Upozornění pro čtenáře a uživatele této knihy

Všechna práva vyhrazena. Žádná část této tištěné či elektronické knihy nesmí být reprodukována ani šířena v papírové, elektronické či jiné podobě bez předchozího písemného souhlasu nakladatele. Neoprávněné užití této knihy bude trestně stíháno.

Tomáš Matuška

Solární zařízení v příkladech

TIRÁŽ TIŠTĚNÉ PUBLIKACE:

Vydala Grada Publishing, a.s.

U Průhonu 22, 170 00  Praha 7

tel.: +420 234 264 401, fax: +420 234 264 400

www.grada.cz

jako svou 5027. publikaci

Odpovědná redaktorka Ing. Jitka Hrubá

Sazba Vladimír Velička

Návrh a realizace obálky Eva Hradiláková

Počet stran 256

Vydání 1., 2013

Vytiskla tiskárna GRASPO CZ, a. s.

© Grada Publishing, a.s., 2013

Cover Design © Eva Hradiláková, 2013

Názvy produktů, firem apod. použité v knize mohou být ochrannými známkami nebo registrovanými ochrannými známkami příslušných vlastníků, což není zvláštním způsobem vyznačeno.

ISBN 978-80-247-3525-2

ELEKTRONICKÉ PUBLIKACE:

E-knihu ve formátu EPUB vytvořil Jan Löffelmann

ISBN 978-80-247-8036-8 (ve formátu PDF)

ISBN 978-80-247-8039-9 (ve formátu EPUB)

■ Předmluva

Mezi současnými zdroji tepla představují solární tepelné soustavy bezemisní zařízení s minimálním dopadem na spotřebu primární neobnovitelné energie. Jsou založeny na přímé přeměně nevyčerpatelné sluneční energie dostupné všem a všude bez rozdílu. To řadí solární zařízení mezi obnovitelné zdroje energie současnosti i budoucnosti bez ohledu na aktuální politické preference energetického mixu v České republice. Svým charakterem se solární zařízení řadí mezi úsporná opatření (spořiče energie) než typické zdroje, které lze na povel zapnout a vypnout. V ekonomicky reálných instalacích proto solární zařízení potřebují pro celoroční provoz vždy záložní zdroj tepla.

Solární teplo je využitelné všude, kde potřeba tepla vzniká. Ne všude jsou však solární zařízení konkurenceschopná s konvenčními zdroji tepla. Ekonomika projektů je zatím výzvou nejen výrobcům a výzkumníkům, ale i politické vůli a podpoře. Ke zlevnění výroby může dojít pouze v souvislosti s nasazením masové výroby ve velkých sériích. Druhou šancí je změna chápání solárního kolektoru jako primárně technologického zařízení, ale jako základního stavebního prvku obvodového pláště budov. S tím nutně souvisí změna materiálové základny a zjednodušení konstrukce.

Kniha je souhrnem zkušeností se solárními soustavami v různých oblastech použití od rodinných domů pro průmyslové provozy. Snahou bylo poskytnout aktuální a komplexní náhled na problematiku, přístupný širší veřejnosti, nejen té odborné. Těžiště zpracovaných témat leží v mé přednáškové činnosti z posledních let, nicméně pro účely knihy byla témata v jednotlivých oblastech výrazněji rozpracována a doplněna do podoby kompaktního textu. Jádro kapitol zpravidla tvoří vysvětlení principů jak konkrétní solární zařízení pracují; názorné analýzy (co a jak ovlivňuje návrh a provoz solárních zařízení) a příklady realizací na území ČR. Výjimkou jsou soustavy centralizovaného zásobování solárním teplem s dlouhodobou akumulací, které v České republice dosud realizovány nejsou.

Důraz je kladen na ukázání konkrétních čísel a reálných energetických přínosů využití sluneční energie, přestože pro lepší čitelnost textů nejsou uváděny všechny detailní okrajové podmínky výpočtů. Analýzy jsou provedeny pro klimatické údaje České republiky z let s nízkou sluneční aktivitou, tzn. uváděné údaje o přínosech jsou konzervativní hodnoty, za které je možné se zaručit a v běžné praxi očekávat vyšší. Vybrané příklady realizovaných soustav jsou buď nějakým způsobem technicky zajímavé, ať už nevšedním technickým řešením nebo jen tím, že jsou dlouhodobě monitorované a lze na nich ukázat skutečně dosahované přínosy. Nedílnou součástí kapitol jsou poznámky v modrých polích, které se snaží téma posunout a nahlédnout z jiné strany.

Řada představených analýz by nevznikla bez obětavé pomoci kolegy Bořivoje Šourka, který pro ně připravil simulační modely v prostředí TRNSYS. Podobně, uváděné výsledky ze zkoušek solárních kolektorů vznikly při naší společné práci v Solární laboratoři Ústavu techniky prostředí na ČVUT v Praze. Na závěr děkuji kolegům z firem dlouhodobě působících v oblasti solární tepelné techniky za poskytnutí obrazového materiálu, cenných rad a praktických náhledů i za kladené dotazy, které inspirovaly některé z představených analýz.

V srpnu 2012Tomáš Matuška

Věnováno Háně za nekonečnou trpělivost...

■ 1 Sluneční energie

Člověk využívá sluneční energii od té doby, co je člověkem. Sluneční energie je zdrojem všeho živého na zemském povrchu. Vprastarých kulturách bylo Slunce vždy předmětem úcty, člověk cítil naprostou závislost života na jeho energii. Sluneční energie je vhistorii lidského rodu tradičním avelmi dlouhou dobu jediným zdrojem energie. Využívání fosilních ajaderných paliv je zhlediska jejich časové dostupnosti pouhým přechodovým obdobím. Fosilní paliva nemají svůj původ nikde jinde než právě ve sluneční energii, uložené vbiomase před stovkami miliónů let. Vdobě, kdy se způsoby zajištění energetických potřeb lidstva stávají celospolečenským tématem, se pozornost obrací opět kzákladnímu zdroji energie pro naši planetu.

■ 1.1 Slunce

Země je součástí planetární soustavy, jejímž středem je Slunce. Slunce je nám nejbližší anejdůležitější hvězdou. Je trvalým zdrojem veškeré energie pro naši planetu. Slunce má tvar koule oprůměru 1,39 miliónů kilometrů, tj. 109krát větším než je průměr Země. Od Země je Slunce vzdáleno vprůměru 150 miliónů kilometrů. Hmotnost Slunce je 2×10^30 kg a je tak 330 000krát hmotnější než Země, tvoří přibližně 99,9 % hmotnosti celé sluneční soustavy. Proto jsou planety Sluncem přitahovány aobíhají okolo něj.

