Sterrekunde

Waarom verskil die sonasimut nie eenvormig nie

Waarom verskil die sonasimut nie eenvormig nie


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.

Die afgelope paar datums het ek die rotasie van die aarde om die son waargeneem en opgemerk dat die azimut van die son nie eenvormig deur die dag wissel nie. Die azimut wissel gedurende sommige dele van die dag vinniger, afhangende van die posisie skakel.

Waarom gebeur dit? Ek het oor die oorsaak nagedink, maar kan nie 'n behoorlike verduideliking kry nie.


Die son se uurhoek, gemeet rondom die hemelse ewenaar, verander teen 'n byna konstante tempo. Die gnomon van 'n sonwyser is in lyn met die poolas om hiervan voordeel te trek. Die hemelse ewenaar is skuins aan die horison behalwe aan die aarde se ewenaar en pole.

Die lyne van azimut konvergeer op die hoogtepunt en nadir van die waarnemer, dus verander die azimut van die son vinniger naby een van daardie punte (bv. Somermiddag, winter middernag) en stadiger naby die horison. Die amplitude van hierdie skommeling hang af van die son se deklinasie en die geografiese breedtegraad van die waarnemer.

Vir 'n waarnemer in die trope, op 'n dag wanneer die son direk bokant gaan, swaai sy asimut skielik van 90 ° tot 270 ° die middaguur. Vir 'n waarnemer naby die noord- of suidpool, bly die son die hele dag naby dieselfde hoogte en bly die azimut-tempo naby die gemiddelde 15 ° / uur.


Inhoud

Die sonstilstand kan selfs gedurende die Neolitiese tyd 'n spesiale oomblik van die jaarlikse siklus vir sommige kulture gewees het. Astronomiese gebeure is dikwels gebruik om aktiwiteite te lei, soos die paring van diere, die saai van gewasse en die monitering van die winterreserwes van voedsel. Baie kulturele mitologieë en tradisies is hieruit afgelei.

Dit word getuig deur fisiese oorblyfsels in die uitlegte van argeologiese terreine in die laat-Neolitiese en Bronstydperk, soos Stonehenge in Engeland en Newgrange in Ierland. Dit lyk asof die primêre as van albei hierdie monumente noukeurig gerig is op 'n siglyn wat na die sonsopkoms van die winterstilstand (Newgrange) en die sonsondergang van die winterstilstand (Stonehenge) wys. Dit is betekenisvol dat die Great Trilithon in Stonehenge na buite gerig was vanaf die middel van die monument, dit wil sê sy gladde plat gesig is na die midwinter Son gedraai. [8]

Die wintersonstilstand was uiters belangrik omdat die mense ekonomies afhanklik was van die vordering van die seisoene. Uithongering was algemeen gedurende die eerste maande van die winter, Januarie tot April (noordelike halfrond) of Julie tot Oktober (suidelike halfrond), ook bekend as "die hongersnoodmaande". In gematigde klimate was die midwinterfees die laaste feesviering, voordat die diep winter begin het. Die meeste vee is geslag sodat hulle gedurende die winter nie gevoer hoef te word nie. Dit was dus feitlik die enigste tyd van die jaar dat daar 'n groot hoeveelheid vars vleis beskikbaar was. [9] Die meeste wyn en bier wat gedurende die jaar gemaak is, was uiteindelik gefermenteer en gereed om te drink. Die konsentrasie van die vieringe was nie altyd op die dag wat om middernag of met dagbreek begin nie, maar aan die begin van die heidense dag, wat in baie kulture die vorige aand voorgekom het. [ aanhaling nodig ]

Omdat die gebeurtenis gesien is as die omkering van die son se afwykende teenwoordigheid in die lug, is konsepte van die geboorte of wedergeboorte van songode algemeen. [ aanhaling nodig ] In kulture wat sikliese kalenders gebruik op grond van die wintersonstilstand, is die 'jaar as wedergebore' gevier met verwysing na lewens-dood-wedergeboorte godhede of 'nuwe begin' soos Hogmanay's rooi, 'n Nuwejaar skoonmaak tradisie. [ aanhaling nodig ] 'Omkering' is ook nog 'n gereelde tema, soos in Saturnalia se slawe- en meesteromkerings.

Indiese Edit

Makara Sankranti, ook bekend as Makaraa Sankrānti (Sanskrit: मकर संक्रांति) of Maghi, is 'n feesdag in die Hindoe-kalender, met verwysing na godheid Surya (son). Dit word elke jaar in Januarie waargeneem. [10] Dit is die eerste dag van die deurreis van Sun na Makara (Steenbok), wat die einde van die maand met die winterstilstand en die begin van langer dae aandui. [10] [11] In Indië word hierdie geleentheid, bekend as Ayan Parivartan (Sanskrit: अयन परिवर्तन), deur godsdienstige hindoes as 'n heilige dag gevier, met hindoes wat gewoontes uitvoer soos om in heilige riviere te bad, aalmoese en donasies te gee, te bid aan gode en doen ander heilige dade.

