Солнечные элементы

Состав электромагнитного излучения, испускаемого Солнцем, и природа происходящих при этом физических явлении

Солнце представляет собой удаленный от Земли на расстояние 149,6 млн км термоядерный реактор, излучающий энергию подобно абсолютно черному телу при температуре 5785 К (приближение, которое наиболее часто используется). Энергия поступает на Землю главным образом в форме электромагнитного излучения в спектральном диапазоне от коротких радиоволн длиной 30 м до рентгеновских лучей с длиной волны 10^-10 м. Наибольшая часть энергии излучения Солнца сосредоточена в видимой и инфракрасной областях спектра.

Почти пять миллиардов лет в недрах Солнца происходят термоядерные реакции — превращение ядер водорода в ядра гелия, приводящие к освобождению огромного количества энергии. Ведь в глубине Солнца температура достигает 15–20 млн град. Ежесекундно 600 млн т водорода в недрах Солнца превращаются в гелий, однако масса Солнца столь велика, что за миллиарды лет она уменьшилась лишь на доли процента. Масса Солнца составляет 2×10²⁷ т, что более чем в 330 тыс. раз больше массы Земли!

Существует две основных последовательности ядерных превращений водорода в гелий в ядре Солнца. Один из этих процессов — углеродно-азотный цикл, в котором в конечном счете ядро атома углерода поглощает четыре протона, излучает два позитрона (положительно заряженные античастицы по отношению к электрону) и превращается в нестабильное ядро атома кислорода. Затем ядро атома кислорода распадается на ядра углерода и гелия. Таким образом, восстанавливается первоначальное ядро углерода, и общий эффект состоит в превращении четырех протопоп в одно ядро гелия,

Вторая последовательность — это протон-протонная реакция, в которой два протона сталкиваются и излучают позитрон и нейтрино при образовании дейтерия, тяжелого изотопа водорода, в ядре которого существуют как нейтрон, так и протон. Другой протон добавляется к дейтерию, образуя легкий изотоп гелия, гелий-3. Затем два ядра гелия-3 объединяются и образуют одно ядро обычного гелия, гелия-4, и два свободных протона. Результат здесь снова состоит в объединении четырех протонов в ядро гелия. Количество высвобождающейся энергии примерно в миллион раз больше энергии, выделяемой в химической реакции горения.

Земля движется вокруг Солнца по эллиптической орбите. Небольшая вытянутость орбиты порождает годовые колебания интенсивности солнечного излучения, достигающего Земли. Наклон (угол относительно нормали к плоскости орбиты Земли) оси собственного вращения Земли, близкий к 23,5°, приводит к сезонным изменениям высоты Солнца над земным горизонтом. Диаметр Солнца составляет около 1,39×10⁹ м. C Земли Солнце выглядит диском с угловым размером 31^o59′. Это средний угловой диаметр; его годовое изменение составляет ±1,7 %.

Солнце имеет непрерывный спектр излучения, пересекаемый в некоторых местах темными линиями поглощения (так называемыми фраунгоферовыми линиями), влиянием которых при энергетических расчетах можно пренебречь. Распределение энергии в спектре Солнца весьма неравномерно, и истинная кривая спектральной плотности потока как внеатмосферного, так и наземного солнечного излучения имеет довольно сложный вид (рис. 1.1).

Интегральная плотность потока солнечного излучения, падающего нормально на поверхность, может быть определена интегрированием спектральной плотности в диапазоне изменения длины волны от нуля до бесконечности. Эта величина для околоземного космоса изменяется незначительно, поскольку расстояние от Земли до Солнца при ее движении по орбите отклоняется лишь в пределах 98,3—101,7 % от среднего расстояния, что приводит к соответствующим сезонным изменениям плотности потока солнечного излучения.

Рис. 1.1. Спектральное распределение энергии солнечного излучения

1 —внеатмосферного 1360 Вт/м²; 2 — наземного полного 1000 Вт/м², 3 — наземного прямого 834,6 Вт/м^2.

