Рефераты. Реферат: Солнечная радиация

Реферат: Солнечная радиация

1. Солнечная радиация за пределами земной атмосферы.

Для получения сведений о природе солнечной радиации первым шагом должно
быть измерение интенсивности радиации за пределами земной атмосферы
(внеземной радиации). Это влечет за собой измерение интенсивности
рентгеновских, ультрафиолетовых, инфракрасных лучей, радиоизлучения и
т.д., то есть всех компонентов солнечной радиации. Проще перевести
солнечную радиацию в тепловую, которая может быть точно измерена. Эта
тепловая радиация, называемая солнечной постоянной, определяется как
количество энергии, которое падало бы перпендикулярно за 1 мин. на 1 см2
поверхности, помещенной за пределами земной атмосферы на среднем
расстоянии Земли от Солнца. Величина этой постоянной равна
приблизительно 4,3 Дж/(см2*мин.). Таким образом, солнечная постоянная –
это энергия, необходимая для нагревания земной поверхности при условии,
что атмосфера совершенно прозрачна, а солнце находится вертикально над
головой.

При малой высоте солнца его энергия распространяется по большой площади
земной поверхности, и поэтому нагревание каждого 1 см2 весьма
незначительно (рис.1). Следовательно, интенсивность солнечной радиации
зависит от широты и времени года.

Рис.1. При малой высоте солнечного луча нагревание единицы площади
земной поверхности незначительно.

1 – лучи солнца; 2 – земля.

Общее количество энергии, полученной за 24 часа, зависит также от
долготы дня. Из-за этого самые большие дневные суммы солнечной радиации
на полюсах в середине лета, хотя годовая сумма на полюсах в 2,5 раза
меньше, чем на экваторе (рис.2).

Сонечную радиацию по достижении пределов земной атмосферы уподобляют
излучению от черного тела при температуре около 6000( С. Эта радиация в
пределах оптического спектра распространяется от 0,2 мкм длины волны в
ультрафиолетовой части до 0,5 мкм в инфракрасной части, максимальная
энергия приходится на 0,45 мкм в видимой зоне (1мкм=10-6 м).

Рис.2. Сонечная радиация, приходящаяся на горизонтальную поверхность в
ясный день для различных (северных) широт.

Распределение энергии в трех главных областях – ультрафиолетовой,
видимой и инфракрасной – приблизительно следующее: ультрафиолетовая 3%,
видимая 50%, инфракрасная 45%.

Радиация, падающая на плоскую поверхность за пределами земной атмосферы,
изменяется при изменении солнечного склонения и расстояния Земли от
Солнца. Это изменение составляет ± 3% средней величины, равной 4,3
Дж/(см2*мин.), то есть 1353 ВТ/м2. Внеземная радиация, перпендикулярная
солнечному лучу (IOn), математически может быть выражена как

IOn=??0I?d?, (1.1)

где I? – интенсивность внеземной солнечной радиации при длине волны ?.

Компоненты солнечной радиации.

При входе в земную атмосферу солнечная радиация расщепляется на три
части. Одна из них поглощается водяным паром и озоном. Вторая
рассеивается молекулами воздуха, молекулами водяного пара и частицами
пыли. Она называется диффузной радиацией или рассеяным излучением.
Достигающая земли неизмененная часть называется прямой радиацией. Иными
словами, прямая радиация – это радиация, которая поступает от солнца без
изменения направления (при этом наклон солнечных лучей, вызванный
преломлением в атмосфере, не учитывается). Общая солнечная энергия,
достигающая поверхности земли, является суммой прямой и диффузной
радиаций.

Прямая солнечная радиация при ясном небе.

Вследствие рассеяния и поглощения солнечная радиация, достигающая земли,
меньше радиации за пределами земной атмосферы. Понижение интенсивности
зависит от атмосферных условий (числа частиц пыли, водяного пара,
содержания озона, атмосферного давления и т.д.) и высоты солнца,
определяющей расстояние в атмосфере, которое должен пройти солнечный
луч, перед тем как попасть на поверхность земли. Если высота солнца
небольшая, путь луча длинный. Если солнце находится в зените, солнечный
луч проходит близкий к ветрикальному, самый короткий путь сквозь
атмосферу. Длина пути солнечного луча через атмосферу определяется
термином «масса воздуха» (m). Масса возхдуха равна единице, когда солнце
находится в зените, то есть когда Al=90?. В общем виде

длина солнечного луча

m =------------------------------------------------- .