Iraanse wysiging

Iranse mense vier die nag van die Noordelike Halfrond se winterstilstand as 'Yalda-nag', wat bekend staan ​​as die 'langste en donkerste nag van die jaar'. Yalda-nagviering, of soos sommige dit "Shabe Chelleh" ("die 40ste nag") noem, is een van die oudste Iraanse tradisies wat in die Persiese kultuur van ouds af aanwesig was. In hierdie nag kom die hele gesin bymekaar, gewoonlik in die huis van die oudste, en vier dit deur te eet, te drink en poësie voor te dra (veral Hafez). Neute, granate en waatlemoene word veral tydens hierdie fees bedien.

Judaïsme Edit

'N Aggadiese legende wat in traktaat Avodah Zarah 8a gevind word, stel die talmudiese hipotese dat Adam die tradisie van vas voor die wintersonstilstand, en daarna, verheug het, wat later tot die Romeinse Saturnalia en Kalendae ontwikkel het.

Germaanse Edit

Die heidense Skandinawiese en Germaanse mense in Noord-Europa het 'n wintervakansie gevier met die naam Yule (ook genoem Jul, Julblot, jólablót). Die Heimskringla, wat in die 13de eeu deur die Yslander Snorri Sturluson geskryf is, beskryf 'n Yule-fees aangebied deur die Noorse koning Haakon die Goeie (ca. 920–961). Volgens Snorri het die Christian Haakon Yule van 'midwinter' geskuif en dit in lyn gebring met die Christelike Kersfees. Histories het dit sommige geleerdes laat glo dat Yule oorspronklik 'n sonfees op die wintersonstilstand was. Moderne geleerdes glo dit gewoonlik nie, want die midwinter in die Middeleeuse Ysland was ongeveer vier weke na die sonstilstand. [12]

Romeinse kultus van Sol Edit

Sol Invictus ("The Unconquered Sun / Invincible Sun") was oorspronklik 'n Siriese god wat later onder keiser Aurelianus aangeneem is as die hoofgod van die Romeinse Ryk. [13] Sy vakansie word tradisioneel op 25 Desember gevier, asook verskeie gode wat in baie heidense tradisies met die wintersonstilstand verband hou. [14] Daar word bespiegel dat dit die rede is vir Kersfees se nabyheid aan die sonstilstand. [15]

Oos-Asië wysig

In Oos-Asië word die wintersonstilstand gevier as een van die vier-en-twintig sonterme Dongzhi in Chinees. Om in die winter nie koud te word nie, is daar 'n gebruik om in Japan in 'n yuzu-warmbad te week (Japannees: 柚子 湯 = Yuzuyu). [16]

Alhoewel die oomblik van die sonstilstand bereken kan word, is [17] direkte waarneming van die sonstilstand deur amateurs onmoontlik omdat die Son te stadig beweeg of lyk asof dit stilstaan ​​(die betekenis van 'sonstilstand'). Deur die gebruik van astronomiese gegewensopsporing is die presiese tydsberekening van die voorkoms daarvan nou openbare kennis. 'N Mens kan nie die presiese oomblik van die sonstilstand direk opspoor nie (per definisie kan jy nie waarneem dat 'n voorwerp opgehou het om te beweeg voordat jy later sien dat dit nie verder van die vorige plek af beweeg het nie, of dat dit in die teenoorgestelde rigting beweeg het nie). Verder, om presies tot 'n enkele dag te wees, moet 'n mens 'n verandering in azimut of hoogte van ongeveer 1/60 van die hoekdiameter van die Son kan waarneem. Dit is makliker om waar te neem dat dit binne twee dae plaasgevind het, en dit vereis slegs 'n waarnemingspresisie van ongeveer 1/16 van die hoekdeursnee van die son. Baie waarnemings is dus van die dag van die sonstilstand eerder as van die oomblik. Dit word dikwels gedoen deur sonsopkoms en sonsondergang waar te neem of 'n astronomiese instrument te gebruik waarmee 'n ligstraal op 'n sekere punt rondom daardie tyd gegiet kan word. Die vroegste sonsondergang en die jongste sonsopkomsdatums verskil egter van die wintersonstilstand, en dit hang af van die breedtegraad as gevolg van die variëring van die sondag gedurende die jaar deur die aarde se elliptiese baan (sien die vroegste en jongste sonsopkoms en sonsondergang).

Neolitiese terrein van die Goseck-sirkel in Duitsland. Die geel lyne dui die rigting aan waarin sonsopkoms en sonsondergang op die dag van die wintersonstilstand gesien word.

