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Module 1: Introduzione a Solar Energy

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Propagazione della Radiazione dal Sole alla Terra

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Cari studenti, oggi discuteremo la fisica della propagazione della radiazione solare dal Sole alla Terra. Così prima di partire per la fisica, impariamo qualcosa su Sun. (Riferirsi Slide Time: 00.48) Così, come tutti sanno di Sun, il Sole è il più grande membro del sistema solare. Trasporta circa 99 punto 68% della massa totale del Sistema Solare. Ed è una sfera di materia gassosa intensamente calda. E il Sole ruota il proprio asse circa una volta 4 settimane. Questo equatore impiega circa 27 giorni. La regione polare dura circa 30 giorni per ogni rotazione. Se parliamo di densità e la pressione al centro, è tremendamente alta. Quindi, la densità è di circa 10 alla potenza di 5 kg per metro cubo, che è circa 100 volte più densa dell'acqua. E la pressione al centro è di circa 1 miliardi di pressione atmosferica. Quindi è una pressione molto alta. E la temperatura al centro è stimata intorno al 15000000 significa che è di 8 x 106 a 40 x 106 Kelvin. Quindi, è una temperatura molto alta. E questo rilascio di energia è dovuto alla continua reazione di fusione. Così, come sapete come avviene questa reazione di fusione. Quindi, se consideriamo questo atomo di idrogeno e l'atomo di elio, se conosciamo la differenza di massa, il delta m Δm. Quindi, questa massa di atomo di elio è circa il 0,65% minore di, minore dell'atomo di idrogeno, l'atomo di idrogeno. Così, una volta che conosciamo questo Δm allora possiamo usare questa famosa equazione di Einstein, che non è altro che E=Δmc2. Quindi, c non è altro che velocità di luce pari a 3x108 metro / secondo. Quindi, se sostituiamo questo Δm e c poi possiamo calcolare il tipo di energia che viene generata nel Sole. Così, si trova a circa 0,23 volte raggio se questo raggio del Sole. Quindi, in questa località, questo significa, se disegniamo una linea qui, e se prendiamo 0,23 volte il raggio se questo è il raggio e questo è il (rad) r allora il 90% dell'energia viene generato qui, a questo core. E poi questa energia generata qui è irradiata sulle superfici esterne. E come potete vedere, questa porzione, questa porzione, questa porzione è una zona convettiva. Come si può realizzare questa temperatura di base è molto alta e questa nostra temperatura di superficie è segnalata a circa 6000 Kelvin. Quindi, c'è una diminuzione della temperatura da core alla superficie del Sole. E a causa di questi e da, da qui si può concludere che la dissipazione del calore avviene dal nocciolo alla superficie del Sole e poi la quantità di energia emessa dalla superficie del Sole è distribuita nel sistema solare e parte dell'energia viene ricevuta dalla superficie terrestre. E se vediamo questa energia, la radiazione dal Sole è di circa 3,8 x 1026 watt. E questa Terra riceve energia circa 1,7 x 1018 watt. E sappiamo anche la distanza tra il Sole e la Terra, che è la distanza media. (Riferimento Slide Time: 05.20) Così, vediamo cosa possiamo imparare sulla Terra. Così questa Terra è entrata in esistenza in circa 4,6 miliardi di anni fa. La Terra ruota intorno al Sole in forma ellittica una volta all'anno. Questa Terra è inclinata al 23,5 0 e ruota intorno al proprio asse. Questo nucleo interno è una massa solida fatta di ferro e nichel. E questo nucleo esterno del mantello terrestre comprende roccia solida. E sappiamo anche che il 70% della Terra è coperto dall'acqua, e rimanendo il 30% è terra. E questa temperatura corporea nera della Terra è di circa 288 Kelvin. Così, impareremo perché si chiama corpo nero e qual è lo spettro a questa temperatura. (Riferimento Slide Time: 06.20) Così ora impareremo qualcosa sulle radiazioni. Quindi, ci sono molte teorie disponibili per capire la propagazione delle radiazioni, ma nessuna teoria fornisce informazioni precise sulla propagazione delle radiazioni. Quindi, teorie più importanti coniate da due ricercatori, una è la Teoria