 10 18
km3. Densitatea medie a materiei solare este de 1,4 g/cm
3, de 1,4
ori mai mare dect densitatea apei (Danescu Al., si colab., 1980).
Pornind din centru spre exterior, Soarele se mparte n mai multe zone: un nucleu
central (pna la 0,32 R) unde se desfasoara reactiile nucleare de fusiune care produc
razele gama. Apoi zona radiativa (pna la 0,71 R), unde se pierde cea mai mare parte a
energiei acestor radiatii. Dupa aceea o zona, unde scaderea puternica a temperaturii da
nastere la celule convective, zona convectiva. Partea superioara, vizibila, a zonei
convective formeaza fotosfera. Aceasta are un aspect granulat (boabe de orez), granulele
avnd dimensiuni cuprinse ntre 1000 si 35 000 km. Temperatura fotosferei este de 5800 oK. O carcteristica a fotosferei sunt zonele cu temperaturi mai scazute (4800
oK) numite
pete solare. Ele par a fi si sediul unor cmpuri magnetice foarte punernice. Urmeaza apoi
atmosfera solara formata din: cromosfera (15 000 km) si coroana solara (200 000 000
km).
In urma reactiilor termonucleare de transformare a hidrogenului n heliu, la o
temperatura de circa 20 0000 C se degaja n spatiul cosmic un flux de energie radianta de
circa 39 x 1013
TW. La Pamnt ajunge doar 2 x10-6 din aceasta energie, ceea ce reprezinta o cantitate egala cu 180 miliarde de MW. Celelalte surse de energie, cum ar fi
cele extraterestre (radiatia stelara, radiatia cosmica) sau cele terestre (caldura degajata de
scoarta terestra, radiatia produsa de procesele radioactive din scoarta) sunt nensemnate
fata de Soare. Astfel fluxul caldurii geotermice este de numai 32 TW.
Din energia primita de la Soare, 29 % este reflectata de catre atmosfera si 6% de
catre suprafata terestra, deci 35% din energia primita de sistemul Pamnr - Atmosfera se
rentoarce n spatiul cosmic. Atmosfera absoarbe un procent de 18% din radiatia primita
de la Soare iar suprafata Pamntului 47% n total 65%.
Dupa cu se observa radiatia solara este foarte putin absorbita n atmosfera, n
schimb ea este aproape integral transformata n caldura n paturile superficiale ale scoartei.
Datorita schimbului radiativ si turbulent dintre scoarta si aer, energia solara radianta se
transforma n energie potentiala si cinetica, deci surse de energie pentru desfasurarea
proceselor atmosferice.
Atmosfera terestra fiind un amestec de gaze, n aer au loc miscari att pe verticala ct si pe orizontala. Deoarece la suprafata Pamntului bilantul radiativ este negativ pentru
latitudinile cuprinse ntre 40o
- 90o
N si S, iar n rest este pozitiv, apare la nivel planetar un
gradient latritudinal. Latitudinile joase nefiind uniform ncalzite, iar cele nalte nefiind
uniform racite, are loc o advectie orizontala de energie care se realizeaza prin sistemele de
vnt si curentii oceanici.
Cauza tuturor proceselor meteorologice, rezumate la producerea de energie cinetica
prin vnt, este variatia energiei interne a maselor de aer prin oscilatiile termice si transferul
de energie dintre componentele sistemului fizic - atmosfera, este energia primita de la Soare.
-
5
Radiatia, cel mai important agent de caldura din atmosfera joaca un rol major n
procesele care au loc la scara medie si mare. Radiatia apare astfel ca un element genetic al
climei la scara planetara.
Spectrul radiatiei solare
In urma proceselor de fusiune nucleara Soarele emite n spatiu energie sub forma de
radiatie electromagnetica si radiatie corpusculara (vntul solar).
Spectrul radiatiei electromagnetice, dupa Comisia Internationalaa de Iluminare
(C.E.E.) este suprins ntre 1nm1 si 1 mm.
El se mparte n trei mari domenii spectrale:
Radiatia vizibila (lumina), radiatia care produce direct senzatia vizuala. Limita
inferioara este cuprinsa ntre 380 - 400 nm si limita superioara ntre 760 - 780 nm. Din punct
de vedere calitativ, radiatiile vizibile se caracterizeaza prin senztia de culoare pe care o
provoaca si anume:
380 nm - violet - 420 nm - albastru - 535 nm - galben - 586 nm - portocaliu - 647 nm - rosu -
760 nm - ultrarosu - 780 nm.
Radiatia infrarosie, este radiatia a caror lungimi de unda ale componentelor
monocromatice sunt superioare vizibilului si inferioare de 1 mm. Acest domeniu spectral se
mparte n:
- radiatia infrarosie A (I.R. - A) 780 - 1400 nm;
- radiatia infrarosie B (I.R. - B ) 1400 - 3000 nm;
- radiatia infrarosie C ( I.R. - C) 3000 - 1 mm ( 10 6 nm).
Radiatia ultravioleta este radiatia a carei lungimi de unda sunt inferioare celei
vizibile si superioare de 1 nm. Spectrul ultraviolet se mparte n:
- radiatia ultravioleta A (U.V. - A) 315 - 400 nm;
- radiatia ultravioleta B (U.V. - B) 280 - 315 nm;
- radiatia ultravioleta C (U.V. - C) 100 - 280 nm.
Spectrul electromagnetic fotosferic (extraterestru) al Soarelui emite 98 % din energie n domeniul cuprins ntre 150 - 3000 nm. Radiatia solara din afara acestor limite este
importanta, dar are energie foarte mica. La lungimi de unda mai mari de 3000 nm n
domeniul infrarosu, aproximativ ntreaga energie este absorbita de vaporii de apa si de
bioxidul de carbon.
11nm = 10
-3 m = 10 -9 m
-
6
Fig. 1 Distributia spectrala a radiatiei solare directe cu incidenta normala.
1. corp negru la 5800 o K.
2. radiatia solara la limita superioara a atmosferei.
3. radiatia solara la nivelul solului.
Partile hasurate indica benzile de absorbtie ale gazelor atmosferei.
(dupa Etudes des gains de chaleur.....1969).
-
7
Spectrul extraterestru al Soarelui este asemanator cu cel al unui corp negru la
temperatura de 5800 o K. El prezinta o distributie a energiei n care maximul se situeaza la
= 475 nm iar 98% din radiatia solara se gaseste ntre 200 - 4000 nm. Jumatate din aceasta
energie se situeaza n vizibil (fig. 2).
Dupa traversarea atmosferei, spectrul solar, prezinta o serie ntreaga de linii si benzi
de absorbtie. O parte din ele sunt de origine solara; restul se datoresc atmosferei terestre
(benzi telurice). Acestea din urma sunt produse de absorbtia exercitata de catre
componentele gazoase ale atmosferei. Gazele atmosferice contribue n mod inegal la
absorbtia totala exercitata de atmosfera, cele mai putin abundente fiind si cele mai active.
Astfel ozonul si vaporii de apa din atmosfera, cu toate ca sunt n concentratii foarte mici,
produc absobtii puternice.
Ozonul are, n ultraviolet o banda extrem de puternica (banda lui Hartley), ntre 230
- 320 nm cu un maxim la 255 nm. Aceasta banda, mpreuna cu cele ale oxigenului din
atmosfera nalta, limiteaza spectul solar n ultraviolet, n jurul a 290 nm (fig. 2). Aceasta
limita nu este fixa, ea deplasndu-se catre undele mai mari pe masura ce creste masa
atmosferica, din cauza cresterii cantitatii de ozon strabatuta de razele solare. Alte benzi de
absorbtie n ultraviolet si violetul extrem, produse de ozon, sunt benzile lui Huggins. Ele se
suprapun, n parte, benzii lui Hartley, continund pna la 340 nm.Ozonul mai produce
banda lui Chappuis, n rosu si portocaliu, ntre 450 si 650 nm si benzile lui Angstrm n
infrarosu, la 480 nm si ntre 900 si 1000 nm. Absorbtia produsa de banda lui Chappuis este
slaba.
Bioxidul de carbon produce benzi de absorbtie foarte puternice n infrarisul
ndepartat, acolo unde radiatia solara este foarte slaba. Una din benzi este cuprinsa ntre
2400 si 3000 nm si formeaza, mpreuna cu banda apei, banda X. Alta banda, Y, face
atmosfera complet opaca ntre 4200 si 4500 nm. Alte benzi ale bioxidului de carbon,
mpreuna cu benzi ale vaporilor de apa, limiteaza spectrul solar catre 15000 nm.
Vaporii de apa produc si ei , numeroase benzi de absorbtie. Cele mai importante se
produc n infrarosu, la 930 nm (), la 940 nm (), la 970 nm (), ntre 1100 si 1160 nm (),
ntre 1320 - 1150 nm (), 1760 si 1980 nm () si ntre 2520 - 6070 nm (), (fig. 2). Din punct de vedere cantitativ, n atmosfera joasa nu are importanta dect radiatia
solara cuprinsa ntre 290 - 3000 nm. Aceasta, fiindca radiatiile sub 290 nm ramn n
atmosfera nalta, iar cele peste 3000 nm au o densitate de flux extrem de slaba, practic
neglijabila.
Dupa ce strabate atmosfera radiatia solara este n mare parte absorbita de suprafata
terestra. Aceasta se ncalzeste si ca orice corp a carei temperatura este superioara la 0o K,
emite energie radianta, care se propaga cu o viteza finita n spatiu ( Nicolet, M., 1956).
Deci suprafata terestra ncalzindu-se, prin absorbtia radiatiei solare, emite si ea
radiatii. Fiind vorba de temperaturii cu mult inferioare celor din Soare , suprafata terestra
emite radiatii n domeniul spectral 5000 - 105 nm cu un maxim pentru = 10000 nm (fig.
1). Aceste radiatii sunt caracteristice corpului negru la o temperatura cuprinsa ntre 260 -
300oK.
Marimi si unitati folosite n radiometrie
Radiatia solara este un fenomen energetic. De aceea pentru studiul ei se folosesc
marimi si unitati folosite n fizica pentru acest tip de fenomene.
-
8
Intensitatea energetica a radiatiei emisa de o sursa corespunde notiunii fizice de
putere radianta, sau energie radianta disipata n unitatea de timp. Ea se exprima n wati
(Perrin de Brichambaut, 1963). Pentru studiul radiatiei solare, termenul de intensitate se
aplica la un transport de energie prin radiatie . Acest transport poate fi considerat fie:
- n toate directiile si atunci este vorba de puterea sursei exprimata n wati;
- ntr-un fascicol limitat de radiatii emis de sursa ntr-o directie data si
transportnd un anumit flux energetic pe unitatea de timp. Se poate vorbi n acest caz de
intensitatea sursei n acea directie exprimata n wati pe unitatea de unghi solid
(steradian). Din aceasta notiune de intensitate energetica deriva toate marimile si unitatile
folosite n radiometrie.