Sonsopkoms by Stonehenge in die suide van Engeland op die wintersonstilstand

Ander verwante feeste

    (Antieke Rome): Gevier kort voor wintersonstilstand (Christelik): Word saamgeval met die wintersonstilstandsdag: vind plaas kort na wintersonstilstand, opgeneem tradisie van die winter sonstilstand viering. Gespekuleer om van die sonstilstand af te kom, sien Kersfees # sonstilstanddatum en Dies Natalis Solis Invicti (Korea, Groot-China): 105 dae na die winterstilstand / Pongal (Indië): Oesfees - merk die einde van die koue maande en begin met die nuwe Maand met langer dae.

Die volgende tabelle bevat inligting oor die lengte van die dag op 22 Desember, naby die wintersonstilstand van die Noordelike Halfrond en die somer sonstilstand van die Suidelike Halfrond (dit wil sê Desember sonstilstand). Die data is op 22 Desember 2015 op die webwerf van die Finse Meteorologiese Instituut versamel, asook op sekere ander webwerwe. [18] [19] [20] [21] [22] [23]

Die data word geografies en binne die tabelle gerangskik, van die kortste tot die langste.

Die Nordiese lande en die Baltiese state
Stad Sonopkoms
22 Des 2015
Sonsondergang
22 Des 2015
Lengte van die dag
Murmansk 0 u
Bodø 11:36 12:25 0 u 49 min
Rovaniemi 11:08 13:22 2 uur 14 minute
Luleå 9:55 13:04 3 uur 08 min
Reykjavík 11:22 15:29 4 uur 07 min
Trondheim 10:01 14:31 4 uur 30 minute
Tórshavn 9:51 14:59 5 uur 08 min
Helsinki 9:24 15:13 5 u 49 min
Oslo 9:18 15:12 5 uur 54 min
Tallinn 9:17 15:20 6 uur 02 min
Stockholm 8:43 14:48 6 uur 04 min
Riga 9:00 15:43 6 uur 43 min
Kopenhagen 8:37 15:38 7 uur 01 min
Vilnius 8:40 15:54 7 u 14 min
Europa
Stad Sonopkoms
22 Des 2015
Sonsondergang
22 Des 2015
Lengte van die dag
Edinburgh 8:42 15:40 6 uur 57 minute
Moskou 8:57 15:58 7 uur 00 min
Berlyn 8:15 15:54 7 u 39 min
Warskou 7:43 15:25 7 u 42 min
Londen 8:04 15:53 7 u 49 min
Kiev 7:56 15:56 8 uur 00 min
Parys 8:41 16:56 8 uur 14 minute
Wene 7:42 16:03 8 uur 20 minute
Boedapest 7:28 15:55 8 uur 26 minute
Rome 7:34 16:42 9 uur 07 min
Madrid 8:34 17:51 9 uur 17 min
Lissabon 7:51 17:18 9 u 27 min
Athene 7:37 17:09 9 uur 31 min
Afrika
Stad Sonopkoms
22 Des 2015
Sonsondergang
22 Des 2015
Lengte van die dag
Kaïro 6:47 16:59 10 uur 12 minute
Tenerife 7:53 18:13 10 uur 19 minute
Dakar 7:30 18:46 11 uur 15 minute
Addis Abeba 6:35 18:11 11 uur 36 minute
Nairobi 6:25 18:37 12 uur 11 minute
Kinshasa 5:45 18:08 12 uur 22 min
Dar es Salaam 6:05 18:36 12 uur 31 min
Luanda 5:46 18:24 12 uur 38 minute
Antananarivo 5:10 18:26 13 uur 16 minute
Windhoek 6:04 19:35 13 uur 31 min
Johannesburg 5:12 18:59 13 uur 47 minute
Kaapstad 5:32 19:57 14 uur 25 minute
middel ooste
Stad Sonopkoms
22 Des 2015
Sonsondergang
22 Des 2015
Lengte van die dag
Teheran 7:10 16:55 9 u 44 min
Beiroet 6:39 16:33 9 uur 54 minute
Bagdad 7:02 16:59 9 uur 57 minute
Jerusalem 6:35 16:39 10 uur 04 min
Manama 6:21 16:51 10 uur 30 minute
Doha 6:15 16:49 10 u 34 min
Dubai 7:00 17:34 10 u 34 min
Riaad 6:32 17:10 10 uur 37 minute
Muscat 6:43 17:23 10 uur 41 min
Sana'a 6:25 17:38 11 uur 13 minute
Suid-Amerika
Stad Sonopkoms
22 Des 2015
Sonsondergang
22 Des 2015
Lengte van die dag
Inuvik 0 u
Fairbanks 10:58 14:40 3 u 41 min
Nuuk 10:22 14:28 4 uur 06 min
Ankerplek 10:14 15:42 5 u 27 min
Edmonton 8:48 16:15 7 u 27 min
Vancouver 8:05 16:16 8 uur 11 min
Seattle 7:55 16:20 8 uur 25 minute
Ottawa 7:39 16:22 8 u 42 min
Toronto 7:48 16:43 8 uur 55 minute
New York Stad 7:16 16:32 9 uur 15 minute
Washington DC. 7:23 16:49 9 uur 26 min
Los Angeles 6:55 16:48 9 uur 53 min
Dallas 7:25 17:25 9 u 59 min
Miami 7:03 17:35 10 uur 31 min
Honolulu 7:04 17:55 10 uur 50 minute
Mexikostad 7:06 18:03 10 u 57 min
Managua 6:01 17:26 11 uur 24 minute
Bogotá 5:59 17:50 11 uur 51 min
Quito 6:08 18:16 12 uur 08 min
Recife 5:00 17:35 12 uur 35 minute
Lima 5:41 18:31 12 uur 50 minute
La Paz 5:57 19:04 13 uur 06 min
Rio de Janeiro 6:04 19:37 13 uur 33 minute
São Paulo 6:17 19:52 13 uur 35 minute
Porto Alegre 6:20 20:25 14 uur 05 min
Santiago 6:29 20:52 14 uur 22 min
Buenos Aires 5:37 20:06 14 uur 28 minute
Ushuaia 4:51 22:11 17 uur 19 minute
Asië en Oseanië
Stad Sonopkoms
22 Des 2015
Sonsondergang
22 Des 2015
Lengte van die dag
Magadan 8:54 14:55 6 uur 00 min
Petropavlovsk 9:36 17:10 7 u 33 min
Khabarovsk 8:48 17:07 8 uur 18 minute
Ulaanbaatar 8:39 17:02 8 uur 22 min
Vladivostok 8:40 17:40 8 u 59 min
Beijing 7:32 16:52 9 uur 20 minute
Seoel 7:44 17:17 9 u 34 min
Tokio 6:47 16:31 9 u 44 min
Sjanghai 6:48 16:55 10 uur 07 min
Lhasa 8:46 19:01 10 uur 14 minute
Delhi 7:09 17:28 10 uur 19 minute
Hongkong 6:58 17:44 10 u 46 min
Manilla 6:16 17:32 11 uur 15 minute
Bangkok 6:36 17:55 11 uur 19 minute
Singapoer 7:01 19:04 12 uur 03 min
Jakarta 5:36 18:05 12 uur 28 minute
Denpasar 5:58 18:36 12 uur 37 minute
Darwin 6:19 19:10 12 uur 51 min
Papeete 5:21 18:32 13 uur 10 minute
Brisbane 4:49 18:42 13 uur 52 min
Perth 5:07 19:22 14 uur 14 minute
Sydney 5:41 20:05 14 uur 24 minute
Auckland 5:58 20:39 14 uur 41 min
Melbourne 5:54 20:42 14 uur 47 minute
Invercargill 5:50 21:39 15 uur 48 min

