1 CRISTIANOPREA RADIATIASOLARA ASPECTE TEORETICESIPRACTICE 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.Raditiasolaraesteceacareprinncalzireadiferentiataasuprafeteiterestre produce miscarileatmosferei 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 provocatedeincalzireasiracirearocilorsubinfluentaradiatieisolare.Siexemplelepot continua. De aceea orice analiza a unui fenomen natural trebue sa aiba n vedere si radiatia solara. Eaconstituesioinepuizabilasursadeenergiepentruom,maialesaeaesteoenergie curata, neplouanta. S-a dezvoltat chiar si o arhitectura solara, care tine seama de necesitatile de captare si de stocare a acestei energii. Pentruaputeafifolositaradiatiasolaratrebuesafiemasurata,analizatan distributiaeispatio-temporala.Nutrebueuitatcaradiatiasolaraestenacelasitimpun fenomen fizic ct si astronomic, ea fiind influentata de geometria Pamnt - Soare. LucrareasedeschidecuoscurtaprezentareaSoareluisiactivitatiisale.Se continuaapoicuoseriedeconsideratiiteoreticeprivindradiatiasolaraprivitaca fenomenfizic,urmatadeoanalizaaradiatieisolareprivitaprinprismageometriei Pamnt-Soare.Incontinuaresuntprezentatetehnicisiaparatedemasuraaleradiatiei solare, cu o privire speciala a acestei activitati n Romnia.Uncapitolsubstantialestededicatclimatologieiradiatieisolarecuexemplificari dinRomnia.nncheeresuntprezentatenanexactevaelementenecesarecalculelor radiative. Acesta este, n mare, continutul lucrarii de fata.Easeadreseazaspecialistilor,carelucreazandomeniu,ctsituturorcelor interesati de radiatia solara.Nuesteuntratatcaresaepuizezeproblema.Easevreaafiunghidteoreticsi 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 amateriei solareeste de 1,4 g/cm3, 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(pnala0,32R)undesedesfasoarareactiilenuclearedefusiunecareproduc razelegama. Apoi zona radiativa (pna la 0,71 R), unde se pierde cea mai mare parte a energieiacestorradiatii.Dupaaceeaozona,undescadereaputernicaatemperaturiida nasterelaceluleconvective,zonaconvectiva.Parteasuperioara,vizibila,azonei 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.Ocarcteristicaafotosfereisuntzonelecutemperaturimaiscazute(4800oK)numite pete solare. Ele par a fi si sediul unor cmpuri magnetice foarte punernice. Urmeaza apoi atmosferasolaraformatadin:cromosfera(15000km)sicoroanasolara(200000000 km). Inurmareactiilortermonuclearedetransformareahidrogenuluinheliu,lao temperatura de circa 20 0000 C se degaja n spatiul cosmic un flux de energie radianta de circa39x1013 TW.LaPamntajungedoar2x10-6dinaceastaenergie,ceeace 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 scoartaterestra,radiatiaprodusadeproceseleradioactivedinscoarta)suntnensemnate fata de Soare. Astfel fluxul caldurii geotermice este de numai 32 TW. Din energia primita de la Soare, 29 % este reflectatade catre atmosferasi 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%. Dupacuseobservaradiatiasolaraestefoarteputinabsorbitanatmosfera,nschimb ea este aproape integral transformata ncaldura npaturile superficiale ale scoartei. Datoritaschimbuluiradiativsiturbulentdintrescoartasiaer,energiasolararadiantase transformanenergiepotentialasicinetica,decisursedeenergiepentrudesfasurarea proceselor atmosferice. Atmosfera terestra fiind un amestec de gaze, naer au loc miscari att pe verticala ctsipeorizontala.DeoarecelasuprafataPamntuluibilantulradiativestenegativpentru latitudinile cuprinse ntre 40o - 90o N si S, iar nrest este pozitiv, apare la nivel planetar un gradientlatritudinal.Latitudinilejoasenefiinduniformncalzite,iarcelenaltenefiind 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,celmaiimportantagentdecalduradinatmosferajoacaunrolmajornprocesele care au loc la scara medie si mare. Radiatia apare astfelca 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). Spectrulradiatieielectromagnetice,dupaComisiaInternationalaadeIluminare (C.E.E.) este suprins ntre 