Astronomi

Hvorfor varierer solazimuthen ikke ensartet

Hvorfor varierer solazimuthen ikke ensartet


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

I de sidste par datoer har jeg observeret jordens rotation omkring solen og bemærket, at solens azimut ikke varierer ensartet hele dagen. Azimut varierer hurtigere i nogle dele af dagen, afhængigt af positionslinket.

Hvorfor sker dette? Jeg har tænkt på årsagen, men kan ikke komme med en ordentlig forklaring.


Solens timevinkel, målt omkring den himmelske ækvator, ændres næsten konstant. Solurets gnomon er justeret med polaraksen for at drage fordel af dette. Den himmelske ækvator er skrå i forhold til horisonten undtagen ved Jordens ækvator og poler.

Linjerne af azimut konvergerer ved observatørens zenit og nadir, så solens azimut skifter hurtigere nær et af disse punkter (fx sommer middag, vinter midnat) og langsommere nær horisonten. Amplituden af ​​denne udsving afhænger af solens deklination og observatørens geografiske bredde.

For en observatør i troperne, på en dag, hvor solen passerer direkte over hovedet, svinger dens azimut brat fra 90 ° til 270 ° ved middagstid. For en observatør nær nord- eller sydpolen forbliver solen nær samme højde hele dagen, og dens azimuthrate forbliver tæt på gennemsnittet 15 ° / time.


Indhold

Solstice kan have været et specielt øjeblik i den årlige cyklus for nogle kulturer, selv i yngre stenalder. Astronomiske begivenheder blev ofte brugt til at guide aktiviteter, såsom parring af dyr, såning af afgrøder og overvågning af vinterreserver af mad. Mange kulturelle mytologier og traditioner er afledt af dette.

Dette bekræftes af fysiske rester i layouts af arkæologiske lokaliteter fra sen neolitisk og bronzealder, såsom Stonehenge i England og Newgrange i Irland. De primære akser i begge disse monumenter ser ud til at være blevet omhyggeligt justeret på en synslinje, der peger på vintersolhvervssolopgang (Newgrange) og vintersolhvervssolnedgang (Stonehenge). Det er betydningsfuldt, at den store trilithon i Stonehenge var orienteret udad fra midten af ​​monumentet, dvs. dens glatte flade ansigt blev vendt mod midvinteren Sol. [8]

Vintersolhverv var uhyre vigtig, fordi folket var økonomisk afhængig af at overvåge årstidenes fremskridt. Sult var almindeligt i vinterens første måneder, januar til april (nordlige halvkugle) eller juli til oktober (sydlige halvkugle), også kendt som "hungersnødsmånederne". I tempererede klimaer var midvinterfestivalen den sidste festfest, inden den dybe vinter begyndte. De fleste kvæg blev slagtet, så de ikke skulle fodres om vinteren, så det var næsten den eneste tid på året, hvor der var rigeligt med fersk kød. [9] Størstedelen af ​​vin og øl fremstillet i løbet af året var endelig gæret og klar til at drikke på dette tidspunkt. Koncentrationen af ​​observationer var ikke altid den dag, der begyndte ved midnat eller ved daggry, men i begyndelsen af ​​den hedenske dag, som i mange kulturer faldt på den foregående aften. [ nødvendig henvisning ]

Fordi begivenheden blev betragtet som en vending af solens ebende tilstedeværelse på himlen, har begreberne om solguds fødsel eller genfødsel været almindelige. [ nødvendig henvisning ] I kulturer, der brugte cykliske kalendere baseret på vintersolhverv, blev "året som genfødt" fejret med henvisning til liv-død-genfødselsgud eller "ny begyndelse" som Hogmanays rødme, en tradition for rengøring af nytår. [ nødvendig henvisning ] Også "tilbageførsel" er endnu et hyppigt tema, som i Saturnalias slave- og mestervendelser.

Indisk redigering

Makara Sankranti, også kendt som Makaraa Sankrānti (sanskrit: मकर संक्रांति) eller Maghi, er en festdag i den hinduistiske kalender med henvisning til guddom Surya (sol). Det observeres hvert år i januar. [10] Det markerer den første dag i solens transit til Makara (Stenbukken) og markerer slutningen af ​​måneden med vintersolhverv og starten på længere dage. [10] [11] I Indien fejres denne lejlighed, kendt som Ayan Parivartan (sanskrit: अयन परिवर्तन), af religiøse hinduer som en hellig dag, hvor hinduer udfører skikke som at bade i hellige floder, give almisse og donationer, bede til guddomme og andre hellige gerninger.

Iransk redigering

Iranske folk fejrer natten til den nordlige halvkugles vintersolhverv som "Yalda night", som er kendt for at være "den længste og mørkeste nat i året". Yalda-natfest, eller som nogle kalder det "Shabe Chelleh" ("den 40. nat"), er en af ​​de ældste iranske traditioner, der har været til stede i persisk kultur fra oldtiden. I denne aften samles hele familien, normalt i den ældstes hus, og fejrer det ved at spise, drikke og recitere poesi (især Hafez). Nødder, granatæbler og vandmeloner serveres især under denne festival.

Jødisk redigering

En aggadisk legende, der findes i traktat Avodah Zarah 8a, fremsætter den talmudiske hypotese om, at Adam først etablerede traditionen med at faste inden vintersolhverv og glæde sig bagefter, hvilken festival senere udviklede sig til de romerske Saturnalia og Kalendae.