вертикальная глубина атмосферы

Иными словами, m=cosek Al (рис.3).

Рис.3. Определение массы воздуха m.

1 – верхняя граница атмосферы; 2- поверхность земли.

Коэффициент пропускания атмосферы для прямой солнечной радиации при
ясных погодных условиях на уровне моря определяется как отношение между
интенсивностью солнечной радиации, получаемой на поверхности земли, и
интенсмивностью внеземной солнечной радиации:

TD=IDn/IOn. (1.2)

Ученые вычислили величины IDn для нескольких значений высоты солнца и
атмосферных условий. В частности, Трелкелд и Джордан вычислили IDn для
следующих условий по методу Муна; высота слоя озона – 2,5 мм; высота
слоя водяных паров – 0, 10, 30, 60 мм; число частиц пыли на 1 см2 – 0,
400, 800; масса воздуха – 1, 2, 3, 4, 5; атмосферное давление 0,1 МПа.

Воздействие изменений высоты слоя озона на IDn эти исследователи не
изучали, так как высота слоя озона, равная 2,5 мм, считалась типичной
для средних широт при нормальных температуре и давлении. Исследования
показали, что для данной массы воздуха и высоты слоя водяных паров TD
изменяется линейно вследствие изменения числа частиц пыли (d). На рис.4
дана серия графиков, показывающих соотношение TD, d, m и w. Эти
графические соотношения приняты в настоящее время в качестве стандартных
соотношений для оценки величины TD для данных атмосферных условий.

Рис.4. Соотношение между коэффициентом пропускания атмосферы для прямого
солнечного излучения (TD), числом частиц пыли высотой слоя водяных паров
и массой воздуха.

1 – 5 - величины массы воздуха; высота слоя водяных паров (w): ——— 0
мм; — — — 3 мм; ——— 60 мм.

Влияние высоты над уровнем моря. Исследования также показали, что для
данных величин слоя водяных паров и содержания пыли TD на высоте 300м
над уровнем моря на 1% больше, чем TD на уровне моря. На высоте 1500 м
TD отличается от коэффициента пропускания на уровне моря менее чем на
3%. Таким образом, в практических целях измерение величины TD вследствие
изменения атмосферного давления может не учитываться до высоты 1500 м.

Принимая солнечную радиацию на уровне моря за эталон, можно видеть, что
прямая солнечная радиация для различных высот солнца увеличивается с
ростом высоты над уровнем моря (табл.1) .

Таблица 1. Увеличение прямой солнечной радиации, %, с изменением высоты
над уровнем моря.

Высота над уровнем моря, м Высота солнца, град.

10 20 30 40 50 60 70 80

1000 - 14 13 10 9 8 8 8

1500 - 26 20 17 16 15 15 15

3000 - 40 31 28 26 25 24 23

Высотные и горные станции регистрируют гораздо большие величины прямой
радиации не столько из-за изменения барометрического давления, сколько
из-за относительно свободной от пыли атмосферы и низких высот слоя
водяных паров в ней.

Вычисление поверхностной интенсивности радиации. Интенсивность прямой
солнечной радиации на любой поверхности для данных атмосферных условий
можно вычислить, если известна интенсивность перпендикулярных солнечных
лучей. Если I? - интенсивность солнечной радиации на поверхности, а угол
между перпендикуляром к поверхности и солнечным лучом равен i, то

I?= IDn сos i. (1.3)

Для горизонтальной поверхности i является дополнением к углу высоты.
Таким образом, i=90? - Al. Прямая солнечная радиация на горизонтальной
поверхности поэтому выражается как

IDh=IDnsin Al. (1.4)

