ENERGIA PROMIENIOWANIA

SŁONECZNEGO

Perspektywy termicznego

wykorzystania

 

Henryka Czyż

 

Politechnika Rzeszowska

Katedra Fizyki

Plan wykładu



Wprowadzenie: energia, Słońce



Promieniowanie słoneczne



Perspektywy termicznego
wykorzystania energii
promieniowania słonecznego



Systemy wykorzystania energii
słonecznej



Podsumowanie

Wprowadzenie

W związku z uzależnieniem całego naszego
życia na Ziemi od energii Słońca, heliofizyka,
ma duże znaczenie w wielu dziedzinach nauki.

Energia promieniowania słonecznego może
być użyta bezpośrednio w wielu dziedzinach
techniki.

Energia



Energia jest podstawowym pojęciem w

naukach przyrodniczych i stanowi od

zarania dziejów jedno z najważniejszych

zagadnień ludzkości.



Głównym elementem rozwoju cywilizacji

jest historia poszukiwań źródeł energii i

metod ich wyzyskania w najbardziej

ekonomiczny sposób.



Od źródeł energii zależy życie na Ziemi

i poziom rozwoju cywilizacji.

Energia odnawialna

Energia odnawialna to temat interdyscyplinarny, gdyż obejmuje wiele

dziedzin nauki i techniki: od fizyki, chemii przez elektronikę,

mechanikę, biotechnologię, na ekonomii i socjologii kończąc.

Promieniowanie słoneczne - to jedno ze źródeł energii

odnawialnej.

Działanie człowieka zmierza do gromadzenia zapasów energii, z

których mógłby korzystać w dowolny i kontrolowany sposób

.

Energia niekonwencjonalna

a) odnawialna



energia wód śródlądowych



geotermiczna



wiatru



słoneczna



biomasy i biopaliw

b) nieodnawialna



energia reakcji chemicznych



odpadowa



energia kontrolowanych reakcji jądrowych

Słońce



Słońce jest centralnym ciałem naszego układu planetarnego; ogrzewa

i oświetla Ziemię, stanowiąc źródło życia i energii, z której korzystamy.



Jest ponadto najbliższą gwiazdą, jedyną którą można obserwować jako

tarczę.



Jest gwiazdą przeciętną, ani zbyt dużą ani małą.

Parametry Słońca

Słońce jest kulą gazową, która istnieje trwale

dzięki siłom grawitacji.



Odległość Ziemi od Słońca wynosi około

150 mln km.



Światło biegnie ze Słońca do Ziemi

8 min i 19 s.



Masa Słońca przewyższa 745 razy masę

wszystkich planet, a od masy Ziemi jest większa

333 tys. razy i wynosi 2·10

27

ton.



Świecąca powierzchnia Słońca nazywa się

fotosferą.

Skład Słońca:
wodór, hel, tlen, węgiel, azot,
inne

72,7%

1%

26,2%

wodór

hel

tlen, węgiel,
azot, inne

Stała słoneczna



Miarą promieniowania słonecznego jest
tzw.

stała słoneczna

, czyli ilość energii

padającej prostopadle na jednostkę
powierzchni w ciągu jednostki czasu, w
średniej odległości Ziemi od Słońca.



Stała ta wynosi tyle, ile potrzeba energii
do ogrzania wody o masie 0,001 kg o 2

0

,



czyli 2 cal

.

Promieniowanie słoneczne

Strumień energii słonecznej przenikający przez

atmosferę ziemską jest częściowo odbijany i
pochłaniany.

47%

30%

23%

odbijany

pochłaniany

pozostały

Temperatura Słońca

Cała Ziemia otrzymuje od Słońca w ciągu roku tyle energii ile

potrzeba do stopienia warstwy lodu grubości 35 [m],
zalegającej całą powierzchnię Ziemi.

Wiedząc ile wynosi

stała słoneczna

oblicza się ilość energii

promienistej wysyłanej przez Słońce we wszystkich
kierunkach i ile wypływa jej na zewnątrz z jednostki
powierzchni Słońca.

Stąd z kolei można obliczyć jaką temperaturę powinno mieć

ciało promieniujące z taką mocą.

Z obliczeń tych wynika, że świecąca powierzchnia Słońca, czyli

fotosfera ma temperaturę blisko 6000

0

K.

Temperatura wnętrza Słońca wynosi około 14 mln

stopni K.