■ 1.1.1 Zdroj energie

Slunce se skládá převážně zatomárního vodíku (70%), helia (28%) aznepatrného množství ostatních prvků periodické soustavy (2%). Někdy se místo hmotnostních procent uvádí podíly počtu atomů jednotlivých prvků: 91% vodíku, 9% helia. Všechny prvky jsou ve hmotě Slunce obsaženy ve skupenství plazmy. Zdrojem energie Slunce je termonukleární reakce – jaderná fúze – probíhající vcentrální oblasti Slunce, při které dochází kpřeměně lehčích jader vodíku na těžší jádro helia.

Obr. 1.1 Schematický řez Slunce

Přeměna probíhá při teplotách desítek miliónůKatlacích desítek miliard MPa za stavu, při němž jsou všechny atomy zcela ionizovány. Protony za těchto podmínek na sebe narážejí tak vysokými rychlostmi, že se překonává jejich elektrická odpudivost. Při srážkách se dostávají ksobě natolik blízko, že vlivem vysoké jaderné přitažlivosti jádra atomů splynou. Každou sekundu se přemění 564miliónů tun vodíku na 560 miliónů tun helia. Hmotnost vzniklého jádra helia je menší než hmotnost čtyř protonů vodíku vstupujících do reakce. Rozdíl hmoty se při reakci přemění na energii podle známého vztahu E = m×c^2. Vyčíslením vznikajícího výkonu lze dospět khodnotě 3,6×10^26W. Pro naše běžná technická měřítka je to nepředstavitelný výkon, který Slunce uvolňuje přeměnou hmoty venergii.

Na obr. 1.1 je znázorněn řez Sluncem. Jaderná fúze probíhá vcentrální oblasti Slunce, která zasahuje do cca 23% jeho poloměru. Nad jádrem, do 70% poloměru Slunce, se nachází tzv. radiační zóna, oblast svelmi vysokou hustotou ateplotou postupně klesající až na 130 000K. Energie uvolněná vjádru Slunce ve formě rentgenových fotonů svysokým energetickým obsahem proniká velmi hustou radiační zónou směrem kpovrchu. Rentgenové fotony se cestou přeměňují na tisíce energeticky „chudších“ fotonů odelší vlnové délce. Záření tak mění své spektrální složení směrem květším vlnovým délkám afotony snižují svůj energetický obsah. Konvekční zóna mezi radiační zónou apovrchem Slunce má hustotu již výrazně nižší ahlavním způsobem přenosu energie je konvekce. Vnějším viditelným obalem Slunce – fotosférou – je energie vyzařována do kosmického prostoru již jako převážně ultrafialové, světelné ainfračervené záření voblasti vlnových délek 0,2 až 3,0 µm. Znebezpečného rentgenového záření vznikajícího uvnitř Slunce se cestou na povrch stává převážně životodárné sluneční záření.

Vzdálenost od středu kpovrchu Slunce je zhruba 700 000km afotonům rentgenového záření trvá milion let než se proměněné vtisíce fotonů světelného záření dostanou kpovrchu. Země je od Slunce vzdálena vprůměru okolo 150 milionů kilometrů. Sluneční záření se ve volném meziplanetárním prostoru pohybuje přímočaře rychlostí 300 000km/s, není ničím brzděno ani pohlcováno. Jednoduchým výpočtem lze určit, že na zemský povrch „doletí“ za pouhých 500s, tj. 8 minut a20 s. Jak uvádí známý český astronom J. Kleczek: „sluneční záření, které dnes vidíme jako světlo apociťujeme jako teplo, bylo uvolněno jadernou fúzí vnitru Slunce vdobě, kdy pračlověk na Zemi zapaloval první oheň. Za dobu, než se sluneční energie prodrala zjádra Slunce kjeho povrchu, se zatím člověk vyvinul vinteligentní bytost současnosti“ [1].

Hustota toku energie vyzařované zpovrchu Slunce je okolo 60 MW/m^2. Podle množství helia, které až dosud ve Slunci vzniklo, lze stáří Slunce odhadnout na zhruba 5 miliard let apředpokládá se, že jaderná fúze bude pokračovat ještě dalších 5 až 10 miliard let. Znaší lidské perspektivy je tedy energie vyzařovaná Sluncem nevyčerpatelným atrvalým zdrojem energie.

Sluneční záření na cestě kZemi není ničím pohlcováno apřichází na hranici atmosféry ve stejném spektrálním složení, snímž opustilo Slunce, avšak při značně zmenšené hustotě zářivého toku způsobené tím, že se výkon srostoucí vzdáleností rozptýlí na větší plochu. Zcelkového výkonu vyzařovaného Sluncem dopadá na naši Zemi pouze zlomek – jedna půlmiliardtina – mezi 170a180tisíciTW (bilionů wattů). Podobně nepatrná část je zachycena ostatními planetami sluneční soustavy. Zbývající tok záření, tzn. vpodstatě téměř celý tok vyzařované sluneční energie, uniká do mezihvězdného amezigalaktického prostoru.

Celosvětová spotřeba energie lidstvem na Zemi vroce 2010 byla odhadnuta na 12 275milionů tun ropného ekvivalentu [33], což odpovídá 142 PWh nebo 512 miliardám GJ. Zhruba 90% spotřebované energie pochází ze spalování fosilních paliv. Přitom na zemskou atmosféru ročně dopadne 1,5 milionu PWh sluneční energie, na zemský povrch se dostane zhruba jedna polovina. To znamená, že Slunce nás ročně zásobuje energií přesahující více než 5 000krát naše energetické potřeby. Tato energie je čistá, zpohledu lidského rodu věčná asama osobě zdarma.

■ 1.1.2 Sluneční konstanta

Hustota zářivého toku sluneční energie na jednotku plochy kolmé ke směru šíření záření, dopadající při střední vzdálenosti Slunce od Země na vnější povrch zemské atmosféry, se nazývá sluneční konstanta. Na základě dlouhodobých družicových měření se hodnota sluneční konstanty uvádí 1 367W/m^2. Združicového pozorování byly zároveň vzávislosti na přirozené sluneční aktivitě zjištěny pouze malé změny hodnoty sluneční konstanty o0,1%. Na hranici atmosféry tedy každoročně přichází stejné množství energie bez výrazných výkyvů.

Je zajímavé se podívat, jak jsou na tom se sluneční konstantou ostatní planety sluneční soustavy. Například Merkur, Slunci nejbližší planeta, má sluneční konstantu 9 040W/m 2, zatímco vzdálený Neptun pouze 1,5W/m^2.