Согласно рис.5, (SOQ=i; POQ=HSA – углу между солнечным азимутом и
перпендикуляром к стене. cos i=cos HSA*cos Al=cos (Aw-Az) cos Al, так
как HSA=Aw-Az. Интенсивность на вертикальной поверхности IDv ,будет
равна:

IDv=IDncosHSA cosAl. (1.5)

Если поверхность наклонена к горизонтальной плоскости под углом ?, тогда
угол i будет равен: сos i= sinAlсos ?+cosAlsin ?cosHSA

Таким образом, интенсивность на наклонной поверхности равна:

IDs=IDn (sinAl cos ? + cosAlsin ?cosHSA) (1.6)

Уравнения (1.4) и (1.5) представляют собой особые случаи уравнения
(1.6). Поэтому уравнение (1.4) можно вывести из уравнения (1.6)
посредством подстановки ?=0?, в то время как уравнение (1.5) можно
вывести путем подстановки ?=90?.

Рис.5 Угол падения прямого солнечного излучения на вертикальную стену

1 – азимут солнца; 2 – азимут стены.

Пример 1. Вычислим интенсивность прямой солнечной радиации на
горизонтальной плоскости при d=300; w=30мм; Al=30?; Az=164? в.д.

m=cosecАl=cosec30?=2.

Согласно рис.4, TD для таких атмосферных условий равен 0,51. Поэтому IDn
=1353*0,51=690 Вт/м2. Исходя из уравнения (1.4),

IDh=690 sinAl=690*0,5=345 Вт/м2.

Пример 2. Вычислим интенсивность прямой солнечной радиации на
вертикальной стене, обращеннной на юго-восток, при тех же условиях.

Az=164? в.д; Aw=135? В; Al=30?. Поэтому HSA= Aw-Az=-29?; cos i=
cos(-29?) cos 30?=0,757. Исходя из уравнения (1.5), IDv=690*0,757=522
Вт/м2.

Пример 3. Вычислим интенсивность прямой солнечной радиации на
поверхности, обращенной на север, наклоненной под углом 40? к
горизонтали. d=200; w=15 мм; Al=35?; Az=62? в.д.

m=cosec35?=1,74. Согласно рис.5, для данных условий TD=1353*0,686=928
Вт/м2. cos i= sin35? cos40? + cos35? sin40? cos62?=0,687. Таким образом,
радиация на данной поверхности равна 928*0,687=638 Вт/м2.

Стандартные атмосферные условия для различных географических районов.

Вычисление прямой солнечной радиации методом, используемым в примерах
1-3, требует большого числа данных. Можно разработать приблизительную
методику, которая отличается простотой и все же обладает достаточной
точностью, необходимой для строительного проектирования. Она основана на
том, что, хотя атмосферные факторы и сильно меняются в зависимости от
места и времени, коэффициент пропускания атмосферы изменяется
незначительно. Если в сухую погоду возрастает содержание пыли, то общее
количество водяных паров снижается. Во влажную погоду количество пара
возрастает, а количество пыли уменьшается. Таким образом, до некоторой
степени один фактор нейтрализует действие другого.

Для Индии стандартные атмосферные условия определены содержанием 2,5 мм
озона, w=15 мм, d=300 при барометрическом давлении 0,1 МПа. Хотя они
были определены условно, экспериментальные наблюдения над прямой
солнечной радиацией, проведенные во многих индийских городах, показали,
что они преобладают в Индии в дни ясной погоды. Ниже приведены значения
TD для стандартных погодных условий Индии.

Al, град 10 20 30 40 50 60 70 80 90

m 5,76 2,92 2 1,56 1,3 1,15 1,06 1,01 1

TD 0,328 0,48 0,566 0,618 0,654 0,677 0,691 0,698 0,701

IDn, Вт/м2 444 649 766 836 885 916 935 944 948

В результате подбора эмпирического уравнения по этим данным получили
уравнение (1.7), выражающее соотношение между TD для стандартных
атмосферных условий Индии и Al:

TD=0,921/(1+0,3135m). (1.7)

IDn для стандартных атмосферных условий Индии будет равно:

IDn=0,921IOn/(1+0,3135 m), (1.8)

или IDn=1246/(1+0,3135 m), так как IDn= IOn TD=1353TD.