Źródłem energii promieniowania
słonecznego

są reakcje jądrowe

cykl protonowo-protonowy

 



0

0

0

1

2

1

1

1

1

1









e

D

p

p









He

p

D

3

2

1

1

2

1

p

He

He

1

1

4

2

3

2

2

2





cykl węglowo-azotowy









N

p

C

13

7

1

1

12

6



0

0

0

1

13

6

13

7







e

C

N









N

p

C

14

7

1

1

13

6









O

p

N

15

8

1

1

14

7



0

0

0

1

15

7

15

8







e

N

O

He

C

p

N

4

2

12

6

1

1

15

7







Reakcje jądrowe na Słońcu

Słońce jako gigantyczny kocioł
nuklearny

Słońce to gigantyczny nuklearny kocioł, w którym

zachodzą reakcje jądrowe, podczas których budowane
są jądra pierwiastków cięższych z lżejszych - bądź
następuje rozpad jąder pierwiastków cięższych.

Głównym

źródłem

energii

promieniowania

słonecznego jest budowa helu z wodoru.

Do zbudowania jednego jądra atomowego helu

potrzebne są cztery jądra atomowe wodoru.

Jednakże suma mas czterech protonów jest o 0,7%

większa od masy jądra helu, a więc taki ułamek masy
protonów przy budowie jąder atomowych helu
przechodzi w inną formę materii – promieniowanie.

Reakcje jądrowe na Słońcu
cd.

Reakcje jądrowe wymagają bardzo wysokich temperatur

( wiele milionów stopni), odbywają się więc blisko

środka Słońca.

Stamtąd energia przenosi się do zewnętrznych warstw, a

z nich wypływa w przestrzeń kosmiczną.

Oczywiście wskutek tych zmian Słońce ulega powolnej

ewolucji, przejawiającej się głównie w tym, że

zmniejsza się ilość wodoru, a zwiększa ilość helu.

 

Defekt masy









m

m

mas

jadra

skadników

E= Δm c

2

Przy tworzeniu jednego jądra helu wydziela się
energia:

• 26,8 MeV

, która w przeliczeniu na jeden mol

helu wynosi

• 700 000 kWh

, co odpowiada energii zawartej

w

• 24 000 t

węgla

Ubytek masy Słońca wyemitowany w postaci
promieniowania, wynosi: 

4 000 000 t/s

Energia jądrowa

Przy przemianie jądrowej pierwiastków uwalniają się

olbrzymie ilości energii.



Z masy 0,001 kg wodoru powstaje hel oraz ponad 10

12

J

energii.



W ciągu każdej sekundy 4 mln ton wodoru przemieniają
się w Słońcu w hel.



Przez wypromieniowanie uwolnionej energii Słońce traci
0,1% swojej masy w ciągu 16 miliardów lat.



Każdy

metr

kwadratowy

powierzchni

słonecznej

wypromieniowuje w ciągu sekundy w przestrzeń 62,86∙10

6

J energii, cała zaś powierzchnia Słońca aż 3,826∙10

26

J.



Z tej energii dociera do Ziemi w każdej sekundzie 2∙10

17

J.

Podstawy teoretyczne
promieniowania słonecznego

Rozszczepienie światła
białego przez pryzmat

Elektromagnetyczne

promieniowanie słoneczne
stanowi wąski wycinek widma
fal elektromagnetycznych o
długościach:

od 4· 10

–7

do 8· 10

–7

[m], jest to

widmo promieniowania
widzialnego oraz podczerwień
do około 10

–4

[m] i nadfiolet

(ultrafiolet) do około 10

–8

[m].

Prędkość światła

0

0

1







c

Promieniowanie wszystkich obiektów może
wykazywać zarówno charakter korpuskularny jak i
falowy.
Z teoretycznych rozważań Maxwell wyciągnął
wniosek, że fale elektromagnetyczne rozchodzą
się w próżni
z prędkością

Prędkość światła w próżni - 300 000 km/s=3·10

8

m/s

Wzór Einsteina

pc

c

mc

E









h

E 



h

pc

c

h

p





oraz

a

zatem

stąd pęd fotonu

Na podstawie związku między energią i masą
(wzór Einsteina), każdemu kwantowi energii
promieniowania - fotonowi można przypisać
pewną masę i pęd.

Perspektywy termicznego
wykorzystania energii
promieniowania słonecznego

W krajach środkowej i północnej Europy można
z energii promieniowania słonecznego,
Uzyskać, w skali rocznej, około:

40% energii cieplnej, w Polsce, oraz około:

25% energii cieplnej w krajach

skandynawskich.