Die lengte van die dag neem toe vanaf die ewenaar in die rigting van die Suidpool in die Suidelike Halfrond in Desember (rondom die somersonstilstand daar), maar neem af na die Noordpool in die Noordelike Halfrond ten tyde van die noordelike wintersonstilstand.


Hemelse ewenaar

Die hemelse ewenaar is die groot sirkel van die denkbeeldige hemelsfeer op dieselfde vlak as die ewenaar van die Aarde. Hierdie verwysingsvlak baseer die ekwatoriale koördinaatstelsel. Met ander woorde, die hemelse ewenaar is 'n abstrakte projeksie van die aardse ewenaar in die buitenste ruimte. [1] Vanweë die Aksiale kanteling van die aarde is die hemelse ewenaar tans met ongeveer 23,44 ° geneig ten opsigte van die ekliptika (die vlak van die aarde), maar het die afgelope 5 miljoen jaar van ongeveer 22,0 ° tot 24,5 ° gewissel [2 ] weens versteuring van ander planete.

'N Waarnemer wat op die aarde se ewenaar staan, visualiseer die hemelse ewenaar as 'n halfsirkel wat deur die hoogtepunt beweeg, die punt direk bo-oor. Terwyl die waarnemer noord (of suid) beweeg, kantel die hemelse ewenaar na die teenoorgestelde horison. Die hemelse ewenaar word gedefinieer as oneindig ver (aangesien dit op die hemelse sfeer is), dus die eindes van die halfsirkel kruis altyd die horison reg oos en reg wes, ongeag die posisie van die waarnemer op die aarde. Aan die pole val die hemelse ewenaar saam met die astronomiese horison. Op alle breedtegrade is die hemelse ewenaar 'n eenvormige boog of sirkel omdat die waarnemer net finaal ver van die hemelse ewenaar af is, maar oneindig ver van die hemelse ewenaar af. [3]

Astronomiese voorwerpe naby die hemelse ewenaar verskyn bo die horison vanaf die meeste plekke op aarde, maar hulle bereik die hoogste punt (bereik die meridiaan) naby die ewenaar. Die hemelse ewenaar gaan tans deur hierdie konstellasies: [4]

Dit is die wêreldwyd sigbaarste konstellasies.