На рис.6 графически показано соотношение между IDn и Al для стандартных
атмосферных условий Индии. Подобные же расчеты прямой солнечной радиации
выполнялись в других странах.

Балантин по данным о прямой солнечной радиации, собранным в течение трех
лет в Мельбурне, вывел следующее эмпирическое уравнение для IDn при
ясных погодных условиях для атмосферных данных Мельбурна:

IDn=4321sinAl-9112sin2Al+10377 sin3Al-5759 sin4Al+1170 sin5Al. (1.9)

Так как TD=IDn/IOn, TD для мельбуринских атмосферных условий равен:

TD =3,19sinAl-6,73sin2Al+7,67 sin3Al-4,26 sin4Al+0,87 sin5Al. (4.10)

Рис.6 Зависимость интенсивности прямой солнечной радиации на
перпендикулярную поверхность от высоты солнца для стандартных
атмосферных условий Индии.

Было установлено, что слой водяных паров в атмосфере над Мельбурном в
ясные дни равен приблизительно 11мм, однако данные о числе частиц пыли
получены не были. При сравнении значений TD, полученных при помощи
уравнения (1.10), было установлено, что они почти совпадают с теми, что
приведены на рис.4 для w=11 мм, содержания озона 2,5 и d=300. Поэтому
для Мельбурна в дни ясной погоды приняли d=300.

Рис.7 Сравнение коэффициентов пропускания прямой солнечной радиации для
стандартных атмосферных условий Индии и атмосферных условий Мельбурна

1 – атмосферные условия Мельбурна; 2 – стандартные атмосферные условия
Индии.

Ниже приведены величины TD для атмосферы над Мельбурном в дни ясной
погоды, соответствующие разным высотам солнца, а на рис.7 произведено
сравнение величин TD для стандартных атмосферных условий Индии и
Мельбурна.

Al, град 10 20 30 40 50 60 70 80 90

m 5,76 2,92 2 1,56 1,3 1,15 1,06 1,01 1

TD 0,388 0,556 0,632 0,677 0,705 0,723 0,732 0,735 0,737

IDn, Вт/м2 525 752 856 916 954 978 990 995 997

Для стандартной атмосферы США на уровне моря d=200, содержание озона 2,5
мм, w меняющееся на протяжении года согласно установленной схеме, можно
получать в Бюро погоды США.

Для определения значений радиации в ясную погоду разработали программы
для ЭВМ по другим параметрам нестандартных атмосферных условий в любой
точке, учитывающие переменные исходные величины: данные о количестве
пыли, озона, пара, который может выпасть в виде осадков, и атмосферном
давлении. При помощи этих программ производились вычисления, описанные
выше.

Суточные суммы прямой радиации.

Зная величины IDn для определенных атмосферных условий, посредством
сложения легко вычислить суточные суммы прямой солнечной радиации на
горизонтальной или вертикальной поверхности. Дневная сумма прямой
радиации на горизонтальной поверхности Dh равна:

Dh ?заход Idh dt, (1.11)

восход

где Idh – мгновенная интенсивность прямой солнечной радиации на
горизонтальной поверхности; t – время.

Применение часовых значений солнечной радиации вместо мгновенных
значений и преобразование интеграла из уравнения (1.11) в цифровую сумму
дает достаточную степень точности. Иными словами Dh может быть выражена
как

заход

Dh = ( IDn (часовые значения) (1.12)

восход

так как мгновенные значения прямой солнечной радиации выражены в Вт/м2,
для получения часовых значений нужно их умножить на 3600. Следующий
пример показывает вычисление Dh.

Пример 4. Используя значения Idh для стандартной атмосферы Индии,
вычислим дневную сумму прямой солнечной радиации на горизонтальной
поверхности 16 апреля в Дели (29( с.ш.). Ниже приведены значения Al в
разное время 16 апреля.

