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The solar electromagnetic radiation environment

1968; Elsevier BV; Volume: 12; Issue: 2 Linguagem: Francês

10.1016/0038-092x(68)90005-4

1471-1257

H. H. Malitson,

Photovoltaic System Optimization Techniques

Observations of the spectral distribution of solar electromagnetic radiation have been made from wavelengths shorter than 1 Å (10−8cm) to wavelengths longer than 100 m (104cm) by many different techniques, each of which is applicable over only a small part of the total range. Most of the energy emitted by the sun (98 per cent) lies between 3000 and 40,000 Å. A large fraction of the solar radiation falling between these wavelength limits manages to penetrate the Earth's atmosphere, so that it can be studied from ground level. By observing the amount of solar energy reaching the ground at many times during the day, an extrapolation can be made that gives a reasonably accurate value of the energy received at the top of the atmosphere—the solar constant. No radiation from the Sun at wavelengths below approximately 2900 Å has been detected at ground level, and very little radiation in the i.r. at wavelengths greater than 30–40,000 Å can come through the atmosphere. Therefore, observations in these spectral regions must be made from rockets or satellites. Balloons and certain aircraft can also be used to advantage, especially in the i.r. In addition to the usual difficulties involved in the carrying out of space experiments, there are those due to the lack of adequate laboratory standards and the variability of the Sun in the extreme u.v. and X-ray region. Nevertheless, the uncertainties in information about the spectral distribution of solar radiant flux are smaller than the departures from the solar irradiance curve of the flux from the best high energy solar simulators available. Des observations de la distribution spectrale de la radiation solaire électromagnétique, ont été faites en partant de longueurs d'onde inférieures à 1Å (10−8 cm) jusqu'à des longueurs d'onde supérieures à 100 m (104 cm), par différentes méthodes, chacune s'applicant à une faible part seulement de la totalité de la gamme. La plus grande partie de l'énergie émise par le soleil (98 pour cent) se trouve entre 3000 et 40,000 Å. Une fraction importante de la radiation solaire qui tombe entre ces limites de longueurs d'onde, réussit à pénétrer dans l'atmosphère terrestre, de telle sorte qu'on peut l'étudier au sol. En observant la quantité d'énergie solaire qui atteind le sol á différents moments de la journée, on peut faire une extrapolation qui donne une valeur suffisamment précise de l'énergie reçue au sommet de la zone atmosphérique—la constante solaire. A des longueurs d'onde inférieures à environ 2900 Å, il n'a pas été possible de détecter de radiation au sol et, seule, une très petite radiation dans l'infra-rouge à des longueurs d'onde supérieures à 30–40,000 A peut traverser l'atmosphère. Par conséquent, les obervations dans ces régions spectrales doivent être faites par fusées ou satellites. Les ballons et certains avions peuvent aussi être utilisés, surtout dans la zone infrarouge. En plus des difficultés habituelles que I'on rencontre au cours des expériences spatiales, il y a celles dues au manque de normes de laboratoire adéquates et à la variabilité du soleil dans la zone extrême de l'ultraviolet et des rayons X. Néanmoins, les incertitudes rencontrées quand on recueille des informations concernant la distribution spectrale de flux solaire radiant, sont inférieures à celles rencontrées à partir de la courbe d'irradiance solaire, du flux des meilleurs simulateurs solaire de haute énergie disponibles. Se han hecho observaciones sobre la distribución espectral de la radiación electromagnética solar con longitudes de onda desde menores de 1 Å (10−8 cm) hasta mayores de 100m (104 cm), mediante empleo de muy diversas técnicas, cada una de las cuales corresponde a sólo una pequeña parte de la gama total. La mayor parte de la energía emitida por el sol (un 98 por ciento), se halla comprendida entre 3000 y 40,000 Å. Une porción importante de la radiación situada entre dichos límites de longitud de onda consique penetrar la atmósfera terrestre, lo que permite su estudio a nivel del suelo. Mediante observación de la cantidad de energía solar que incide sobre el suelo a muchas horas del día, es posible hacer una extrapolación que indique con bastante exactitud el valor de la energía recibida en la parte superior de la atmósfera, es decir, la llamada constante solar. No se ha detectado a nivel del suelo radiación solar con longitud de onda menor de 2900 Å approximadamente, ni puede atravesar la atmósfera gran cantidad de radiación infrarroja con longitudes de onda inferiores a 30–40,000 Å. Por lo tanto, la observación de estas regiones espectrales debe ser hecha desde cohetes o satélites. También se logran resultados satisfactorios empleando globos y determinados tipos de avión, especialmente en lo que respecta a la región infrarroja. Ademàs de las dificultades que normalmente han de afrontarse en la realización de experimentos espaciales, estàñ las motivadas por falta de adecuades normas de laboratorio y por la variabilidad del sol en la región extrema de rayos ultra-violeta y rayos X. Sin embargo, los elementos de duda en la información sobre distribución del flujo radianere solar son menores que las divergencias, respecto a la curva de irradiación solar, del flujo presentado por los mejores simuladores solares de gran capacidad disponibles.