1nm1 si 1 mm. El se mparte n trei mari domenii spectrale:Radiatiavizibila(lumina),radiatiacareproducedirectsenzatiavizuala.Limita inferioara este cuprinsa ntre 380 - 400 nm si limita superioara ntre 760 - 780 nm. Din punct devederecalitativ,radiatiilevizibilesecaracterizeazaprinsenztiadeculoarepecareo provoaca si anume: 380 nm - violet - 420 nm - albastru - 535 nm - galben - 586 nm - portocaliu - 647 nm - rosu - 760 nm - ultrarosu - 780 nm. Radiatiainfrarosie,esteradiatiaacarorlungimideundaalecomponentelor 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). Radiatiaultravioletaesteradiatiaacareilungimideundasuntinferioarecelei 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 ndomeniulcuprinsntre150-3000nm.Radiatiasolaradinafaraacestorlimiteeste importanta,darareenergiefoartemica.Lalungimideundamaimaride3000nmndomeniulinfrarosu,aproximativntreagaenergieesteabsorbitadevaporiideapaside 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 SpectrulextraterestrualSoareluiesteasemanatorcucelalunuicorpnegrula 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 aceastaenergie se situeaza n vizibil (fig. 2). Dupa traversarea atmosferei, spectrul solar, prezinta o serie ntreaga de linii si benzi deabsorbtie.Opartedinelesuntdeoriginesolara;restulsedatorescatmosfereiterestre (benzitelurice).Acesteadinurmasuntprodusedeabsorbtiaexercitatadecatre componentelegazoasealeatmosferei.Gazeleatmosfericecontribuenmodinegalla absorbtiatotalaexercitatadeatmosfera,celemaiputinabundentefiindsicelemaiactive. Astfelozonulsivaporiideapadinatmosfera,cutoatecasuntnconcentratiifoartemici, produc absobtii puternice. Ozonul are, n ultraviolet o banda extrem de puternica (banda lui Hartley), ntre 230 -320nmcuunmaximla255nm.Aceastabanda,mpreunacucelealeoxigenuluidin atmosferanalta,limiteazaspectulsolarnultraviolet,njurula290nm(fig.2).Aceasta limitanuestefixa,eadeplasndu-secatreundelemaimaripemasuracecrestemasa atmosferica,dincauzacresteriicantitatiideozonstrabatutaderazele solare.Alte benzi de absorbtie n ultraviolet si violetul extrem, produse de ozon, sunt benzile lui Huggins. Ele se suprapun,nparte,benziiluiHartley,continundpnala340nm.Ozonulmaiproduce bandaluiChappuis,nrosusiportocaliu,ntre450si650nmsibenzileluiAngstrmn infrarosu, la 480 nm si ntre 900 si 1000 nm. Absorbtia produsa de banda lui Chappuis este slaba. Bioxiduldecarbonproducebenzideabsorbtiefoarteputerniceninfrarisul ndepartat,acolounderadiatiasolaraestefoarteslaba.Unadinbenziestecuprinsantre 2400si3000nmsiformeaza,mpreunacubandaapei,bandaX.Altabanda,Y,face atmosferacompletopacantre4200si4500nm.Altebenzialebioxiduluidecarbon, 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 (o), la 970 nm (t), ntre 1100 si 1160 nm (u), ntre 1320 - 1150 nm (+), 1760 si 1980 nm (O) si ntre 2520 - 6070 nm (_),(fig. 2). Din punct de vedere cantitativ, n atmosfera joasa nu are importanta dect radiatia solaracuprinsantre290-3000nm.Aceasta,fiindcaradiatiilesub290nmramnn atmosferanalta,iarcelepeste3000nmauodensitatedefluxextremdeslaba,practic neglijabila.Dupa ce strabate atmosfera radiatia solara este n mare parte absorbita de suprafata terestra. Aceasta se ncalzestesi 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).Decisuprafataterestrancalzindu-se,prinabsorbtiaradiatieisolare,emitesiea radiatii. Fiind vorba de temperaturii cu mult inferioare celor dinSoare , 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 Intensitateaenergeticaaradiatieiemisadeosursacorespundenotiuniifizicede putereradianta,sauenergieradiantadisipatanunitateadetimp.Easeexprimanwati (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-unfascicollimitatderadiatiiemisdesursantr-odirectiedatasi transportnd un anumit flux energetic pe unitatea de timp. Se poate vorbi n acest caz de intensitateasurseinaceadirectieexprimatanwatipeunitateadeunghisolid (steradian). Din aceasta notiune de intensitate energetica deriva toate marimile si unitatile folosite n radiometrie. Damncontinuaredefinitiileprincipalelormarimiradiometrice(WMO,557, 1981): -Energieradianta(Qe)-energiaemisa,transportatasauprimitasuformade radiatie. Unitatea de masura este joule (J) ,1J = 1W/s.