Dam n continuare definitiile principalelor marimi radiometrice (WMO,557,
1981): -Energie radianta(Qe) - energia emisa, transportata sau primita su forma de
radiatie.
Unitatea de masura este joule (J) ,1J = 1W/s.
-Flux energetic (e) - puterea (energia pe unitate de timp) emisa, transportata sau primita sub forma de radiatie:
= dQe/dt (5)
Unitatea de masura watt. 1W = 1J/s. Wattul reprezinta puterea corespunzatoare
dezvoltarii unei energii de 1 Joule ntr-un timp de 1 secunda.
-Iluminare energetica (Ee) reprezimta fluxul energetic de primit de un element de suprafata de arie dA:
Ee = de/dA (6)
Unitatea de masura este Watt/m2.
-Luminanta energetica (Le) - reprezinta fluxul energetic de plecnd de la sursa, atingnd sau traversnd un element de suprafata dA, propagndu-se ntr-o directie
definita de un con elementar continnd directia, data de produsul unghiului solid d al conului si aria proiectiei ortogonale a elementului de suprafata pe un plan perpendicular
la directia data:
Le = de/d dA cos (7)
In care:
= unghiul solid format de directia data si normala elementului de suprafata. Unitatea de masura este Watt/steradian si m
2 (W str
-1 m
-2).
Pe lnga watt, n practica radiometrica de la noi din tara, se mai foloseste o alta
unitate tolerata caloria
Caloria este cantitatea de caldura necesara pentru a ridica temperatura unui gram
de apa cu un grad centigrad.
Intre unitatile de masura ale radiatiei solare exista urmatoarele echivalente:
1 cal cm-2
min-1
= 69,8 mWcm-1
= 698 Wm-2
,
1 cal cm-2
= 1,16 mW h cm-2
= 11,63 Wh m-2
= 4,19 Jcm-2
= 4,19 x 104 Jm
-2,
-
9
1 kcal cm-2
= 4,19 x 103 Jcm
-2 = 41,9 MJm
-2,
unde:
k = kilo - factor de multiplicare 103;
M = Mega - factor de multiplicare 106.
sau:
1 Wh m-2
= 3,60 x 103 Jm
-2 = 0,0860 cal cm
-2;
1Jm-2
= 2,778 x 10-4
Wh m-2
= 2,39 x 10-5
cal cm-2
.
.
Componentele radiatiei solare
In meteorologie termenul de radiatie este folosit pentru a defini energia emisa,
transportata sau primita de o suprafata sub forma de radiatii electromagnetice.
Clasificarea fluxurilor de radiatie este facuta dupa criterii privind natura sau
originea sa, n conformitate cu recomandarile Organizatiei Meteorologice Mondiale
(WMO 557, 1981).
Dupa lungimea de unda () radiatia se mparte n: a.radiatia de unda scurta - cu cuprinsa ntre 290 - 3000 nm; Acesta este spectrul radiatiei solare si a fluxurilor derivate din ea, radiatia solara difuza
sau reflectata.
b.radiatia de unda lunga - cu mai mare de 3000 nm; Radiatia de unda lunga este considerata a fi, radiatia suprafetei terestre si a atmosferei.
Dupa originea sa radiatia la nivel atmosferic se subdivide n:
c. radiatia solara - este radiatia emisa sau receptionata de la Soare. Este o radiatie
de unda scurta.
d.radiatia terestra - este radiatia emisa de catre suprafata terestra. Este o radiatie
de unda lunga.
e.radiatia atmosferei - este radiatia emisa de catre atmosfera. Este si ea o radiatie
de unda lunga.
Dupa directie radiatia se mparte n:
f.radiatie descendenta - este radiatia solara si a atmosferei ndreptate spre
suprafata terestra. Radiatia descendenta care provine de la Soare se mai numeste si
radiatie solara incidenta. g.radiatie ascendenta - este radiatia solara si a atmosferei de sens invers radiatiei
descendente, emisa sau reflectata de suprafata terestra.
h.bilant radiativ - este diferenta dintre energia radianta primita (radiatie
descendenta) de o suprafata si cea emisa sau reflectata de ea (radiatie ascendenta).
1 Radiatia solara directa (S) Este parte a radiatiei solare care ajunge la suprafata Pamntului sub forma de raze
paralele provenite direct de la discul solar. Este o radiatie de unda scurta. In practica
radiometrica uzuala, radiatia solara directa se considera fie pe suprafata normala (S) cnd
fascicolul de raze este perpendicular pe suprafata receptoare sau pe suprafata orizontala
(S) . Intre cele doua componente exista urmatoare relatie simpla:
-
10
S = S sin ho (8)
unde:
ho = naltimea Soarelui deasupra orizontului.
Dupa cum se observa radiatia solara directa este influentata de unghiul de
incidenta al razelor solare care este strns legat de naltimea Soarelui deasupra
orizontului. Cu ct valorile naltimii Soarelui sunt mai mari cu att unghiul de incidenta
al razelor este mai mare si de aici densitatile de flux sunt mai mari.
2.Radiatia solara difuza (D). Este parte a radiatiei solare directe deviata de la propagarea rectilinie ca urmare a
reflexiei si refractiei provocate de moleculele gazelor constituente ale atmosferei si de
diversele particole n suspensie. Ea are o compozitie spectrala modificata datorita
caracterului selectiv al difuziei care este dependent de dimensiunile particulelor
difuzante, acest fenomen fiind mai puternic n domeniul vizibil al spectrului. Radiatia
difuza ajunge la suprafata terestra din toate punctele boltii ceresti. In general ea se
masoara pe suprafata orizontala, ntrun unghi de 2. Ea este o radiatie descendenta de unda scurta.
3.Radiatia solara globala (Q).
Este suma dintre radiatia solara directa si cea difuza considerate pe suprafata
orizontala:
S sin ho + D (9)
Uzual se masoara ntr-un unghi de 2 (180o). Dupa cum se observa din formula (8) raditia solara globala este dependenta de unghiul de naltime al Soarelui si n general
variatia radiatiei globale este dependenta de variatiile celor doua componente. Pe timp
senin fara nori aportul decisiv n valorile radiatiei solare globale l are radiatia directa. Pe
un timp partial noros aportul difuzei creste mai ales datorita reflexiilor multiple pe nori,
iar n cazul unui strat compact de nori aportul principal l are radiatia difuza. Radiatia
solara globala este o radiatie de unda scurta.
4 Radiatia solara reflectata (Rs) Este parte din radiatia solara directa si difuza care este reflectata de suprafata
terestra spre atmosfera. Este o radiatie de unda scurta. Radiatia solara reflectata este
influentata de unghiul de incidenta al radiatiei descendente (radiatia globala) si de
capacitatea de reflexie a suprafetei terestre. Capacitatea de reflexie a unei suprafete se
numeste albedou (A) si reprezinta:
A = Rs/Q % (10)
unde:
Rs = radiatia solara reflectata;
Q = radiatia solara globala.
Albedoul depinde de natura suprafetei terestre. Cea mai mare capacitate de
reflexie o are zapada proaspata pe vreme geroasa (85%). Zapada mai veche atinge o
-
11
capacitate de reflexie n jur de 50%. Valori mari ale albedoului prezinta si nisipurile
uscate (25 - 40%). Solul acoperit de vegetatie are albedoul cuprins ntre 10 pna la 25%.
In functie de anotimp acesta poate creste toamna pna la valori cuprinse ntre 33 si 48%.
Cel mai mic albedu l au solurile lipsite de vegetatie unde acesta variaza ntre 5 si 14%
pentru solurile umede si ntre 12 si 20% pentru cele uscate.
5.Radiatia terestra (Es). Este radiatia proprie a suprafetei Pamntului a carei intensitate depinde de
temperatura acesteia. Daca asimilam Pamntul cu un corp negru, avnd temperatura
absoluta (T), vom putea scrie ca energia emisa, potrivit legii lui Stephan Boltzman, este
data de relatia:
Es = T4 (11)
unde:
= 5,6697 o,oo1o x 10-8 W/m2/oK4 sau 4,8750 x 10-8 Kcal /m2/h/oK4. Radiatia terestra este o radiatie ascendenta de lungime mare de unda.
6.Radiatia atmosferei (Ea). Este radiatia proprie a atmosferei ndreptata fie spre spatiul cosmic fie spre
suprafata terstra. Aceasta radiatie este n strnsa legatura cu capacitatea de absprbtie a
atmosferei, dependenta la rndul ei de compozitia acesteia.Radiatia atmosferei este o
radiatie descendenta de unda lunga. Mai este denumita si contraradiatia atmosferei.
7.Bilantul radiativ (B). Este diferenta dintre energia primita de o suprafata si energia emisa sau reflectata
de ea. Cnd se iau n considerare toate fluxurile radiative care vin sau pleaca de la o
suprafata (n particular suprafata terestra) avem de a face cu un bilant total de radiatie
(B):
B = S sin ho + D + Ea - Rs - Es (12)
unde:
S sin ho = radiatia solara directa pe suprafata orizontala (unda scurta);
D = radiatia solara difuza (unda scurta);
Ea = radiatia atmosferei (unda lunga);
Rs = radiatia solara reflectata (unda scurta);
Es = radiatia terestra (unda lunga).
Din formula (12) se observa ca ecuatia bilantului de radiatie se poate grupa dupa
lungimea de unda a radiatiilor n:
-bilantul de unda scurta (Bs) este bilantul fluxurilor radiatiei de unda scurta:
Bs = S sin ho + D - Rs (13)
-
12
-bilantul de unda lunga (Bl) este bilantul fluxurilor radiatiei de unda lunga:
Bl = Ea - Es (14)
Diferenta dintre radiatia suprafetei active (terestre) si radiatia atmosferei este
cunoscuta sub numele de radiatie efectiva (Ref):
Ref = Es - Ea (15)
Dupa cum se observa ea nu este altceva dect bilantul de unda lunga cu semn schimbat.
II. ASPECTE ASTRONOMICE ALE RADIATIEI SOLARE
Geometria Pamnt - Soare
Pamntul se deplaseaza n jurul Soarelui pe o traiectorie sub forma de elipsa
(avnd n unul din focare Soarele) situata ntr-un plan numit planul ecliptic.
Excentricitatea elipsei (e) este foarte mica (e = 0,0167). Distanta dintre cele doua
focare fiind foarte mica, face ca traiectoria sa se apropie de forma circulara. Cu toate
acestea forma orbitei terestre are urmatoarele consecinte n geometria Pamnt - Soare:
- usoare variatii ale vitezei unghiulare a Pamntului n jurul Soarelui conform
legii ariilor ( legea a II - a a lui Kepler ).Aceasta pune problema definirii timpului;
- o usoara variatie ( 1,7%) a distantei Pamnt - Soare, n jurul valorii medii
(aproximativ 150 milioane Km, sau 8 minute lumina).