Рассматривая энергетические характеристики солнечного излучения, необходимо обратить внимание на одну особенность представления кривых спектрального распределения плотности потока лучистой энергии Солнца (рис. 1.1). На графиках, характеризующих это спектральное распределение, по оси ординат откладывается обычно величина размерность которой не совпадает с размерностью какой-либо энергетической величины, например, поверхностной плотности потока излучения Е (Вт/м²). Как правило, величина E_λ отнесена к единичному интервалу параметра, откладываемого по оси абсцисс, в частности, длины волны излучения (см. рис. 1.1), что облегчает последующие расчеты, в которых используется эта величина (позволяющие, в частности, определить спектральную чувствительность и КПД солнечных элементов). Однако в результате собственно энергетическая величина, определяемая выражением E_λdλ, оказывается неразрывно связанной с интервалом по оси абсцисс, а вид кривой спектрального распределения будет меняться в зависимости от параметра, отложенного по этой оси, например, внешний вид кривой изменится, если по оси абсцисс откладывать значение не длины волны, а частоты излучения. Известный закон смещения Вина дает возможность определить только координату графического максимума кривой, но эта координата может не соответствовать максимуму собственно энергетической величины, например, спектральному положению максимальной энергетической отдачи. Это означает, что специальным выбором шкалы абсцисс спектральной кривой солнечного излучения можно придать вид кривой с максимумом в любой заранее заданной области спектра.

Рис. 1.2. Спектральные характеристики излучения в логарифмической шкале длин волн

1 — Солнце; 2 — абсолютно черное тело при T_c= = 5785 К; 3 — относительная мощность солнечного излучения

В связи с этим во многих работах в качестве наиболее показательной для графического представления спектральной характеристики выбрана логарифмическая шкала длин волн. Использование такой шкалы позволяет выразить спектральную плотность солнечного излучения в единицах поверхностной плотности лучистого потока (Вт/м²), отнесенных к спектральному интервалу, на протяжении которого длина волны излучения меняется в e=2,718… раз (так называемому пелесину — нн). В этом случае (рис. 1.2) максимум кривой распределения солнечного излучения находится там, где имеет место максимальная энергетическая отдача в узком спектральном интервале, а ход кривой отражает спектральную зависимость квантового выхода излучения. На рис. 1.2 изображена также кривая z(λ), характеризующая относительную мощность солнечного излучения, приходящуюся на длины волн меньше заданной (в процентах от полного значения).

Распределение плотности потока излучения, испускаемого Солнцем, по его поверхности достаточно равномерное, но объемный характер излучения приводит к некоторому спаду яркости от центра солнечного диска к краю.

В центре солнечного диска визуальная яркость в 1,22 раза больше средней. Ближе к краю яркость диска уменьшается, изменяется спектр излучения (относительное содержание красных лучей по мере удаления от центра диска возрастает), вследствие того что цветовая температура по краям ниже, чем в центре.

Весь поток излучения передается к внешним частям Солнца радиационным путем, и только в области, расположенной непосредственно под видимой поверхностью Солнца, имеет место конвективный процесс передачи энергии. Фотосфера, видимая поверхность Солнца, в действительности представляет собой очень тонкий слой, толщиной всего несколько сотен километров. Лучи, поступающие от краев солнечного диска, проходят сквозь относительно большие толщи вещества, поэтому от глубоких, более горячих слоев фотосферы приходит сравнительно меньший поток излучения, что вызывает так называемое потемнение к краю диска. Покраснение излучения к краю диска объясняется тем, что длинноволновая часть излучения легче, чем коротковолновая, проникает сквозь толщи вещества.

Космическое солнечное излучение на границе с атмосферой Земли

Для точных измерений КПД солнечных элементов необходимо обеспечить полное воспроизведение стандартных параметров солнечного излучения, таких, как плотность потока, спектральное и угловое распределение энергии, однородность и стабильность потока. Стандартные параметры солнечного излучения должны быть согласованы — в данном случае между разработчиками солнечных элементов в разных странах мира.

При измерении характеристик солнечных элементов, предназначенных для космоса, в качестве стандарта повсеместно приняты условия, соответствующие условиям солнечного облучения плоскости, расположенной по нормали к направлению на Солнце и удаленной от неги на расстояние, равное одной астрономической единице (среднее расстояние от Земли до Солнца). Энергетическую облученность E_c, соответствующую этим условиям (фактически, условиям площадки, расположенной на границе между атмосферой Земли и космосом), называют солнечной постоянной. Угловой размер Солнца при этом составляет 31′59″, следовательно, в каждую точку освещаемой элементарной площадки попадает пучок лучей, заключенный в конусе с углом ±16′. Поток излучения идеально однороден.