-Flux energetic (ue) - puterea (energia pe unitate de timp) emisa, transportata sau primita sub forma de radiatie: u = dQe/dt(5) Unitateademasurawatt.1W=1J/s.Wattulreprezintaputereacorespunzatoare dezvoltarii unei energii de 1 Joule ntr-un timp de 1 secunda. -Iluminare energetica (Ee) reprezimta fluxul energetic due primit de un element de suprafata de arie dA: Ee = due/dA(6) Unitatea de masura este Watt/m2. -Luminanta energetica (Le) - reprezinta fluxul energetic due plecnd de la sursa, atingndsautraversndunelementdesuprafatadA,propagndu-sentr-odirectie definitadeunconelementarcontinnddirectia,datadeprodusulunghiuluisoliddOal conului si aria proiectiei ortogonale aelementului de suprafata pe un planperpendicular la directia data: Le = due/dO dA cosO (7) In care: O = unghiul solid format de directia data si normala elementului de suprafata.Unitatea de masura este Watt/steradian si m2 (W str-1 m-2).Pelngawatt,npracticaradiometricadelanoidintara,semaifolosesteoalta unitate tolerata caloriaCaloria 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-2min-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 Inmeteorologietermenulderadiatieestefolositpentruadefinienergiaemisa, transportata sau primita de o suprafata sub forma de radiatii electromagnetice.Clasificareafluxurilorderadiatieestefacutadupacriteriiprivindnaturasau origineasa,nconformitatecurecomandarileOrganizatieiMeteorologiceMondiale (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 solaresi 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.radiatiedescendenta-esteradiatiasolarasiaatmosfereindreptatespre suprafataterestra.RadiatiadescendentacareprovinedelaSoaresemainumestesi radiatie solara incidenta. g.radiatie ascendenta - este radiatia solara si a atmosferei de sens invers radiatiei descendente, emisa sau reflectata de suprafata terestra. h.bilantradiativ-estediferentadintreenergiaradiantaprimita(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 paraleleprovenitedirectdeladisculsolar.Esteoradiatiedeundascurta.Inpractica radiometrica uzuala, radiatia solara directa se considera fie pe suprafata normala (S) cnd fascicolulderazeesteperpendicularpesuprafatareceptoaresaupesuprafataorizontala (S) . Intre cele doua componente exista urmatoare relatie simpla: 10 S = S sin ho(8) unde: ho = naltimea Soarelui deasupra orizontului. Dupacumseobservaradiatiasolaradirectaesteinfluentatadeunghiulde incidentaalrazelorsolarecareestestrnslegatdenaltimeaSoareluideasupra 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 reflexieisirefractieiprovocatedemoleculelegazelorconstituentealeatmosfereiside diverseleparticolensuspensie.Eaareocompozitiespectralamodificatadatorita caracteruluiselectivaldifuzieicareestedependentdedimensiunileparticulelor difuzante,acestfenomenfiindmaiputernicndomeniulvizibilalspectrului.Radiatia difuzaajungelasuprafataterestradintoatepuncteleboltiiceresti.Ingeneralease masoarapesuprafataorizontala,ntrununghide2t.Eaesteoradiatiedescendentade unda scurta. 3.Radiatia solara globala (Q).Estesumadintreradiatiasolaradirectasiceadifuzaconsideratepesuprafata orizontala: S sin ho + D(9) Uzualsemasoarantr-ununghide2t(180o).Dupacumseobservadinformula (8) raditia solara globala este dependenta de unghiul de naltime al Soarelui si n general variatiaradiatieiglobaleestedependentadevariatiilecelordouacomponente.Petimp senin fara nori aportul decisiv n valorile radiatiei solare globale l are radiatia directa. Pe un timp partial norosaportul difuzei creste mai ales datoritareflexiilor multiple pe nori, iarncazulunuistratcompactdenoriaportulprincipallareradiatiadifuza.Radiatia solara globala este o radiatie de unda scurta. 