. Cea mai mica distanta cnd Pamntul se afla la periheliu (ianuarie) si cea mai
lunga distanta cnd Pamntul se afla la aheliu este data de Rp, respectiv Ra :
p6R = a(1 - e) = 147.10x 10 Km (15)
a6R = a(1+ e) = 152.10x 10 Km (16)
unde:
a = semiaxa mare a orbitei Pamntului;
e = excentricitatea orbitei terestre.
Aceasta variatie a distantei Pamnt - Soare influenteaza ntr-o masura relativ
modesta intensitatea radiatiei solare pe care o primeste Pamntul, ea nedepasind 6,7%.
-
13
Relatia ntre distanta Pmnt - Soare si fluxul radiatiei solare este direct
proportionala dupa cum se observa n figura 3.
In perioada din an cnd distanta Soare - Pmnt este maxima, raportul dintre
valoarea medie a constantei solare (Io) si valoarea fluxului radiatiei ntr-un anumit
moment din an (Ij) este minima si invers. Deci atunci cnd Soarele se gaseste la afeliu
normal si fluxul radiativ primit de Pamnt este si el mai mic iar atunci cnd se gaseste la
periheliu situatia se inverseaza.
Variatia fluxului de radiatie solara datorita variatiei distantei dintre Pamnt si
Soare nu este un factor care sa determine schimbari sezoniere de vreme. Aceste schimbari
sezoniere pe Pamnt sunt rezultatul deviatiei mari pe care o are planul Ecuatorului
pamntesc fata de planul orbitei sale, de 23o27
' si paralelismul miscarii Pamntului n
jurul axei sale n spatiu si al miscarii n jurul Soarelui.
Inclinarea axei terestre. Fata de planul eclipticii, axa de rotatie a Pamntului este
nclinata cu un unghi de 66o 30
' ( fig. 2). Fata de pozitia verticala aceasta nclinatie este de
23o 30
'.
Desi se afla ntotdeauna la un unghi constant ( 66o 30
') fata de ecliptica, axa
Pamntului pastreaza o orientare fixa n raport cu stelele. Deci ea ramne ndreptata spre
acelasi punct de pe bolta cereasca indiferent de pozitia Pamnului pe orbita (fig.3).
Nici un alt factor individual legat de relatia dintre Pamnt si Soare nu este att de
important ca nclinatia axei terestre ( Strahler, 1973).
Figura 2
Intensitatea relativa It/I0 si raza vectoare n functie de timp (dupa Robinson, 1966)
O consecinta directa a celor de mai sus este faptul ca n puncte diferite ale orbitei
axa terestra este nclinata diferit fata de Soare.
Solstitiile si echinoctiile. Datorita faptului ca axa terestra si mentine constanta
orientarea n spatiu, Pamntul expune la Soare alternativ si diferentiat suprafata sa. In
-
14
cadrul perioadei de revolutie se remarca 4 momente importante ale geometriei Pamnt -
Soare.
La 21 - 22 iunie Pamntul este situat pe orbita n asa fel nct polul nord terestru
este nclinat spre Soare cu un unghi maxim de 23o 30
'. Aceasta pozitie este denumita
solstitiul de vara.
ase luni mai trziu la 21 - 22 decembrie Pamntul se afla n pozitie inversa.
Acum polul sud terestru este mai nclinat spre Soare si are loc solstitiul de iarna.
La mijlocul perioadelor dintre solstitii au loc echinoctiile, atunci cnd nici unul
dintre poli nu este nclinat spre Soare. Echinoctiul de primavara se produce la 20 - 21
martie, iar cel de toamna la 22 - 23 septembrie.
Geometria Soare - Pamnt penru solstitiul de iarna.
Cercul ce marcheaza limita dintre jumatatea luminata si cea umbrita a Pamntului
se numeste cerc de iluminare. La solstitiul de iarna el este tangent la cercul polar arctic
66o 30
' lat. N si la cercul polar antarctic 66
o 30
' lat. S.
Consecintele geometriei la solstitiul de iarna sunt urmatoarele:
a. In emisfera nordica noaptea este mai lunga dect ziua;
b. In emisfera sudica ziua este mai lunga dect noaptea;
c. Inegalitatea dintre zi si noapte creste de la ecuator la poli;
d. La latitudini corespunzatoare spre nord si spre sud de ecuator, lungimile
relative ale noptilor si zilelor sunt n relatie inversa;
e. Intre cercul polar arctic si Polul Nord, noaptea ocupa ntreaga perioada de 24
de ore;
f. Intre cercul polar anctarctic si Polul Sud, ziua ocupa ntreaga perioada de 24
de ore
.
Pentru solstitiul de vara situatia se inverseaza.
La echinoctiile de primavara si toamna axa terestra este nclinata cu acelasi unghi
fata de ecliptica dar este orientata nct nu implica o modificare a ei fata de Soare. Razele
Soarelui fac un unghi constant de 90o cu axa terestra. Cercul de iluminare trece acum prin
poli si coincide cu meridianele Paralelele sunt mpartite de cercul de iluminare n jumatati
egale. Ziua si noaptea sunt egale la toate latitudinile.
Timpul si ora
Miscarile Pamntului prin regularitatea si efectele lor (alternanta noapte - zi )
alcatuesc baza unei scari de timp. In studiul radiatiei solare intereseaza n primul rnd,
timpul solar adevarat (TSA). El este definit de unghiul orar (), unghiul format de planul meridian ce trece prin Soare si planul meridian al locului.
Unghiul orar este zero la ora 12 TSA aceasta fiind amiaza adevarata. Este
momentul cnd Soarele atinge naltimea maxima zilnica. Un ecart unghiular de 15o
corespunde unei ore. El este negativ dimineata (-90o la ora 6 TSA) si pozitiva dupa -
amiaza (+ 90o la ora 18 TSA). Intre ora solara adevarata (TSA) si unghiul orar exista
urmatoarea relatie:
-
15
= x (TSA - 12) / 12 (17)
unde:
= 180o daca valoarea lui este exprimata n grade sau = 3,14159 daca este exprimat n radiani.
1. Timpul solar mediu (ecuatia timpului).
Deoarece viteza de rotatie a Pamntului n jurul Soarelui prezinta usoare variatii,
conform legii a - II -a a lui Kepler, s-a simtit nevoia definirii Timpului Solar Mediu
(TSM). El corespunde unei rotatii uniforme a Pamntului n jurul Soarelui si difera cu un
ecart maxim de 16' fata de TSA.
Ecuatia timpului (ET) reprezinta excesul de timp Solar Mediu fata de Timpul
Solar Adevarat (Jol Jan, 1983).
TSM = TSA + ET ( 16 min) (18)
Calculul ecuatiei timpului pentru o zi oarecare (J) se face cu ajutorul formulei:
ET = 0,128 sin [ W ( J - 2)] + 0,164 sin [ 2W (J + 10)]
(19)
unde:
W = viteza unghiulara medie a Pamntului n jurul Soarelui: W = 2 / 365,25 W = 0,0172 radiani / zi sau W = 0,9856 grade / zi;
J = rangul zilei din an ncepnd cu 1 ianuarie.
Timpul Solar este prin definitie un timp local ( n engleza Local Apparent Time)
si el depinde n mod direct de longitudinea locului. Toate punctele situate pe acelasi
meridian, indiferent de distanta dintre ele au acelasi timp local, n vreme ce toate punctele
situate pe meridiane diferite au timpuri locale deferite, ce variaza cu 4 minute la fiecare
grad de longitudine.
In mod concret acest timp este utilizat pentru masuratorile diversilor parametri
solari.
2. Timpul universal (TU), corectia de longitudine(').
Timpul universal (vechiul GMT) este definit ca fiind Timpul Solar Mediu al
meridianului de longitudine 0o (meridianul Greenwich). Intr-un loc de longitudine data
TU este legat de TSM (local) prin relatia:
TU = TSM - '
(20)
unde:
-
16
' = longitudinea exprimata n ore (1 ora pentru 15o longitudine, 4 minute pentru 1
o longitudine). Ea este pozitiva spre est si negativa spre vest. Pentru un loc dat corectia
de longitudine este fixa si nu variaza cu data.
Ora universala (TU) este n final legata de ora solara (TSA) prin relatia:
TU = TSA + ET - ' (21)
De foarte multe ori n practica radiometrica este necesar sa se foloseasca drept
reper de timp, timpul local (TL) al punctului de masura. In acest caz:
TSA = TL = ET + [(Lref - Lloc) / 15] + C
(22)
unde:
Lref = longitudunea de referinta pentru timpul legal;
Lloc = longitudinea locului;
ET = ecuatia timpului;
C = corectia schimbarii orei legale ntre vara si iarna.
Miscarile aparente ale Soarelui pe bolta cereasca
Miscarile de rotatie si de revolutie ale Pamntului se traduc, n plan local, ntr-o
miscare aparenta a Soarelui pe bolta cereasca. Situatia aparenta a Soarelui pe bolta este
determinata de interactiunea razei vizuale ce pleaca din ochiul observatorului cu sfera
boltii ceresti. Pentru a discuta problemele miscarii aparente ale Soarelui trbuesc definitii
o serie de parametrii geometrici. Acestia sunt (fig. 4):
Sfera cereasca - o sfera fictiva pe care se misca Soarele avnd n centrul ei
Pamntul;
Verticala locului - directia determinata de firul cu plumb ce strapunge sfera
cereasca n doua puncte Zenit si Nadir;
Zenit - punctul situat deasupra capului observatorului;
Nadir - punctul situat sub observator;
Polul nord si sud - sunt punctele pe care axa de rotatie a Pamntului le face
atunci cnd strapunge sfera cereasca;
Planul ecuatorial - planul perpendicular pe axa de rotatie a Pamntului;
Meridianul locului - circomferinta verticala ce trece prin poli;
Miscarea retrograda - miscarea Soarelui pe bolta cereasca.
1. Sistemul de coordonate orizontale (locale)
La un anumit moment si ntr-un loc dat, pozitia Soarelui ntr-un reper local este
definita prin:
-
17
Inaltimea sa (h0) - elevatia unghiulara a Soarelui deasupra planului orizontului.
Ea este nula cnd centrul discului solar apare sau dispare la orizont (rasaritul si apusul) si
este maxima la amiaza solara. Distanta unghiulara dintre verticala locului si pozitia
Soarelui se numeste distanta zenitala (zo). Aceste doua marimi sunt complementare: ho =
90o - zo.
Azimutul () - unghiul format de planul vertical ce trece prin Soare si locul considerat si planul meridian al locului (directia sud) Conventional azimutul este nul la
sud , negativ spre est si pozitiv spre vest (fig.5 a).
Coordonalele Soarelui n sistemul orizontal se refera la un sistem subiectiv care
depinde de pozitia locului de observatie si de timp.
2. Sistemul absolut de coordonate
Acest sistem de coordonate are un caracter absolut, el fiind independent de
situatia observatorului. Punctele de baza ale acestui sistem sunt: polul ceresc nord si sud
si considernd ca origine pe ecuatorul ceresc un punct fix oarecare, acesta fiind punctul
vernal () sau echinoctiul de primavara. El corespunde trecerii de la o declinatie negativa a Soarelui la una pozitiva si corespunde datei de 21 martie.