Oor duisende jare sal die oriëntasie van die aarde se ewenaar en dus die konstellasies waardeur die hemelse ewenaar gaan, verander as gevolg van aksiale presessie.

Ander hemelliggame as die aarde het ook soortgelyke hemelse ewenaars. [5] [6]


Uit die beskrywing (klein wysigings):

'N Kort diepgaande ondersoek en eksperimentele metode om die afstand na die son te bereken met so min aannames as moontlik. Die metode om die afstand na die son te bereken, word in die video breedvoerig beskryf.

Basies op 21 Junie word die Somerstilstand as verwysing beskou, en daar word gepoog om trigonometrie te probeer om die posisie en afstand van die son vanaf die aarde te driehoekig. Ongelukkig het ek op die dag nie daarin geslaag om die son te driehoekig nie, en die redes sal duidelik word tydens die kyk na die video.

Die video laat enkele belangrike vrae ontstaan ​​oor die akkuraatheid van ons hoogtehoeke en die afstande tot die bekende hemelliggame.
& # 8212 conandrum74


Die skrywer het in 2018 'n paar ekstra video's opgevolg:


Inhoud

Sonstraling kom ooreen met 'n swart liggaamsverkoeler op ongeveer 5800 K. [1] As dit deur die atmosfeer beweeg, word sonlig verswak deur verspreiding en absorpsie, hoe meer atmosfeer dit deurgaan, hoe groter word die verswakking.

As die sonlig deur die atmosfeer beweeg, kom chemikalieë in wisselwerking met die sonlig en absorbeer hulle sekere golflengtes en verander die hoeveelheid kortgolflengte wat die aarde se oppervlak bereik. 'N Meer aktiewe komponent van hierdie proses is waterdamp, wat 'n wye verskeidenheid absorpsiebande met baie golflengtes tot gevolg het, terwyl molekulêre stikstof, suurstof en koolstofdioksied tot hierdie proses bydra. Teen die tyd dat dit die aarde se oppervlak bereik, is die spektrum sterk beperk tussen die verre infrarooi en byna ultraviolet.

Atmosferiese verstrooiing speel 'n rol in die verwydering van hoër frekwensies uit direkte sonlig en om die lug te versprei. [2] Dit is waarom die lug blou en die songeel lyk - meer van die hoër frekwensie blou lig kom via indirekte verspreide paaie na die waarnemer en minder blou lig volg die direkte pad, wat die son 'n geel skynsel gee. [3] Hoe groter die afstand in die atmosfeer waardeur die sonlig beweeg, hoe groter is hierdie effek, daarom lyk die son met dagbreek en sononder oranje of rooi as die sonlig skuins deur die atmosfeer beweeg - geleidelik meer van die blues en setperke word van die direkte strale verwyder, wat 'n oranje of rooi voorkoms aan die son gee, en die lug lyk pienk - omdat die blues en setperke oor sulke lang paaie versprei is dat hulle baie verswak word voordat hulle by die waarnemer aankom, wat lei tot kenmerkende pienk lug met dagbreek en sonsondergang.

Die aantal lugmassas is dus afhanklik van die son se hoogtepad deur die lug en wissel dus met die tyd van die dag en met die verbygaande seisoene van die jaar, en met die breedtegraad van die waarnemer.

'N Eerste-orde benadering vir lugmassa word gegee deur

Die bostaande benadering kyk uit oor die eindige hoogte van die atmosfeer en voorspel 'n oneindige lugmassa aan die horison. Dit is egter redelik akkuraat vir waardes van z < displaystyle z> tot ongeveer 75 °. 'N Aantal verfynings is voorgestel om die baandikte na die horison akkurater te modelleer, soos dié wat deur Kasten en Young (1989) voorgestel is: [5]

'N Meer omvattende lys van sulke modelle word in die hoofartikel Airmass verskaf vir verskillende atmosferiese modelle en eksperimentele datastelle. Op seevlak is die lugmassa na die horison (z < displaystyle z> = 90 °) ongeveer 38. [6]

Die modellering van die atmosfeer as 'n eenvoudige bolvormige dop bied 'n redelike benadering: [7]

Hierdie modelle word in die onderstaande tabel vergelyk:

Skattings van lugmassakoëffisiënt op seevlak
Z Plat aarde Kasten & amp Young Sferiese dop
graad (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

Dit impliseer dat die atmosfeer vir hierdie doeleindes effektief in die onderste 9 km gekonsentreer kan word, [8] d.w.s. al die atmosferiese effekte is te danke aan die atmosferiese massa in die onderste helfte van die troposfeer. Dit is 'n handige en eenvoudige model om die atmosferiese effekte op die sonintensiteit in ag te neem.