Sluneční konstanta se uvádí pouze jako jediná střední hodnota. Nicméně, hustota toku slunečního záření dopadajícího kolmo na vnější povrch zemské atmosféry během roku konstantní není. Země obíhá okolo Slunce po eliptické dráze, přičemž Slunce je vjednom zohnisek. Vzdálenost mezi Sluncem aZemí se během roku mění pouze o±1,7 %. Tak malá změna je způsobena tím, že eliptická oběžná dráha je velmi blízká dráze kruhové. Se změnou vzdálenosti se mění ihustota toku slunečního záření occa ±3,3 %. Zgrafické závislosti proměnlivosti hustoty toku slunečního záření (viz obr. 1.2) je patrné, že vzimě vnější povrch atmosféry přijímá více slunečního záření než vlétě, vzhledem ke skutečnosti, že Slunce je kZemi blíž než vlétě.

Obr. 1.2 Změna toku slunečního záření dopadajícího na vnější povrch atmosféry během roku

Životní zkušenost na severní polokouli však říká něco jiného. Vlétě je dopadajícího slunečního záření více než vzimě. Nízká úroveň slunečního záření vzimním období vnašem klimatickém pásmu je však způsobena jiným jevem – ato odklonem severní polokoule Země od Slunce vlivem precesního pohybu zemské osy atedy nižším úhlem dopadu slunečních paprsků, které překonávají větší hmotu atmosféry avíce se pohltí. Druhým jevem působícím snížení dopadajícího záření vzimě je zvýšená oblačnost.

■ 1.1.3 Spektrum slunečního záření

Záření Slunce si lze přiblížit jako záření dokonale černého tělesa spovrchovou teplotou okolo 5 800K. Sluneční záření je elektromagnetické vlnění, které zahrnuje vlnové délky řádově od nanometrů (rentgenové aultrafialové záření) až do několika metrů (rádiové záření). Spektrální průběh hustoty zářivého toku vzávislosti na vlnové délce záření je pro dokonale černé těleso při dané teplotě určen Planckovým zákonem. Sklesající teplotou tělesa klesá hustota zářivého toku azároveň se maximum spektrální charakteristiky posouvá do oblasti větších vlnových délek. Pro sluneční záření se maximum pohybuje okolo vlnové délky 0,5 µm, což je vlnová délka žluto/zelené barvy. Reálný spektrální průběh hustoty zářivého toku ze Slunce není tak hladký jako udokonale černého tělesa vlivem nehomogenního povrchu fotosféry (viz obr. 1.3).

Obr. 1.3 Spektrální charakteristika zářivého toku sluneční energie na hranicích zemské atmosféry

Naprostá většina energie slunečního záření odcházejícího ze slunečního kotouče je soustředěna voblasti vlnových délek od 0,2 do 3,0 µm. Vtéto oblasti lze rozlišit různé druhy záření srůzným energetickým obsahem. Voblasti vlnových délek od 0,20 do 0,40 µm se nachází ultrafialové záření (zkratka UV), tj. záření „za fialovou“ barvou. Ultrafialové záření se dělí na UVC: pod 0,28µm; UVB: 0,28 až 0,32 µm aUVA: 0,32 až 0,40 µm. Energie „tvrdého“ UVC aUVB záření je schopná rozkládat nebo narušovat bílkoviny nebo jiné životně důležité organické sloučeniny svážnými následky pro metabolismus postiženého organismu. Je zhoubné pro většinu živých organismů anegativně ovlivňuje růst rostlin. UVC záření se používá kdezinfekčním účelům (UV lampy). Pro život na Zemi je důležitým faktem, že naprostá většina škodlivého UV záření je absorbována ozónem vozónové vrstvě. Na zemský povrch dopadá vpodstatě pouze UVA záření (99% zveškerého ultrafialového záření), které se někdy označuje jako „černé světlo“. Pro člověka je ultrafialové záření neviditelné, avšak někteří živočichové ho vnímají. Voblasti UV záření přichází do atmosféry okolo 9% celkové energie slunečního záření.

Viditelné záření (VIS), které je člověk schopný vnímat zrakem, přichází ze Slunce voblasti vlnových délek od 0,40 do 0,75µm. Ve viditelném záření rozlišujeme konkrétní barvy. Každá barva má svou vlnovou délku, od kratších délek fialové amodré barvy přes zelenou, žlutou až po červenou (viz obr. 1.4).

Obr. 1.4 Spektrální barvy ajejich vlnové délky, spojité spektrum bílého světla

Záření ovlnové délce kratší nebo delší než vuvedeném rozmezí pro člověka viditelné není. Lze je zviditelnit zvláštní přístrojovou technikou převodem spektra do viditelné oblasti (např. termovizní snímky vinfračervené oblasti). Oblast viditelného záření obsahuje významnou část energie slunečního záření, okolo 41% zcelkové dopadající energie.

Slunce, jako většina reálných zdrojů světla, vysílá záření různých vlnových délek (směs). Lidské oko není schopné samostatně rozlišit jednotlivé složky spektra, ale vnímá směs vlnových délek jako jednu barvu. Směs všech barev vnímá jako bílou (neutrální barvu). Aopačně, bílé světlo lze na optickém hranolu nebo rozptýlením na kapičkách vody vatmosféře rozložit na jednotlivé složky – barvy – ve formě duhy. Mícháním různých vlnových délek je možné vytvořit barvy, které ve viditelném spektru nenalezneme, neboť nemohou být reprezentovány jedinou vlnovou délkou. Tyto nespektrální barvy jsou například šedá, růžová nebo zmíněná bílá.

„Pod červenou“ barvou voblasti vlnových délek od 0,75µm do 1mm se nachází oblast infračerveného záření. Pro upřesnění se dělí na blízké infračervené záření od 0,75 do 5,00µm, střední od 5 do 30µm adaleké od 30µm do 1mm. Oblast infračerveného záření obsahuje nezanedbatelných 50% energie slunečního záření. Stím je nutné při využití sluneční energie počítat. Předměty kolem nás při běžných teplotách 0 až 100 °C září ve střední infračervené oblasti. Teplotě 0 °C odpovídá vlnová délka maxima 10µm, teplotě 100 °C odpovídá maximum okolo 7,8µm.

■ 1.2 Sluneční energie na zemském povrchu

■ 1.2.1 Průchod slunečního záření atmosférou

Sluneční záření vstupuje do atmosféry ve výšce cca 60 km na zemským povrchem. Atmosféra se skládá převážně zdvojatomových plynů dusíku akyslíku. Ve vysokých vrstvách atmosféry – ionosféře – pohlcují tyto dva základní atmosférické plyny přicházející ultrafialové arentgenové záření. Níže se nachází ozonosféra, vrstva svysokým obsahem ozonu, který pohlcuje zbývající část životu nebezpečného ultrafialového záření (UVC). Vnejnižších vrstvách atmosféry – vtroposféře – dochází kpohlcování různých vlnových délek spektra slunečního záření vodní párou, oxidem uhličitým, prachem aaerosoly.

Když se hovoří otom, že sluneční záření dopadající na Zemi vstupuje do atmosféry, je dobré si uvědomit, že nelze určit jednoznačnou hranici, kde atmosféra začíná. Svrchní vrstva atmosféry plynule přechází do meziplanetárního prostoru.

