środa, 16 października 2019

Energia słońca

Czym jest energia słoneczna?

Energa słoneczna jest energią pochodzącą z promieniowania głównej gwiazdy naszego układu – Słońca.

 

 Słońce to najjaśniejszy obiekt na niebie i główne źródło energii docierającej do Ziem. Znajduje się w odległości około 150 mln kilometrów. Wiek tej gwiazdy jest szacowany na około 4 600 000 000 lat. Słońce jest położone w Ramieniu Oriona w galaktyce Drogi Mlecznej, 26 tys. lat świetlnych od jej środka. Gwiazda ta okrąża centrum Drogi Mlecznej z szacunkową prędkością 220-260 km/s. Jedno okrążenia zajmuje ok. 226 mln lat, co daje ponad 20 obiegów w ciągu dotychczasowej historii Słońca. Jego średnica to około 1.392.684 km , czyli jest 109 razy większe od Ziemi, natomiast masa (około 2×1030 kilograma (330000 razy większa od masy Ziemi) stanowi około 99,86% całkowitej masy Układu Słonecznego.


Orbita Słońca w galaktyce Drogi Mlecznej.

Energia słoneczna nie tylko zapewnia światło, czy odpowiednią temperaturę Ziemi, jest także odpowiedzialna za wytwarzanie wiatru, czy obieg wody w przyrodzie. Każdego dnia Słońce emituje ogromną ilość energii, z której część dociera do Ziemi. Naukowcy obliczyli, ze w ciągu jednej sekundy gwiazda ta emituje więcej energii, niż ludzie wykorzystali od początku swojego istnienia! Energia słoneczna pochodzi z jego wnętrza. Słońce jest kulą zjonizowanego gazu, którego główne składniki to wodór (74%) oraz hel (25%). Temperatura Słońca rośnie wraz z głębokością dochodząc w centrum do wartości kilkunastu milionów Kelvinów. Pod wpływem wysokiej temperatury wewnątrz gwiazdy zachodzą reakcje syntezy jądrowej i następuje przemiana wodoru w hel. Możemy wyróżnić trzy różne obszary wewnątrz Słońca:

  • jądro;
  • otoczka (strefa promienista i strefa konwektywna);
  • atmosfera (fotosfera, chromosfera, korona).

 

 
Jądro to kula o promieniu około ¼ promienia całej gwiazdy. Naukowcy oszacowali, ze 40% zawartości jądra to wodór. Element ten jest głównym źródłem energii słonecznej (95% energii pochodzi z niego).
Otoczka to warstwa znajdująca się ponad jądrem gwiazdy. Temperatura jej nie pozwala na przeprowadzenie reakcji termojądrowych. Energia wyprodukowana w centralnej części Słońca jest transportowana przez kolejne warstwy otoczki ku powierzchni. Dzieli się na strefę promienistą (bliżej jądra) oraz strefą konwektywną.
Atmosfera to powłoka gazowa, którą dzieli się na: fotosferę, chromosferę i koronę słoneczną.

Fotosfera jest wyraźnie określoną - najgłębszą widoczną - warstwą atmosfery o grubości 300-500 km, przysłaniającą wnętrze Słońca. Powstaje w niej widmo ciągłe i absorpcyjne. Temperatura fotosfery wynosi około 8000 K na granicy wewnętrznej i 4500 K na zewnętrznej. Chromosfera jest powłoką grubości prawdopodobnie około 500 km o temperaturze 4500-6000 K, która przez warstwę przejściową (sięgająca kilku tysięcy kilometrów) stopniowo przechodzi w koronę słoneczną. Korona to bardzo cienka warstwa przejściowa, w której następuje gwałtowny skok temperatury do około 1 mln K.

Do Ziemi dociera znikoma część energii wytwarzanej przez Słońce. Naukowcy obliczyli, ze do górnych warstw atmosfery dociera energia o mocy około 174 petawatów. Około 30% z tego jest odbijana w kosmos, natomiast kolejne 20% pochłania ziemska atmosfera. Do powierzchni Ziemi dociera około 89 petawatów (180 w/m2) energii słonecznej, która jednak rozkłada się nierównomiernie, najwięcej otrzymuje strefa równikowa, najmniej obszary podbiegunowe. Promieniowanie słoneczne jest w różny sposób pochłaniane przez powierzchnię Ziemi. Ilość zaabsorbowanej mocy zależy od tzw. odbijalności (albedo). Średnie albedo dla kuli ziemskiej wynosi 0,37, jednak tak naprawdę zależy od wielu czynników np. rodzaju podłoża, chmur czy stanu roślinności (więcej o albedo można znaleźć w artykule Watr - http://www.oze.otwartaszkola.edu.pl/Biblioteka/Artyku%C5%82y/Wiatr.aspx

Całkowita moc wykorzystywana przez ludzi stanowi około 18 terawatów, czyli około 0,02% energii promieniowania słonecznego. Energia słoneczna jest traktowana jako odnawialne źródło energii, gdyż obliczenia wskazują, że wyczerpanie zasobów Słońca może nastąpić za kilka miliardów lat.

Słońce w dalekim ultrafiolecie, widoczna granulacja powierzchni.