Ecuatorul ceresc este considerat perpendicular pe axa polilor ceresti. Mai exista
un cerc al sferei ceresti care trece prin polul nord, sud si Soare, ce intersecteaza Ecuatorul
ceresc la 90o.
Coordonatele Soarelui n acest sistem sunt (5.b):
Ascensiunea dreapta (Ao) - este distanta unghiulara a cercului orar al Soarelui
fata de echinoctiu masurata n directia vest n grade sau ore.
Declinatia () - este distanta unghiulara masurata de-a lungul cercului orar al Soarelu,dintre pozitia Soarelui si planul Ecuatorului ceresc.
3. Calcului pozitiei Soarelui
La un moment dat (unghiul orar ), naltimea si azimutul Soarelui sunt legate de
latitudine () si declinatie () prin urmatoarele formule de baza:
sin ho = sin sin + cos cos cos (23)
sin cos ho = cos sin (24)
cos cos ho = - cos sin + sin cos cos (25)
Relatia (23) permite calculul naltimii soarelui apoi relatiile (24) si (25) dau azimutul.
4. Apusul si rasaritul Soarelui
Intr-un loc dat, orele de rasarit si apus ale Soarelui depind de orizontul topografic.
-
18
In absenta mascarii orizontului neglijndu-se efectele refractiei atmosferei si
considernd ho = 0, la aparitia sau disparitia discului solar la orizont, pentru determinarea
orelor de rasarit si apus se face conform algoritmului de mai jos.
Pentru o zi data (declinatia ) si un loc dat (latitudine ) formula (26) permite
calcularea unghiurilor orare R si A de rasarit si apus ale Soarelui:
cos cossinh sin sin
cos cos
R Ao
(26)
R este negativ si A este pozitiv. Ora solara adevarata a rasaritului (TSR) si a apusului (TSAP) se deduc din:
TSR = 12 + 12 R / (27)
TSAP = 12 + 12 A / (28)
-
19
Fig.3
Sfera cereasca (dupa W.M.O, 1981)
-
20
a.
b.
Fig. 4
Sistemul coordonatelor locale (a) si absolute (b) ale Soarelui (dupa W.M.O., 1981)
-
21
Azimutul rasaritului (R ) si al apusului (A) se calculeaza din formula (29):
cos coscos sin sin cos cos
cosh
R A
A
o
(29)
(R este negativ; A este pozitiv).
Durata zilei
Notiunea de zi este legata de miscarea de rotatie a Pamntului. In astronomie,
ziua este definita ca fiind egala cu o rotatie completa a Pamntului n aproximativ 24 de
ore. Este ziua siderala. Studiul radiatiei solare la nivelul suprafetei terestre, impune o
definire a zilei n functie de fenomenul ilumunarii, adica de perioada de timp ntre care
Soarele se gaseste deasupra orizontului n intervalul de rasarit si apus.
Definitia duratei zilei depinde de conventiile ce se adopta pentru momentul
rasaritului si apusului. Definitia rasaritului si apusului si formulele pentru calcularea
acestora sunt date n paragraful 5.5.4. Pentru aplicatii curente denumirea de durata
astronomica a zilei este considerata perioada limitata de aparitia si disparitia centrului
discului solar la orizont (h = 0o).
Aceasta durata astronomica corespunde diferentei ntre orele de rasarit si apus ale
Soarelui. Ea se poate calcula direct cu ajutorul formulei:
DJ = 24
Arc cos (- tg tg) (30)
DJ n ore
= latitudinea locului;
= declinatia;
= 180o daca Arc cos este exprimat n grade; 3,1416 daca Arc cos este exprimat n radiani.
Datorita faptului ca axa de rotatie a Pmntului pastreaza aceeasi nclinare fata de
planul ecliptic si orientare fixa n spatiu, face ca cercul de iluminare terestru sa si
modifice pozitia n functie de perioada de revolutie a Pamntului.
Aceasta face ca pe linia unui meridian durata de iluminare a Pamntului de catre
Soare sa varieze si deci si durata zilei dupa cum se observa din tabelul nr. 1. Aici este
prezentata durata astronomica a zilei pentru latitudinile Romniei.
Din tabelul nr. 1. se observa ca durata zilei pe teritoriul Romniei variaza pe
parcursul unui an, ea fiind minima n decembrie la solstitiu de iarna si maxima n iunie la
solstitiul de vara. In decembrie aceasta este cuprinsa ntre 8 si 9 ore iar vara ntre 15 si
16 ore zilnic. Este o variatie specifica latitudinilor medii cu influenta semnificativa, dupa
cum se va vedea, asupra climatului radiativ, mai ales n conditii de cer senin.
-
22
Intinderea mica pe latitudine a tarii noasre face ca diferenta dintre durara zilei
ntre nordul si sudul tarii sa fie mica, n jur de 30', nesemnificativ n influentarea cantitatii
de radiatie solara receptata la nivelul suprafetei terestre.
Durata zilei nu trebue confundata cu durata de stralucire a Soarelui. Aceasta este
definita ca durata pe timpul careia Soarele a stralucit, provocnd umbra vizibila la sol.
Ea se masoara cu heliograful si depinde n principal de durata n timpul careia Soarele
este ocultat
Tabel nr.1
Durata astronomica a zilei pentru latitudini medii din emisfera nordica (ore si zecimi )
- subliniat - latitudinile Romniei (dupa Jol ,1983)
I II III IV V VI VII VIII IX X XI XII
51.5 8.1 9.7 11.6 13.6 15.3 16.3 15.8 14.3 12.4 10.4 8.6 7.6
51.0 8.2 9.7 11.6 13.6 15.3 16.2 15.8 14.3 12.4 1.05 8.7 7.7
50.5 8.3 9.8 11.6 13.5 15.2 16.1 15.7 14.3 12.4 10.5 8.8 7.8
50.0 8.4 9.8 11.6 13.5 15.1 16.0 15.6 14.2 12.4 10.5 8.8 7.9
49.5 8.4 9.8 11.6 13.5 15.1 15.9 15.6 14.2 12.4 1.06 8.9 8.0
49.0 8.5 9.9 11.6 13.5 15.0 15.9 15.5 14.1 12.4 10.6 8.9 8.0
48.5 8.6 9.9 11.6 13.4 15.0 15.8 15.4 14.1 12.4 10.6 9.0 8.1
48.0 8.6 10.0 11.7 13.4 14.9 15.7 15.4 14.1 12.4 10.6 9.0 8.2
47.5 8.7 10.0 11.7 13.4 14.9 15.6 15.3 14.0 12.4 10.7 9.1 8.3
47.0 8.7 10.0 11.7 13.4 14.8 15.6 15.2 14.0 12.4 10.7 9.2 8.3
46.5 8.8 10.1 11.7 13.3 14.8 15.5 15.2 13.9 12.4 10.7 9.2 8.4
46.0 8.9 10.1 11.7 13.3 14.7 15.4 15.1 13.9 12.3 10.7 9.3 8.5
45.5 8.9 10.1 11.7 13.3 14.7 15.4 15.1 13.9 12.3 10.7 9.3 8.5
45.0 9.0 10.2 11.7 13.3 14.6 15.3 15.0 13.8 12.3 10.8 9.4 8.6
44.5 9.0 10.2 11.7 13.2 14.6 15.2 14.9 13.8 12.3 10.8 9.4 8.7
44.0 9.1 10.2 11.7 13.2 14.5 15.2 14.9 13.8 12.3 10.8 9.4 8.7
43.5 9.1 10.3 11.7 13.2 14.5 15.1 14.8 13.7 12.3 10.8 9.5 8.8
43.0 9.2 10.3 11.7 13.2 14.4 15.1 14.8 13.7 12.3 10.8 9.5 8.8
42.5 9.2 10.3 11.7 13.1 14.4 15.0 14.7 13.7 12.3 10.9 9.6 8.9
42.0 9.3 10.3 11.7 13.1 14.3 15.0 14.7 13.6 12.3 10.9 9.6 9.0
41.5 9.3 10.4 11.7 13.1 14.3 14.9 14.6 13.6 12.3 10.9 9.7 9.0
41.0 9.4 10.4 11.7 13.1 14.2 14.8 14.6 13.6 12.3 10.9 9.7 9.1
(nori, configuratia orizontului) si starea atmosferei (aerosoli, vapori de apa).
Durata de stralucire a soarelui masurata cu heliograful CAMPBELL este cea n
care radiatia solara depaseste un prag situat ntre 60 - 200 W/m2, n functie de starea
benzii de hrtie. Pragul radiativ de mai sus se atinge cnd Soarele este deja la un unghi de
3o deasupra orizontului.
Durata zilei este oarecum similara nsa cu durata maxima de stralucire a
Soarelui.
-
23
III. RADIATIA SOLARA EXTRATERESTRA
Constanta solara. Soarele emite n spatiu energie sub forma de unde electromagnetice. Cercetarile
experimentale efectuate de diversi oameni de stiinta au aratat ca valoarea acesteia este
relativ constanta, de unde si denumirea de constanta solara.
Conceptul de de constanta solara, aplicat radiatiei solare extraterestre, a fost
introdus de A. Pouillet n 1837, (Frlich, 1991), iar prima metoda de determinare a fost
data de Langley, (Frlich, 1991), n 1881. Masuratorile efectuate de catre diversi autori,
n regiunile montane nalte sau aride, au dat urmatoarele valori medii ale constantei solare
dupa (Frlich, 1991):
Langley 91908) 1340 W/m2;
Dorno (1913) 1345 W/m2;
Abbot (1902 - 1912) 1349 W/m2;
Abbot (1920) 1358 W/m2;
Johnson (1954) 1395 W/m2;
Thekaekara (1971) 1353 W/m2;
RRM - Davos (1980) 1370 W/m2.
Prin definitie constanta solara este cantitatea de energie care trece n unitatea de
timp prin unitatea de suprafata orientata normal pe raza solara din afara atmosferei. Ea este
deci, radiatia solara incidenta masurata pe suprafata normala la limita superioara a atmosferei.
O formula relativ simpla pentru calculul radiatiei solare la limita superioara a
atmosferei este urmatoarea,(Jol Jan, 1983):
Io = Ic (Rm/R)2 (30)
unde:
Ic = valoarea medie a constantei solare 1370 W/m2;
(Rm/R)2 = corectia distantei Pamnt - Soare;
(Rm/R)2 = 1 + 2e cos [W(j - 2)]
unde:
R = valoarea pentru o zi (j) a distantei Pamnt - Soare;
Rm = valoarea medie a lui R (Rm = 149,675 x 106 Km);
e = excentricitatea elipsei (e = 0, 0167).
In tabelul nr. 2 sunt date valorile radiatiei extraterestre pentru fiecare zi a anului.