Germanic Edit

Det hedenske skandinaviske og germanske folk i Nordeuropa fejrede en vinterferie kaldet Yule (også kaldet Jul, Julblot, jólablót). Det Heimskringla, skrevet i det 13. århundrede af islendingen Snorri Sturluson, beskriver en Yule-fest vært af den norske konge Haakon den gode (ca. 920–961). Ifølge Snorri havde Christian Haakon flyttet Yule fra "midvinter" og tilpasset den til den kristne julefest. Historisk set har dette fået nogle forskere til at tro, at Yule oprindeligt var en solfestival på vintersolhverv. Moderne lærde tror generelt ikke på dette, da midvinter i det middelalderlige Island var en dato omkring fire uger efter solstice. [12]

Romersk kult af Sol Edit

Sol Invictus ("The Unconquered Sun / Invincible Sun") var oprindeligt en syrisk gud, som senere blev adopteret som den øverste gud for det romerske imperium under kejser Aurelian. [13] Hans ferie fejres traditionelt den 25. december, ligesom flere guder er forbundet med vintersolhverv i mange hedenske traditioner. [14] Det er blevet spekuleret i at være årsagen til julens nærhed til solstice. [15]

Østasiatisk redigering

I Østasien er vintersolhverv fejret som et af de 24 soltermer, kaldet Dongzhi på kinesisk. I Japan, for ikke at blive forkølet om vinteren, er der en skik at lægge sig i blød i et yuzu varmt bad (japansk: 柚子 湯 = Yuzuyu). [16]

Selvom solstice-øjeblikket kan beregnes, er amatører direkte iagttagelse af solstice umulig, fordi solen bevæger sig for langsomt eller ser ud til at stå stille (betydningen af ​​"solstice"). Ved hjælp af astronomisk datasporing er den nøjagtige timing af dets forekomst nu offentlig viden. Man kan ikke direkte registrere det nøjagtige øjeblik for solstice (pr. Definition kan man ikke observere, at et objekt er stoppet med at bevæge sig, før man senere bemærker, at det ikke har bevæget sig længere fra det foregående sted, eller at det har bevæget sig i den modsatte retning). For at være præcis til en enkelt dag skal man desuden være i stand til at observere en ændring i azimut eller højde, der er mindre end eller lig med ca. 1/60 af solens vinkeldiameter. Det er lettere at observere, at det opstod inden for en to-dages periode, hvilket kun kræver en observationspræcision på ca. 1/16 af solens vinkeldiameter. Således er mange observationer af solstice dagen snarere end øjeblikket. Dette gøres ofte ved at observere solopgang og solnedgang eller ved hjælp af et astronomisk justeret instrument, der gør det muligt at kaste en lysstråle på et bestemt punkt omkring det tidspunkt. Den tidligste solnedgang og de seneste solopgangsdatoer adskiller sig imidlertid fra vintersolhverv, og disse afhænger af breddegrad på grund af variationen i soldagen året rundt forårsaget af jordens elliptiske bane (se tidligste og seneste solopgang og solnedgang).

Neolitisk sted for Goseck-cirklen i Tyskland. De gule linjer angiver de retninger, hvor solopgang og solnedgang ses på dagen for vintersolhverv.

Solopgang ved Stonehenge i det sydlige England på vintersolhverv

Andre relaterede festivaler Rediger

    (Det antikke Rom): Fejret kort før vintersolhverv (kristen): Brugt til at falde sammen med vintersolhvervsdagen: finder sted kort efter vintersolhverv, optaget tradition fra vintersolhverv. Spekuleret for at stamme fra solstice dato, se jul # Solstice date og Dies Natalis Solis Invicti (Korea, Greater China): 105 dage efter vintersolhverv / Pongal (Indien): Harvest Festival - Markerer afslutningen på de kolde måneder og starten på den nye Måned med længere dage.

De følgende tabeller indeholder information om længden af ​​dagen den 22. december tæt på den nordlige halvkugles vintersolhverv og den sydlige halvkugles sommersolhverv (dvs. december solhverv). Dataene blev indsamlet fra det finske meteorologiske instituts websted den 22. december 2015 samt fra visse andre websteder. [18] [19] [20] [21] [22] [23]

Dataene er arrangeret geografisk og inden for tabellerne fra den korteste dag til den længste.