4 Radiatia solara reflectata (Rs)Estepartedinradiatiasolaradirectasidifuzacareestereflectatadesuprafata terestraspreatmosfera.Esteoradiatiedeundascurta.Radiatiasolarareflectataeste influentatadeunghiuldeincidentaalradiatieidescendente(radiatiaglobala)side capacitateadereflexieasuprafeteiterestre.Capacitateadereflexieauneisuprafetese numeste albedou (A) si reprezinta: A =Rs/Q % (10) unde: Rs = radiatia solara reflectata; Q = radiatia solara globala. Albedouldepindedenaturasuprafeteiterestre.Ceamaimarecapacitatede reflexieoarezapadaproaspatapevremegeroasa(85%).Zapadamaivecheatingeo 11 capacitatedereflexienjurde50%.Valorimarialealbedouluiprezintasinisipurile 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%. Celmaimicalbedulausolurilelipsitedevegetatieundeacestavariazantre5si14% pentru solurile umede si ntre 12 si 20% pentru cele uscate.

5.Radiatia terestra (Es).EsteradiatiaproprieasuprafeteiPamntuluiacareiintensitatedepindede temperaturaacesteia.DacaasimilamPamntulcuuncorpnegru,avndtemperatura absoluta (T), vom puteascriecaenergia emisa, potrivit legii lui StephanBoltzman, este data de relatia: Es = o T4(11) unde: o = 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).Esteradiatiaproprieaatmosfereindreptatafiesprespatiulcosmicfiespre suprafataterstra.Aceastaradiatieestenstrnsalegaturacucapacitateadeabsprbtiea atmosferei,dependentalarnduleidecompozitiaacesteia.Radiatiaatmosfereiesteo 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 deea.Cndseiaunconsideraretoatefluxurileradiativecarevinsaupleacadelao suprafata(nparticularsuprafataterestra)avemdeafacecuunbilanttotalderadiatie (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) Diferentadintreradiatiasuprafeteiactive(terestre)siradiatiaatmosfereieste 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 RADIATIEISOLARE Geometria Pamnt - Soare PamntulsedeplaseazanjurulSoareluipeotraiectoriesubformadeelipsa (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 focarefiindfoartemica,facecatraiectoriasaseapropiedeformacirculara.Cutoate acestea forma orbitei terestre are urmatoarele consecinte n geometria Pamnt - Soare: -usoarevariatiialevitezeiunghiulareaPamntuluinjurulSoareluiconform legii ariilor ( legea a II - a a lui Kepler ).Aceasta pune problema definirii timpului; -ousoaravariatie(1,7%)adistanteiPamnt-Soare,njurulvaloriimedii (aproximativ 150 milioane Km, sau 8 minute lumina)..CeamaimicadistantacndPamntulseaflalaperiheliu(ianuarie)siceamai lunga distanta cnd Pamntul se afla la aheliueste data de Rp, respectiv Ra : p6R =a(1 - e)=147.10x 10Km (15) a6R =a(1+e)=152.10x 10Km(16) unde: a = semiaxa mare a orbitei Pamntului; e = excentricitatea orbitei terestre. AceastavariatieadistanteiPamnt-Soareinfluenteazantr-omasurarelativ modesta intensitatea radiatiei solare pe care o primeste Pamntul, ea nedepasind 6,7%. 13 RelatiantredistantaPmnt-Soaresifluxulradiatieisolareestedirect proportionala dupa cum se observa n figura 3. InperioadadinancnddistantaSoare-Pmntestemaxima,raportuldintre valoareamedieaconstanteisolare(Io)sivaloareafluxuluiradiatieintr-unanumit momentdinan(Ij)esteminimasiinvers.DeciatuncicndSoarelesegasestelaafeliunormal si fluxul radiativ primit de Pamnt este si el mai mic iar atunci cnd se gaseste la periheliu situatia se inverseaza. VariatiafluxuluideradiatiesolaradatoritavariatieidistanteidintrePamntsi Soare nu este un factor care sa determine schimbari sezoniere de vreme. Aceste schimbari sezonierepePamntsuntrezultatuldeviatieimaripecareoareplanulEcuatorului pamntescfatadeplanulorbiteisale,de23o27' siparalelismulmiscariiPamntuluinjurul axei sale nspatiu si al miscarii njurul 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'.Desiseaflantotdeaunalaununghiconstant(66o30')fatadeecliptica,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). NiciunaltfactorindividuallegatderelatiadintrePamntsiSoarenuesteattde 