Elettromagnetica di Maxwell. Questa radiazione in questa teoria, le radiazioni sono trattate come onda elettromagnetica e il concetto di Max Planck dove le radiazioni si trattano come Photon o i quanti di energia. Entrambi i concetti utilizzati per descrivere l'emissione e la propagazione delle radiazioni. Il risultato ottenuto dalla teoria elettromagnetica utilizzata per prevedere le proprietà di radiazione dei materiali. E i risultati ottenuti dal concetto di Planck sono stati impiegati per prevedere la grandezza dell'energia di radiazione emessa da un corpo ad una data temperatura. Quindi, queste 2 teorie sono principalmente utilizzate per comprendere la propagazione della radiazione dal Sole alla superficie terrestre. (Riferimento Slide Time: 07.51) Facciamo un esempio sul trasferimento di calore da radiazioni. Quindi, ecco cosa intendevo dire come si propaga questa radiazione termica? Se la temperatura corporea è più che assoluta 0, allora quel corpo inizierà a emettere radiazioni termiche. Quindi, ad esempio, se consideriamo un oggetto avente una temperatura Th, che è più della temperatura assoluta di 0, assoluto 0 ed anche superiore alla superficie fredda Tc. Quindi, questo oggetto caldo viene inserito in un mezzo che si trova nel vuoto e mostrerà come questo oggetto caldo si raffredda quando una superficie fredda è circondata da questi oggetti caldi. Quindi, quello che succede da quando queste temperature dell'oggetto caldo è più che l'assoluto 0 comincerà a emettere radiazioni termiche e a causa di questo scambio termico, scambiatore di calore radiativo, quindi, questa temperatura oggetto ridurrà e solo la modalità di trasferimento del calore sarà il trasferimento di calore radiativo. Poiché nessun mezzo è presente, questo è tenuto nel vuoto, non avrà luogo alcun trasferimento di calore convettivo, ci sarà solo lo scambio di radiazioni. Così, a causa di questo oggetto, sarà raffreddato. E stessa cosa accade quando le radiazioni si propagano dalla superficie del Sole alla superficie terrestre. E da quel che capiamo, non abbiamo bisogno di alcun mezzo interveniente per trasferire energia dal Sole alla Terra. Così, questo Sole emana radiazioni termiche a circa 6000 Kelvin e questa energia termica sfusa emessa da un corpo si trova in lunghezza d'onda compresa tra 0,1 a 100. Quindi, la maggior parte delle radiazioni termiche è emessa a questa lunghezza d'onda è da 0,1 a 100 micron. Quindi, questo micron che possiamo rappresentare come μm anche. (Fare Slide time: 10.29) E se dobbiamo imparare le radiazioni ci sono teorie ma nessuna teoria fornisce informazioni chiare sulla propagazione delle radiazioni. Quindi due teorie più importanti coniate da Maxwell's e Max Planck, sono utilizzate per capire la propagazione delle radiazioni. Come per la Teoria Elettromagnetica di Maxwell, le radiazioni sono trattate come onde elettromagnetiche. E come per il concetto proposto da Maxwell's, questa radiazione tratta come Photon o quanti di energia. Entrambi i concetti sono utilizzati per descrivere l'emissione e la propagazione delle radiazioni. Il risultato ottenuto dalla teoria elettromagnetica utilizzata per prevedere le proprietà di radiazione del materiale. E i risultati ottenuti dal concetto di Planck sono stati impiegati per prevedere la grandezza delle radiazioni, l'energia emessa da un corpo ad una data temperatura. Quindi, quello che abbiamo imparato queste 2 teorie sono principalmente utilizzati per capire la propagazione della radiazione dalla superficie di Sole alla superficie terrestre. (Riferimento Slide Time: 11.51) impariamo qualcosa sullo spettro delle radiazioni elettromagnetiche. Quindi, quando le radiazioni sono trattate come onda elettromagnetica? La radiazione da un corpo a temperatura T è considerata a tutta lunghezza d'onda. Quindi, questo significa lambda λ varierà da 0 a infinito. Così, impariamo il corpo nero e poi come questo spettro di radiazioni è importante. Impareremo nelle slide successive. Ora, la nostra preoccupazione è, se consideriamo questo spettro di lunghezza d'onda, qui quello che possiamo vedere