De nordiske lande og de baltiske stater
By Solopgang
22. december 2015
Solnedgang
22. december 2015
Dagens længde
Murmansk 0 timer
Bodø 11:36 12:25 0 timer 49 minutter
Rovaniemi 11:08 13:22 2 timer 14 min
Luleå 9:55 13:04 3 timer 08 min
Reykjavík 11:22 15:29 4 timer 07 min
Trondheim 10:01 14:31 4 timer og 30 minutter
Tórshavn 9:51 14:59 5 timer 08 min
Helsinki 9:24 15:13 5 timer 49 minutter
Oslo 9:18 15:12 5 timer 54 minutter
Tallinn 9:17 15:20 6 timer 02 min
Stockholm 8:43 14:48 6 timer 04 min
Riga 9:00 15:43 6 timer 43 min
København 8:37 15:38 7 timer 01 min
Vilnius 8:40 15:54 7 timer 14 min
Europa
By Solopgang
22. december 2015
Solnedgang
22. december 2015
Dagens længde
Edinburgh 8:42 15:40 6 timer 57 minutter
Moskva 8:57 15:58 7 timer 00 min
Berlin 8:15 15:54 7 timer 39 min
Warszawa 7:43 15:25 7 timer 42 minutter
London 8:04 15:53 7 timer 49 minutter
Kiev 7:56 15:56 8 timer 00 min
Paris 8:41 16:56 8 timer 14 min
Wien 7:42 16:03 8 timer 20 min
Budapest 7:28 15:55 8 timer 26 minutter
Rom 7:34 16:42 9 timer 07 min
Madrid 8:34 17:51 9 timer 17 min
Lissabon 7:51 17:18 9 timer 27 minutter
Athen 7:37 17:09 9 timer 31 min
Afrika
By Solopgang
22. december 2015
Solnedgang
22. december 2015
Dagens længde
Kairo 6:47 16:59 10 timer 12 min
Tenerife 7:53 18:13 10 timer 19 min
Dakar 7:30 18:46 11 timer 15 minutter
Addis Abeba 6:35 18:11 11 timer 36 minutter
Nairobi 6:25 18:37 12 timer 11 minutter
Kinshasa 5:45 18:08 12 timer 22 min
Dar es Salaam 6:05 18:36 12 timer 31 min
Luanda 5:46 18:24 12 timer 38 minutter
Antananarivo 5:10 18:26 13 t. 16 min
Windhoek 6:04 19:35 13 t. 31 min
Johannesburg 5:12 18:59 13 timer 47 minutter
Cape Town 5:32 19:57 14 timer 25 minutter
mellem Østen
By Solopgang
22. december 2015
Solnedgang
22. december 2015
Dagens længde
Teheran 7:10 16:55 9 t. 44 min
Beirut 6:39 16:33 9 t. 54 min
Bagdad 7:02 16:59 9 timer 57 minutter
Jerusalem 6:35 16:39 10 timer 04 min
Manama 6:21 16:51 10 timer 30 minutter
Doha 6:15 16:49 10 timer 34 minutter
Dubai 7:00 17:34 10 timer 34 minutter
Riyadh 6:32 17:10 10 timer 37 min
Muscat 6:43 17:23 10 timer 41 minutter
Sana'a 6:25 17:38 11 timer 13 minutter
Amerika
By Solopgang
22. december 2015
Solnedgang
22. december 2015
Dagens længde
Inuvik 0 timer
Fairbanks 10:58 14:40 3 timer 41 minutter
Nuuk 10:22 14:28 4 timer 06 min
Forankring 10:14 15:42 5 timer 27 min
Edmonton 8:48 16:15 7 timer 27 minutter
Vancouver 8:05 16:16 8 timer 11 min
Seattle 7:55 16:20 8 timer 25 minutter
Ottawa 7:39 16:22 8 timer 42 minutter
Toronto 7:48 16:43 8 timer 55 minutter
New York City 7:16 16:32 9 timer og 15 minutter
Washington DC. 7:23 16:49 9 timer 26 minutter
Los Angeles 6:55 16:48 9 timer 53 min
Dallas 7:25 17:25 9 timer 59 minutter
Miami 7:03 17:35 10 timer 31 min
Honolulu 7:04 17:55 10 timer 50 minutter
Mexico City 7:06 18:03 10 timer 57 minutter
Managua 6:01 17:26 11 timer 24 min
Bogotá 5:59 17:50 11 timer 51 minutter
Quito 6:08 18:16 12 timer 08 min
Recife 5:00 17:35 12 timer 35 minutter
Lima 5:41 18:31 12 timer 50 minutter
La Paz 5:57 19:04 13 timer 06 min
Rio de Janeiro 6:04 19:37 13 t. 33 min
Sao Paulo 6:17 19:52 13 timer 35 minutter
Porto Alegre 6:20 20:25 14 timer 05 min
Santiago 6:29 20:52 14 timer 22 min
Buenos Aires 5:37 20:06 14 timer 28 minutter
Ushuaia 4:51 22:11 17 timer 19 min
Asien og Oceanien
By Solopgang
22. december 2015
Solnedgang
22. december 2015
Dagens længde
Magadan 8:54 14:55 6 timer 00 min
Petropavlovsk 9:36 17:10 7 timer 33 min
Khabarovsk 8:48 17:07 8 timer 18 min
Ulaanbaatar 8:39 17:02 8 timer 22 min
Vladivostok 8:40 17:40 8 timer 59 min
Beijing 7:32 16:52 9 timer 20 minutter
Seoul 7:44 17:17 9 timer 34 minutter
Tokyo 6:47 16:31 9 t. 44 min
Shanghai 6:48 16:55 10 timer 07 min
Lhasa 8:46 19:01 10 timer 14 min
Delhi 7:09 17:28 10 timer 19 min
Hong Kong 6:58 17:44 10 timer 46 minutter
Manila 6:16 17:32 11 timer 15 minutter
Bangkok 6:36 17:55 11 t 19 min
Singapore 7:01 19:04 12 timer 03 min
Jakarta 5:36 18:05 12 timer 28 minutter
Denpasar 5:58 18:36 12 timer 37 minutter
Darwin 6:19 19:10 12 timer 51 minutter
Papeete 5:21 18:32 13 timer 10 min
Brisbane 4:49 18:42 13 timer 52 minutter
Perth 5:07 19:22 14 timer 14 minutter
Sydney 5:41 20:05 14 timer 24 minutter
Auckland 5:58 20:39 14 timer 41 minutter
Melbourne 5:54 20:42 14 timer 47 min
Invercargill 5:50 21:39 15 timer 48 minutter

Dagens længde stiger fra ækvator mod sydpolen på den sydlige halvkugle i december (omkring sommersolhverv der), men falder mod nordpolen på den nordlige halvkugle på tidspunktet for den nordlige vintersolhverv.


Himmels ækvator

Det himmelske ækvator er den store cirkel af den imaginære himmelske sfære på samme plan som jordens ækvator. Dette referenceplan baserer det ækvatoriale koordinatsystem. Med andre ord er den himmelske ækvator en abstrakt projektion af den jordbaserede ækvator i det ydre rum. [1] På grund af jordens aksiale hældning hældes himmelækvatoren i øjeblikket med ca. 23,44 ° i forhold til ekliptikken (planet for jordens bane), men har varieret fra ca. 22,0 ° til 24,5 ° i løbet af de sidste 5 millioner år [2 ] på grund af forstyrrelse fra andre planeter.