На протяжении последних пятидесяти лет принятое значение солнечной постоянной уточнялось не один раз: в 1923 г. в первых работах по солнечным элементам использовалось 1350 Вт/м², предложенное К. Дж. Абботом; в 1954 г. Ф. Джонсон получил 1393 Вт/м²; в начале 70-х годов в качестве стандарта было выбрано 1353 Вт/м², выведенное в США Μ. П. Такаекарой; в настоящее время наиболее достоверным считается 1360 Вт/м², определенное в СССР Е. А. Макаровой и А. В. Харитоновым.

Зная абсолютное значение солнечной постоянной, можно найти энергию, которая поступила на поверхность солнечных элементов и батарей, работающих во внеатмосферных условиях, что требуется при расчетах их КПД. Однако, чтобы определить полезную электрическую энергию, полученную от солнечного элемента, необходимо точно измерить также спектральное распределение падающей радиации, особенно в интервале спектральной чувствительности современных солнечных элементов (для элементов из кремния — от 0,3 до 1,1 мкм).

Спектральное распределение энергии излучения Солнца неоднократно измерялось как с поверхности Земли, так и непосредственно за пределами атмосферы.

Анализ разнообразной научной информации о характеристиках солнечного излучения дает все основания отдать предпочтение спектральному распределению, предложенному Макаровой и Харитоновым, которое приводится в табл. 1 Приложения.

Именно это распределение используется сейчас и Европейским космическим центром при определении КПД солнечных элементов.

Изменение солнечной постоянной вследствие цикличности солнечной активности изучалось многими исследователями. Анализ наземных измерений солнечной постоянной показывает, что среднее квадратическое отклонение результатов ее определения, связанное с явлениями, происходящими на Солнце, составляет ±0,1 %, а с возможными колебаниями поглощения радиации внутри орбиты Земли — ±0,14 %. Высотные измерения показали, что во вторую половину 22-летнего солнечного цикла солнечная постоянная изменилась не более чем на 0,75 %. Дальнейшие исследования с помощью аппаратуры, установленной на ориентируемых космических станциях, позволят определить изменения солнечной постоянной за больший период времени.

Реальные условия эксплуатации батарей космического назначения незначительно отличаются от условий, принятых в качестве стандарта. Спектральное распределение энергии излучения (среднее по диску) постоянно по всей области пространства, где работают космические аппараты. Угловая расходимость пучка отличается не слишком сильно, составляя на среднем расстоянии орбиты Меркурия около ±42′, Венеры ±22′, Марса ±11′, Юпитера ±3′. По вычислениям, выполненным применительно к астрономическим условиям, характерным для 80-х годов нашего столетия, при солнечной постоянной 1360 Вт/м² плотность потока солнечного излучения на границе атмосферы Земля изменяется от среднего значения в пределах ±3,5 % — от 1406 Вт/м² в начале января каждого года, когда Земля находится на минимальном расстоянии от Солнца, до 1315 Вт/м² в июле, когда Земля расположена в дальней точке орбиты.

Для прогнозирования выходной мощности расположенных на низколетящих спутниках Земли батарей, состоящих из солнечных элементов, способных преобразовывать в электрическую энергию и ту часть солнечного излучения, которое может попасть на тыльную поверхность батареи, необходимо знать интегральный коэффициент отражения солнечного излучения от поверхности Земли (альбедо Земли). Величина альбедо может колебаться в зависимости от рельефа местности, состояния атмосферы и облачности в значительных пределах: от 0,1 (ясная погода) до 0,9 (Земля покрыта плотным слоем облаков). Обычно в среднем альбедо Земли для большинства орбит низколетящих спутников составляет 0,35—0,3.

Отраженное от Земли и ее облачного покрова солнечное излучение, так же как и тепловое излучение Земли в инфракрасной области спектра, влияет и на рабочую температуру космических аппаратов. Поток собственного теплового излучения Земли, попадающий на солнечную батарею, оценивается обычно для низколетящих спутников Земли величиной 200–300 Вт/м². Его влияние проявляется не только в повышении равновесной температуры батареи на освещаемой части орбиты (явление несомненно отрицательное из-за заметного падения мощности батареи с ростом температуры), но и в подогреве батареи на участке орбиты, проходящем в тени Земли, что предохраняет батарею от чрезмерно резкого термоциклирования и положительно сказывается на ее работоспособности при длительной эксплуатации на орбите.