da 0,1 a 100 μm, questa porzione dello spettro è nota come la radiazione termica. Quindi, la maggior parte delle radiazioni e la maggior parte delle applicazioni ingegneristiche questa radiazione termica viene applicata e anche la radiazione solare è caduta sotto questa radiazione termica. Il Sole emette radiazioni a una temperatura, che è la temperatura corporea nera è di circa 5760 Kelvin o possiamo dire che è vicino a 6000 Kelvin. Quindi, a quella temperatura, otteniamo la radiazione solare e quella lunghezza d'onda rientra nell'intervallo di punti da 0,1 a 3 μm. E sotto questo spettro di radiazione solare avremo una gamma visibile che cade nella lunghezza d'onda da 0,4 a 0,7 μm. E quando parliamo di infrarossi, quindi, la sua gamma è da 0,7 a 1000 μm e in ultravioletto è di circa 0,4 - 10 - 2 μm. Quindi queste informative sono importanti perché il tipo di radiazione con quello che viene dal Sole e poi cosa succede nell'atmosfera terrestre, e poi il tipo di radiazione che abbiamo ricevuto sulla superficie terrestre e le radiazioni tornano a ripartire dalla superficie terrestre. Quindi, queste informazioni sono richieste. Così, le radiazioni a onde corte arrivano dalla superficie del Sole e in qualcosa accade nell'atmosfera terrestre. E poi questa radiazione a lunga onda, che viene reradata dalla Terra è come la radiazione infrarossa. Quindi, che in realtà si conserva nell'atmosfera terrestre. Discuteremo questi temi nelle slide in arrivo. E ci sono anche informazioni come diverse specie di radiazioni possono essere applicate in diverse applicazioni. Così, ad esempio, X-Ray, come sappiamo, queste macchine X-Ray sono applicate in molte delle applicazioni per scattare l'immagine. Quindi, la sua lunghezza d'onda varia da 0,01 a 100 nanometro e naturalmente, viene utilizzata in radiografia. E per gli ultravioletti la sua gamma va da 10 a 400 nanometri e viene prevalentemente utilizzata nelle depurazioni dell'acqua. E nella gamma visibile, la sua lunghezza d'onda varia da 400 a 800 nanometri che significa, da 0,4 a circa 0,8 μm e questo è per la visione diurna e le applicazioni di fotosintesi. E vicino a intervalli infrarossi da 800 nanometri a 10 μm. Quindi, è usato per la visione notturna, alle visioni notturne per lavorare di notte. In lunghezza d'onda a infrarossi termico varia da 10 μm a 1 mm e si applica perlopiù nelle applicazioni di riscaldamento e raffreddamento e la lunghezza d'onda della micro onda varia da 1 millimetro a 10 centimetro. E ovviamente questo è usato in forni a microonde. Già sappiamo cosa è il forno a microonde e la maggior parte della famiglia questo forno a microonde è presente. E onde radar, è molto lunga onda, da 10 centimetro a 1 metro. E viene utilizzato per i rivelatori mobili, telefonici e di velocità. E per le onde radio, dove la lunghezza d'onda è più di 1 metro. Quindi, l'uso di questa onda è in radio, televisione e comunicazioni. (Riferimento Slide Time: 16.41) In questa slide impariamo la relazione Sun - Earth. Così, Sun è qui al centro e la Terra è qui. Così la Terra ruota lungo questo percorso e anche la Terra ruota intorno al proprio asse. Sun è qui, Sun ruota anche sul proprio asse. Così si parla in 24 ore, 1 rivoluzione, 1 rivoluzione in 24 ore. E sono circa 4 settimane. 1 rivoluzione in 4 settimane e distanza tra il centro della Terra e il centro del Sole varia, perché questo è eccentrico, questo non è fisso. Così quando dobbiamo raccontare la distanza tra il Sole e la Terra che è la distanza media tra il Sole e la Terra. A volte si conosce la distanza di Sun - Earth è molto lunga e a volte è breve. Quindi, dobbiamo sapere quale giorno è molto vicino alla Terra e che giorno è molto lontano dalla Terra. Quindi, queste informazioni sono sempre note a voi e questo sarà più chiaro quando risolveremo i problemi. E anche la Terra subtende un angolo di 0,53 ° grado. Qui questo angolo è di 0,53 e la distanza tra il centro del Sole e il centro della Terra, questa è la distanza media è di circa 4,96 x 1011 metro. E siccome capiamo che a causa di questa eccentricità dell'orbita terrestre la distanza