Se observa ca n lipsa atmosferei, singurul element ce influenteaza valorile
fluxului radiativ este distanta Pamnt - Soare. Constanta solara, datorita n principal
variatiei distantei Soare - Pamnt, prezinta si ea o variatie anuala cuprinsa ntre 1416
W/m2 n prima decada a lunii ianuarie cnd Pamntul se gaseste la distanta minima fata
de Soare - periheliu si 1326 W/m2 n ultima decada a lunii iunie si prima decada a lui
iulie, cnd Pamntul atinge distanta maxima fata de Soare - afeliu.
-
24
In realitate, Pamntul poate fi asimilat cu o sfera. Pe un astfel de corp, la un
anumit moment, numai un punct de pe suprafata sa, cel n care razele Soarelui sunt
perpendiculare la amiaza, prezinta o suprafata perpendiculara pe razele Soarelui.
Fiind o suprafata convexa unghiul de incidenta al radiatiei solare tinde sa scada n
toate directiile fata de punctul considerat pna la atingerea cercului de iluminarre cnd razele
devin tangente la suprafata terestra. Modificarea unghiului de incidenta al razelor solare
duce la modificarea densitatii fluxului energetic.
Tabel nr. 2
Valorile zilnice ale fluxului radiatiei solare extraterestre pe suprafata normala (W m-2
),
(dupa Jol, 1983)
Zi I II III IV V VI VII VIII IX X XI XII
1 1416 1410 1394 1371 1349 1332 1326 1330 1346 1368 1391 1409
2 1416 1410 1394 1370 1348 1332 1326 1331 1346 1368 1392 1409
3 1416 1409 1393 1369 1347 1331 1326 1331 1347 1369 1393 1410
4 1416 1409 1392 1369 1347 1331 1326 1331 1348 1370 1393 1410
5 1416 1409 1392 1368 1346 1331 1326 1332 1348 1371 1394 1410
6 1416 1408 1391 1367 1346 1330 1326 1332 1349 1372 1395 1411
7 1416 1408 1390 1366 1345 1330 1326 1332 1350 1372 1395 1411
8 1416 1407 1389 1365 1344 1330 1326 1333 1351 1373 1396 1412
9 1416 1407 1389 1365 1344 1329 1326 1333 1351 1374 1397 1412
10 1416 1406 1388 1364 1343 1329 1326 1334 1352 1375 1397 1412
11 1416 1406 1387 1363 1343 1329 1326 1334 1353 1375 1398 1413
12 1416 1405 1386 1362 1342 1329 1326 1335 1353 1376 1398 1413
13 1416 1404 1386 1362 1341 1328 1326 1335 1354 1377 1399 1413
14 1415 1404 1385 1361 1341 1328 1326 1336 1355 1378 1400 1413
15 1415 1403 1384 1360 1340 1328 1326 1336 1356 1379 1400 1414
16 1415 1403 1383 1359 1340 1328 1326 1337 1356 1379 1401 1414
17 1415 1402 1383 1359 1339 1327 1326 1337 1357 1380 1402 1414
18 1415 1402 1382 1358 1339 1327 1327 1338 1358 1381 1402 1414
19 1414 1401 1381 1357 1338 1327 1327 1338 1359 1382 1403 1415
20 1414 1400 1380 1356 1338 1327 1327 1339 1359 1382 1403 1415
21 1414 1400 1380 1356 1337 1327 1327 1339 1360 1383 1404 1415
22 1414 1399 1379 1356 1337 1326 1327 1340 1361 1384 1404 1415
23 1413 1398 1378 1354 1336 1326 1328 1340 1362 1385 1405 1415
24 1413 1398 1377 1354 1336 1326 1328 1341 1362 1385 1405 1416
25 1413 1397 1376 1353 1335 1326 1328 1342 1363 1386 1406 1416
26 1412 1396 1376 1352 1335 1326 1328 1342 1364 1387 1406 1416
27 1412 1396 1376 1352 1334 1326 1329 1343 1365 1388 1407 1416
28 1412 1395 1374 1351 1334 1326 1329 1343 1365 1388 1407 1416
29 1411 1373 1350 1333 1326 1329 1344 1366 1389 1408 1416
30 1411 1373 1349 1333 1326 1330 1345 1367 1390 1408 1416
31 1411 1372 1333 1330 1345 1390 1416
-
25
Un flux energetic cu incidenta normala si micsoreaza valoarea odata ce este
proiectat pe o suprafata orizontala deoarece si modifica si modifica densitatea de flux.
Considerata pe suprafata orizontala valorile radiatiei solare pentru o zi data se
calculeaza cu ajutorul formulei, dupa (Jol, 1983):
Go = 0,36 x Io (DZ sin sin 24 / sin cos cos ) (31)
unde:
Go = radiatia solara extraterestra pe suprafata orizontala (J/cm2);
Io = insolatia zilnica (incidenta normala) la limita superioara a atmosferei;
DZ = durata zilei;
= latitudinea locului;
= declinatia;
= unghiul orar al rasaritului si apusului = - tg tg ;
= 3,1416. Spre deosebire de valorile radiatiei extraterestre pe suprafata normala, la cea
considerata pe suprafata orizontala, observam o puternica variatie latitudinala datorata
modificarii unghiului de naltime a Soarelui, deci a incidentei razelor solare.
Din tabelul nr. 3 se observa ca Go, are la nivelul teritoriului tarii noastre, o variatie
anuala cu valori minime n luna decembrie si maxime n iunie deci la solstitii, datorate
geometriei Pamt - Soare ce modifica mersul aparent al acestuia pe bolta si deci unghiul h.
In acelasi timp se observa si o variatie n sens latitudinal. Valorile scad pe masura ce
latitudinea creste.
Tabel nr. 3
Valorile medii lunare ale radiatiei solare extraterestre pe suprafata orizontala (J cm-2
),
(dupa Jol, 1983)
I II III IV V VI VII VIII IX X XI XII
51.5 830 1377 2207 3117 3830 4157 3995 3398 2554 1669 983 684
51.0 860 1407 2234 3135 3839 4160 4001 3412 2577 1698 1014 713
50.5 890 1437 2261 3153 3847 4163 4006 3426 2600 1727 1044 742
50.0 920 1468 2287 3171 3855 4165 4011 3440 2624 1756 1074 772
49.5 950 1498 2313 3188 3863 4168 4016 3453 2646 1785 1104 801
49.0 980 1528 2339 3206 3871 4170 4021 3466 2669 1814 1135 831
48.5 1011 1558 2365 3223 3879 4172 4025 3479 2692 1842 1165 861
48.0 1041 1588 2391 3240 3886 4174 4030 3492 2714 1871 1195 891
47.5 1072 1618 2417 3257 3893 4176 4034 3505 2736 1899 1226 921
47.0 1102 1648 2442 3274 3900 4178 4038 3518 2758 1928 1256 951
46.5 1133 1678 2467 3290 3907 4180 4042 3530 2779 1956 1286 981
46.0 1163 1708 2492 3306 3914 4181 4046 3542 2801 1984 1317 1012
45.5 1194 1738 2517 3322 3920 4182 4049 3554 2822 2012 1347 1042
45.0 1225 1768 2542 3338 3927 4183 4063 3566 2843 2040 1378 1073
44.5 1256 1797 2566 3353 3933 4184 4056 3577 2864 2067 1408 1103
-
26
Tabel nr. 3 - continuare
I II III IV V VI VII VIII IX X XI XII
44.0 1287 1827 2590 3368 3939 4185 4059 3588 2885 2095 1439 1134
43.5 1317 1856 2614 3383 3944 4186 4062 3599 2905 2122 1469 1165
43.0 1348 1885 2638 3398 3950 4186 4064 3610 2925 2150 1499 1196
42.5 1379 1914 2662 3413 3955 4186 4067 3620 2945 2177 1530 1227
42.0 1410 1944 2685 3427 3960 4186 4069 3631 2965 2204 1560 1257
41.5 1441 1973 2709 3441 3965 4186 4071 3641 2985 2231 1590 1288
41.0 1472 2001 2732 3455 3969 4186 4073 3650 3004 2257 1620 1319
Pentru latitudinile Romniei, att valorile lui Io si Go, sunt valori maxime posibile ale
intensitatii radiatiei solare extraterestre.
-
27
IV. RADIATIA SOLARA SI ATMOSFERA TERESTRA
Dupa cum se stie atmosfera terestra este, n primul rnd, un amestec de gaze n
proportii constante (tabel nr.4).
Tabel nr. 4
Compozitia atmosferei terestre
(dupa Marcu. 1983)
Gazele constituente % (de volum)
Azot (N2) 78,08
Oxigen (O2) 20,95
Argon (Ar) 0,93
Bioxid de carbon (CO2) 0,03
Heliu (He) 0,01
Neon (Ne) 0,01
Hidrogen (H2) 0,01
Crypton (Cr) 0,01
Xenon (Xe) 0,01
Ozon (O3) 0,01
Pe lnga moleculele gazelor componente n atmosfera exista, n cantitati variabile,
o serie de alte elemente constitutive. In primul rnd trebue mentionata apa n diversele ei
forme de agregere, pulberi de origina naturala sau antropica.
Dupa dimensiunile lor particulele din atmosfera se clasifica n (Mszros 1981) :
- particule Aitken r 0,1 m; - particule mari 0,1 r 1,0 m; - particule gigantice r 1,0m.
Dintre aceste spectre dimensionale concentratia cea mai mare, o au primele doua
grupe, deoarece ele sunt particule cu timp mare de rezidenta, n atmosfera. Este cazul
ioni- lor, pulberilor foarte fine provenite din combustie si diverse reactii chimice din
atmosfera (picaturi minuscule de acid sulfuric,azotic si azotos), diversele pulberi minerale
provenite din dezagregarea scoartei terestre, cenusi vulcanice. La acestea se adauga gama
larga a starilor de agregare ale apei n atmosfera de la picaturi foarte fine care formeaza
ceata, pna la picaturile de ploaie si cristale de gheata. Nu trebuesc neglijate nici
particulele de origina biologica, polenul, sporii si diversele microorganisme.
Efectul optic cel mai puternic asupra radiatiei solare l au particulele mari
(Mszros 1981).
Toate aceste impuritati alcatuesc n ansamblu aerosolul atmosferic. El este
caracteristic atmosferei joase (troposfera inferioara), In medie, numarul impuritatilor
atmosferice descreste n naltime dupa legea exponentiala:
-
28
Nz = No e -kz
,
(32)
unde:
Nz = concentratia la la o naltime z;
No = concentratia la nivelul solului;
K = constanta;
z = naltimea.
Abaterile de la aceasta lege sunt uneori mari, datorita eruptiilor vulcanice, a
circulatiei maselor de aer.
Din punct de vedere optic atmosfera reala descrisa mai sus poate fi considerata un
mediu tulbure care exercita asupra radiatiei solare ce o strabate, un fenomen complex de
atenuare care i modifica att energia ct si compozitia spectrala, cunoscut sub numele de
extinctie. Fenomenul se datoreste unei absorbtiei selective si unei difuzii partiale si el
este dependent de lungimea de unda.
