Вимірювання потоків сонячної радіації

Сонячна радіація – це промениста енергія Сонця, яка досягає земної поверхні у вигляді невидимої (ультрафіолетової та інфрачервоної) і видимої радіації.

Частина променистої енергії Сонця, яка приходить до земної поверхні від видимого диска Сонця у вигляді паралельних променів, називається прямою сонячною радіацією.

Розрізняють дві характеристики прямої сонячної радіації: інтенсивність (S) – це пряма сонячна радіація, яка надходить на перпендикулярну абсолютно чорну поверхню і вимірюється актинометром Янішевського; інсоляцію (S′) –величина приходу прямої сонячної радіації на горизонтальну поверхню, яку можна обчислити за формулою:

S′=S • sinh_о.

При визначенні величини інсоляції прямої сонячної радіації на південний або північний схили користуються такими формулами:

S′ _{пд. схилу} = S • sin(h_о + α);S′ _{пн. схилу} = S • sin(h_о – α),

де h_о – висота Сонця над горизонтом; а – крутизна схилу, град.

Частина сонячної радіації, що після розсіювання в атмосфері надходить на горизонтальну поверхню, називається розсіяною радіацією (Д).

Сумарна радіація (Q) являє собою суму прямої (S′) і розсіяної (Д) радіації, тобто:

Q=S′+Д, або Q=S • sinh_о+Д.

Відбита радіація (R_к) – частина сонячного випромінювання, яке відбивається земною поверхнею. Відбиту радіацію (R_к) найчастіше характеризують безрозмірною величиною – відбитною здатністю або альбедо тієї чи іншої поверхні, на яку падає сонячна радіація.

Альбедо (А_к) – відношення відбитої радіації до сумарної, виражається в частинах одиниці (з точністю до сотих) або у відсотках. Альбедо розраховується за формулою:

А_к=R_к •100 : Q.

Частина сумарної радіації, яка поглинається земною поверхнею, називається поглинутою радіацією (R_п):

R_п=Q-R_к або R_п=Q (1-А_к : 100).

Витрати променистої енергії (крім відбитої радіації) відбуваються також за рахунок ефективного випромінювання (Е_еф). Воно являє собою різницю між власним випромінюванням земної поверхні (Е_з) і зустрічним випромінюванням атмосфери (Е_а):

Е_еф=Е_з - Е_а .

Різницю між надходженням і витратами радіації називають радіаційним балансом, або залишковою радіацією (В). Рівняння радіаційного балансу має такий вигляд:

В=S′+Д-R_k –Е_з +Е_a або В=Q(1-А_к : 100)-Е_еф .

У процесі фотосинтезу рослини використовують частину сонячної радіації в інтервалі довжин хвиль 0,38 – 0,71 мкм (мікрометри), або 380-710 нм (нанометр). Ця радіація називається фотосинтетичноактивною радіацією (ФАР). Для визначення сум ФАР за відповідними сумами прямої та розсіяної радіації використовують формулу Росса і Тоомінга:

SQ_фар=0,43SS′+0,57SД.

Найбільш інтенсивно листя рослин поглинає синьо-фіолетові (0,40-0,48 мкм) і оранжево-червоні (0,65-0,69 мкм) промені.

У міжнародній системі одиниць (СІ) енергетична освітленість радіації вимірюється у Вт/м², а для сум радіації використовують Дж/м²с.

1,0 кал/см²хв=698 Вт/м²=700Дж/м²с