tra il Sole - Terra è varia e questa variazione è di circa + 1,7%. E anche un'informazione in più dobbiamo conoscere l'angolo questo è, questa è la Terra e questa parte è equatore e questa è la linea verticale e questo angolo è di 23,5, questo fa sempre un angolo di 23,5 e ogni ruota ruota intorno al proprio asse. (Riferirsi Slide Time: 19.11) Ora, dobbiamo imparare la costante solare, che è molto, molto importante per capire perché questo sia importante nella comprensione della propagazione della radiazione solare. Allora, cosa è la costante solare? Questa costante solare è definita come il flusso radiante ricevuto nella regione extraterrestre di un piano di area unitaria tenuto perpendicolarmente alla radiazione solare alla media distanza Sun - Terra. Quindi, questo valore è di circa 1367 watt/meter2. Quindi, questo è un valore solare costante e questo valore varierà. Magari se si considera nel mese di giugno questo valore sarà di circa 1322 watt/meter2 e il 21 dicembre, se lo consideriamo sarà di circa 1411 watt/meter2. Questo è dovuto alla variazione di distanza tra Sole e Terra in momenti diversi. Quindi, queste variazioni possono essere considerate. Quindi, questa variazione è di circa 0,33%. Quindi, se dobbiamo calcolare il flusso solare della regione extraterrestre allora dobbiamo applicare questa equazione, Iext = Isc (che non è altro che costante solare, solare costante e poi questa parte) [ 1 + 0,033 cos (360n/365)]. Quindi, questo deve essere considerato. Quindi, questa variazione è dovuta all'orbita ellittica della moto del Sole intorno al Sole. Quindi, questo deve essere considerato altrimenti questo valore 1367 che è l'ora recente che questa costante viene utilizzata. Le persone precedenti hanno fatto molti calcoli e ci sono variazioni come le persone a volte hanno affermato che questo valore è di 1357, 1357 watt/meter2. Ma nei tempi recenti usiamo questo valore 1367. Quindi, questo è il valore preciso normalmente usiamo nei nostri calcoli. Quindi, qual è la mia intenzione in questa slide, dobbiamo considerare questo parametro, questo parametro 0,033 cos (360n/365) al fine di calcolare la regione extraterrestre per qualsiasi giorno. Così n rappresenta l'ennesimo giorno dell'anno. Supponi se sono interessato a calcolare la regione extraterrestre o il flusso solare extraterrestre ricevuto il 1 gennaio, allora questo valore di n sarà n è pari a 1, ok. Quindi se sostituiamo il valore di n è uguale a 1 in questa espressione, allora quello che avremo Iext sarà Isc che non è altro che 1367x (1 + 0,033 cos 360 x 1/365). Poi possiamo fare piccoli calcoli e possiamo calcolare la quantità di regione extraterrestre ricevuta il giorno 1 o 1 gennaio. Quindi se sono interessato a calcolare questo Iext per dire 1 febbraio, allora quale sarebbe il valore di n? n sarà tuo, perché gennaio sarà 31 giorni più 1 che saranno i tuoi 32. Quindi, se sostituiamo questo valore 32 in n qui, allora possiamo calcolare quello che sarà il flusso di radiazioni ricevuto il 1 febbraio. Ovviamente questa radiazione è una radiazione extraterrestre che è al di sopra dell'atmosfera terrestre. Quindi, fatemi riassumere queste slide, quello che abbiamo imparato. Abbiamo imparato due parametri molto importanti, uno è la costante solare e la seconda è la radiazione extraterrestre. Quindi radiazioni extraterrestri, radiazioni extraterrestri. Quindi, non abbiamo ancora imparato, cosa è la radiazione terrestre. Così, impareremo dopo 2 - 3 diaposili, cosa è la radiazione terrestre, e qual è la differenza tra radiazione extraterrestre e radiazione terrestre. Così, questo Isc sarà richiesto in molti dei nostri calcoli. Quindi, passiamo alle slide successive. (Riferimento Slide Time: 24:51) Ora, studieremo come si propaga la radiazione dal Sole alla superficie della Terra. Quindi, se disegniamo Sun qui, questo è Sun, e avremo atmosfera Terra qui e la Terra è qui. Così, questa parte già sapete, scriverò regione extraterrestre è ET, e la regione terrestre è (E) TR, regione terrestre e regione extraterrestre scriverò R qui, ok. Così, già conosci il rapporto, come