Вернемся к основному назначению солнечных элементов и батарей — преобразовывать излучение Солнца в электроэнергию с возможно большей эффективностью. Установлено, что в сравнительно узком спектральном интервале от 0,3 до 1,1 мкм разница в значениях суммарного количества падающей на кремниевые солнечные элементы радиации, определяемого при использовании солнечной постоянной по разным литературным источникам, не очень велика и составляет: 991 Вт/м² (Μ. П. Такаекара), 1039 Вт/м² (Ф. Джонсон), 1014 Вт/м² (Е. А. Макарова и А. В. Харитонов).

Сравнение различных спектральных кривых распределения энергии излучения внеатмосферного Солнца показывает, что в области между максимумами излучения Солнца и спектральной чувствительности кремниевых солнечных элементов (0,6–0,8 мкм) распределение Джонсона (несмотря на значительное отличие в солнечной постоянной) ближе к распределению Макаровой и Харитонова, чем распределение Такаекары.

Этот вывод подтвердился при определении интегрального фототока кремниевых солнечных элементов по кривым спектрального распределения излучение Солнца (исходя из спектральных зависимостей чувствительности элементов) и путем экстраполяции к нулевой воздушной массе результатов натурных измерений, выполненных в первой половине 70-х годов зарубежными исследователями на острове Мальта и советскими — на высокогорной станции Государственного астрономического института им. Штернберга вблизи Алма-Аты. Если данные расчетов фототока с использованием спектрального распределения Джонсона принять за 100 %, то интегральный фототок, определенный по спектру Макаровой и Харитонова, составит 99,3 %, а по спектру Такаекары — 95,7 %, что существенно отличается от первых двух значений.

Эксперименты на острове Мальта и на высокогорной станции около Алма-Аты и расчет по спектру Макаровой и Харитонова дают прекрасно согласующиеся между собой результаты.

Для определения во внеатмосферных условиях КПД солнечных элементов и батарей из самых разнообразных полупроводниковых материалов в настоящее время наиболее целесообразно использовать спектральное распределение солнечного излучения за пределами земной атмосферы, предложенное Е. А. Макаровой и А. В. Харитоновым.

Поглощение солнечного излучения в атмосфере и характеристики наземного солнечного излучения

Плотность потока и спектр солнечного излучения на поверхности Земли зависят от высоты Солнца над горизонтом, от высоты местности над уровнем моря, от состояния атмосферы и оптических свойств подстилающей поверхности.

Высота Солнца над горизонтом определяет длину пути лучей в атмосфере, для определения которой введена специальная величина, называемая оптической массой атмосферы т. Единичной атмосферной массе соответствует путь, пройденный солнечными лучами при вертикальном падении до уровня моря. Для плоскопараллельной модели атмосферы оптическая масса на уровне моря практически равна косекансу высоты Солнца. Для реальной атмосферы это соотношение хорошо выполняется, начиная от угла 10°

Атмосферным массам (на уровне моря) 1; 1,5; 2; 3; 5 соответствуют следующие значения высоты Солнца: 90^o, 41^o49′, 30^o, 19^o27′ и 11^o32′. Атмосферная, или воздушная, масса зависит также от высоты местности над уровнем моря: с увеличением высоты значение атмосферной массы снижается пропорционально давлению воздуха. На верхней границе атмосферы масса равна нулю, что обычно обозначается как условия AM0, в то время как наземным измерениям соответствуют условия AM1, AM1,5 и т. д.

Воздушная масса принимается равной единице на Земле на уровне моря при ясном безоблачном небе, когда Солнце находится в зените и лучи его попадают перпендикулярно на поверхность измеряемых элементов (атмосферное давление в этом случае p₀= 1,013×10⁵ Па).

Воздушная масса в любой точке земной поверхности может быть определена по уравнению

m=p/p₀ sin θ=p cosec θ/p₀,

где р — давление воздуха в данной точке поверхности Земли; Θ — угол, определяющий высоту Солнца над линией горизонта.

Состав атмосферы существенно влияет на параметры наземного солнечного излучения. Проходя сквозь атмосферу, космическое солнечное излучение претерпевает поглощение и рассеяние.

Поглощение обусловлено целым рядом составляющих атмосферы: водяным паром, озоном, кислородом, углекислым газом и др. В основном поглощение определяется водяным паром. Рассеяние вызывается молекулами газов (рэлеевское рассеяние) и аэрозолями. Аэрозольное рассеяние зависит от количества и размера частиц пыли, взвешенной в атмосфере.