Atmosféra nás vpodstatě chrání před škodlivými účinky záření okrátkých vlnách: ultrafialového, rentgenového agama záření. Na zemský povrch se dostává neškodná část ultrafialového záření, viditelné světlo, infračervené záření arádiové vlny. Na obr. 1.5 je kromě spektrální charakteristiky slunečního záření vně atmosféry (spektrum AM0) znázorněna spektrální charakteristika po průchodu atmosférou kolmo na zemský povrch (spektrum AM1).

Obr. 1.5 Spektrální charakteristika zářivého toku sluneční energie procházejícího zemskou atmosférou

Ze spektrální charakteristiky na zemském povrchu je patrné především „odfiltrování“ UVC záření avýznamné pohlcení záření vodní párou vatmosféře. Na zemský povrch dopadá sluneční záření svýznamným energetickým obsahem voblasti vlnových délek od 0,3 do 3,0 µm.

Označení spektra AM (Air Mass) označuje hmotu atmosféry, resp. vyjadřuje poměrnou délku dráhy pomyslného slunečního paprsku procházejícího atmosférou vzhledem knejkratší možné dráze, tj. kolmo na zemský povrch. Súhlem dopadu slunečního záření na zemský povrch se mění délka dráhy, kterou sluneční paprsek musí urazit atedy itloušťka vzduchové vrstvy atmosféry, kterou musí projít. Spektrum AM1 je pro kolmý úhel dopadu, AM1,5 pro zenitový úhel 37° aAM2 pro 60°.

Vprůměrné roční bilanci se zcelkového toku energie slunečního záření ze Slunce zpět do vesmíru odrazí od mraků, částeček prachu azemského povrchu zhruba 34%. Atmosféra pohltí okolo 19%. Zbývající část sluneční energie je pohlcena zemským povrchem (47%). Záření pohlcené zemským povrchem se mění vteplo, které je vyzařováno zpovrchu Země jako infračervené záření (14 %). Infračervené záření je pohlcováno vatmosféře víceatomovými plyny, což vede ktrvalému zvýšení teploty zemského povrchu (skleníkový efekt). Tuto tepelnou energii prostředí (vzduchu, země, vody) onízké teplotě lze využívat přečerpáváním na vyšší využitelnou teplotu tepelnými čerpadly. Značné množství energie dopadající na rozsáhlé plochy oceánů se spotřebuje na vypařování vody (23%). Vodní pára je proudy vzduchu vynášena nahoru, kde vchladnějších vrstvách atmosféry kondenzuje, předává své skupenské teplo okolnímu vzduchu ave formě srážek přichází zpět na zemský povrch aje základem vodní energie využitelné ve vodních elektrárnách. Zbytek slunečního záření pohlceného zemským povrchem (10%) je odveden konvekcí do vzduchu. Vzduch zahřátý od povrchu Země stoupá nahoru ana jeho místo proudí těžší chladný vzduch, čímž vznikají větry. Energii lokálního nebo globálního proudění větru je možné využívat ve větrných elektrárnách. Pouze nepatrné množství sluneční energie dopadající na Zemi (asi 1‰) připadá na biologické reakce probíhající vbiosféře, především na fotosyntézu, která svyužitím energie slunečního záření vytváří biologickou hmotu ze základních prvků uhlíku, kyslíku avodíku – biomasu.

Energie slunečního záření je tak nepřímo podstatou všech obnovitelných zdrojů energie na Zemi: energie prostředí, vodní energie, větrné energie, energie biomasy svýjimkou energie geotermální aslapové, jejichž příspěvky jsou oněkolik řádů nižší.

■ 1.2.2 Přímé adifuzní záření

Na vnější povrch atmosféry dopadá sluneční záření vnerozptýlené formě, které si lze představit jako paprsky přicházející přímo ze slunečního kotouče. Průchodem atmosférou dochází kjeho rozptýlení na částicích prachu, krystalcích ledu či kapičkách vody. Část zářivého toku pak zoblohy přichází ve formě rozptýleného, tzv. difuzního slunečního záření, které nemá směrový charakter – je všesměrové – přichází ze všech směrů se stejnou intenzitou. Sluneční záření nerozptýlené se označuje jako přímé slunečního záření amá výrazně směrový charakter. Zjednodušeně lze konstatovat, že přímé sluneční záření přichází tehdy, je-li viditelný sluneční kotouč. Výkonová hustota přímého slunečního záření je oproti difuznímu značně závislá na úhlu dopadu. Kdifuznímu záření se počítá izáření odražené od okolních ploch, zvláště od terénu. Vychází se zpředpokladu, že naprostá většina povrchů vpřírodě jsou povrchy difuzní, tzn. že ipřímé úhlově závislé sluneční záření dopadající na takový povrch se odrazí do všech stran více či méně se stejnou intenzitou (všesměrově). Vprostředí měst svýrazným podílem lesklých ploch tento předpoklad platí omezeně.

Rozlišují se dvě základní veličiny popisující energetický obsah slunečního záření: jednak výkonová hustota zářivého toku slunečního záření, označovaná jako sluneční ozáření G ve W/m^2 adále hustota dopadající energie za časový úsek, označovaná jako dávka slunečního ozáření H vkWh/m^2.

Pro rozlišení základních termínů je vhodné ještě zavést následující jednoduchou asnad srozumitelnou konvenci používanou nejen vtéto knize. Termín  sluneční přísluší všem veličinám ajevům, které souvisí se Sluncem ajeho aktivitou, např. sluneční záření, sluneční konstanta, sluneční soustava, apod. Termín solární je spojen stechnickým využitím slunečního záření, např. solární kolektor, solární soustava, solární zisk, apod. Pro další termíny zoblasti solární tepelné techniky viz [4].

Tab. 1.1 Hodnoty celkového slunečního ozáření

G = Gb + Gd

poměr Gd / G

Jasná obloha

700–1 000 W/m^2

10–20%

Lehce zataženo

200–700 W/m^2

20–80%

Silně zataženo

100–200 W/m^2

80–100%

Vtab. 1.1 jsou uvedeny typické hodnoty celkového slunečního ozáření G pro různé stavy oblačnosti. Celkové sluneční ozáření G je součtem přímého slunečního ozáření Gb adifuzního slunečního ozáření Gd. Úrovně slunečního ozáření jsou podmíněny ročním obdobím pouze částečně, zejména však aktuální oblačností asklonem přijímající plochy. Proto při jasném zimním dnu lze vpoledne při kolmém úhlu dopadu naměřit úroveň slunečního ozáření blížící se hodnotě 1 000 W/m^2. Naměření hodnot slunečního ozáření významně přesahujících 1 000W/m^2 zpravidla naznačuje významnou složku odraženého slunečního záření, např. od lesklé plechové střechy.