Fenomenul extinctiei
Extinctia prin absorbtie. Radiatia solara directa si diminueaza intensitatea sub
influenta atmosferei nsasi (Stoica C, Cristea N., 1971).
Daca se noteaza cu I fluxul unei radiatii solare directe monocromatice n
atmosfera atunci extinctia - dI suferita de aceasta radiatie pe drumul elementar ds va fi
proportionala cu I cu ds si cu densitatea a aerului (Fig. 7.1.1):
- d S = K I ds (33)
n care:
K = factor de proportionalitate ce depinde de natura mediului. Integrnd de la
limita superioara a atmosferei (s = 0 , I = IO) pna la sol (s = s, I = Im) se obtine:
m
K ds
e os
(34)
Integrala de la exponent se numeste masa optica si este masa coloanei de aer de
sectiune egala cu unitatea care porneste de la suprafata terestra ( 0) si limita superioara a
atmosferei ( 0' ). Relatia (7.3) se mai poate scrie si sub forma:
m o
K m dh
e oh
(35)
unde:
mds
dh
o
s
o
h
(36)
poarta numele de masa atmosferica si ea arata de cte ori masa optica corespunzatoare
distantei zenitale z este mai mare dect masa optica pentru z = 0 considerata ca unitate
-
29
a = K dho
h
(37)
se numeste coeficient de extinctie monocromatica al atmosferei pentru masa optica
unitate. Daca se tine seama de relatia ( 37), atunci relatia ( 35) devine:
Im = Io e- a
m (38)
si daca se noteaza q = e- a se va obtine:
Im = Io q m
(39)
unde marimea q se numeste coeficient de transmisie monocromatica al atmosferei, el
fiind raportul dintre fluxul la sol si cel de la limita superioara a atmosferei, pentru m = 1
(distanta zenitala a Soarelui este nula, incidenta normala). El este ntotdeauna cuprins
ntre (transparenta nula) si 1 (transparenta totala).
Expresiile (38) si (39) sunt cunoscute sub numele de legea lui Bouguer.
In esenta ea exprima urmatoarele; pentru o transparenta data, intensitatea
radiatiei solare ajunsa la sol scade n progresie geometrica atunci cnd masa atmosferei
strabatuta de razele solare creste n progresie aritmetica.
Din relatia (39) se obtine forma lui q:
q = S
S o
mm
(40)
Din figura 1.1.1 se observa ca, ds = dh sec z, si formula 7.5 devine:
m = sec z (41)
Cu aceasta formula Bemporand a calculat masele atmosferice corespunzatoare
diverselor distante zenitale (tabel nr. 5):
Tabel nr.5.
Masele atmosferice normale (la presiunea 760 mm Hg), n functie de distanta zenitala
(dupa Bemporand, citat de Herovanu M. 1957)
z 0o 10
o 20
o 30
o 40
o 50
o 60
o 70
o 80
o 85
o
m 1.00 1.02 1.06 1.15 1.30 1.55 1.995 2.905 5.60 10.39
Pentru o distanta zenitala oarecare, tabelul da masa atmosferica la presiunea
standard. Daca vrem sa calculam masa atmosferica pentru o presiune p se foloseste
relatia:
-
30
m
p
mp
760
760 (42)
Ecuatiile lui Bouguer (5.7) si (5.8) sunt valabile pentru o radiatie monocromatica.
Pentru ntreg spectrul solar ele devin:
m oa m m
oe d q d
0 0 (43)
Daca se noteaza:
o od
0 (44) constanta solara redusa la distanta Pamnt - Soare si cu a coeficientul de extinctie
policromatica, iar cu q cel de transmisie policromatica, se poate scrie:
Im = Io e-am
= Io qm
(45)
ecuatiile lui Bouguer pentru radiatia policromatica.
Pentru un flux considerat pe o suprafata orizontala , unde Im = Im cos z , legea lui
Bouguer devine:
Im = Io q sec z
(46)
Considerata n aceasta forma legea lui Bouguer explica mersul diurn si cel anual
al radiatiei solare directe [Herovanu M. 1957].
Deoarece q
-
31
N = numarul de particule n unitatea de volum, presupuse sfere dielectrice avnd
indicele de refractie n.
= lungimea de unda a radiatiei considerate;
a' = coeficientul de extinctie monocromatica prin difuzie al radiatiei solare care
ajunge direct la sol. Valoarea lui se raporteaza la 1cm3 de aer, la presiune de 760 mm Hg.
Pentru masa atmosferica unitate pentru cei H cm3 ce se gasesc n ea, coeficientul de
extinctie monocromatica devine a' = a
' H.
Extinctia prin difuzie este data conform legii lui Bouguer;
Sm = So e
32 1
3
2 2
4
( )n
NHm (49)
Aceasta lege de difuzie a lui Rayleigh este valabila numai pentru particule
difuzante mici n raport cu lungimea de unda ( n principal moleculele aerului).
Din formula (49) se observa ca radiatia solara este difuzata mai mult cu ct
lungimea de unda este mai mica. Deci sunt puternic reflectate radiatiile ultraviolete, iar
din domeniul vizibil, mai mult radiatiile albastre dect cele galbene sau rosii.
Daca ordinul de marime al particulelor difuzante este mai mare ca lungimea de
unda a radiatiilor, legea difuziei moleculare nu se mai aplica, avnd loc o reflexie difuza
pe suprafata acestor particule. Din aceasta cauza, culoarea cerului capata un aspect
albicios deoarece radiatia difuzata contine si alte radiatii dect cele predominant albastre,
care dau culoarea cerului senin.
Radiatia solara la incidenta normala (z = 0, m = 1) sufera o slabire de 9% prin
difuzia moleculara, de 5 - 20% prin absorbtia n vaporii de apa, de 5 - 15% n suspensii si
sub 1% prin absorbtia n ozon (Herovanu., 1957).
Consecintele fenomenului de extinctie, opacitatea atmosferei.
Din cele prezentate mai sus rezulta ca extinctia totala exercitata de catre
atmosfera asupra radiatiei solare este produsa de:
- constituentii gazosi ai atmosferei ce exista n proportii relativ constante;
- apa (n principal sub forma de vapori);
- aerosolul atmosferic (pulberile);
Acestia doi constituenti din urma, fiind n atmosfera n cantitati variabile.
Considrend forma legii lui Bouguer pentru extinctia policromatica, iar A fiind
considerat un coeficientul de extinctie policromatica al radiatiei solare la un moment dat
si fie a un acelasi coeficient, pentru aerul pur su uscat, n care nu intervine dect extinctia
moleculara, atunci se poate scrie:
Im = Io e-Am
= Io e-Tam
(50)
unde: T = A/a
-
32
Raportul dintre extinctia totala a atmosferei (A) si extinctia produsa de
constituentii ficsi (absorbtia si difuzia moleculara ntr-o atmosfera lipsita de apa si praf),
(a) a fost denumit Factorul de opacitate Linke, dupa numele celui care l-a creat.
Acest factor arata de cte ori atmosfera reala, la un moment dat, este mai opaca
dect una pura si uscata, luata ca referinta. Acest factor se deduce din valorile lui Im si m,
care pot fi determinate la sol, prin masuratori radiometrice de rutina.
Expresia analitica a factorului de opacitate Linke (T) devine atunci, (Herovanu,
1938):
T = log log log
log log
I I r
I I
o
o hb
2
(51)
unde:
Io = radiatia solara la limita superioara a atmosferei;
I = radiatia solara directa masurata la suprafata terestra;
r2 = distanta medie Soare - Pamnt la un moment dat;
Ihb = intensitatea radiatiei solare directe dupa ce strabate o atmosfera pura si uscata
pentru naltimea Soarelui, h si presiunea atmosferica, b.
-
33
V. MASURAREA RADIATIEI SOLARE
Statiile radiometrice
Masurarea radiatiei solarese efectueaza n cadrul unei retele de statii organizate la
nivel national si mondial. In general, datorita faptului ca masuratorile radiometrice
trebuesc raportate la datele meteorologice, statiile radiometrice sunt integrate n cadrul
statiilor meteorologice.
Primele masuratori de radiatie solara n tara noastra, ntelegnd prin aceasta
teritoriul vechiului regat, sunt legate de activitatea de pionierat a lui t. C. Hepites. Acesta
infiinteaza la Braila n 1879, la locuinta sa din strada Regala, o statie meteorologica
tinnd seama de toate prescriptiunile Congresului Meteorologistilor tinut la Viena n
1873. La nceputul anului 1879 s-a instalat aici un actinometru Arago cu ajutorul caruia
se masura intensitatea radiatiei solare globale exprimata n grade actinometrice.
Observatiile erau facute zilnic la momentul naltimii maxime a Soarelui pe bolta si ele au
continuat pna la finele anului 1881.
Odata cu nfiintarea Serviciului Meteorologic National masuratorile radiometrice
se reiau n 1888 la Observatorul de la Bucuresti - Filaret unde continua pna n 1908. La
acest observator, zilnic, la amiaza se determina gradul actinometric cu un actinometru
Arago si unul tip Violle. Pe lnga aceste doua aparate, Observatorul mai poseda un
actinometru Crova si un actinometru totalizator cu evaporatie de alcool. Observatiile au
fost publicate n Analele Institutului. Aceste masuratori nu au avut un caracter
sistematic.
Dupa 1908, cnd Institutul Meteorologic este ncorporat Observatorului
Astronomic, masuratorile radiometrice nceteaza.
Ele sunt reluate odata cu nfiintarea n 1930 a Observatorului Meteorologic de la
Baneasa. Aici ntre anii 1934 si 1936 au nceput masuratori radiometrice sistematice sub
conducerea lui Mircea Herovanu, seful Laboratorului de Actinometrie. Aparatura
instalata n turnul de observatii consta din:
- 1 pirheliometru cu compensatie electrica Angstrom, folosit drept etalon;
- 2 actinometru bimetalic Michelson-Marten;
- 3 cutie solarimetrica Si tubul pirheliometric Gorczinsky;
- 4 pirheliometre Gorczinsky;
- 5 Solarigrafe Gorczinsky;
Ultimile doua fiind prevazute cu milivoltmetru nregistrator Richard.
La Baneasa se efectuau n zilele senine masuratori ale radiatiei solare directe (4
pna la 8 determinari pe zi) cu actinometrul Michelson-Marten si nregistrari ale
aceluiasi component radiativ cu prheliometrul Gorczinsky.
In vara anului 1938 ntreaga aparatura a fost deplasata la Mangalia unde
masuratorile de radiatie solara au continuat pna n vara anului 1939 n cadrul
Observatorului de Bioclimatologie nfiintat acolo. Aici s-au efectuat masuratori de
radiatie solara directa, difuza, globala n spectru total si pe domenii spectrale de interes
medical cum este ultravioletul biologic. Pe lnga aparatele mentionate mai sus aici s-a
-
34
folosit pentru masurarea ultravioletului un dozimetru UV, construit de I.G.
Farbenindustrie.
