Treść książki

Przejdź do opcji czytnikaPrzejdź do nawigacjiPrzejdź do informacjiPrzejdź do stopki
1.Strukturaizasadadziałaniaogniwasłonecznego
Rys.1.1.Spektrumfalelektromagnetycznych;napodstawie[3,4]
rocznieookoło6,6%wzależnościodzmianodległościZiemiiSłońca.Sąpowta-
rzalnefazyookresie11lat,wwynikuktórychwniewielkimstopniuzmieniasię
temperaturaSłońcaiwielkośćemitowanejenergii,cojednakzewzględówenerge-
tycznychjestpomijalnewdłuższymokresieczasu.
Użyteczneenergetyczniepromieniowaniesłonecznepochodziwprzeważają-
cejczęściodtakzwanejfotosfery-zewnętrznejpowierzchniwarstwygazowej
Słońca.Temperaturafotosferywynosiokoło5780K,zaśjejemisjatogłówniepro-
mieniowanieelektromagnetyczneowidmieciągłym.Maksimumrozkładuenergii
widmaprzypadanazakresświatławidzialnegoodługościokoło460nm,coodpo-
wiadabarwieżółto-zielonej.Fakttenzachęcadomodelowaniarozkładupromienio-
waniasłonecznegowoparciuomodelciaładoskonaleczarnego,zgodniezprawem
Stefana-Boltzmana.Wrzeczywistościjednakemisjasłonecznaodbiegaodideal-
negorozkładuciaładoskonaleczarnego,coprzedstawiarys.1.2.
Największeżnicemiędzypokazanyminarysunku1.2przebiegamiwystępu-
jądlazakresufalkrótkichiwynikajązniejednorodnegoskładuibudowySłońca,
12