Солнечное излучение, прошедшее сквозь атмосферу, с учетом рэлеевского рассеяния может быть оценено как

τ_r=exp(-0,008735λ~^4,08mp/p₀).

Пропускание, уменьшенное из-за поглощения парами воды, характеризуется частью солнечных лучей, прошедших сквозь атмосферу в спектральных областях полос поглощения воды:

τ_ω=exp(-k_ω(λ)ω),

где k_ω (λ) — коэффициент поглощения солнечного излучения парами воды; ω — слой осажденных паров воды в атмосфере.

Следует отметить, что поглощение парами воды и постоянными составляющими атмосферы, такими, как озон, кислород, углекислый газ, аммиак, весьма селективно. Эмпирические соотношения для расчета поглощения каждой из этих составляющих атмосферы выведены, но значительно более наглядное представление о задержке ими проходящего на Землю солнечного излучения можно получить из рис. 1.3.

Рис. 1.3. Селективное спектральное поглощение солнечного излучения отдельными составляющими атмосферы при воздушной массе т = 1, толщине слоя осажденных паров воды 2 см и приведенной толщине слоя озона 2 мм (при нормальных температуре и давлении)

Для оценки аэрозольного рассеяния пользуются понятием «мутность атмосферы». Прямой солнечный поток, ослабленный в результате аэрозольного рассеяния, можно определить по формуле

τ_α=exp(-βλ^-αm),

где β — коэффициент мутности; α — коэффициент, который называют показателем селективности.

Коэффициент мутности характеризует количество взвешенных в воздухе частиц, показатель селективности — состав частиц по размерам: чем мельче частицы, тем выше α и тем большая часть излучения ослабляется в ультрафиолетовой и голубой областях спектра. Предполагается, что для различных атмосферных условий коэффициент α изменяет свое значение от 0,8 до 2, а коэффициент β — от 0,01 до 0,375.

При выводе обобщающей формулы, учитывающей все виды потерь солнечного излучения в процессе прохождения сквозь земную атмосферу, предполагалось, что спектральная плотность потока наземного излучения Солнца в узком интервале длин волн E_λ зависит от спектрального потока внеатмосферного излучения E_oλ в этом интервале следующим образом:

E_λ=E_0λ exp(-(c₁+c₂+c₃)m)T_λi,

где c₁, C₂ и c₃=βλ^-α — изменение длины оптического пути соответственно из-за рэлеевского рассеяния, наличия слоя озона и запыленности воздуха; T_ki — коэффициент, учитывающий уменьшение прозрачности атмосферы вследствие полос молекулярного поглощения, который может быть выражен (в зависимости от спектрального положения полосы) с помощью одного из соотношений:

T_λ1=exp(-c₄(ωm)^½), T_λ2=exp(-c₅ωm), T_λ3=1-c₆m^½

где c₄-c₆ — эмпирические константы.

В настоящее время разработаны различные модели атмосферы, с использованием которых можно рассчитывать на ЭВМ оптическое пропускание земной атмосферы по отношению к солнечному излучению.

C 1974–1975 гг. в странах, разрабатывающих солнечные элементы и батареи, начались активные исследования по выбору стандартного спектра наземного солнечного излучения применительно к измерению их параметров. Сначала был предложен стандартный солнечный спектр, соответствующий атмосферной массе m = 1, основанный, в свою очередь, на расчетах, в которых в качестве исходного спектра внеатмосферного излучения использовалось распределение Ф. Джонсона, при следующих условиях: слой осажденных паров воды 1,0 см, озона 3,5 мм при 200 аэрозольных частицах пыли в кубическом сантиметре воздуха. Суммарный поток такого стандартного наземного солнечного излучения (обычно обозначаемый как солнечное излучение для условий AM1) 917 Вт/м², прямая составляющая этого излучения равна 865 Вт/м².