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. Solstitiilesiechinoctiile.Datoritafaptuluicaaxaterestrasimentineconstanta orientareanspatiu,PamntulexpunelaSoarealternativsidiferentiatsuprafatasa.In 14 cadrulperioadeiderevolutieseremarca4momenteimportantealegeometrieiPamnt- Soare. La 21 - 22 iunie Pamntul este situat pe orbita n asa fel nct polul nord terestru estenclinatspreSoarecuununghimaximde23o30'.Aceastapozitieestedenumita solstitiul de vara.aselunimaitrziula21-22decembriePamntulseaflanpozitieinversa. Acum polul sud terestru este mai nclinat spre Soare si are loc solstitiul de iarna.Lamijloculperioadelordintresolstitiiaulocechinoctiile,atuncicndniciunul 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 senumestecercdeiluminare.Lasolstitiuldeiarnaelestetangentlacerculpolararctic 66o 30' lat. N si la cercul polar antarctic 66o 30' lat. S. Consecintele geometriei la solstitiul de iarna sunt urmatoarele: a. In emisferanordica 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 nclinatacu 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 (e), 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 e = t x (TSA - 12) / 12 (17) unde: t = 180o daca valoarea lui e este exprimata n grade sau t = 3,14159 daca e 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 ( s 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 = 2t / 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 1o longitudine). Ea este pozitiva spre est si negativa spre vest. Pentru un locdatcorectia 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 - suntpunctele 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 Soareluila 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 (o) - 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 e), naltimea si azimutul Soarelui sunt legate de latitudine () si declinatie (o) prin urmatoarele formule de baza: sin ho = sin sin o +cos cos o cos e (23) sin cos ho = cos o sin e(24) cos cos ho = - cos sin o + sin cos o cos e(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 o) si un loc dat (latitudine ) formula (26) permite calcularea unghiurilor orare eR sieA de rasarit si apus ale Soarelui: cos cossinh sin sincos cos= = o oR Ao= = (26) eR este negativ si eA este pozitiv. Ora solara adevarata a rasaritului (TSR) si a apusului (TSAP) se deduc din: TSR = 12 + 12 eR / t (27) TSAP = 12 + 12 eA / t(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 coscosh o o eR AAo= = + (29) (R este negativ; A este pozitiv). Durata zilei NotiuneadeziestelegatademiscareaderotatieaPamntului.Inastronomie, ziua este definita ca fiind egala cu o rotatie completa a Pamntului n aproximativ 24 de ore.Esteziuasiderala.Studiulradiatieisolarelanivelulsuprafeteiterestre,impuneo definireazileinfunctiedefenomenulilumunarii,adicadeperioadadetimpntrecare Soarele se gaseste deasupra orizontului n intervalul de rasarit si apus. Definitiadurateizileidepindedeconventiileceseadoptapentrumomentul rasarituluisiapusului.Definitiarasarituluisiapusuluisiformulelepentrucalcularea acestorasuntdatenparagraful5.5.4.Pentruaplicatiicurentedenumireadedurata astronomica a zilei este considerata perioada limitata de aparitia si disparitia centrului discului solar la orizont (h = 0o). Aceasta durata astronomica corespundediferentei ntre orele de rasarit si apus ale Soarelui. Ea se poate calcula direct cu ajutorul formulei: DJ = 24t Arc cos (- tg tgo) (30) DJn ore = latitudinea locului; o = declinatia; t = 180odaca 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 planuleclipticsiorientarefixanspatiu,facecacerculdeiluminareterestrusasi modifice pozitia n functie de perioada de revolutie a Pamntului. Aceasta face ca pe linia unui meridian durata de iluminare a Pamntului de catre Soaresavariezesidecisiduratazileidupacumseobservadintabelulnr.1.Aicieste prezentata durata astronomica a zileipentru latitudinile Romniei. Dintabelulnr.1.seobservacaduratazileipeteritoriulRomnieivariazape 