En observatør, der står på Jordens ækvator, visualiserer den himmelske ækvator som en halvcirkel, der passerer gennem zeniten, punktet direkte over hovedet. Når observatøren bevæger sig nordpå (eller syd), skråner den himmelske ækvator mod den modsatte horisont. Den himmelske ækvator er defineret til at være uendeligt fjern (da den er på himmelsfæren), således at enderne af halvcirkel altid skærer horisonten ret øst og ret vest, uanset observatørens position på Jorden. På polerne falder den himmelske ækvator sammen med den astronomiske horisont. På alle breddegrader er den himmelske ækvator en ensartet bue eller cirkel, fordi observatøren kun er endeligt langt fra himlenes ækvator, men uendeligt langt fra selve den himmelske ækvator. [3]

Astronomiske objekter nær den himmelske ækvator vises over horisonten fra de fleste steder på jorden, men de kulminerer (når meridianen) højest nær ækvator. Den himmelske ækvator passerer i øjeblikket gennem disse konstellationer: [4]

Disse er de mest globalt synlige konstellationer.

I tusinder af år vil orienteringen af ​​Jordens ækvator og dermed de konstellationer, som den himmelske ækvator passerer igennem, ændre sig på grund af aksial presession.

Andre himmellegemer end Jorden har ligeledes definerede himmellegemer. [5] [6]


Fra beskrivelsen (mindre frasering):

En kort dybdegående undersøgelse og eksperimentel metode, der ser på at beregne afstanden til solen med så få antagelser som muligt. Metoden til beregning af afstanden til solen er beskrevet detaljeret i videoen.

Grundlæggende den 21. juni tages sommersolhverv som reference, og trigonometri forsøges for at triangulere Solens position og afstand fra Jorden. Desværre lykkedes det mig ikke at triangulere solen på denne dag, og årsagerne bliver tydelige, mens jeg ser videoen.

Videoen rejser nogle væsentlige spørgsmål vedrørende nøjagtigheden af ​​vores højdevinkler og afstande til de kendte himmellegemer.
& # 8212 conandrum74


Forfatteren fulgte op med et par ekstra videoer i 2018:


Indhold

Solstråling svarer tæt til en sort kropsradiator ved ca. 5.800 K. [1] Når den passerer gennem atmosfæren, dæmpes sollys ved spredning og absorption, jo mere atmosfære den passerer igennem, jo ​​større dæmpning.

Når sollyset bevæger sig gennem atmosfæren, interagerer kemikalier med sollyset og absorberer visse bølgelængder, der ændrer mængden af ​​kortbølgelængde, der når jordens overflade. En mere aktiv komponent i denne proces er vanddamp, hvilket resulterer i en bred vifte af absorptionsbånd med mange bølgelængder, mens molekylært nitrogen, ilt og kuldioxid føjer til denne proces. Når det når jordens overflade, er spektret stærkt begrænset mellem langt infrarødt og næsten ultraviolet.

Atmosfærisk spredning spiller en rolle i at fjerne højere frekvenser fra direkte sollys og sprede det omkring himlen. [2] Dette er grunden til, at himlen ser blå ud og solgul - mere af det højfrekvente blå lys ankommer til observatøren via indirekte spredte stier, og mindre blåt lys følger den direkte sti, hvilket giver solen en gul nuance. [3] Jo større afstand i atmosfæren sollyset bevæger sig igennem, jo ​​større er denne effekt, hvorfor solen ser orange eller rød ud ved daggry og solnedgang, når sollyset bevæger sig meget skråt gennem atmosfæren - gradvis mere af blues og greener fjernes fra de direkte stråler, hvilket giver et orange eller rødt udseende til solen, og himlen ser lyserød ud - fordi blå og grønne er spredt over så lange stier, at de er stærkt dæmpede, inden de ankommer til observatøren, hvilket resulterer i karakteristisk lyserød himmel ved daggry og solnedgang.

Luftmassetallet er således afhængigt af solens højdebane gennem himlen og varierer derfor med tiden på dagen og med årets sæsoner og med observatørens breddegrad.

En førsteordens tilnærmelse til luftmasse er givet af

Ovenstående tilnærmelse overser atmosfærens endelige højde og forudsiger en uendelig luftmasse i horisonten. Det er dog rimeligt nøjagtigt for værdier på z < displaystyle z> op til omkring 75 °. Et antal forbedringer er blevet foreslået for mere nøjagtigt at modellere stigtykkelsen mod horisonten, såsom den foreslået af Kasten og Young (1989): [5]

En mere omfattende liste over sådanne modeller findes i hovedartiklen Airmass til forskellige atmosfæriske modeller og eksperimentelle datasæt. Ved havoverfladen er luftmassen mod horisonten (z < displaystyle z> = 90 °) ca. 38. [6]

Modellering af atmosfæren som en simpel sfærisk skal giver en rimelig tilnærmelse: [7]

Disse modeller sammenlignes i nedenstående tabel:

Skøn over luftmassekoefficienten ved havoverfladen
z Flad jord Kasten & amp Young Sfærisk skal
grad (A.1) (A.2) (A.3)
1.0 1.0 1.0
60° 2.0 2.0 2.0
70° 2.9 2.9 2.9
75° 3.9 3.8 3.8
80° 5.8 5.6 5.6
85° 11.5 10.3 10.6
88° 28.7 19.4 20.3
90° 37.9 37.6

Dette indebærer, at atmosfæren til disse formål kan anses for at være effektivt koncentreret i de nederste 9 km, [8] dvs. i det væsentlige alle atmosfæriske effekter skyldes den atmosfæriske masse i den nedre halvdel af troposfæren. Dette er en nyttig og enkel model, når man overvejer de atmosfæriske effekter på solintensiteten.

Spektret uden for atmosfæren, tilnærmet af den sorte krop på 5.800 K, kaldes "AM0", hvilket betyder "nul atmosfærer". Solceller, der bruges til rumkraftapplikationer, som dem på kommunikationssatellitter, er generelt karakteriseret ved hjælp af AM0.

Spektret efter at have rejst gennem atmosfæren til havets overflade med solen direkte overhead betegnes pr. Definition som "AM1". Dette betyder "en atmosfære". AM1 (z < displaystyle z> = 0 °) til AM1.1 (z < displaystyle z> = 25 °) er et nyttigt område til estimering af ydeevne af solceller i ækvatoriale og tropiske områder.