Следует отметить, что условия, близкие к AM1, наблюдаются практически только в тропиках и на средних широтах в высокогорье. В связи с этим были продолжены работы по выбору стандартного спектра и оптимальных методов измерения, наиболее полно отражающих условия эксплуатации большинства наземных фотоэлектрических установок,

В 1975 г. в США была разработана временная методика испытаний солнечных элементов наземного назначения, предусматривающая три способа измерений: на естественном солнечном излучении с использованием эталонных солнечных элементов, с применением неселективных радиометров и на солнечных имитаторах. В методике описываются приборы и оборудование, необходимые для проведения испытаний, рекомендуются способы градуировки эталонных элементов. В качестве стандартных предложены условия облучения при атмосферной массе т=2 и следующих параметрах атмосферы: толщина слоя осажденных паров воды 2,0 см, озона 3,4 мм; коэффициент мутности β=0,04; показатель селективности при аэрозольном поглощении α=1,3 (такой спектр наземного излучения обозначается как условия АМ2). Спектральное распределение энергии солнечного излучения при стандартных условиях получено расчетным путем на основе спектра внеатмосферного излучения, выведенного Μ. П. Такаекарой. В качестве стандартной принята температура 28±2^o С.

Однако условия АМ2 тоже недостаточно точно соответствуют средним условиям работы наземных солнечных элементов и батарей, особенно летом в южных районах. В связи с этим временная методика была переработана. В усовершенствованной методике в качестве стандарта приняты условия, соответствующие атмосферной массе m=1,5 (обозначаемые как условия AM1,5). Считается, что толщина слоя осажденных паров воды составляет 2,0 см, озона — 3,4 мм, коэффициент мутности β=0,12 и показатель селективности α=1,3. Плотность прямого потока в спектре AM1,5 равна 834,6 Вт/м². Этот спектр представлен кривой 3 на рис. 1.1 и приведен в табл. 2 Приложения.

Детальному изучению вопросы метрологии солнечных элементов подверглись на советско-американском семинаре в сентябре 1977 г. в Ашхабаде. После подробного обсуждения специалистами разных стран, в том числе Великобритании, СССР, США и Франции, в 1982 г. методика измерений солнечных элементов при условии AM1,5 была взята за основу выбора стандартного спектра Международной электротехнической комиссией ООН. Используя этот спектр наземного солнечного излучения, а также другие расчетные и экспериментальные спектры прямого солнечного излучения, можно оценить эффективность использования солнечных элементов из различных полупроводниковых материалов в разнообразных климатических и географических условиях. Однако следует учитывать, что солнечные элементы, работающие без концентраторов излучения, преобразуют в электроэнергию не только прямое, но и диффузное солнечное излучение, в том числе ту его часть, которая определяется молекулярным рэлеевским рассеянием атмосферы. Диффузная составляющая излучения неба может быть весьма значительной даже в ясные дни, что хорошо видно из данных, приведенных на рис. 1.4 и 1.5.

Рис. 1.4. Спектральное распределение энергии суммарного (1, 1′) наземного солнечного излучения при т = 2 и β = 0,1 и его диффузной составляющей (2, 2′)

1,2 — расчет; 1′, 2' — эксперимент

Рис. 1.5. Спектральная зависимость относительных потоков, проходящих сквозь атмосферу, прямой (1) и рассеянной (2) радиации (-E_отн) для различных высот Солнца над горизонтом

а — 90°; б — 60, в — 30; г — 10°

В связи с этим в 1986 г. Технический комитет № 82 Международной электротехнической комиссии ООН принял решение выбрать в качестве стандартного при измерениях солнечных элементов и батарей наземного применения поток полного солнечного излучения, равный 1000 Вт/м² со спектром, характерным для условий AM1,5 при альбедо подстилающей поверхности 0,2. Спектральное распределение излучения этого стандартного наземного спектра представлено кривой 2 на рис. 1.1 и в табличной форме приведено в табл. 3 Приложения.

В настоящее время создана и успешно применяется методика измерений солнечных элементов наземного использования, единая для стран — членов СЭВ. Наиболее активное участие в ее разработке принимали специалисты из НРБ, ВНР, МНР, ПНР, СССР и ЧССР. Методика включает измерения характеристик солнечных элементов на естественном Солнце, на имитаторах Солнца, а также на сконцентрированном солнечном излучении. При ее разработке учитывалась возможность согласования условий измерения в более широком международном масштабе; в ней использован опыт исследований, проводившихся в разных странах мира. В качестве стандарта приняты два варианта условий облучения: m=1, E=1000 Вт/м²; m=1,5 — E_пp=850 Вт/м². Параметры атмосферы в обоих случаях одинаковы: слой осажденных паров воды 2,0 см, озона 3,4 мм, коэффициент мутности β=0,12 и показатель селективности α=1,3.

Согласно этой методике характеристики солнечных элементов можно измерять в прямом и полном потоках излучения.