Na obr. 1.6 jsou porovnány podíly přímého záření na celkové dopadající sluneční energii během roku pro Prahu vtypickém meteorologickém roce.

Obr. 1.6 Podíl přímého (tmavá) adifuzního (světlá) slunečního záření během roku (typický rok pro Prahu)

Vprůměru během roku se přímé sluneční ozáření na plochu skloněnou pod úhlem odpovídajícím zeměpisné šířce (zjednodušeně uvažováno jako optimum 50°) podílí na celkovém ozáření okolo 50%. Vyšší poměrné hodnoty jsou patrné vzimním období, vletním poměr klesá vzhledem kodlišnému typu oblačnosti. Podobně jsou na obr.1.7 porovnány celoroční poměry mezi přímým adifuzním slunečním ozářením pro různá místa vEvropě od severních zeměpisných šířek po jih Evropy.

Obr. 1.7 Podíl přímého (tmavá) adifuzního (světlá) slunečního záření během roku pro různá místa Evropy při optimálním sklonu (TMY Meteonorm)

Jižní Evropa pod zeměpisnou šířkou 45° vykazuje celoroční podíly přímého slunečního záření nad 60% aodpovídající vysoké úrovně dopadající sluneční energie nad 1 500kWh/(m^2·rok). Zatímco celoroční dopadající sluneční energie ve střední aseverní Evropě je srovnatelná, střední Evropa okolo padesátérovnoběžky má podíly přímého záření zhruba o10% nižší než severní část Evropy. Podíl přímého slunečního záření vČeské republice se pohybuje pod 50%.

Zpodílu přímé složky dopadající energie slunečního záření lze usuzovat na vhodnost lokality pro použití optických prvků pro soustředění slunečního záření, např. reflektorů či čoček. VČeské republice se solární kolektory svysokými koncentračními faktory neprosazují právě zdůvodu nepříliš vhodných klimatických podmínek snízkým podílem energie přímého záření. Lze tedy předpokládat, že se na našem území nebudou stavět koncentrační solární elektrárny, využívající parabolických žlabů kprodukci přehřáté páry pro turbínu nebo Stirlingových motorů umístěných vohnisku parabolické mísy.

Jak se mění podíl jednotlivých složek slunečního záření při dopadu na plochu srůzným sklonem je naznačeno na obr. 1.8.

Obr. 1.8 Podíl složek slunečního záření dopadajícího na jižně orientovanou plochu srůzným sklonem

Pro případ jižně orientované plochy aúdajů typického meteorologického roku pro Prahu jsou vyjádřeny poměry vzávislosti na úhlu sklonu. Čím větší sklon má plocha od vodorovné roviny, tím více přijímá odraženého záření od terénu. Jinými slovy lze říci, že „více vidí“ terén atedy od něj více přijímá odražené záření. Podobně – avšak naopak – rostoucí sklon neumožňuje difuznímu záření zcelé polokoule oblohy dopadat na plochu, neboť plocha „vidí“ pouze omezenou výseč oblohy danou sklonem plochy. To se projeví vnižší úrovni difuzní oblohové složky dopadajícího slunečního záření.

■ 1.3 Měření veličin slunečního záření

Informace oúrovni slunečního záření jsou zapotřebí pro návrhové výpočty ahodnocení projektovaných irealizovaných solárních soustav. Hlavními radiačními veličinami, které se měří vmeteorologických stanicích, jsou především celkové sluneční ozáření na vodorovnou rovinu adoba trvání slunečního svitu. Při zkoušení solárních kolektorů asoustav se měří také celkové sluneční ozáření, avšak na rovinu se sklonem solárních kolektorů. Uspeciálních metod zkoušení kolektorů (viz quazidynamická metoda) se měří idifuzní ozáření.

■ 1.3.1 Měření celkového slunečního ozáření

Pyranometry jsou přístroje pro měření hemisférického slunečního ozáření, tj. výkonové hustoty přímého adifuzního záření přicházejícího zpolokoule oblohy na vodorovnou rovinu, ajsou nejčastěji používanými přístroji pro měření slunečního ozáření. Čidla jsou často kryta jedním nebo dvěma polokulovými kryty pro zabránění vlivu dlouhovlnného záření aochlazování čidla účinky větru, případně vedením do okolního prostředí. Dvojitý kryt zabezpečuje vysokou těsnost přístroje vůči atmosférickým vlivům.

Rozlišují se vzásadě dva druhy kvalitních pyranometrů stermočlánkovými čidly vykazujícími 100% citlivost vcelém rozsahu slunečního záření: segmentový (hvězdicový) aterčíkový (vizobr.1.9).

Obr. 1.9 Segmentový aterčíkový pyranometr, zdroj: Nova Lynx, Kipp&Zonen

Segmentový pyranometr má čidlo složené ze 6 nebo 12 tenkých měděných radiálních segmentů, střídavě černých abílých. Vkaždém segmentu je několik termočlánků, dohromady vcelém čidle zpravidla několik desítek termočlánkových spojů. Černé segmenty čidla jsou opatřeny vysoce pohltivou černí, bílé segmenty nátěrem, který vykazuje téměř dokonalý odraz slunečního záření. Při vystavení slunečnímu záření dochází kteplotnímu rozdílu mezi černými abílými segmenty ateplotní rozdíl je přímo úměrný slunečnímu ozáření bez závislosti na teplotě okolí. Terčíkové pyranometry využívají násobný termočlánek pro měření teplotního rozdílu mezi černým povrchem čidla ahmotným tělem přístroje, stíněným od vlivu slunečního záření.

Existují idalší druhy čidel slunečního ozáření, např. sbimetalovými elementy ohřívanými slunečním zářením spřenosem mechanického pohybu na zapisovač nebo pyranometry založené na polovodičových (fotovoltaických) čidlech. Oba druhy však mají řádově nižší přesnost měření. Ufotovoltaických snímačů je hlavní nevýhodou jejich spektrálně omezená citlivost na dopadající sluneční záření (vpodstatě pouze viditelná oblast), která je neumožňuje použít pro měření sdostatečnou spolehlivostí klaboratorním účelům.

Fotovoltaická čidla se vzhledem knízké spektrální citlivosti voblasti infračerveného záření používají pouze korientačnímu měření. Chyba těchto čidel může principiálně nastávat zvláště ve dnech svysokou vlhkostí aoblačností, kdy se ve spektrální charakteristice projevuje výrazný pokles vlivem pohlcování infračervené složky slunečního záření, aniž by kpodobnému jevu docházelo ve viditelné části spektra. Na druhé straně fotovoltaické čidlo představuje ořád levnější přístroj ve srovnání skvalitními termočlánkovými pyranometry.