Время (до полудня) 5.40 восход 5.50 6.30 7.30 8.30 9.30 10.30 11.30

Al, град 0 3 11 25 38 51 62 70

IDn, Вт/м2 0 133 465 707 822 888 620 935

IDh=IDn sinAl, Вт/м2 0 7 88 299 506 690 812 879

Таким образом, интенсивность прямой солнечной радиации на горизонтальной
поверхности между 6.00 и 7.00 равна 88*3600 Дж/м2. Интенсивность прямой
солнечной радиации между 5.40 и 6.00 (в течение 20 мин) равна:
7*20*60=8400 Дж/м2.

Считая, что солнечная радиация от 12.00 до захода солнца равна радиации
от восхода солнца до 12.00, сумма прямой солнечной радиации на
горизонтальной поверхности будет равна 2(8400+3600(88+299+506+690+
+812+879)(=23*5896*1016 МДж/(м2*сут).

Рассеянная солнечная радиация при ясном небе.

Данных по рассеянной компоненте солнечной радиации сравнительно немного.
Хотя она является результатом рассеяния радиации атмосферой под самыми
разнообразными углами, большая часть ее рассеивается в направлении
прямого солнечного луча. Вот почему угловое распределение рассеянной
радиации с неба, особенно с ясного неба, не изотропно, но имеет
тенденции к концентрации вокруг прямого солнечного луча.

Рассеянная радиация зависит от влияния атмосферных факторов и воздушной
массы. Очевидно, что при проходе радиации через значительный слой
атмосферы при низких высотах солнца рассеивающие эффекты более выражены.
При этом поверхности земли достигает меньшее количество радиации.
Рассеивающие эффекты также усиливаются, если атмосфера облачная и
неясная. В количестве солнечной радиации, падающей на горизонтальную
плоскость при ясных погодных условиях, компонента рассеянной радиации
будет составлять 20-30% прямой.

Рассеянная солнечная радиация на горизонтальной поверхности. Измерения
рассеянной радиации на горизонтальной поверхности при ясных погодных
условиях производили многие исследователи в разных районах мира. Лиу и
Джордан, работая с экспериментальными данными по рассеянной радиации при
ясных погодных условиях и незапыленной атмосфере, собранными в
Хамп-Маунтине (Северная Каролина, США), обнаружили, что коэффициент
пропускания для прямой солнечной радиации имеет линейное отношение к
коэффициенту пропускания для рассеянной радиации на горизонтальной
поверхности и не зависит от массы воздуха. По результатам 149 наблюдений
для 28 ясных дней было получено следующее эмпирическое уравнение:

Tdh=0,271-0,2939TD, (1.13)

гдеTdh=Idh/IOh и TDn=IDn/IOn=IDh/IOh,.

Отсюда IDh/IOh=(0,271-0,2939)TD, или Idh/IOn=(0,271-0,2939 TD) sinAl,
так как IOh=IOn sinAl, или

Th=(0,271-0,2939TD) sinAl. (1.14)

Уравнение (1.14) применимо к местам с беспыльной атмосферой. В условиях
умеренно запыленной атмосферы нужно использовать модификацию
вышеприведенного уравнения, предложенного Балантайном:

Th=(0,3154-0,3288TD) sinAl. (1.15)

Рассеянная солнечная радиация на наклонной поверхности. Горизонтальная
поверхность получает рассеянную солнечную радиацию со всего
полусферического свода неба. С другой стороны, наклонная поверхность
получает рассеянную радиацию как с какой-то части неба,так и отраженную
с земли. Отражение солнечной радиации от земли на наклонную поверхность
прямо пропорционально коэффициенту отражения земли, называемому альбедо
земли.

Чтобы определить величину рассеянной радиации с неба на наклонной
поверхности, удобно подразделить рассеянную радиацию неба на ореольную
рассеянную радиацию, то есть радиацию из зоны неба, находящейся
непосредственно вокруг солнца (эта часть может рассматриваться
геометрически, как если бы она прошла от солнца подобно прямой
радиации), и на фоновую рассеянную радиацию, которую считают раномерно
распределенной по всему полусферическому своду. Таким образом, полная
рассеянная радиация неба рассматривается как сумма ореольной и фоновой
радиации.