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 si9 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 Intindereamicapelatitudineatariinoasrefacecadiferentadintredurarazilei 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. EasemasoaracuheliografulsidepindenprincipaldeduratantimpulcareiaSoarele este ocultat Tabel nr.1 Durata astronomica a zilei pentru latitudini medii din emisfera nordica (ore si zecimi ) - subliniat- latitudinile Romniei (dupa Jol,1983) IIIIIIIVVVIVIIVIIIIXXXIXII 51.58.1 9.711.613.615.316.315.814.312.410.48.67.6 51.08.2 9.711.613.615.316.215.814.312.41.058.77.7 50.58.3 9.811.613.515.216.115.714.312.410.58.87.8 50.08.4 9.811.613.515.116.015.614.212.410.58.87.9 49.58.4 9.811.613.515.115.915.614.212.41.068.98.0 49.08.5 9.911.613.515.015.915.514.112.410.68.98.0 48.58.6 9.911.613.415.015.815.414.112.410.69.08.1 48.08.610.011.713.414.915.715.414.112.410.69.08.2 47.58.710.011.713.414.915.615.314.012.410.79.18.3 47.08.710.011.713.414.815.615.214.012.410.79.28.3 46.58.810.111.713.314.815.515.213.912.410.79.28.4 46.08.910.111.713.314.715.415.113.912.310.79.38.5 45.58.910.111.713.314.715.415.113.912.310.79.38.5 45.09.010.211.713.314.615.315.013.812.310.89.48.6 44.59.010.211.713.214.615.214.913.812.310.89.48.7 44.09.110.211.713.214.515.214.913.812.310.89.48.7 43.59.110.311.713.214.515.114.813.712.310.89.58.8 43.09.210.311.713.214.415.114.813.712.310.89.58.8 42.59.210.311.713.114.415.014.713.712.310.99.68.9 42.09.310.311.713.114.315.014.713.612.310.99.69.0 41.59.310.411.713.114.314.914.613.612.310.99.79.0 41.09.410.411.713.114.214.814.613.612.310.99.79.1 (nori, configuratia orizontului) si starea atmosferei (aerosoli, vapori de apa).DuratadestralucireasoareluimasuratacuheliografulCAMPBELLestecean careradiatiasolaradepasesteunpragsituatntre60-200W/m2,nfunctiedestarea benzii de hrtie. Pragul radiativ de mai sus se atinge cnd Soarele este deja la un unghi de 3o deasupra orizontului.Duratazileiesteoarecumsimilaransacuduratamaximadestralucirea Soarelui. 23 III.RADIATIA SOLARA EXTRATERESTRA Constanta solara.Soareleemitenspatiuenergiesubformadeundeelectromagnetice.Cercetarile experimentaleefectuatedediversioamenidestiintaauaratatcavaloareaacesteiaeste relativ constanta, de unde si denumirea de constanta solara.Conceptuldedeconstantasolara,aplicatradiatieisolareextraterestre,afost introdusdeA.Pouilletn1837,(Frlich,1991),iarprimametodadedeterminareafost data deLangley,(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. Prindefinitieconstanta solaraestecantitatea de energie care trece nunitatea de timp prin unitatea de suprafata orientata normal pe raza solaradin afara atmosferei. Ea este deci,radiatiasolaraincidentamasuratapesuprafatanormalalalimitasuperioaraa atmosferei.Oformularelativsimplapentrucalcululradiatieisolarelalimitasuperioaraa 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. Seobservacanlipsaatmosferei,singurulelementceinfluenteazavalorile fluxuluiradiativestedistantaPamnt-Soare.Constantasolara,datoritanprincipal variatieidistanteiSoare-Pamnt,prezintasieaovariatieanualacuprinsantre1416 W/m2 n prima decada a lunii ianuarie cnd Pamntul segaseste la distanta minima fata deSoare-periheliusi1326W/m2nultimadecadaaluniiiuniesiprimadecadaalui iulie, cnd Pamntul atinge distanta maxima fata de Soare - afeliu.24 Inrealitate,Pamntulpoatefiasimilatcuosfera.Peunastfeldecorp,laun anumitmoment,numaiunpunctdepesuprafatasa,celncarerazeleSoareluisunt 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 devintangentelasuprafataterestra.Modificareaunghiuluideincidentaalrazelorsolare 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)