■ 1.3.2 Měření přímého slunečního ozáření

Pyrheliometr (někdy nazýván aktinometr) je přístroj využívající kolimované čidlo pro měření slunečního ozáření přicházejícího přímo ze Slunce amalé části oblohy okolo (přímé sluneční ozáření) při kolmém úhlu dopadu (viz obr. 1.10).

Obr. 1.10 Pyrheliometr, zdroj: Kipp&Zonen

Uzákladního principu je na patě dostatečně dlouhé kolimační trubice smalým zorným úhlem 5,7° umístěn pohltivý pásek stermočlánkovým čidlem. Vkomoře chráněné před slunečním zářením je umístěn druhý pásek. Oba pásky mají možnost elektrického ohřevu ajsou vybaveny termočlánkem. Při měření je pásek vkolimační trubici vystaven slunečnímu záření sledováním pohybu Slunce po obloze. Stíněným páskem prochází elektrický proud aohřívá ho pro dosažení stejné teploty jako uexponovaného pásku. Při nulovém teplotním rozdílu se množství elektrické energie dodané do stíněného pásku rovná sluneční energii pohlcené exponovaným páskem. Pyrheliometry jsou normálovými přístroji (etalony) pro měření slunečního ozáření, podle kterých se kalibrují ostatní přístroje. Umoderních přístrojů se místo dvou pásků již používá násobný termočlánek s„teplými“ spoji ohřívanými slunečním zářením astudeným spoji vdobrém kontaktu spouzdrem. Dosažený rozdíl teplot je měřítkem slunečního ozáření. Kolimované čidlo je vždy spojeno sautomatickým polohovacím zařízením, které sleduje pohyb Slunce po obloze.

■ 1.3.3 Měření difuzního slunečního ozáření

Difuzní sluneční ozáření se měří pyranometry se stíněním čidla přístroje před přímou složkou záření. Obvykle se používá stínicí prstenec zčerně eloxovaného hliníku oprůměru cca 60cm ašířce 7,5cm (viz obr. 1.11).

Obr. 1.11 Měření difuzního záření (stínicí prstenec)

Prstenec umožňuje kontinuální měření difuzní složky během dne bez nutnosti automatického přestavování polohy stínicího prstence. Sklon prstence se přestavuje jednou za několik dní podle období vroce. Pyranometr sprstencem se používá při synchronizovaném měření celkového slunečního ozáření sdruhým nestíněným pyranometrem azrozdílu naměřených hodnot se stanovuje hodnota přímé složky slunečního ozáření.

■ 1.3.4 Měření doby trvání slunečního svitu

Důležitou veličinou vdlouhodobém sledování údajů oslunečním záření je skutečná doba trvání slunečního svitu. Jedná se odobu, po kterou je sluneční kotouč viditelný, tedy dobu přímého slunečního ozáření navíc svýkonovou hustotou větší než prahová hodnota 120W/m^2. Doba trvání slunečního svitu se vyjadřuje vhodinách adesetinách hodiny apatří kzákladním dlouhodobě hodnoceným klimatickým prvkům. Závisí nejen na astronomické délce dne, ale také na výskytu oblačnosti nebo mlh. Doba trvání slunečního svitu nepopisuje energii slunečního záření, ale umožňuje charakterizovat sluneční záření nepřímo.

Pro stanovení doby slunečního svitu se používají různé typy přístrojů. Campbell-Stokesův slunoměr (heliograf, viz obr. 1.12) je velmi starým přístrojem svíce než stoletou tradicí.

Obr. 1.12 Campbell-Stokesův slunoměr vypalující stopu vheliogramu

Používá skleněnou pevnou kouli oprůměru cca 10cm jako čočku, která vytváří obraz slunečního kotouče na protilehlém povrchu koule soustředěnými slunečními paprsky. Soustředěný solární obraz vypálí stopu na registrační pásek ztenkého ztuženého papíru kdykoliv je přímá složka záření vyšší než prahová hodnota. Stopa je vypalována po délce pásku během dne tak, jak se pohybuje ohnisko čočky spohybem Slunce po obloze. Délka vypálené stopy na záznamu slunoměru (heliogramu) udává dobu trvání slunečního svitu.

Snástupem automatického sběru dat se začaly používat různé druhy elektronických slunoměrů. Mezi ně patří vČR používaný slunoměr skruhovou clonou se štěrbinami po obvodě (vizobr.1.13).

Obr. 1.13 Digitální štěrbinový slunoměr, zdroj: Meteoservis

Za štěrbinami jsou umístěny vzájemně odstíněné fotodiody. Při pohybu Slunce po obloze proniká sluneční záření štěrbinami aozařuje fotodiody. Zporovnání intenzit osvětlení jednotlivých fotodiod lze vyhodnotit, zda dopadá pouze difuzní nebo ipřímé ozáření nad prahovou hodnotou.

■ 1.3.5 Měření odraženého slunečního záření

Albedometr se využívá pro měření odrazivosti obecného povrchu (albedo), nejčastěji zemského terénu. Skládá se vždy ze dvou pyranometrů (terčíkových nebo segmentových). Jeden přijímá celkové sluneční ozáření dopadající na daný povrch zoblohy adruhý je natočen čelem vůči povrchu apřijímá pouze zněj odražené záření (viz obr. 1.14).

Obr. 1.14 Albedometr, zdroj: Kipp&Zonen

Údaje zobou pyranometrů jsou zaznamenávány aalbedo se určí jako poměr ozáření odraženého kdopadajícímu. Jelikož obě čidla měří pouze sluneční ozáření vrozsahu 0,3 až 3,0µm, nejsou ovlivněna dlouhovlnným pozemským zářením.

■ 1.4 Sluneční energie vČR

Pro účely navrhování aposuzování jsou vyžadovány různé druhy údajů oslunečním záření. Pro projekční výpočty postačují průměrné hodnoty slunečního ozáření adenní dávky sluneční energie vdané lokalitě nebo vširší oblasti získané buď na základě dlouhodobých měření nebo odvozené teoretickým výpočtem, korigované informací oprůměrné oblačnosti či době trvání slunečního svitu. Pro účely podrobných simulačních výpočtů jsou vyžadovány údaje hodinové akratší, tzv. klimatické databáze ve formátu různých statisticky referenčních roků: typický meteorologický rok (TMY), návrhový referenční rok (DRY), testovací referenční rok (TRY) apod., které se odlišují buď metodou statistického zpracování nebo důrazem na váhu jednotlivých klimatických prvků.