Рис.8 Зависимость отношения ореольной рассеянной солнечной радиации к
прямой от коэффициента прозрачности (см. также рис.4) при высоте солнца
10( (1), 20( (2) и 30-60( (3).

Пермели открыл, что при ясных погодных условиях ореольная радиация на
поверхности независима от массы воздуха и приблизительно составляет 7%
прямой солнечной радиации на этой поверхности (рис.8, коэффициент
прозрачности – отношение истинной (измеренной) радиации к прямой
радиации по Муну). Таким образом, интенсивность ореольной радиации

0,07IDncos i (1.16)

В частности, интенсивность ореольной радиации по горизонтальной
плоскости равна 0,07 IDh.

Фоновая радиация прямо пропорциональна той части небесного свода, к
которой обращена поверхность. Например, вертикальная поверхность
обращена только к половине небесной полусферы. Поэтому фоновая радиация
на вертикальной поверхности составляет половину радиации на
горизонтальной поверхности. Поверхность, наклоненная к горизонтали под
углом (, будет обращена к 0,5 (1+cos () полусферического свода. Поэтому
фоновая радиация на наклонной поверхности равна 0,5 (1+cos ()Ibd, где
Ibd – интенсивность фоновой радиации на горизонтальной плоскости.

Величину Ibd можно вычислить вычитанием ореольной радиации на
горизонтальной плоскости из общей рассеянной радиации на горизонтальной
плоскости, которую вычисляют по уравнению (1.15). Иными словами,
Ibd=Idh-0,07Dh. Общая рассеянная радиация на наклонной плоскости равна:

Ids=0,07IDncos i + 0,5(1+cos()Ibd (1.17)

Для вертикальной поверхности (=90(, поэтому рассеянная радиация на
вертикальной плоскости равна:

Idv=0,07IDv + 0,5(Idh – 0,07IDh) (1.18)

Наклонная плоскость получает радиацию также и от окружающей земной
поверхности. Она пропорциональна 0,5(1-cos() части земной поверхности, к
которой обращена плоскость. Рассеянная радиация от земли выражается
следующим уравнением:

Idg=0,5RgITh(1- cos(). (1.19)

где ITh – общая интенсивность солнечной радиации на горизонтальной
плоскости (IDn+ IDh); Rg – коэффициент отражения земли.

Лиу и Джордан предположили, что величина Rg равна 0,2 когда земля не
покрыта снегом, и 0,7, когда земля покрыта снегом. Поэтому общая
рассеянная солнечная радиация на наклонной поверхности равна:

IdT=Ids+Idg. (1.20)

Пример 5. По данным, приведенным в примере 1, вычислим интенсивность
рассеянной и суммарной солнечной радиации на горизонтальной поверхности:
TD=0,51; sinAl=sin30(=0,5. Согласно уравнению (1.15),
Th=(0,3154-0,3288*0,51)0,5=0,0738. Отсюда Idh=1353*0,0738=100 Вт/м2.
Согласно примеру 1, IDh=345 Вт/м2. Суммарная интенсивность радиации
на горизонтальной поверхности ITh=IDh+Idh=445 Вт/м2.

Пример 6. По данным, приведенным в примере 2, вычислим интенсивность
рассеянной и суммарной солнечной радиации на вертикальной стене: Idh=100
Вт/м2; IDh=345 Вт/м2; cos i=0,757; IDv=522 Вт/м2; IDn=690 Вт/м2.

Согласно уравнению (1.18) Idv=0,07*522+0,5(100-0,07*345)=75 Вт/м2.
Согласно уравнению (1.19), Idg=0,5*0,2(345+100)(1-cos90()=45 Вт/м2.
Таким образом, суммарная солнечная радиация ITv=522+75+45=642 Вт/м2.

Солнечная радиация при пасмурной погоде.

Интенсивность солнечной радиации при облачном небе зависит от степени
облачности, которая чрезвычайно переменчива, поэтому мгновенные значения
солнечной радиации при облачном небе непредсказуемы. Меры по
регулированию солнечной радиации основаны на максимальной (или близкой к
максимальной) интенсивности солнечного излучения, которому подвергается
здание и которое возможно лишь в ясную погоду, следовательно, обсуждение
солнечной радиации в пасмурные дни выходит за пределы тематики данного
вопроса.