questa Isc e Iext è correlata, regione extraterrestre. Quindi questa radiazione solare, quindi la temperatura superficiale di Sun è di circa 6000 Kelvin e la radiazione a onde corte si muove attraverso lo spazio. E avremo tutte le molecole qui, come il particolato e avremo ossigeno, ozono, poi hai H2O, è vapore acqueo e forse NO2, forse anidride carbonica, forse CO. Quindi, cosa succede quando questa radiazione solare proviene dalla superficie del Sole e deve passare attraverso questa atmosfera terrestre. Così, quando questa radiazione solare passa attraverso questa atmosfera terrestre. Quindi, le due cose accadono uno è l'assorbimento della radiazione solare e la seconda è scatter. Questi due fenomenoni saranno discussi nelle slide successive. Così, questi due fenomenoni succede a causa di quella che riceviamo una bassa radiazione solare intensa alla superficie terrestre. Così, qui in questo slide la mia preoccupazione è che dobbiamo sapere come questa radiazione solare si propaga dalla superficie del Sole verso la superficie terrestre. Così, la radiazione di corto è in arrivo attraverso lo spazio e deve viaggiare attraverso questa atmosfera terrestre. Quindi, noi andiamo e già si sa, questa atmosfera è molto spessa circa 30 chilometri e qui quello che succede non appena colpisce la Terra, quindi, ripercorrendo una qualche sorta di radiazione a onde lunghe, radiazioni a onde lunghe. Quindi, queste radiazioni a lunga onda sono qualcosa che si chiama infrarossi, radiazioni infrarossi. Così, questa lunga radiazione onda riflessa dalla superficie terrestre e conserva in questa atmosfera terrestre e che porta al contributo di riscaldamento dell'atmosfera terrestre. Allora, quello che ho cercato di spiegare qui, abbiamo Sun e la Terra e poi le radiazioni a onde corte viaggiano dallo spazio e poi che deve passare attraverso questa atmosfera terrestre ed è ricevuta dalla superficie terrestre. Così, alcune delle radiazioni si riflettono indietro, queste radiazioni, sono delle lunghe radiazioni d'onda e che conserva nell'atmosfera terrestre. Perché questi vengono assorbiti dall'anidride carbonica e si conserva e questo porta alla serra, o aumenta nell'atmosfera terrestre. Perché l'energia interna di questa atmosfera terrestre è in aumento e per questo, stiamo avendo aumento della temperatura, aumento della temperatura. (Riferirsi Slide Time: 29:02) Così, prossime slide impareremo sulle radiazioni solari, quali sono le radiazioni terrestri, e poi che cosa è, poi in questa slide impariamo l'irraggiamento spettrale solare, si tratta di radiazioni extraterrestri e terrestri. Quindi, si sa che circa il 99% dell'atmosfera terrestre è contenuta all'interno di una distanza di circa 30 chilometri dalla superficie terrestre, ok. E guardiamo in questa figura. Quindi, quello che rappresenta, mostra irradianza contro lunghezza d'onda. Quindi, lunghezza d'onda diversa, qual è lo spettro per la regione extraterrestre e qual è lo spettro per la regione terrestre? Quindi, questa puntata rappresenta lo spettro solare al di fuori dell'atmosfera terrestre che è quella extraterrestre. E questa linea solida rappresenta lo spettro solare a terra sotto evidente atmosfera. Come potete vedere, questa regione, questa regione è UV, questa regione è visibile regione e poi questa lunga regione è infrarossa. Quindi, questa regione UV è la più importante per noi, per quanto riguarda la conversione solare PV o la conversione di portabilità. Quindi, quello che si può vedere da questa figura è l'intensità solare è molto alta in caso di regione extraterrestre e questo è diverso o è più basso in caso di regione terrestre. Quindi, cosa succede, perché questo è così, perché questa radiazione deve passare attraverso questa atmosfera terrestre mentre le radiazioni viaggiano attraverso questa attenuazione dell'atmosfera terrestre. Quindi, la radiazione ciò che abbiamo ricevuto che è in forma di attenuazione e questa attenuazione è dovuta ad assorbimento e dispersione. Così, qui questo ozono è concentrato in uno strato in 30 chilometri dalla superficie terrestre. Ed è