ZiIIIIIIIVVVIVIIVIIIIXXXIXII 1141614101394137113491332132613301346136813911409 2141614101394137013481332132613311346136813921409 3141614091393136913471331132613311347136913931410 4141614091392136913471331132613311348137013931410 5141614091392136813461331132613321348137113941410 6141614081391136713461330132613321349137213951411 7141614081390136613451330132613321350137213951411 8141614071389136513441330132613331351137313961412 9141614071389136513441329132613331351137413971412 10141614061388136413431329132613341352137513971412 11141614061387136313431329132613341353137513981413 12141614051386136213421329132613351353137613981413 13141614041386136213411328132613351354137713991413 14141514041385136113411328132613361355137814001413 15141514031384136013401328132613361356137914001414 16141514031383135913401328132613371356137914011414 17141514021383135913391327132613371357138014021414 18141514021382135813391327132713381358138114021414 19141414011381135713381327132713381359138214031415 20141414001380135613381327132713391359138214031415 21141414001380135613371327132713391360138314041415 22141413991379135613371326132713401361138414041415 23141313981378135413361326132813401362138514051415 24141313981377135413361326132813411362138514051416 25141313971376135313351326132813421363138614061416 26141213961376135213351326132813421364138714061416 27141213961376135213341326132913431365138814071416 28141213951374135113341326132913431365138814071416 2914111373135013331326132913441366138914081416 3014111373134913331326133013451367139014081416 311411137213331330134513901416 25 Unfluxenergeticcuincidentanormalasimicsoreazavaloareaodataceeste proiectat pe o suprafata orizontala deoarece si modifica si modifica densitatea de flux. Consideratapesuprafataorizontalavalorileradiatieisolarepentruozidatase calculeaza cu ajutorul formulei, dupa (Jol, 1983): Go = 0,36 x Io (DZ sin sin o 24 / t sine cos cos o )(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; o = declinatia; e = unghiul orar al rasaritului si apusului = - tg tg o; t = 3,1416. Spredeosebiredevalorileradiatieiextraterestrepesuprafatanormala,lacea consideratapesuprafataorizontala,observamoputernicavariatielatitudinaladatorata modificarii unghiului de naltime a Soarelui, deci a incidentei razelor solare. Din tabelul nr. 3 se observa caGo, are la nivelul teritoriului tarii noastre, o variatie anualacuvaloriminimenlunadecembriesimaximeniuniedecilasolstitii,datorate geometriei Pamt - Soare ce modifica mersul aparent al acestuia pe bolta si deci unghiul h. Inacelasitimpseobservasiovariatiensenslatitudinal.Valorilescadpemasurace latitudinea creste. Tabel nr. 3 Valorile medii lunare ale radiatiei solare extraterestre pe suprafata orizontala (J cm-2), (dupa Jol, 1983) |, NIIIIIIIVVVIVIIVIIIIXXXIXII 51.5830137722073117383041573995339825541669983684 51.08601407223431353839416040013412257716981014713 50.58901437226131533847416340063426260017271044742 50.09201468228731713855416540113440262417561074772 49.59501498231331883863416840163453264617851104801 49.09801528233932063871417040213466266918141135831 48.510111558236532233879417240253479269218421165861 48.010411588239132403886417440303492271418711195891 47.510721618241732573893417640343505273618991226921 47.011021648244232743900417840383518275819281256951 46.511331678246732903907418040423530277919561286981 46.0116317082492330639144181404635422801198413171012 45.5119417382517332239204182404935542822201213471042 45.0122517682542333839274183406335662843204013781073 44.5125617972566335339334184405635772864206714081103 26 Tabel nr. 3 - continuare |, NIIIIIIIVVVIVIIVIIIIXXXIXII 44.0128718272590336839394185405935882885209514391134 43.5131718562614338339444186406235992905212214691165 43.0134818852638339839504186406436102925215014991196 42.5137919142662341339554186406736202945217715301227 42.0141019442685342739604186406936312965220415601257 41.5144119732709344139654186407136412985223115901288 41.0147220012732345539694186407336503004225716201319 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 Dupacumsestieatmosferaterestraeste,nprimulrnd,unamestecdegazen 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 0,1s r > 1,0 m; - particule giganticer > 1,0m.