Solpaneler fungerer normalt ikke under nøjagtigt en atmosfæres tykkelse: hvis solen er i en vinkel med jordens overflade, vil den effektive tykkelse være større. Mange af verdens største befolkningscentre og dermed solcelleanlæg og industri i hele Europa, Kina, Japan, USA og andre steder (inklusive det nordlige Indien, det sydlige Afrika og Australien) ligger på tempererede breddegrader. Et AM-nummer, der repræsenterer spektret på mellembreddegrader, er derfor meget mere almindeligt.

"AM1.5", 1,5 atmosfære tykkelse, svarer til en zenitisk solvinkel på z < displaystyle z> = 48,2 °. Mens AM-nummeret om sommeren for mellembreddegrader i midten af ​​dagen er mindre end 1,5, gælder højere tal om morgenen og aftenen og på andre tidspunkter af året. Derfor er AM1.5 nyttig til at repræsentere det samlede årlige gennemsnit for mellembreddegrader. Den specifikke værdi på 1,5 er valgt i 1970'erne til standardiseringsformål, baseret på en analyse af solindstrålingsdata i det stadige USA. [9] Siden da har solindustrien brugt AM1.5 til al standardiseret testning eller klassificering af jordbaserede solceller eller -moduler, inklusive dem, der anvendes i koncentrationssystemer. De seneste AM1.5-standarder vedrørende solcelleanvendelser er ASTM G-173 [10] [11] og IEC 60904, alle afledt af simuleringer opnået med SMARTS-koden.

Belysningsstyrken for dagslys (denne version) under A.M.1.5 er angivet som 109,870 lux (svarende til A.M. 1,5-spektret til 1000,4 W / m 2).

AM38 betragtes generelt som værende luftmassen i vandret retning (z < displaystyle z> = 90 °) ved havets overflade. [6] Imidlertid er der i praksis en høj grad af variation i solintensiteten modtaget i vinkler tæt på horisonten som beskrevet i det næste afsnit Solintensitet.

Det i forhold luftmasse er kun en funktion af solens zenithvinkel og ændrer sig derfor ikke med lokal højde. Omvendt absolut luftmasse, lig med den relative luftmasse ganget med det lokale atmosfæriske tryk og divideret med standardtrykket (havoverfladen), falder med højden over havets overflade. Til solpaneler installeret i store højder, f.eks. i en Altiplano-region er det muligt at bruge et lavere absolut AM-tal end for den tilsvarende breddegrad ved havoverfladen: AM-tal mindre end 1 mod ækvator og tilsvarende lavere tal end angivet ovenfor for andre breddegrader. Denne fremgangsmåde er imidlertid omtrentlig og anbefales ikke. Det er bedst at simulere det faktiske spektrum baseret på den relative luftmasse (f.eks. 1,5) og faktiske atmosfæriske forhold for den specifikke højde af stedet, der undersøges.

Solens intensitet ved solfangeren reduceres med stigende luftmasse-koefficient, men på grund af de involverede komplekse og variable atmosfæriske faktorer, ikke på en enkel eller lineær måde. For eksempel fjernes næsten al højenergistråling i den øvre atmosfære (mellem AM0 og AM1), og AM2 er således ikke dobbelt så dårlig som AM1. Desuden er der stor variation i mange af de faktorer, der bidrager til atmosfærisk dæmpning, [12] såsom vanddamp, aerosoler, fotokemisk smog og virkningerne af temperaturinversioner. Afhængig af niveauet af forurening i luften kan den samlede dæmpning ændre sig med op til ± 70% mod horisonten, hvilket i høj grad påvirker ydeevnen, især mod horisonten, hvor virkningerne af de nedre atmosfærelag forstærkes mangfoldigt.

En tilnærmelsesmodel for solintensitet versus luftmasse er givet af: [13] [14]

Denne formel passer komfortabelt inden for mellemområdet for den forventede forureningsbaserede variation:

Solintensitet vs. zenithvinkel z < displaystyle z> og luftmasse koefficient AM
z ER rækkevidde på grund af forurening [12] formel (I.1) ASTM G-173 [11]
grad W / m 2 W / m 2 W / m 2
- 0 1367 [15] 1353 1347.9 [16]
1 840 .. 1130 = 990 ± 15% 1040
23° 1.09 800 .. 1110 = 960 ± 16% [17] 1020
30° 1.15 780 .. 1100 = 940 ± 17% 1010
45° 1.41 710 .. 1060 = 880 ± 20% [17] 950
48.2° 1.5 680 .. 1050 = 870 ± 21% [17] 930 1000.4 [18]
60° 2 560 .. 970 = 770 ± 27% 840
70° 2.9 430 .. 880 = 650 ± 34% [17] 710
75° 3.8 330 .. 800 = 560 ± 41% [17] 620
80° 5.6 200 .. 660 = 430 ± 53% 470
85° 10 85 .. 480 = 280 ± 70% 270
90° 38 20

Dette illustrerer, at der er betydelig effekt kun få grader over horisonten. For eksempel, når solen er mere end ca. 60 ° over horisonten (z < displaystyle z> & lt30 °), er solintensiteten ca. 1000 W / m 2 (fra ligning I.1 som vist i ovenstående tabel), hvorimod når solen kun er 15 ° over horisonten (z < displaystyle z> = 75 °), er solintensiteten stadig ca. 600 W / m 2 eller 60% af dets maksimale niveau og ved kun 5 ° over horisonten stadig 27% af det maksimale.

I højere højder Rediger

En omtrentlig model for intensitetsforøgelse med højde og nøjagtig til et par kilometer over havets overflade er givet af: [13] [19]

Alternativt, i betragtning af de involverede væsentlige praktiske variationer, kunne den homogene sfæriske model anvendes til at estimere AM ved hjælp af:

hvor de normaliserede højder af atmosfæren og samleren er henholdsvis r = R E / y a t m < displaystyle r = R _ < mathrm > / y_ < mathrm >> ≈ 708 (som ovenfor) og c = h / y a t m < displaystyle c = h / y _ < mathrm >> .