fortemente assorbito i raggi UV nella lunghezza d'onda da 0,2 a 0,29 micron, e relativamente fortemente nel 0,29 a 0,34 micron. Quindi, qui questa scala è in nanometro, quindi, possiamo convertirci molto facilmente. Quindi, questo 200 significa circa 0,2 micron. Quindi, 200 nanometro significa 0,2 micron. Quindi, perché questo è 1 nanometro è qualcosa come 10 - 3 micron. Così così possiamo capire la scala. E questo assorbimento di ossigeno si verifica in una linea molto ristretta centrata a 0,76 micron, quindi si tratta di qui. Quindi, questi ossigeni vengono assorbiti qui e questa parte è l'ozono. E l'assorbimento d'acqua avviene nella gamma di lunghezza d'onda da 0,7 a 2,2 micron e anidride carbonica assorbita nella lunghezza d'onda più di 2,2 micron. Quindi, queste informazioni sono molto, molto importanti e ciò che comprendiamo da questa figura, il perché questa variazione di radiazioni rispetto alla regione extraterrestre. Il tipo di radiazione che abbiamo ricevuto all'atmosfera terrestre è diverso dal tipo di radiazione che è disponibile sopra l'atmosfera terrestre, a causa di questo assorbimento e dispersione nell'atmosfera terrestre. Inoltre impareremo cosa sono queste cose come il potere emissivo. Quindi questa quantità di radiazioni per unità d'onda se la integriamo per tutti gli spettatori, allora quello che otterremo è che si chiama costante solare. Quindi, queste informazioni saranno più chiare quando faremo una sorta di problemi numerici. E questa è anche curva simile. Mostra l'irradianza spettrale contro la lunghezza d'onda. Così come si può vedere, lunghezza d'onda, gamma di lunghezza d'onda visibile UV, quindi gamma di lunghezza d'onda visibile e gamma di lunghezza d'onda infrarossa. E impariamo quella che è la massa aerea nel, in un paio di diaposali in seguito e che è anche molto importante. E infine, ciò che la nostra preoccupazione è come la radiazione solare che raggiunge la superficie terrestre è contenuta nella lunghezza d'onda compresa tra 0,29 e 2,5 micron. Quindi, questa gamma è molto importante per noi. (Riferimento Slide Time: 34:31) Vedi la lunghezza d'onda mentre impariamo l'irraggiamento solare ha le intensità di picco nella lunghezza d'onda più breve. Così, quando Sun ray viene dalla superficie del Sole, quindi, quello che osserviamo a questa lunghezza d'onda avremo il picco e poi sta diminuendo. Quindi, questa gamma visibile è molto importante per noi e la maggior parte del PV solare si basa su questa luce visibile. (Riferirsi Slide Time: 35:03) E qui come possiamo dire, quando la radiazione solare è, quindi questa è la nostra atmosfera, questa è la Terra. Così, questa radiazione a lunga onda sta tornando indietro. Quindi, questa radiazione a lunga onda è una lunga radiazione di lunghezza d'onda. I picchi saranno circa a 10 micron e poi diminuiscono. Quindi, si tratta di radiazioni a lunga onda, si tratta di radiazioni a onde corte, ok. E questo è a 600 Kelvin dalla superficie del Sole e questo è alla superficie terrestre che si trova a 288 Kelvin. Così, il Sole caldo si irradia a lunghezze d'onda più corte che portano più energia e frazione assorbita dalla superficie polare viene poi reradata a lunghezza d'onda più lunga, che viene mostrata nella figura. (Riferimento Slide Time: 36:02) Ora, discuteremo del meccanismo di assorbimento e di dispersione, che è molto, molto importante per capire cosa sono le radiazioni diffusi e quali sono le normali radiazioni. Perché, dopo questa lezione, quello che impareremo è diverso tipo di strumento utilizzato per la misurazione delle radiazioni, e poi come queste due radiazioni sono diverse, e quali condizioni possiamo fare, che tipo di dispositivi di conversione? Il che significa, quale radiazione è importante per dire, concentratore e quale tipo di radiazione è importante per altre applicazioni. Quindi, discuteremo il meccanismo di assorbimento e di dispersione nelle slide, molto importante per capire il tipo di radiazione ricevuta dalla superficie terrestre e perché questo è così. Questo significa, cosa è la radiazione normale e cosa è la radiazione