Acesta era format dintr-un tub de pirex umplut cu o solutie de leucosulfit de
fuxina, care, sub actiunea radiatiei ultraviolete, se coloreaza n rosu. Virajului lichidului
se aprecia dupa o scala colorimetrica, iar regiunea spectrala n care reactioneaza este
aceeasi cu spectrul ultraviolet care produce eritemul (UV - B). Masuratorile se efectuau
zilnic din ora n ora n timp solar adevarat.
Masuratorile radiometrice sistematice, cu metodologie unitara au debutat n 1949
la Observatorul Afumati, nfiintat de I.M.C. ele continund si astazi. Paralel cu
Observatorul Afumati, dupa 1950 ncepe sa se contureze reteaua nationala de statii
radiometrice, prin nfiintarea de noi puncte de masura. In tabelul nr.5 este prezentantata
situatia actuala a retelei nationale de statii radiometrice.
Tabel nr. 5
Reteaua de statii radiometrice din Romnia
Statia Lat. () Long. () H (m) Perioada de funct.
Iasi 47o 10
' N 27
o 36
' E 90 1951 - 1958; 1963-Act
Cluj - Napoca 46o 47
' N 23
o 34
' E 410 1957 - Act.
Deva 54o 52
' N 22
o 54
' E 230 1982 - Act.
Timisoara 45o 47
' N 21
o 17
' E 90 1957 - Act.
Poiana Brasov 45o 36
' N 25
o 33
' E 1026 1989 - Act.
Galati 45o 30
' N 28
o 02
' E 72 1970 - Act.
Bucuresti 44o 30
' N 26
o 13
' E 91 1949 - Act
Constanta 44o 13
' N 28
o 38
' E 12 1952 - Act.
Craiova 44o 19
' N 23
o 52
' E 192 1971 - Act.
Tabel nr. 6
Retele de statii radiometrice n cteva tari europene
ara Supraf.
(Km2)
Numar statii Statie / km2 H 500m H 500m
Franta 547 026 36 15 195 33 3
Germania 356 274 31 11 492 28 3
Italia 301 252 33 9 129 27 6
M. Britanie 244 130 17 14 360 17 -
Romnia 237 500 9 26 389 8 1
Grecia 131 986 9 16 498 9 -
Bulgaria 110 912 6 18 485 4 2
Ungaria 93 030 5 18 606 5 -
Portugalia 92 082 8 11 510 6 2
Austria 83 853 7 11 979 4 3
Olanda 40 844 5 8 169 5 -
-
35
Din tabel se observa ca, reteaua nationala de statii radiometrice este formata din 9
puncte de masura distribuite ct mai judicios posibil n teritoriu. Comparativ cu retele
similare din Europa densitatea statiilor radiometrice n Romnia este relativ modesta
(tabelul nr. 6).
Aproape toate sunt situate la altitudini ce nu depasesc 500m. Situatia este
oarecum similara cu a celorlalte retele de masura din Europa. Conform recomandarilor
facute de Pivovarova (WMO, 1981), exceptie facnd regiunile cu un gradient puternic al
radiatiei solare (regiunile de coasta si montane), distanta ntre 2 statii radiometrice poate
fi de pna la 500 km, considerndu-se din cercetari experimentale ca variatia latitudinala
a parametrilor radiativi devine semnificativa. Aceasta conditie minimala este respectata
de reteaua noastra de statii. Totusi pentru o cunoastere mai detaliata a elementelor
climatului radiativ este necesara o ndesire a acestei retele, avndu-se n vedere o alta
recomandare a OMM dupa care trebuie sa existe cel putin o statie radiometrica n fiecare
regiune climatica, dndu-se ca baza clasificarea climatelor dupa Kpen. Din acest punct
de vedere repartitia teritoriala a statiilor radiometrice este cu totul deficitara. Practic cea
mai mare parte a lor sunt repartizate n regiuni joase. O singura statie este situata n
regiunea montana, niciuna n regiuneaa de deal si podis, cu altitudini medii sau n regiuni
cu anumite particularitati locale ale climatului.
O alta problema ce trebue mentionata este faptul ca 8 din cele 9 statii radiometrice
sunt situate n imediata apropiere a unor mari orase, care prin activitatea lor influenteaza,
uneori puternic caracteristicile optice ale atmosferei regiunilor nconjuratoare. Asa sunt:
Bucuresti - Afumati: se gaseste situata la NE, pe soseaua Bucuresti - Urziceni la
aproximativ 8 km departare de oras ntr-o zona periurbana partial construita, fara surse
majore locale de impurificare a atmosferei;
Constanta: este situata n perimetrul orasului, pe malul marii, la N, pe soseaua
constanta - Mamaia, la punctul Pescarie. Platforma statiei este obturata si partial umbrita,
la extremitatile zilei, de constructii (blocuri de locuinte). Nu trebue neglijat faptul ca pe
malul marii este construita rafinaria de la Midia - Navodari, sursa majora de poluare;
Craiova: este situata la E de oras, la aproximativ 6,5 km departare, n apropierea
aeroportului;
Galati: se gaseste situata la marginea de N a orasului, ntr-un spatiu construit.
Sursa majora de impurificare a atmosfera din zona, SIDEX - Galati, se gaseste la
aproximativ 6 km SV, n linie dreapta, fata de statie;
Iasi: este situata n afara orasului la aproximativ 3km NE pe un platou ce domina
valea Bahluiului cu aproximativ 50m, n apropierea aeroportului;
Cluj - Napoca: este situata n perimetrul orasului spre V , la o altitudine relativa
de aproximativ 50 -60m, fata de valea Somesului, fiind nconjurata de spatii urbane
construite;
Timisoara: este situata la marginea orasului pe directia NE, n imediata apropiere
a unei arii mpadurite, fara surse majore de impurificare a atmosferei n regiune;
Deva: se gaseste n extremitatea de SV a orasului, la limita oras - zona
periurbana, fara surse majore de impurificare a atmosferei;
Poiana Brasov: este situata n statiunea montana cu acelasi nume, pe un spatiu
deschis nconjurat de padure, fara surse de impurificare;
-
36
Tabel nr.7
Frecventa medie anuala (%) a vntului la statiile radiometrice
Statii Frecventa medie
N NE E SE S SV V NV Calm
Iasi 9.5 5.3 8.3 13.0 5.7 4.6 5.5 21.5 26.6
Cluj - Napoca 3.0 8.5 6.6 7.9 2.5 2.9 10.4 12.8 45.4
Deva 5.6 2.0 4.2 5.7 5.2 1.5 7.9 8.7 59.2
Timisoara 16.9 8.7 15.0 7.4 8.4 6.6 7.0 9.1 20.9
Poiana Brasov 10.8 3.9 1.9 1.9 9.2 5.1 3.9 12.8 50.1
Galati 16.1 19.8 6.8 6.1 10.0 14.7 3.4 9.0 14.1
Bucuresti-Af. 5.0 21.6 19.7 5.0 3.3 16.8 13.8 4.9 9.9
Constanta 21.5 11.7 6.1 8.7 9.4 5.9 12.7 8.8 15.2
Craiova 3.4 9.1 24.6 3.0 1.9 3.4 18.7 9.6 26.3
M. Herovanu (1938), studiind opacitatea atmosferei n imediata apropiere a
Bucurestiului, sublinia rolul vntului n impurificarea atmosferei Vnturile care bat din
directia unui centru de actiune optica (oras sau sursa oarecare de impurificare) spre
punctul de masura poate duce la cresterea opacitatii atmosferei cu pna la 20%
[Herovanu, M., 1938]. Astfel din tabelul nr.2.1.3 se observa ca majoritatea statiilor
radiometrice dominanta de vnt este din directie opusa orasului (Bucuresti, Craiova, Iasi,
Timisoara, Galati) deci valorile de radiatie masurate aici pot fi reprezentative pentru
spatii mult mai mari ca ntindere. Oricum rolulvntului nu trebuie absolutizat, el
estompndu-se atunci cnd se analizeaza valorile medii de radiatie.
Statiile radiometrice din Romnia functioneaza pe lnga statiile meteorologice. In
cadrul platformei meteorologice exista o platforma radiometrica amenajata pe un stativ
de lemn, la 1,6m deasupra solului, orientata nord-sud. Pe acest stativ sunt instalate
aparatele radiometrice de masura a fluxurilor instantanee ale parametrilor radiativi:
-radiatia solara directa pe suprafata normala;
- radiatia solara difuza pe suprafata orizontala;
- radiatia solara globala pe suprafata orizontala;
- radiatia solara reflectata;
- bilantul radiativ;
Pe tija de lemn, ele sunt dispuse n urmatoarea ordine de la nord spre sud:
radiometru - piranometru - bilantometru. Toate aceste instrumente sunt cuplate cu
galvanometre de tip GSA-1. Pe un suport separat se gaseste instalat un actinograf
bimetalic Robitzsch, pentru nregistrarea zilnica a radiatiei solare globale pe suprafata
orizontala. Pentru masurarea iluminarii se foloseste luxmetrul. Toate statiile au platforma
nierbata si n imediata apropiere nu se gasesc obstacole cu naltimi mai mari de 5o care
sa umbreasca aparatura de masura, exceptiea fiind, statia Constanta. Aici, dupa 1990 s-au
construit, n jurul platformei statiei, blocuri de lucuinte de 8 -10 etaje, care unbresc
platforma cu aparate radiometrice n perioada august - aprilie. Fenomenul de umbrire se
produce n primele ore de la nceputul si sfrsitul zilei.
-
37
Aparatura radiometrica senzorii de radiatie
Exista diverse tipuri de aparate de masura ale radiatiei solare n functie de
parametrul radiometric masurat.
Pentru masurarea radiatiei solare directe se folosesc pirheliometrele sau
actinometrele.
Radiatia solara globala, difuza, reflectata se masoara cu ajutorul piranometrului
iar bilantul de radiatie cu bilantometrul.
Indiferent de tip instrumentele radiometrice sunt formate din partea receptoare
detectorul sau traductorul, cu ajutorul caruia energia radianta solara este transformata
ntr-o marime masurabila: curent electric, cazul termobateriilor, o deformare mecanica,
cazul deformarii unei bilame alcatuita din metale cu coeficienti de dilatare diferiti,
schimbarea caracteristicilor electrice ale unei substante, cazul fotocelulelor si sistemul de
masurare.
Receptorii trebuie sa ndeplinesca urmatoarele conditii:
- sa absoarba ct mai bine radiatia solara, si de regula ei sunt vopsiti cu un lac
negru si mat (termobateriile, bilamele);
- sa fie ct mai putin selectiv spectral, deci sa absoarba ct mai uniform radiatia pe
ntreagul domeniu spectral de masura In general, toti receptorii vopsiti n negru au o
foarte slaba selectivitate spectrala, spre deosebire de fotocelule care au o mare
sensibilitate spectrala.
Avnd n vedere procesele fizice de conversie ale radiatiei solare, detectorii se
mpart n :
- detectori termici;
- detectori cuantici.