Die spektrum buite die atmosfeer, benader deur die 5800 K swart liggaam, word "AM0" genoem, wat "nul atmosfeer" beteken. Sonselle wat gebruik word vir ruimtetuigtoepassings, soos dié op kommunikasiesatelliete, word gewoonlik gekenmerk deur AM0.

Per definisie word die spektrum na die atmosfeer tot op seespieël met die son direk oorhoofs genoem "AM1". Dit beteken 'een atmosfeer'. AM1 (z < displaystyle z> = 0 °) tot AM1.1 (z < displaystyle z> = 25 °) is 'n nuttige reeks om die prestasie van sonselle in ekwatoriale en tropiese streke te skat.

Sonpanele werk gewoonlik nie onder presies een atmosfeer se dikte nie: as die son skuins met die aardoppervlak is, sal die effektiewe dikte groter wees. Baie van die wêreld se grootste bevolkingsentrums, en dus sonkraginstallasies en nywerheid, in Europa, China, Japan, die Verenigde State van Amerika en elders (insluitend Noord-Indië, Suid-Afrika en Australië) lê op gematigde breedtegrade. 'N AM-getal wat die spektrum op middelbreedte voorstel, is dus baie meer algemeen.

"AM1.5", 1,5 atmosfeer dikte, stem ooreen met 'n sonhoek hoek van z < displaystyle z> = 48,2 °. Alhoewel die AM-getal gedurende die middelste dele van die dag gedurende die somer minder as 1,5 is, geld hoër syfers soggens en saans en ander tye van die jaar. Daarom is AM1.5 nuttig om die algehele jaarlikse gemiddelde vir middelbreedtes voor te stel. Die spesifieke waarde van 1,5 is in die 1970's vir standaardiseringsdoeleindes gekies, gebaseer op 'n ontleding van data vir sonbestraling in die konstante Verenigde State. [9] Sedertdien gebruik die sonkragindustrie AM1.5 vir alle gestandaardiseerde toetsing of waardering van aardse sonselle of -modules, insluitend die wat in konsentrasiestelsels gebruik word. Die nuutste AM1.5 standaarde met betrekking tot fotovoltaïese toepassings is die ASTM G-173 [10] [11] en IEC 60904, alles afgelei van simulasies verkry met die SMARTS-kode.

Die verligting vir daglig (hierdie weergawe) onder A.M.1.5 word gegee as 109 870 lux (wat ooreenstem met die A.M. 1,5-spektrum tot 1000,4 W / m 2).

AM38 word algemeen beskou as die lugmassa in horisontale rigting (z < displaystyle z> = 90 °) op seevlak. [6] In die praktyk is daar egter 'n groot mate van wisselvalligheid in die sonintensiteit wat onder hoeke naby die horison ontvang word, soos beskryf in die volgende afdeling Sonintensiteit.

Die familielid lugmassa is slegs 'n funksie van die son se hoogtepunthoek en verander dus nie met plaaslike hoogte nie. Omgekeerd is die absoluut lugmassa, gelyk aan die relatiewe lugmassa vermenigvuldig met die plaaslike atmosferiese druk en gedeel deur die standaarddruk (seevlak), neem af met hoogte bo seespieël. Vir sonpanele wat op groot hoogtes geïnstalleer is, bv. in 'n Altiplano-streek is dit moontlik om 'n laer absolute AM-getalle te gebruik as vir die ooreenstemmende breedtegraad op seevlak: AM-getalle minder as 1 in die rigting van die ewenaar, en ooreenstemmend laer getalle as hierbo vir ander breedtegrade. Hierdie benadering is egter benaderd en word nie aanbeveel nie. Dit is die beste om die werklike spektrum te simuleer op grond van die relatiewe lugmassa (bv. 1.5) en die werklike atmosferiese toestande vir die spesifieke hoogte van die terrein wat ondersoek word.

Die sonintensiteit by die kollektor verminder met toenemende lugmassakoëffisiënt, maar as gevolg van die komplekse en veranderlike atmosferiese faktore, nie op 'n eenvoudige of lineêre manier nie. Byna alle hoë-energie-bestraling word byvoorbeeld in die boonste atmosfeer verwyder (tussen AM0 en AM1) en dus is AM2 nie twee keer so sleg soos AM1 nie. Verder is daar baie wisselvalligheid in baie van die faktore wat bydra tot atmosferiese verswakking, [12] soos waterdamp, aërosols, fotochemiese rookmis en die gevolge van temperatuurinversies. Afhangend van die hoeveelheid besoedeling in die lug, kan die algehele verswakking tot ± 70% in die rigting van die horison verander, en dit beïnvloed die prestasie, veral in die rigting van die horison, waar die effekte van die onderste lae atmosfeer veelvoudig versterk word.