Og så ovenstående tabel eller den passende ligning (I.1 eller I.3 eller I.4 for gennemsnitlig henholdsvis forurenet eller ren luft) kan bruges til at estimere intensiteten fra AM på normal måde.

Disse tilnærmelser ved I.2 og A.4 er kun velegnet til brug i højder et par kilometer over havets overflade, hvilket antyder, da de reducerer til AM0-ydeevneniveauer på kun henholdsvis ca. 6 og 9 km. Derimod sker meget af dæmpningen af ​​komponenter med høj energi i ozonlaget - i højere højder omkring 30 km. [20] Derfor er disse tilnærmelser kun egnede til at estimere ydeevnen for jordbaserede samlere.

Silicium solceller er ikke særlig følsomme over for de dele af spektret, der går tabt i atmosfæren. Det resulterende spektrum på jordens overflade svarer nærmere til båndgabet af silicium, så siliciumsolceller er mere effektive ved AM1 end AM0. Dette tilsyneladende kontraintuitive resultat opstår simpelthen fordi siliciumceller ikke kan bruge meget af den højenergistråling, som atmosfæren filtrerer ud. Som illustreret nedenfor, selvom effektivitet er lavere ved AM0 samlet udgangseffekt (Pud) for en typisk solcelle er stadig højest ved AM0. Omvendt ændres spektrumets form ikke signifikant med yderligere stigninger i atmosfærisk tykkelse, og dermed ændres celleeffektivitet ikke meget for AM-tal over 1.

Udgangseffekt vs. luftmassekoefficient
ER Solintensitet Udgangseffekt Effektivitet
Pi W / m 2 Pud W / m 2 Pud / Pi
0 1350 160 12%
1 1000 150 15%
2 800 120 15%

Dette illustrerer det mere generelle punkt, at i betragtning af at solenergi er "fri", og hvor ledig plads ikke er en begrænsning, andre faktorer såsom total Pud og Pud er ofte vigtigere overvejelser end effektivitet (Pud/ Pi).


Paneler er normalt orienteret mod syd på den nordlige halvkugle, fordi solen for det meste er i den sydlige del af himlen. Solen er undertiden i den nordlige del af himlen, f.eks. under solopgang og solnedgang om foråret og om sommeren. Det sker kun, når solen er relativt lav, så den ikke har en enorm indflydelse på det samlede udbytte.

Her er en sol-sti-diagram for New Delhi (28,6 ° N, Nordindien):

Når der installeres solpaneler på bygninger, skal de undertiden integreres direkte i taget, så orienteringen dikteres af arkitekturen.

Afhængigt af om elektriciteten vil blive brugt på stedet, opbevaret i batterier eller solgt til nettet, kan det være interessant at producere mindre elektricitet om året, men at producere det, når det er mest nyttigt, f.eks. i løbet af eftermiddagen til klimaanlæg. I så fald kunne solpaneler drejes mod vest.

At finde den bedste hældningsvinkel er et kompromis:

  • for lavt, og panelerne rengøres ikke af regn.
  • for lavt, og panelerne producerer ikke meget om vinteren.
  • for højt, og panelerne producerer ikke meget om sommeren. Dette kan ønskes for solvarmesamlere, fordi kogende vand kan beskadige pumperne.
  • for højt, og rækkerne skygger hinanden.
  • for højt, og panelerne og monteringen bliver nødt til at modstå højere kræfter under blæsende forhold.

45 ° hældning synes at være for høj i Indien til solcelleanlæg:

Det kan være rigtigt for produktion af varmt vand:

Endelig kan denne vinkel muligvis være dikteret af arkitektoniske valg.

Her er en gennemsnitlig stråling mod tilt diagram for New-Delhi (28,6 ° N):

I begge tilfælde er kurverne ret flade omkring det maksimale, så hældningsvinklen kunne vælges til at være 20 ° eller 25 ° i New-Delhi for at undgå skygger. Det bør ikke være meget fladere end 10 ° i Kamuthi for at undgå snavs.


5 svar 5

Først og fremmest synes ordningen med kun enkelt spredning at være en overforenkling: lysretningen skal ændres mere end en gang. Kan vi bevise, at dette er ubetydeligt ved beregning, eller er det ikke ubetydeligt?

Dette er en forenkling, men for en klar himmel om dagen er det ikke for forkert. Se den følgende sammenligning af en atmosfæremodel beregnet med kun enkelt spredning og den inklusive 4 spredningsordrer (dybest set 4 retningsomskiftere pr. Lysstråle). Fremspringet her er ligevægt, så du kan se alle retningerne i et billede.

Dette bliver en meget mere problematisk forenkling, når solen er under horisonten, især under Venus bælte, hvor Jordens skygge er placeret:

Forudsat at solen er i zenit, følger det af symmetri, at himmelens farve i de retninger, der har den samme zenithvinkel, skal være den samme, men tættere på horisonten adskiller sig det spredte lys meget fra strålerne, der nærmer sig zenith - så er det teoretisk muligt at udlede en formel, der forudsiger himmelens farve i betragtning af azimutvinklen og Solens position (i det mindste i en enkel geometrisk opsætning, når solen er i zenit)?

Hvis vi forsømmer atmosfæreens uensartethed med bredde- og længdegrad, vil dette scenarie føre til farverne uafhængige af azimut. Det er imidlertid ikke helt klart, hvad du mener med & quotposition of the Sun & quot, hvis du allerede sætter det i højden. Også hvis du med & quotderive teoretisk en formel & quot mener du noget udtryk i lukket form, så er det usandsynligt, i betragtning af at atmosfæren ikke er en simpel fordeling af gasser og aerosoler. Men det er muligt at beregne farverne numerisk, og ovenstående billeder viser denne beregning udført af min (igangværende arbejde) software, CalcMySky.