Здесь, вероятно, следует подробнее остановиться на общепринятых определениях прямого и полного потоков солнечного излучения и на методах их измерения в традиционной светотехнике.

Прямым называют поток лучистой энергии Солнца, приходящий на единицу поверхности плоского приемника, расположенного перпендикулярно падающим лучам. Речь идет, следовательно, об энергетической облученности, создаваемой Солнцем при нормальном падении лучей. Термин «прямое» указывает на то, что имеется в виду излучение, приходящее непосредственно от Солнца, без какого бы то ни было дополнительного учета рассеянной или отраженной радиации.

Наряду с измерениями прямого солнечного излучения большое теоретическое и практическое значение имеют повседневные измерения суммарного, или полного, солнечного излучения (суммы прямого и рассеянного излучений), приходящего на горизонтальную поверхность.

Самый общий метод измерения потоков солнечного излучения основан на способности ряда устройств преобразовывать солнечную энергию в тепло, причем для измерения количества получаемого тепла используются достоверные и точные классические калориметрические методы.

Успешно может быть использован метод определения количества электроэнергии, необходимой для нагрева теплоносителя до тех же значений температуры, что и при воздействии солнечного излучения (электрическая компенсация), и нулевой метод, сводящийся к измерению превышения температуры или температурной разности. При абсолютных измерениях определяется нагрев хорошо известного количества воды. При относительных менее точных измерениях определяется скорость нагрева приемника (серебряного диска), или разность температуры приемника, находящегося в равновесии с окружающей средой, и температуры окружающей среды, которая предполагается изотермичной. Измерения проводятся, например, при помощи биметаллических термометров или термопар.

В первом приближении полагают, что теплообмен, осуществляемый за счет теплопроводности, конвекции и излучения, пропорционален разности температур. Очевидно, что эта гипотеза приемлема в большинстве случаев для небольших разностей температур. Таким образом, можно установить линейную зависимость падающей энергии от разности температур, так как равновесная температура приемника определяется балансом энергии, поступающей извне и теряемой в окружающую среду путем теплопроводности, конвекции и излучения приемной поверхности.

Для измерения прямого излучения Солнца используются пиргелиометры, приемная поверхность которых всегда перпендикулярна потоку. Приборы такого же типа для повседневных наблюдений называются также актинометрами.

Приборы для измерения суммарного солнечного излучения называются пиранометрами. В качестве приемников обычно употребляются термоэлементы, расположенные в горизонтальной плоскости.

В солнечной фотоэнергетике солнечное излучение превращается в электроэнергию полупроводниковыми преобразователями, обладающими селективной спектральной чувствительностью. В связи с этим определение как прямого, так и полного потоков солнечного излучения должно осуществляться не с помощью пиргелиометров и пиранометров, а с помощью эталонных солнечных элементов, с такой же селективной спектральной чувствительностью, как у измеряемых элементов и батарей. Конструкция и градуировка эталонных солнечных элементов будут подробно рассмотрены в гл. 3. Здесь же следует указать, что от соответствия спектральных чувствительностей эталонного и измеряемых солнечных элементов и батарей будет решающим образом зависеть точность определения КПД и выходной мощности фотоэнергетических устройств.

При измерениях в прямом потоке исследуемые и эталонные элементы должны быть ориентированы на Солнце с точностью 2°, причем их поле зрения следует ограничить углом 10°. Измерения можно проводить при плотности потока излучения (определяемой по эталонному элементу) не менее 750 Вт/м² при m≤3.

При измерениях в полном потоке измеряемый и эталонный элементы ориентируются на Солнце с точностью ±5° и устанавливаются под углом к горизонтальной плоскости не более 60°. Плотность потока излучения должна быть не менее 800 Вт/м², атмосферная масса — не более 2. Мутность атмосферы, облачность и альбедо подстилающей поверхности контролируются в период измерений по общему действию рассеянного излучения на солнечные элементы: отношение тока эталонного элемента при измерениях в полном потоке, к току, измеряемому в прямом потоке, не должно превышать 1,3. Поле зрения эталонного элемента при измерении плотности прямого потока необходимо снизить до 10°.

Важность стандартизации спектра солнечного излучения и состава атмосферы при измерениях можно проиллюстрировать следующим примером: при одинаковой атмосферной массе 1,5 и безоблачном небе в зависимости от влажности и количества аэрозольных частиц плотность прямого потока солнечного излучения может изменяться, как показывают данные натурных измерений, от 943 до 616 Вт/м².