Een benaderingsmodel vir sonintensiteit versus lugmassa word gegee deur: [13] [14]

Hierdie formule pas gemaklik binne die middelbereik van die verwagte besoedelingsgebaseerde wisselvalligheid:

Sonintensiteit teenoor hoekhoogte z < displaystyle z> en lugmassa koëffisiënt AM
Z AM omvang as gevolg van besoedeling [12] formule (I.1) ASTM G-173 [11]
graad 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

Dit illustreer dat beduidende krag slegs enkele grade bo die horison beskikbaar is. As die son byvoorbeeld meer as 60 ° bokant die horison is (z < displaystyle z> & lt30 °), is die sonintensiteit ongeveer 1000 W / m 2 (uit vergelyking I.1 soos aangedui in die tabel hierbo), terwyl die son slegs 15 ° bo die horison is (z < displaystyle z> = 75 °), is die sonintensiteit nog ongeveer 600 W / m 2 of 60% van sy maksimum vlak en by slegs 5 ° bo die horison nog steeds 27% van die maksimum.

Op hoër hoogtes Edit

Een benaderde model vir intensiteitsverhoging met hoogte en akkuraat tot 'n paar kilometer bo seespieël word gegee deur: [13] [19]

Alternatiewelik, gegewe die beduidende praktiese veranderlikes daaraan verbonde, kan die homogene sferiese model toegepas word om AM te skat deur gebruik te maak van:

waar die genormaliseerde hoogtes van die atmosfeer en van die kollektor onderskeidelik is r = R E / y a t m < displaystyle r = R _ < mathrm > / y_ < mathrm >> ≈ 708 (soos hierbo) en c = h / y a t m < displaystyle c = h / y _ < mathrm >> .

En dan die bostaande tabel of die toepaslike vergelyking (I.1 of I.3 of I.4 gemiddeld, onderskeidelik besoedelde of skoon lug) kan gebruik word om die intensiteit van AM op die normale manier te skat.

Hierdie benaderings by I.2 en A.4 is slegs geskik vir gebruik op hoogtes van 'n paar kilometer bo seespieël, wat beteken dat dit verminder tot AM0-prestasievlakke van slegs ongeveer 6 en 9 km. Daarenteen vind 'n groot deel van die verswakking van komponente met 'n hoë energie plaas in die osoonlaag - op hoër hoogtes ongeveer 30 km. [20] Daarom is hierdie benaderings slegs geskik vir die beraming van die prestasie van grondversamelaars.

Silikonsonneselle is nie baie sensitief vir die dele van die spektrum wat in die atmosfeer verlore gaan nie. Die resulterende spektrum aan die aardoppervlak stem nader ooreen met die bandgaping van silikon, sodat silikonsonneselle doeltreffender by AM1 is as AM0. Hierdie skynbaar teenintuïtiewe resultaat ontstaan ​​bloot omdat silikon selle nie veel gebruik kan maak van die hoë energie-straling wat die atmosfeer uitfilter nie. Soos hieronder geïllustreer, alhoewel die doeltreffendheid is laer by AM0 die totale uitsetkrag (Puit) vir 'n tipiese sonsel is dit steeds die hoogste op AM0. Omgekeerd verander die vorm van die spektrum nie beduidend met verdere toenames in die atmosferiese dikte nie, en dus verander die seldoeltreffendheid nie baie vir AM-getalle bo 1 nie.

Uitsetkrag teenoor lugmassakoëffisiënt
AM Sonintensiteit Uitsetkrag Doeltreffendheid
Pin W / m 2 Puit W / m 2 Puit / Pin
0 1350 160 12%
1 1000 150 15%
2 800 120 15%

Dit illustreer die meer algemene punt dat gegewe die feit dat sonenergie 'vry' is, en waar beskikbare ruimte nie 'n beperking is nie, ander faktore soos totale Puit en Puit is dikwels belangriker oorwegings as doeltreffendheid (Puit/ Pin).


Panele is gewoonlik op die suide van die noordelike halfrond gerig omdat die son meestal in die suidelike deel van die lug is. Die son is soms in die noordelike deel van die lug, bv. tydens sonsopkoms en sonsondergang in die lente en in die somer. Dit gebeur slegs as die son relatief laag is, dus het dit geen groot invloed op die totale opbrengs nie.

Hier is 'n sonpaddiagram vir Nieu-Delhi (28,6 ° N, Noord-Indië):

Wanneer sonpanele op geboue geïnstalleer word, moet dit soms direk in die dak geïntegreer word, sodat die oriëntasie deur die argitektuur bepaal word.

Afhangend daarvan of die elektrisiteit op die plek gebruik word, in batterye gestoor word of aan die netwerk verkoop word, kan dit interessant wees om minder elektrisiteit per jaar te produseer, maar om dit te produseer wanneer dit die beste is, bv. gedurende die middag vir lugversorging. In daardie geval kan sonpanele na die weste gedraai word.