diffusa. Quell' idea che possiamo generare studiando questi due fatti è l'assorbimento e la dispersione. Questo assorbimento avviene principalmente a causa dell'ozono e del vapore acqueo presente nell'atmosfera terrestre e in misura minore agli altri gas e particolato. Ma, la dispersione si verifica a causa di tutte le molecole gassose, oltre che di particolato, presente nell'atmosfera terrestre. Disegnerò la cosa, stessa cosa di nuovo qui. Quindi, questa sarà una cosa del genere. Avremo aerosol, aerosol in particolato e tutte le molecole gassate. Come abbiamo O3, abbiamo l'ossigeno, abbiamo H2O, abbiamo CO, abbiamo CO2, tutti i gas e questa radiazione sta arrivando le radiazioni a onde corte. Quindi, cosa succede questa radiazione, alcune delle radiazioni vengono assorbite qui, quindi UV viene assorbito qui poi a diverse lunghezza d'onda questo sarà assorbito nelle diverse molecole. E ciò che accade ci sono alcune radiazioni che sono intatte, inalterate da queste atmosfera terrestre e che cade direttamente sulla superficie terrestre. E alcune radiazioni che si diffusano e viaggia in tutte le direzioni e la sua intensità si riduce. Quindi, il tipo di radiazione che non è influenzato da questa atmosfera terrestre è nota come Ib, Ib è una radiazione del fascio o una radiazione diretta. E il tipo di radiazioni che viene ricevuto dopo lo scatter è noto come Id, si tratta di radiazioni diffuse. Quindi, se aggiungiamo questi due, Ib plus Id non è altro che In o Ig. Quindi, questo è Ig non è altro che Global Radiation. Così Ib è radiazioni di fascio o radiazioni dirette, trave o dirette e questo è diffuso, diffuso e questo è globale. Così, qui le radiazioni di corto si protraggono dalla superficie del Sole e questo viaggio attraverso lo spazio e poi e deve passare attraverso questa atmosfera terrestre. Così, mentre questa radiazione entra in contatto con l'atmosfera terrestre, quindi, ciò che accade, si svolge anche l'assorbimento delle radiazioni solari, si svolge anche la dispersione. Quindi, in base alla lunghezza d'onda, quindi, sono presenti elementi diversi. Quindi, direttamente vengono assorbiti qui, come UV viene assorbito nello strato di ozono e poi si ha ossigeno assorbito anche in diverse lunghezza d'onda e poi vapore acqueo poi H2O. E alcune delle radiazioni che non sono sciopero sugli aerosol e le sue direzioni sono sensate, si irradiano in tutte le direzioni e alcune delle radiazioni vengono ricevute sotto la superficie terrestre. A volte quello che succede c'è un parametro chiamato release scatter. Così, dato che le molecole d'aria sono presenti, a causa di questa molecole d'aria si svolge anche questa dispersione di rilascio. Quindi, questa radiazione dispersa, quindi, quando riceve sulla superficie terrestre la sua intensità è ridotta e questa intensità ridotta è designata da I d, cioè la radiazione diffusa. Allora, cosa abbiamo imparato qui? Abbiamo imparato il meccanismo di assorbimento e di dispersione e poi, abbiamo imparato un diverso tipo di radiazione che è la radiazione del fascio, la radiazione diffusa e la radiazione globale. Quindi, queste radiazioni sono molto importanti quando facciamo calcoli relativi alle geometrie delle radiazioni. (Riferimento Slide Time: 41:47) E dobbiamo imparare le radiazioni del corpo nero. Quindi, per una data temperatura e lunghezza d'onda, nessun altro corpo alla stessa temperatura può emettere più radiazioni di un corpo nero. Quindi, dobbiamo capire cos' è un'emissione di corpo nero spettrale o potenza emissiva e una costante di Stefan Boltzman. Perché possiamo dimostrarlo, Sun è un corpo nero o la temperatura superficiale di Sun che si avvicina al 6000 è una temperatura corporea nera. Così, possiamo dimostrarlo. Iniziamo come sappiamo questa legge di Planck di potenza emissiva spettrale, come definiamo io, t E bw. Così, a determinate temperature si esprime come C1/λ5 {exp (C2/ λT) -1} e poi si ha E, esponenziale di C2 da lambda T minus 1. Questa potrebbe essere l'equazione 1 e questa C1 e C2 sono costanti e C1 è qualcosa come = 2πhc 2 = 3.7431x108 W. μm/m2 che sostituiscono il