Det er ikke klart, hvorfor farven ikke hurtigt skal skifte fra næsten blå ved horisonten til næsten rød i nærheden af ​​solpositionen: Når alt kommer til alt er atmosfæren tykkere langs de linjer, der går tættere på horisonten!

Det skal ikke være blåere i horisonten end ved zenit. Når alt kommer til alt har du relativt lille tykkelse nær zenit, hvilket gør det meste af det lys, der er spredt til dig, ikke alt for uddød på grund af Beer-Lambert-loven, mens tykkelsen nær horisonten er meget større, og lyset spredt i observatøren derudover at blive blåere på grund af Rayleigh-spredning afhængigt af bølgelængde, bliver også rødere på grund af udryddelse langs denne lange sti. Kombinationen af ​​denne bluing- og rødmende effekt giver en farve tættere på hvid (som du kan se i dagtimesimuleringen ovenfor) eller rød-orange (i tusmørket).

Yderligere følger det af den sædvanlige forklaring, at blåt lys delvis reflekteres tilbage i rummet. På grund af dette bør omkring halvdelen af ​​alt spredt lys gå tabt, så den samlede mængde rødt lys, der kommer fra solen, skal være større end mængden af ​​blåt lys, hvilket synes at være i modstrid med den observerbare virkelighed.

Ja, Jorden ser faktisk blålig ud fra rummet, så den samlede stråling, der kommer ind ovenfra, skal være rødere på jordoverfladen end på toppen af ​​atmosfæren. Men dette er ændret af ozonlaget, uden hvilket vi har en sandfarve af tusmørke i stedet for blå. Se for detaljer spørgsmålet Hvorfor er der en "blå time" efter "den gyldne time"?

Kort forklaring er dette. Rødt lys kommer direkte fra solen næsten uspredt eller spredt i lille grad. Og når blåt lys trænger ind i atmosfæren, spredes det meget af luftmolekyler i hver retning, hvilket ifølge Huygens-Fresnel-princippet gør hvert punkt i atmosfæren som en sekundær kilde til blåt lys. Disse blå lyskilder tilføjes langs synsretningen, hvilket i sidste ende øger intensiteten af ​​blå bølger sammenlignet med de røde, som kun når os direkte fra solen. Så talende analogt fungerer jordatmosfæren som en slags optisk linse, der fokuserer blåt lys mod synsretningen. Skemaer:

Selvfølgelig er dette lidt forenklet, fordi blåt lys er spredt i ALLE retninger over luften. Du kan forestille dig tusindvis af blå pærer tændt på himlen. Måske ville dette være bedre analogi, fordi hvert punkt i luften fungerer som en omgivende lyskilde til blå bølger.

Her er nogle svar, omend back-of-the-envelope.

På et rimeligt godt sted med en lav mængde atmosfæriske aerosoler og støv er & quote-udslettelse & quot; ca. 0,3 størrelser pr. Luftmasse ved 400 nm i astronomeenheder sammenlignet med ca. 0,1 mag / luftmasse ved 550 nm og ca. 0,04 mag / luftmasse ved 700 nm .

What this means is that if light travels through the atmosphere at zenith, then a factor of $10^<-0.3/2.5>=0.758$ of blue light makes it to the ground, compared with a factor of 0.912 for green light and 0.963 for red light. Most of the remainder will be Rayleigh scattered (although there is some component from atmospheric absorption and scattering by aerosols in these numbers).

From this you can see that multiple scattering cannot be negligible for blue light, because at least a quarter of it is scattered by just travelling through the minuimum possible amount of air between space and the observer.

The next point: yes, it is possible to calculate the spectrum of the daylight sky given the appropriate atmospheric conditions (the run of density with height) and the aerosol content (the latter is important because the dependence of the scattering cross-section on wavelength is much more uniform than for Rayleigh scattering). Is there a simple formula - no. An example of where detailed calculations have been set out in great detail can be found here.

Then, why doesn't the sky become red near the Sun? Why would it? Red light is not effectively scattered, so red light that is emitted by the Sun does not get scattered towards the observer. On the other hand if you look directly towards the Sun (please do not do this) then blue light is preferentially scattered out of the direct sunlight, and indeed the Sun is "redder" than it would appear from space (plot below).

The only source of illumination from directions that are not towards the Sun are from scattered light. If we ignored multiple scattering and aerosols then that scattered light would have a spectrum that was proportional to the illuminating light multiplied by the Rayleigh scattering cross-section. The illuminating light does get progressively redder as the zenith angle increases (because the illuminating beam has to travel further and deeper through the atmosphere), so you would expect a whiter colour near the horizon, transitioning to a deeper blue higher above the horizon. However, this is not a very strong effect because only a quarter of blue light is scattered per airmass (and the eye has a pseudo-logarithmic response to spectral flux). Note though that in practice aerosols are not absent and that scattering from aerosols and particulates has some concentration in the forward scattering direction, which messes up this simple prediction, by making the sky whiter near to the Sun. Multiple scatterings also make the sky whiter near to the horizon because some of the blue light coming from that direction is then scattered out of the line of sight.

This is perfectly illustrated by a calculated sky image that shows the separate contribution of Rayleigh and aerosol (Mie) scattering (taken from this website, which does quantitative calculations, but which does not take account of multiple scattering). The sky is quite white near the horizon, then becomes a deeper blue at higher angles and is finally quite white again near to the Sun because of Mie scattering.


Disclaimer: The following material is being kept online for archival purposes.

A short but important section, deriving centripetal acceleration for motion at constant speed around a circle.

Part of a high school course on astronomy, Newtonian mechanics and spaceflight
by David P. Stern

This lesson plan supplements: "Motion in a Circle," section #19 http://www.phy6.org/stargaze/Scircul.htm

"From Stargazers to Starships" home page: . stargaze/Sintro.htm
Lesson plan home page and index: . stargaze/Lintro.htm


Goals : The student will learn

    About uniform circular motion, and the relation of its frequency of N revolutions/sec with the peripheral velocity v and with the rotation period T.