Солнечная радиация и ориентация здания.

Сравнение суточной солнечной радиации на фасадах зданий различных
ориентаций показывает, что компонента рассеянной радиации при ясном небе
изменяется от какого-то процента общей тепловой нагрузки до ее полной
величины. При вычислении изменяющихся в течение дня тепловых нагрузок
компонента рассеянной радиации становится значительной, когда какой-либо
определенный фасад здания не подвергается воздействию прямой солнечной
радиации.

Это особенно важно при проектировании с целью обеспечения теплопередачи:
правильный выбор подходящего стекла и пленок давал приращение солнечного
тепла на северном фасаде здания в Нью-Йорке зимой даже в том случае,
когда на этот фасад не попадала прямая солнечная радиация. В некоторых
районах Великобритании компонента рассеянной радиации составляет более
50% общего количества радиации.

Интенсивность прямой радиации сильно изменяется в течение года на каждом
из фасадов здания. На рис. 9 показаны годовые изменения прямой радиации
на фасадах различной ориентации для 9( с.ш., 23(с.ш. и 35(с.ш. при
атмосфере с содержанием 300 частиц пыли на 1 см2, 15 мм слоя водяных
паров и 2,5 мм озона.

Рис.9 Суточные суммы прямой солнечной радиации на различно
ориентированные поверхности для 9( с.ш. (а), 23(с.ш. (б) и 35(с.ш. (в)

1- горизонтальная плоскость; 2- вертикальная плоскость, обращенная на
юг; 3- вертикальная плоскость, обращенная на юго-восток или
юго-запад; 4- вертикальная плоскость, обращенная на восток или запад;
5- вертикальная плоскость, обращенная на северо-восток или
северо-запад; 6- вертикальная плоскость, обращенная на север.

Следующие общие наблюдения применимы к условиям радиации при ясной
погоде.

Дневное количество прямой радиации на горизонтальной поверхности
значительно больше, чем на вертикальной, особенно в летние месяцы. Это
означает, что защита от солнечной радиации более важна для кровли, чем
для стен. Радиация на единицу площади этажа здания уменьшается по мере
увеличения количества этажей, так же, как и отношение площади кровли к
площади стены.

В местностях, близких к экватору, интенсивность солнечной радиации на
стенах, обращенных к востоку и западу, высока в течение всего года (рис.
9, а). Поэтому на этих фасадах устраивают лишь очень небольшие проемы.

На удаленных от экватора широтах обращенные к экватору стены здания
получают значительное количество солнечной радиации в зимние месяцы и
очень малое – в летние (это действительно только на географических
широтах южнее 30( с.ш.) (см. рис. 9). Если солнечная радиация необходима
только зимой, проемы в обращенной к экватору стене идеально отвечают
этим требованиям, так как экранирование стекла летом можно легко
обеспечить при помощи простых жалюзи.

Хотя вертикальные поверхности, ориентированные на восток и запад,
получают равные количества дневной радиации, более важно защищать
западные стены: когда солнце светит на восточную стену, температура
воздуха снаружи довольно низкая после прохладной ночи. Когда солнце
светит на западную стену, температура воздуха высока. Стена, обращенная
на запад, подвергается совместному воздействию радиации и высокой
температуры окружающего воздуха.

2. Приращение тепла от солнца.

Приращение тепла от солнца является только одним из факторов,
определяющих тепловую характеристику здания. В число других входят
вентиляция, относительная влажность, внутреннее приращение тепла от
искусственных источников света, людей, технологии и т.д. Для оценки
общей нагрузки холода или тепла на здание необходимо учитывать все эти
факторы.

Конструктивными элементами, влияющими на приращение тепла от солнца в
здании, являются кровли, окна и стены. Через окна и кровли происходят
основные поступления солнечного тепла. Поступление тепла через стены
обычного здания составляет небольшой процент общего приращения. Поэтому
при выборе средств для снижения пе