■ 1.4.1 Zdroje údajů oslunečním záření

Český hydrometeorologický ústav [34] prostřednictvím Solární aozonové observatoře zabezpečuje provozní měření základních složek radiační bilance zemského povrchu na vybraných stanicích ČHMÚ. Soubor těchto stanic je pro odborné účely označován jako „Národní radiační síť“ aje tvořen 16 stanicemi. Pro účely posuzování potřeby energie na vytápění achlazení budov, ale také pro posuzování solárních soustav byla vsouladu snormovou statistickou metodikou [76] vytvořena meteorologická databáze ve formátu referenčního klimatického roku (RKR), poskytující hodinové údaje pro celé území ČR. Referenční klimatický rok reprezentuje typický charakter meteorologických poměrů vdaném místě aregionu. Databáze hodinových klimatických údajů referenčního roku byla pro území České republiky vytvořena na základě hodinových údajů základních meteorologických veličin: teplota vzduchu, tlak vodní páry, globální sluneční záření arychlost větru naměřených vsedmi páteřních meteorologických stanicích vletech 1991 až 2005. Klimatické údaje meteorologických veličin jsou ve formátu referenčního roku komerčně poskytovány pro vybranou lokalitu (specifikace kraje, okresu, katastru anadmořské výšky) na území České republiky [55].

Webová aplikace PVGIS (Photovoltaic Geographical Information System [35]) byla vytvořena výzkumným centrem Evropské komise (JRC) původně jako model zaměřený na využití pro výpočet produkce elektrické energie fotovoltaickými systémy vkonkrétním místě kdekoli vEvropě, nicméně lze ji použít ičistě pro účely získání klimatických údajů vkonkrétní lokalitě. Dávky slunečního ozáření pro zadanou obecnou plochu za průměrně reálných atmosférických podmínek jsou stanoveny výpočtem zúhrnných klimatických údajů naměřených vsíti 566 evropských pozemních meteorologických stanic na základě vlastností terénu vrozlišení rastru 1 km^2 (nadmořská výška, stínění reliéfem krajiny). Databáze nevyužívá satelitních měření slunečního ozáření vzhledem kneuspokojivé korelaci s pozemními měřeními zvláště vzimních měsících. Výstupem jsou průměrné měsíční údaje denní dávky slunečního ozáření na zadanou plochu, venkovní teploty ateploty vdobě slunečního svitu, případně doplňkové meteorologické parametry. Hodnoty jsou stanovené na základě vstupních informacích osouřadnicích GPS vinteraktivní mapě, viz obr. 1.15.

Obr. 1.15 Interaktivní mapa PV-GIS [9]

Aplikace Meteonorm je komplexní meteorologická reference skatalogem meteorologických údajů avýpočtovými procedurami mimo jiné ipro návrh solárních soustav aaplikací vjakékoli požadované lokalitě na světě [36]. Kromě vlastního programu je Meteonorm využíván pro řadu simulačních programů jako generátor klimatických údajů. Meteonorm obsahuje klimatické údaje zvíce než 8 000 meteorologických stanic směřenými parametry měsíčních průměrů celkového ozáření adoby trvání slunečního svitu (databáze 1981–2000), venkovní teploty, vlhkosti, srážek, rychlosti asměru větru (databáze 1961–1990, 1996–2005). VČeské republice Meteonorm využívá 32 různě vybavených stanic (sluneční záření pouze z8 stanic). Pro území snízkou hustotou meteorologických stanic směřením slunečního ozáření (> 300 km) jsou použity satelitní údaje (Heliosat II). Pokud jsou vzdálenosti stanic větší než 50 km, použijí se interpolace pozemních asatelitních údajů pro získání denních průměrů aměsíčních hodnot. Vlastní program je primárně metoda pro výpočet solárního ozáření na libovolně orientované askloněné plochy pro jakékoliv místo na světě. Výstupní soubor hodinových klimatických údajů může být vygenerován libovolnou metodou statistického zpracování avpožadovaném formátu pro různé simulační programy (TMY, TRY, DRY apod.).

Pro praktické výpočty vprojektování se používají teoreticky odvozené atabelované měsíční hodnoty teoretické denní dávky slunečního ozáření, difuzní dávky slunečního ozáření astřední hodnoty slunečního ozáření pro čtyři klimatické oblasti srůzným součinitelem znečištění (horská oblast, venkov, město, průmyslová oblast). Hodnoty byly získány výpočtem teoretického průběhu slunečního ozáření vždy pro 21.den vměsíci vpodstatě ze dvou základních parametrů: sluneční konstanty asoučinitele znečištění atmosféry. Hodnoty jsou tabelovány pro různé sklony aazimuty uvažované plochy [2,3]. Skutečné denní dávky slunečního ozáření jsou korigovány výpočtem svyužitím skutečné doby trvání slunečního svitu, získané např. zpublikovaných měření ČHMÚ.

■ 1.4.2 Roční hodnoty

Roční úhrny sluneční energie dopadající na vodorovnou rovinu vČR se vprůměru pohybují mezi 1 000 až 1 200kWh/(m^2·rok), tzn. 3 600 až 4 300MJ/(m^2∙rok). Obdobné hodnoty lze uvažovat ipro optimálně skloněné plochy orientované na jih. Úhrn sluneční energie dopadající na fasády (sklon 90°) dosahuje zhruba 70% hodnoty při optimálním sklonu.

Na obr. 1.16 ana obr. 1.17 je znázorněna mapa úhrnů slunečního záření pro celou ČR zrůzných zdrojů, ze kterých jsou patrné rozdíly mezi jižní částí Moravy aseverní částí Čech.

Obr. 1.16 Roční dávky slunečního záření na vodorovnou plochu vČR, zdroj: SolarGIS © 2011 GeoModel Solar s.r.o.

Obr. 1.17 Roční dávky slunečního záření na vodorovnou plochu vČR vMJ/(m^2·rok), zdroj: ČHMÚ

Nicméně rozdíly jsou zhruba ±10 % od průměrné hodnoty pro celé území. Podobné úhrny slunečního ozáření se vyskytují na většině území sousedního Německa (svýjimkou jeho jižní části). Naproti tomu vRakousku jsou nejnižší úhrny slunečního záření na úrovni 1 200kWh/(m^2·rok) anejvyšší roční úhrny slunečního záření dosahují hodnot 1 800 až 2 000kWh/(m^2·rok). Je vhodné proto voblasti využívání sluneční energie přebírat zkušenosti aprojekční podklady spíše zNěmecka, kde se díky obdobným podmínkám instalují stejné druhy solárních soustav se stejnými druhy kolektorů astejnými ročními přínosy, než zRakouska. VRakousku se prakticky neinstalují trubkové vakuové kolektory – tvoří řádově procenta trhu oproti ČR aNěmecku, kde trubkové kolektory zaujímají trvale 10 až 20% trhu. Přínosy solárních soustav vRakousku jsou sohledem na množství dopadající sluneční energie adekvátně vyšší než vČR aNěmecku.