valore della costante e del valore di Planck di c che è qualcosa come 8 W. μm4 / meter2 e C2 = hc/K, che è uguale a 1,4387 x 104 μm K. E T è la temperatura assoluta e λ è in, λ, λ è in μm e T è, questa lunghezza d'onda in μm e T è in Kelvin, questa è temperatura assoluta, temperatura assoluta. Quindi, questo è il potere spettrale emissivo e questo è definito da Planck's, Planck's e anche tu conosci la legge di Planck. Quindi, questa equazione è di 1. Ora se sono interessato a calcolare il potere emissivo, cosa faremo? Integreremo questa costante di Planck da lunghezza d'onda 0 all'infinito. Vediamo come possiamo fare. Quindi se mi interessa il potere emissivo, Eb (T), questo si chiama potenza emissiva. In precedenza si trattava di un potere emissivo spettrale. Quindi se sono interessato a scoprire questo potere emissivo, quello che faremo, integreremo questa equazione 1 da λ 0 a infinito. E questa equazione era qualcosa come questa C1/λ5 {exp (C2/ λT) -1}. E questa è la lambda. Quindi se ci integriamo, quindi non farò la derivazione. Quindi, quello che scriverò, quello che otterrete qui finalmente σT 4 che è W/meter2. Allora, che cosa è λ? λ è la costante di Stefan Boltzman, la costante di Stefan Boltzman, la costante di Boltzman e il suo valore è di 5,67 x 10 - 8 W/meter2Kelvin4. Quindi, questo è un potere emissivo del corpo nero così, possiamo anche dire che si tratta di un corpo nero, potere emissivo nero, emissivo, potenza emissiva. Quindi, è il flusso di radiazioni del corpo nero emesso da una superficie ad una temperatura assoluta T. Quindi, per mostrare le radiazioni emesse dal Sole, essenzialmente radiazioni del corpo nero, sostituiamo il valore della costante solare. Quindi, se dobbiamo dimostrare che le radiazioni emesse dal Sole sono essenzialmente radiazioni del corpo nero. Quindi, se poi quello che dobbiamo fare, questo è uguale a 1367 = (r/R) 2σT 4,. Così, come l'ho calcolato perché pi, 4 π R 2 quadrato è uguale a, abbiamo questa zona e poi abbiamo, Isc x 4 π R 2 = 4 π r2σT4 r è il raggio del Sole, R questa è la distanza tra la SunEarth. Quindi, ovviamente questa è una distanza media, quindi media. Quindi, ecco come possiamo calcolare. Quindi, se sostituiamo il valore di 1367 qui, e questo Isc è uguale a piccolo r per piazza R quadrato da sigma T alla potenza di 4. Quindi, se facciamo questo calcolo, allora possiamo calcolare quello che è T, perché questi valori sono noti a noi, piccoli r e maiuscoli R. E questo T sarà di circa 5777 Kelvin. Quindi, se usiamo questo T e se torniamo qui e se sostituiamo questo valore di T qui, allora possiamo calcolare Eb che è potenza emissiva spettrale a diversa lunghezza d'onda. E si scopre che se generiamo questo valore Eb a lambda diversa è abbastanza vicino a una radiazione del corpo nero. Ecco perché si può dire che la radiazione solare emessa dalla superficie del Sole è una radiazione del corpo nero. (Riferirsi Slide Time: 49:53) Quindi, ora, possiamo risolvere questo problema, visto che già abbiamo tutti i dati, già abbiamo dato il suggerimento come risolvere questo problema. Quindi, temperatura del sole, raddrizzamento possiamo calcolare quello che è T o se conosciamo la costante solare Isc è qualcosa (r/R) 2σT4 e se sostituiamo questi valori possiamo calcolare quello che è T. Quindi, studenti ti chiedo di completare questo lavoro, in modo da coinvolgere come questo tipo di problemi possa essere risolto per una migliore chiarezza. (Riferimento Slide Time: 50:45) Così, qui introdurremo un concetto chiamato Air Mass. Quindi, che sono parametri molto, molto importanti nella sperimentazione in un collettore di lamiera solare, noi, dobbiamo capire con molta attenzione. Quindi i parametri più importanti che determinano l'irradianza solare in condizioni di cielo limpido sono la distanza che la luce solare deve percorrere attraverso l'atmosfera. Perché abbiamo atmosfera, abbiamo atmosfera. Questa è l'atmosfera e poi supponga se noi, siamo qui, quindi, forse Sun è alla nostra overhead, poi la distanza di viaggio dal raggio di sole è molto breve, e se prendiamo qui allora distanza tr