Treść książki
Przejdź do opcji czytnikaPrzejdź do nawigacjiPrzejdź do informacjiPrzejdź do stopki
28
1.ZASOBYPALIWIENERGII
znaczne.Decydująotymtakiewłaściwościenergetycznefaljak:niskakoncentracja
mocyiniestacjonarnośćzjawiskprzepływu.
Potencjałtermicznywódoceanicznychorazpotencjałprądówmorskichsątak-
żeogromne.Aktualnystanpracnadjegowykorzystaniemjestdaleceniezadowalający.
1.2.7.EnergiapromieniowaniaelektromagnetycznegoSłońca
Stałasłoneczna
Słońceskładasięwok.80%zwodorui20%zhelu(pozostałeskładnikistanowią
0,1%).ŹródłemenergiiSłońcajestreakcjasyntezy
4
1
1
p
→
4
2
a
+
2
e
+
+
2
n
+D
E
gdzie:p-proton,
a
-jądrohelu,e
+-pozytron,
n
-neutrino,
D=D
E
mc
2
DefektmasyDmreakcji(1.2)łatwopoliczyć,biorącpoduwagędane:
.masap=mp=1,00727647j.m.a.,
.masae
+=m
e=0,0005458j.m.a.,
.masacząsteczki
a
=m
a
=4,0015060883j.m.a.,
gdziejednostkamasyatomowejj.m.a.=1,660565⋅10
-27kg.
Wówczas
Dm=4mp-m
a
-2me=0,02650263j.m.a.
Napodstawie(1.3)znajdujemy
D=D⋅
E
mc
2
=
09026502631966056510
⋅
⋅
−
27
⋅
(09299792610
⋅
9
m
)
2
=
s
=
24969MeV
=
3995510
⋅
−
12
J
(1.2)
(1.3)
(1.4)
MnożącDEprzezliczbęreakcjizachodzącychnaSłońcu(Słońcewciągu1se-
kundytraciDM=4,3⋅10
9kg),otrzymujemywartościgenerowanejprzezniemocy
f
=D
Mc
-
2
=
3984510
⋅
26
W
Natężeniepromieniowania
(1.5)
I
S
=
A
f
s
=
63911
MW
m
2
(1.6)
gdzieAs-powierzchniaSłońca.
NatężeniepromieniowaniadocierającenaorbitęziemskąIzwynikazbilansu
(rys.1.1)
IA
S
S
=
IA
Z
OZ
(1.7)
przyczymAOZ=4pL
Stąd
2.
I
Z
=
I
S
(
|
k
r
L
S
N
|
)
2
(1.8)