Vdiskuzích nad snahami zaručit se za přínos navržené anainstalované soustavy se naskýtá otázka, jak se meziročně mění úhrny slunečního záření, které přímo ovlivňují solární zisky. Ze zkušenosti vyplývá, že jednotlivé roky se od sebe mohou lišit klimatickým charakterem, některý rok je deštivý, jiný je extrémně teplý apod. Na obr.1.18 jsou na příkladu let 1984 až 1997 porovnány naměřené roční dávky slunečního ozáření na vodorovnou rovinu (ČHMÚ).

Obr. 1.18 Porovnání naměřených dávek slunečního ozáření vrůzných letech, zdroj: ČHMÚ

Pro srovnání byly do grafu zahrnuty iúdaje pro typický meteorologický rok (TMY) často používaný vřadě simulačních nástrojů areferenční klimatický rok (RKR), poskytovaný ČHMÚ. Všechny údaje jsou pro oblast Praha. Dopadající sluneční energie na vodorovnou plochu se během časového úseku 14let meziročně neměnila ovíce než ±6% od průměrné hodnoty, pro sklon 45° jde orozptyl cca ±8%. Díky tomuto malému kolísání je tedy možné zaručit každoročně stálé přínosy solární soustavy bez obav zvýrazné proměnlivosti úhrnů dopadajícího slunečního záření. Pokud je některý měsíc vroce oproti jiným rokům podprůměrný, jiné měsíce příjem slunečního záření vykompenzují.

Zatímco klimatické údaje typického meteorologického roku (TMY) běžně používané vsimulačních nástrojích vedou krelativně konzervativním odhadům přínosů, použití klimatických údajů referenčního klimatického roku (RKR) vede koptimističtějším výsledkům. Kromě odlišné metodiky zpracování klimatických údajů je to dáno také tím, že TMY vychází ze starších údajů (1981 –2000) než RKR (1997–2005). Vposledním desetiletí dochází knárůstu ročních úhrnů slunečního záření. Pro stanovení garantovatelných přínosů solárních soustav je vhodnější použití konzervativnějších hodnot.

Skutečná doba trvání slunečního svitu je pomocným parametrem pro určení charakteristik slunečního záření. Je to doba přímého slunečního záření, závisí na oblačnosti apoužívá se vpraktických výpočtech ke korekci teoretických dávek slunečního ozáření. Zatímco teoretickou dobu slunečního svitu, tj. dobu od východu do západu Slunce, lze stanovit zgeometrie slunečního záření, skutečnou dobu trvání slunečního svitu je nutné měřit. ČHMÚ poskytuje údaje odobě trvání slunečního svitu pro 22 lokalit vČR [34]. Na obr. 1.19 je znázorněna mapa průměrné doby trvání slunečního svitu pro ČR, která se pohybuje mezi hodnotami 1 400 až 1 900 hodin.

Obr. 1.19 Roční doba slunečního svitu vČR vhodinách, zdroj: ČHMÚ

Vgrafu na obr. 1.20 jsou porovnány skutečné doby trvání slunečního svitu vjednotlivých měsících pro roky 1998–2010 s30letým normálem zlet 1961–1990 (černé vodorovné čáry) pro Prahu získané zveřejně dostupné databáze [34].

Obr. 1.20 Průběh doby slunečního svitu vjednotlivých letech 1998–2010, zdroj: ČHMÚ

Zgrafu je patrné letní období roku 2003 extrémně bohaté na příjem slunečního záření, kdy doba slunečního svitu překračuje vletním období až o50% hodnoty normálu, na druhé straně velmi deštivý květen 2010 dosahuje pouze 50% hodnoty normálu.

■ 1.4.3 Optimální orientace asklon plochy

Sluneční energie, která dopadne na plochu za určitý časový úsek, je závislá na sklonu plochy ajejí orientaci neboli azimutu. Optimální orientace plochy kolektorů je zhlediska roční dopadající sluneční energie jižní. Při odchylce azimutu plochy od jižního směru do 45° (jihovýchod, jihozápad) se roční úhrn dopadající energie nemění ovíce než 10%, nicméně pro provoz solárních tepelných kolektorů je příznivější orientace na jihozápad vzhledem khlavní době provozu za vyšších odpoledních teplot vzduchu znamenajících menší tepelné ztráty kolektoru avyšší účinnost celé soustavy. Při orientaci na východ či západ dochází již kvýznamnému poklesu dopadající energie ovíce než 20% atomu odpovídají inižší zisky (viz obr. 1.21).

Obr. 1.21 Roční úhrny energie slunečního záření vzávislosti na orientaci asklonu plochy

Zatímco optimální sklon kolektorové plochy sohledem na nejvyšší úhrn dopadlé energie za rok vpodmínkách ČR je okolo 35°, při zohlednění celoroční využitelnosti sluneční energie je to 40až 50°. Pro aplikace, ukterých se provoz přepokládá sezónní, se sklon přizpůsobuje danému období. Pro letní využití (bazény, koupaliště) je vhodné volit sklon 10 až 30°, naopak při snaze ovýznamné pokrytí potřeby tepla pro vytápění bez letního využití energie se sklon kolektorů volí 70 až 90°. Na obr. 1.22 je znázorněna výše teoretických denních úhrnů energie slunečního záření za jasného dne během roku pro různě skloněné plochy. Pro vyšší sklony je patrný relativně vyrovnaný profil denní dopadlé sluneční energie během roku. Na druhou stranu je počet takových jasných dnů vzimě výrazně nižší než vletním období.

Obr. 1.22 Vliv sklonu plochy na průběh denní dávky slunečního záření vprůběhu roku (pro jasný den)

Obr. 1.23 Roční průběh slunečního ozáření na různé plochy

Vtab. 1.2 jsou uvedeny typické hodnoty denních úhrnů energie slunečního záření vrůzných obdobích roku při zcela jasném dni. Výrazně nižší hodnoty vzimním období jsou dány především kratší dobou slunečního svitu.

Tab. 1.2 Denní úhrn slunečního záření (jasný den)

Období

Denní úhrn

Léto

8 kWh/(m^2·den)

Zima

3 kWh/(m^2·den)

Table of Contents

Předmluva

1 Sluneční energie

1.1 Slunce

1.1.1 Zdroj energie

1.1.2 Sluneční konstanta

1.1.3 Spektrum slunečního záření

1.2 Sluneční energie na zemském povrchu

1.2.1 Průchod slunečního záření atmosférou

1.2.2 Přímé a difuzní záření

1.3 Měření veličin slunečního záření

1.3.1 Měření celkového slunečního ozáření

1.3.2 Měření přímého slunečního ozáření

1.3.3 Měření difuzního slunečního ozáření

1.3.4 Měření doby trvání slunečního svitu

1.3.5 Měření odraženého slunečního záření

1.4 Sluneční energie v ČR

1.4.1 Zdroje údajů o slunečním záření

1.4.2 Roční hodnoty

1.4.3 Optimální orientace a sklon plochy