Detectorii termici - transforma radiatia solara sau terestra n caldura, de unde o
variatie de temperatura care poate fi pusa n evidemta prin:
- masurarea unei temperaturi cu ajutorul termometrelor;
- deformarea mecanica datorata dilatarii unei bilame;
- masurarea variatiei rezistentei unui conductor care este n functie de
temperatura;
- masurarea unui curent (ternoelectric) aparut ntr-un circuit de termoculpe legate
n serie, ale caror suduri calde sunt expuse radiatiei solare si cele reci sunt la temperatura
mediului ambiant.
Detectorii cuantici - prin care radiatia solara sau terestra provoaca prin efectul
fotoelectric schimbarea proprietatilor electrice ale substatei receptoare.
Detectorii cuantici se mpart n doua categorii, n functie de tipul fotoefectului:
- fotoefect extern (emisie de electroni)
- fotoefect intern (producere interna de electroni).
In cazul fotoefectului intern, radiatia solara excita sarcinile electrice libere care se
deplaseaza n interiorul stratului fotosensibil, modificndu-i conductivitatea, producndu-
se astfel un curent electric.
In meteorologie sunt folositi detectorii cuantici cu fotoefecte interne.
Detectorul este montat, prin diverse moduri, n corpul aparatului radiometric, fie
ntr-un tub radiometric prevazut cu diafragme pentru limitarea fluxului radiativ su expuse
pe o suprafata orizontala protejat su nu de o calota de sticla.
-
38
La rndul sau aparatul radiometric este cuplat la un sistem de masura (un aparat
de masura) care poate fi un galvanometru, milivoltmetru, sistem automat de achizitie a
datelor etc.
Clasificarea si descrierea instrumentelor radiometrice
Deoarece fluxurile de radiatie difera prin lungimile de unda, intensitate sau
directie s-au conceput instrumente de masura adecvate pentru masurarea diverselor tipuri
de radiatie solara. Se deosebesc urmatoarele tipuri de instrumente radiometerice:
- Pirheliometrul (radiometrul) este un instrument de masura a radiatiei solare
directe de unda scurta cu incidenta normala.
- Piranometrul (albedometrul) este un instrument de masura a radiatiei solare
difuze, globale sau reflectate de unda scurta n unghi de 180o.
- Pirgeometrul este un instrument de masura a radiatiei solare descendente (a
atmosferei) si ascendente (terestra) de unda lunga in unghi de 180o.
- Pirradiometrul diferential (bilantometerul) este un instrument de masura al
radiatiei nete n spectru total (bilantul de radiatie) intr-un unghi de descgidere de 360o.
In functie de precizia de masurare instrumentele radiometrice se mpart n:
Pirheliometre absolute............................................precizia 0,1%;
Pirheliometre etalon secundar................................precizia 0,5%;
Pirheliometru clasa I...............................................precizia 1,0%;
Pirheliometre clasa II..............................................precizia 2,0%;
Piranometre etalon..................................................precizia 1,o%.
Piranometre clasa I.................................................precizia 5,0%.
Piranometru clasa II................................................precizia 10%.
Pirradiometre etalon................................................precizia 3,0%.
Pirradiometre clasa I...............................................precizia 7,0%.
Pirradiometre clasa II..............................................precizia 15%.
Instrumentele de masura ale radiatiei solare directe. Dam mai jos o descriere a celor mai cunoscute tipuri de aparate radiometrice,
toate folosite n reteau nationala.
Fiecare statie radiometrica din Romnia este dotata cu urmatoarele seturi de
aparate:
- radiometru termoelectric AT-50, pentru masurarea radiatiei solare directe;
- piranometru termoelectric universal M-80, pentru masurarea radiatiei solare
difuze, globale, reflectate;
- bilantometru termoelectric M-10, pentru masurarea bilantului radiativ;
- luxmetru PU - 150, pentru masurarea iluminarii naturale.
Dam n continuare o descriere sumara a acestor tipuri de instrumente
radiometrice:
- Actinometrul AT - 50 serveste la masurarea radiatiei solare directe, cazute pe
suprafata perpendiculara a suprafetei receptoare.
Principiul de functionare al aparatului se bazeaza pe transformarea radiatiei solare
n forta electromotoare.
-
39
Transformarea se realizeaza de catre o baterie de termoelemente dispuse n stea,
formata din 50 de termosuduri din lamele de manganin si constantan. Lipiturile active
(calde) ale termoelementelor fac corp comun cu un disc metalic din argint negrit -
receptorul, care primeste radiatia solara directa; lipiturile pasive (reci) sunt n contact cu
corpul aparatului. Curentul termoelectric debitat de termocuplu este proportional cu cu
diferenta de temperatura dintre receptor si corpul aparatului.
Protectia receptorului mpotriva radiatiei difuze a cerului si mpotriva vntului se
realizeaza de catre un tub metalic cu diafragme.
Domeniul spectral de masura de la 0,3m pna la 4 m. Sensibilitatea aparatului la 1 cal/cmp. min., mV - 5,5 - 7,5.
Inertia, secunde - 25. Eroarea de masurare cuprinsa ntre 2 - 3 %.
- Piranometru universal M - 80 serveste la masurarea radiatiei solare a cerului
(difuza), globala si reflectata.
Principiul de functionare al aparatului se bazeaza pe transformarea radiatiei solare
n forta electromotoare.
Transformarea se face de catre o baterie ale carei 80 de termoelemente sunt
confectionate din lamele de manganin si constantan, dispuse orizontal, legate n serie.
Lipiturile fara sot ale termoelementelor sunt vopsite n negru, cele cu sot n alb sub forma
tabla de sah.
Curentul electric produs de termobaterie este proportional cu diferenta de
temperatura dintre lipituri si prin urmare cu intensitatea radiatiei solare primite de
suprafata receptoare. Protectia termobateriei mpotriva vntului si precipitatiilor se face
printr-o calota semisferica asamblat etans n corpul aparatului. Constructia aparatului
permite instalarea bateriei termice n diverse pozitii cu receptorul n sus (spre Soare) sau
jos (spre suprafata terestra).
Aparatul este prevazut prin constructie cu tija de umbrire a suprafetei receptoare.
In functie de cum este umbrit sau nu se poate masura radiatia solara globala (receptor
umbrit) sau difuza (receptor umbrit).
Domeniul spectral de masura de la 0,3m la 3; Sensibilitatea aparatului la 1 cal/cmp. min, mV - 8 - 10;
Rezistenta bateriei termice, ntre 25 - 35;
Inertia, sec. 40 Eroarea de masura de pna la 5%.
- Bilantometrul termoelectric M - 10 serveste pentru masurarea radiatiei restante
(valoarea instantanee a bilantului de radiatii), reprezentnd suma algebrica a tuturor
categoriilor de radiatie (care sosesc la pamnt si pleaca de la pamnt) ce cad pe receptorul
aparatului.
Principiul de functionare al aparatului se bazeaza pe transformarea fluxurilor de
radiatie n forta electromotoare, aceasta facndu-se de catre o baterie de termoelemente.
Partea superioara si inferioara a receptorului este formata din placute subtiri de cupru
negrite (fata expusa radiatiilor) , ce poarta pe ele lipiturile elementelor termoelectrice
(fata neexpusa radiatiilor).
-
40
Bateria de termoelemente este constituita din 10 bare subtiri de cupru, pe care este
nfasurata o banda de constantan ce formeaza 50 de spire - termoelemente pe fiecare bara.
Fiecare jumatate a spirei nfasurarii este argintata. Elementele bateriei termice sunt
izolate fin cu o banda de hrtie.
Ca si piranometrul acest aparat dispune prin constructie de un ecran de umbrire,
pentru eliminarea radiatiei solare directe. Dat fiind constructia sa fina instrumentul
functioneaza numai n conditiile ca receptorul sa fie lipsit de precipitatii si n general de
umezeala. Indicatiile bilantometrului depind de vnt. Eliminarea influentei vntului
asupra indicatiilor aparatului se face cu ajutorul unui factor de corectie.
Domeniul spectral de masura 0,29m - 5m; Sensibilitatea aparatului la 1 cal / cmp. min, mV - 5,5 - 9;
Rezistenta bateriei termice, - 35 60;
Inertia, sec. 15; Eroarea de masurare de pna la 15%.
- Galvanometrul radiometric GSA - 1M serveste pentru masurarea curentului
electric produs de termobateriile aparatelor radiometrice cu care se cupleaza.
Principiul de functionare se bazeaza pe interactiunea a doua cmpuri magnetice:
cel al bobinei galvanometrului, amplificat de curentul provenit de la instrumentul
conectat si cel al unor magneti permanenti. Tensiunea astfel produsa deviaza o bobina ce
se poate miscape un ax vertical. De bobina este atasat rigid un ac indicator ce se misca pe
o scala divizata uniform.
Unghiul de deviatie al bobinei este proportional cu curentul ce trece prin
galvanometru. Ansamblul bobina, magneti, ac indicator, scala este montat ntr-o carcasa de
material plastic care la rndul ei este introdusa n alta din metal. In acrcasa metalica este
incastrat un termometru pentru masurarea temperaturii aerului n incinta aparatului.
- Actinograful bimetalic Robitzsch este destinat nregistrarii continue a radiatiei
solare golbale pe suprafata orizontala, pe cale mecanica.
Receptorul aparatului este format dintr-un sistem de trei lamele bimetalice
identice, cu coeficienti de dilatare liniara diferiti, de forma dreptunghiulara, asezate n
plan orizontal. Doua dintre lamele vopsite n alb sunt fixate solid la unul din capete. Intre
ele este montata cea de a treia lamela, vopsita n negru ce este ficsata de capetele libere
ale lamelelor albe. Capatul liber al lamelei negre este cuplat la un sistem de prghii cu
inscripor.
Expuse la soare lamela neagra se va dilata mai puternic dect cele albe si aceasta
deformare este transmisa si amplificata de sistemul de prghii la un tambur cu diagrama
de hrtie, pus n miscare de un mecanism de ciasornic. Totul este introdus ntr-o carcasa
metalica de protectie iar receptorul este acoperit cu o hemisfera de sticla.
Din cauza masei relativ mare a lamelelor bimetalice timpul de raspuns (inretia) al
aparatului este de circa 10 - 15 minute pentru a obtine 98% din valoarea reala ceea ce
face
ca instrumentul sa fie util mai mult pentru obtinerea sumelor zilnice. Dar chiar pentru
asttfel de nregistrari eroare sa de masurare este inferioara unui piranometru
termoelectric, ea fiind de 10%.
-
41
- Luxmetrul PU - 150 serveste la masurarea efectului luminos al radiatiilor solare.
Instrumentul se compune din doua parti; receptorul si unitatea de masura.
Receptorul l constitue o fotocelula cu seleniu acoperita cu unfiltru neutral care
reduce intensitatea luminoasa primita de fotocelula.
Unitatea de masura consta dintr-un milivoltmetru cu trei scale echivalente: 0 -
200, 0 - 1000, 0 - 5000 luxi.
Aparatele de m