Terms: uniform circular motion, frequency, peripheral velocity, centripetal acceleration and force.

    (Illustrate the following by a drawing on the board, to which details are added as the discussion progresses.)
    [If a students says "because of the centrifugal (or centripetal) force," say "that is just a word, a technical term. What is actually happening?"]

The string does not allow it to do so, but pulls it back towards your hand, to keep it in its circle. We will show today that motion in a circle can be viewed as the combination of two motions taking place at the same time--like the motion of the airplane, flying in a cross-wind (Section #14).

One motion is the continuation of the existing velocity along a straight line (show on the drawing)--the way the weight would move by Newton's first law, if no outside force acted on it.

The other is a motion towards the center of the circle (draw it, too), returning the weight to its circular path. (Figuratively returning it in actuality, both motions are simultaneous and the weight never leaves the circle.) That second motion, it will be shown, is an accelerated one.

Now for the details. (Continue on the board with the derivations, while the students copy into their notebooks.)

Guiding questions and additional tidbits

(Suggested answers, brackets for comments by the teacher or "optional")

--Why is motion at a constant speed around a circle an accelerated motion?

    Det speed, the magnitude of the velocity, is indeed constant. But the direction changes all the time. Velocity is a vector quantity, and any change of its direction also involves acceleration.

--When you whirl a stone at the end of a string and let go, how does the stone move?

-- Why doesn't the released stone move outwards, in the direction in which it pulled?

    Because from the moment when it is released, no forces exist any more in the direction of the string. The stone strains against the centripetal force only as long as it moves in a circle.

--Riding over a dirty road, the wheels of your car acquire a coating of mud, which soon flies off again. How does it fly off?

    Along a line tangent to the wheel. If, as is likely, the mud flies off soon after the wheel has picked it up from the road, it will fly backwards and upwards from the rim of the wheel--in the direction of the mudguards which truckers hang behind their wheels to intercept it.
    [Draw schematic on the blackboard].

--What is the acceleration of a stone rotating with speed v around a circle of radius r?

--In the derivation of the formula a = v 2 /r we neglected a small quantity x. Does that mean that the formula is only approximate, not exact?

--If a stone makes N circuits per second around the center, what is its rotation period, T?

    T = 1/N. The total time spent in those N circuits is found by multiplying the number of circuits (=N) by the length of each one (=T). But that time, by definition, is one second, so NT = 1 from which T = 1/N.

--If a stone makes N circuits per second around a circle of radius R, what is its centripetal acceleration?

    The distance covered in each revolution is 2 πR The distance covered in one second is (2 πR)N--which by definition is also its peripheral speed. Hence

Astronauts are subjected to large accelerations during launch and re-entry. The forces associated with such accelerations are often called "g forces" because they are measured in gravities, i.e. the acceleration is measured in units of g, the acceleration due to gravity for which we will use the approximate value 10 m/sec 2 .

In another lesson in "'Stargazers" it was noted that the V2 rocket of World War II started with an acceleration of 1 g and ended at "burn-out", with its mass (mostly fuel) greatly reduced, at about 7 g. The space shuttle (I believe) pulls 3g before burnout, which is quite uncomfortable, even for someone lying flat on the back on a contoured surface. Re-entry has comparable (negative) accelerations.

To get astronaut used to taking such forces, they are whirled around during their ground training in a centrifuge, inside a small cabin mounted at the end of a horizontally rotating arm. (Anyone seen such centrifuges on TV?) They are a bit like some amusement park rides, but can create greater stresses, and have TV cameras that monitor the rider.

    10 = (2πN) 2 R = (6.28) 2 N 2 (6) = 236.63 N 2
    N 2 = 0.04226
    N = 0.206 rev/sec (larger than N 2 , of course, since N --If you double the rotation speed, so that each revolution only takes 2.5 seconds, what will the g-force due to the rotation be?


I understand from the quote that those were the measurements at the time of how the poles were magnetically positioning themselves as configuration. Has this configuration remained as an equatorial placement of the N/S poles still lying E/W? Are there further documents indicating the precise current positioning as actual measurements taken that I can in fact reference in the interests of scientific accuracy?

Answered by Caty Pilachowski and Kevin Croxall

We were able to answer this question with the help of solar astronomers John Leibacher and Jack Harvey at the National Solar Observatory. The magnetic field of the sun is quite complex and variable. But the more distant one gets from the surface, the simpler it appears. Far away it resembles the field from a bar magnet. This simple approximation is used for comparison with solar wind measurements and other features in the distant heliosphere, where the ESA spacecraft Ulysses makes its measurements. Because the fields at the surface of the Sun are constantly changing, the strength and tilt angle of the hypothetical bar magnet used to approximate the real field also constantly change.

At the times of weak solar activity, such as now, the poles of the hypothetical bar are oriented N-S, coincident with the Sun's rotation axis, and the strength of this hypothetical bar magnet is also at a maximum. As solar activity increases, the patterns of real magnetic fields at the surface of the Sun become stronger and more complex so that the hypothetical bar magnet field weakens and no longer describes the solar magnetic field at large distances from the Sun. Eventually, the solar magnetic field reorganizes itself back into a bar magnet-like state at large distances from the Sun, but its polarity has flipped, north to south and south to north. Of course, this behavior should not be thought of as a giant magnet inside the Sun actually changing strength and flipping 180 degrees, but rather is a mathematical approximation to the changing patterns on the surface of the Sun.

To answer the question directly, the period of time when the bar magnet approximation was lying in the equator, as reported in the press release that prompted this question, was brief, and the overall magnetic field re-established itself quickly into the expected, strong NS orientation. Thus, the Sun is behaving just as the solar astronomers think it should be. [top ]