Wady i zalety energii
promieniowania słonecznego

Wady:



Cykliczność dzienna, roczna i stochastyczna



Zmienna koncentracja i niskie natężenie



Rozproszenie



Znaczne koszty instalacji

Zalety:



Wszechobecność



Darmowa energia



Nie ma wpływu

na bilans energetyczny

Ziemi



Proekologiczność

Mechanizmy przetwarzania
energii promieniowania
słonecznego

Mechanizmy przetwarzania energii promieniowania

słonecznego na inne postacie energii można

zgrupować w trzy podstawowe rodzaje konwersji:
 



Fototermiczną (przetworzenie na ciepło)



Fotobiochemiczną (na energię wiązań
chemicznych)



Fotowoltaiczną (przetworzenie na energię
elektryczną)

Pasywne systemy wykorzystania
energii słonecznej

W systemach pasywnych wykorzystuje się energię słoneczną

bezpośrednio, np. do ogrzewania budynków, podgrzewania wody
w zbiornikach, suszenia płodów rolnych, drewna.

Ogrzewanie domów

Aktywne systemy
wykorzystania energii
słonecznej

Energia słoneczna może być przetworzona na inne

formy energii w specjalnie skonstruowanych

urządzeniach lub instalacjach.
W zależności od temperatury czynników, które biorą

udział w transferze energii, dzielą się one na:



Niskotemperaturowe
(kolektory i stawy
słoneczne)



Wysokotemperaturowe
(elektrownie słoneczne)



Wspomagające (pompy
cieplne, magazyny energii)

Kolektor słoneczny

Przyszłość energetyki konwencjonalnej i
odnawialnej

Zgodnie z planami i scenariuszem Unii
Europejskiej udział źródeł energii

odnawialnych

w europejskim zużyciu energii, brutto, do 2010
roku wzrośnie dwukrotnie.

Stopień pokrycia potrzeb energii dla podgrzewania ciepłej wody

użytkowej

w domu jednorodzinnym (na terenie Polski)

Samochód na baterie
słoneczne

Prototyp samochodu na baterie słoneczne

Wnioski

Energetyka konwencjonalna zmierza w kierunku wyeksploatowania

złóż węgla, ropy i gazu ziemnego a obecnie - doprowadziła do

degradacji środowiska naturalnego.

Energetyka i dalszy postęp cywilizacji - według dotychczasowego

scenariusza

-

nieuchronnie

prowadzi

do

katastrofy

ekologicznej, do której człowiek we własnym interesie nie

powinien dopuścić.

W celu ratowania środowiska naturalnego należy modyfikować

energetykę tradycyjną a także stosować odnawialne źródła

energii.

Technologia termicznego wykorzystania

energii promieniowania

słonecznego

jest już na tyle rozwinięta, że coraz bardziej

staje się konkurencyjna w stosunku do tradycyjnego

ogrzewania.

Przyszłość pokaże, jakie jeszcze zasoby energii, obecnie

zazdrośnie strzeżone przez naturę, nauka udostępni
ludzkości i zaprzęgnie w służbę człowieka.

Paliwo jądrowe na Słońcu

Gdy zostanie zużyty cały wodór, Słońce będzie

trzy razy większe niż dzisiaj. Zewnętrzne
warstwy gorącej atmosfery rozpościerać się
będą prawie do orbity Merkurego.

Na Ziemi temperatura wzrośnie, zostaną

wygotowane oceany, a skały przemienią się w
roztopioną lawę. Głęboko w Słońcu atomy helu
zaczną przemieniać się w węgiel i pierwiastki
cięższe, aż w końcu zużyty zostanie cały
zapas paliwa jądrowego. Słońce będzie już
tylko stygnąć i stanie się białym karłem.

Jak długo będzie żyć Słońce?

Oczywiście Słońce

nie będzie żyć wiecznie

,

ale

ma przed sobą jeszcze długi żywot.

Co sekundę Słońce przetwarza około 600 mln
ton wodoru na około 400 mln ton helu. Traci
energię w postaci światła, ciepła i wiatru
słonecznego.
Przez około 5 mld lat Słońce zużyło połowę
wodorowego paliwa.

Na Słońcu

przez następne 5 mld

lat będzie

przemieniać się stale wodór w hel

promieniując energię słoneczną.