Dintre aceste spectre dimensionale concentratia cea mai mare, o au primele doua grupe,deoareceelesuntparticulecutimpmarederezidenta,natmosfera.Estecazul ioni-lor,pulberilorfoartefineprovenitedincombustiesidiversereactiichimicedin 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 aleapei n atmosferade la picaturi foarte finecareformeaza ceata,pnalapicaturiledeploaiesicristaledegheata.Nutrebuescneglijatenici particulele de origina biologica, polenul, sporii si diversele microorganisme. Efectulopticcelmaiputernicasupraradiatieisolarelauparticulelemari (Mszros 1981). Toateacesteimpuritatialcatuescnansambluaerosolulatmosferic.Eleste caracteristicatmosfereijoase(troposferainferioara),Inmedie,numarulimpuritatilor 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. Abateriledelaaceastalegesuntuneorimari,datoritaeruptiilorvulcanice,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.Fenomenulsedatoresteuneiabsorbtieiselectivesiuneidifuziipartialesiel este dependent de lungimea de unda. Fenomenul extinctiei Extinctiaprinabsorbtie.Radiatiasolaradirectasidiminueazaintensitateasub influenta atmosferei nsasi (Stoica C, Cristea N., 1971). DacasenoteazacuIfluxuluneiradiatiisolaredirectemonocromaticen atmosfera atunciextinctia - dI suferita de aceasta radiatie pe drumulelementar ds vafi proportionala cu Icu ds si cu densitatea a aerului (Fig. 7.1.1): - d S= K I ds(33) n care: K =factordeproportionalitatecedepindedenaturamediului.Integrnddela limita superioara a atmosferei (s = 0 , I = IO) pna la sol (s = s, I = Im) se obtine: I I mK dseos=} (34) Integrala de la exponent se numeste masa optica si este masacoloanei deaer 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: I I m oK m dheoh=} (35) unde: mdsdhosoh= }}(36) poartanumeledemasaatmosfericasieaaratadecteorimasaopticacorespunzatoare distantei zenitale z este mai mare dect masa optica pentru z = 0 considerata ca unitate 29 a = Kdhoh} (37) senumestecoeficientdeextinctiemonocromaticaalatmosfereipentrumasaoptica unitate. Daca se tine seama de relatia ( 37), atunci relatia ( 35) devine: Im = Io e- am(38) si daca se noteaza q = e- a se va obtine: Im = Io q m (39) undemarimeaqsenumestecoeficientdetransmisiemonocromaticaalatmosferei,el fiind raportul dintre fluxul la sol si cel de la limita superioara a atmosferei, pentru m = 1 (distantazenitalaaSoareluiestenula,incidentanormala).Elestentotdeaunacuprins ntre(transparenta nula) si 1 (transparenta totala).Expresiile (38) si (39) sunt cunoscute sub numele de legea lui Bouguer. Inesentaeaexprimaurmatoarele;pentruotransparentadata,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 = SS omm(40) Din figura 1.1.1 se observa ca, ds = dh sec z, si formula 7.5 devine: m = sec z (41) CuaceastaformulaBemporandacalculatmaseleatmosfericecorespunzatoare 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) z0o10o20o30o40o50o60o70o80o85o m1.001.021.061.151.301.551.9952.9055.6010.39 Pentruodistantazenitalaoarecare,tabeluldamasaatmosfericalapresiunea standard.Dacavremsacalculammasaatmosfericapentruopresiunepsefoloseste relatia: 30

mpmp=760760(42) Ecuatiile lui Bouguer (5.7) si (5.8) sunt valabile pentru o radiatie monocromatica. Pentru ntreg spectrul solar ele devin: I I Imoa m moe d q d = =} } 0 0(43) Daca se noteaza: I Iood =}0 (44) constantasolararedusaladistantaPamnt-Soaresicuacoeficientuldeextinctie 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 aceastaforma legea lui Bouguerexplica mersul diurn si cel anual al radiatiei solare directe [Herovanu M. 1957]. Deoarece q