Die vind van die beste kantelhoek is 'n kompromis:

  • te laag en die panele sal nie deur reën skoongemaak word nie.
  • te laag en die panele sal in die winter nie veel lewer nie.
  • te hoog en die panele sal in die somer nie veel lewer nie. Dit kan by sonkragopvangers verlang word, omdat kookwater die pompe kan beskadig.
  • te hoog en die rye sal mekaar skaduwee maak.
  • te hoog en die panele en montering moet in winderige toestande hoër kragte weerstaan.

Die kantel van 45 ° blyk te hoog te wees in Indië vir fotovoltaïese panele:

Dit kan ongeveer reg wees vir warmwaterproduksie:

Ten slotte sou hierdie hoek moontlik deur argitektoniese keuses bepaal word.

Hier is 'n gemiddelde bestraling teen kantel diagram vir Nieu-Delhi (28,6 ° N):

In albei gevalle is die krommes redelik plat rondom die maksimum, sodat die skuinshoek in Nieu-Delhi op 20 ° of 25 ° gekies kan word om skaduwees te voorkom. Dit moet nie veel platter wees as 10 ° in Kamuthi om besoedeling te voorkom nie.


5 Antwoorde 5

In die eerste plek blyk die skema van slegs enkele verstrooiing 'n oorvereenvoudiging te wees: die ligrigting moet meer as een keer verander word. Kan ons bewys dat dit deur berekening weglaatbaar is, of is dit nie weglaatbaar nie?

Dit is 'n oorvereenvoudiging, maar vir 'n helder lug bedags is dit nie te verkeerd nie. Kyk na die volgende vergelyking van 'n atmosfeermodel wat slegs met enkele verstrooiing bereken is en met vier verstrooiingsorde (basies 4 rigtingskakelaars per ligstraal). Die projeksie hier is ewe-hoekig, sodat u al die rigtings in een prentjie kan sien.

Dit word 'n baie meer problematiese vereenvoudiging wanneer die son onder die horison is, veral opvallend onder die gordel van Venus, waar die aarde se skaduwee geleë is:

Gestel die son is in die hoogste punt, volg dit uit simmetrie dat die kleur van die lug in die rigtings met dieselfde hoogtepunt dieselfde moet wees, maar nader aan die horison verskil die weg van die verspreide lig baie van die strale wat naby die hoogtepunt kom. - is dit dan moontlik teoreties 'n formule af te lei wat die kleur van die lug sal voorspel gegewe die azimuthoek en die posisie van die son (ten minste in 'n eenvoudige geometriese opstelling as die son in die hoogtepunt is)?

As ons die nie-eenvormigheid van die atmosfeer met breedtegraad en lengtegraad verwaarloos, sal hierdie scenario lei tot die kleure onafhanklik van azimut. Dit is egter nie heeltemal duidelik wat u bedoel met & quotposision of the Sun & quot, as u dit alreeds in die toppunt plaas nie. Ook as u met & quotderive teoreties 'n formule & quot bedoel 'n geslote uitdrukking, is dit onwaarskynlik, aangesien die atmosfeer nie 'n eenvoudige verspreiding van gasse en aerosols is nie. Maar dit is moontlik om die kleure numeries te bereken, en die bostaande foto's toon die berekening wat gedoen is deur my sagteware, CalcMySky.

Dit is nie duidelik waarom die kleur nie vinnig van naby blou by horison na amper rooi naby die sonposisie moet verander nie: die atmosfeer is immers dikker in die lyn wat nader aan die horison gaan!

Dit behoort nie blouer aan die horison te wees as by die hoogtepunt nie. U het immers 'n relatiewe klein dikte naby die hoogtepunt, wat die meeste van die lig wat vir u versprei word, nie te uitgesterf het nie weens die Beer-Lambert-wet, terwyl die dikte naby die horison baie groter is, en die lig in die waarnemer versprei, boonop om blouer te word as gevolg van die verspreiding van Rayleigh, afhangende van die golflengte, word ook rooier as gevolg van uitwissing langs hierdie lang pad. Die kombinasie van hierdie verbloemende en rooierige effekte gee 'n kleur nader aan wit (wat u in die dag simulasie hierbo kan sien), of rooi-oranje (in die skemer).

Verder volg die gewone verduideliking dat blou lig gedeeltelik weer in die ruimte weerkaats word. As gevolg hiervan moet ongeveer die helfte van alle verspreide lig verlore gaan, dus die totale hoeveelheid rooi lig wat van son af kom, moet groter wees as die hoeveelheid blou lig, wat blykbaar die waarneembare werklikheid weerspreek.

Ja, die Aarde lyk inderdaad blouerig vanuit die ruimte, dus die totale straling wat van bo af binnekom, moet op die grondvlak rooier wees as aan die bokant van die atmosfeer. Maar dit word aangepas deur die osoonlaag, waarsonder ons 'n sanderige kleur van skemer in plaas van blou het. Kyk vir meer inligting oor die vraag Waarom is daar 'n 'blou uur' na die 'goue uur'?

Kort verduideliking is dit. Rooi lig kom direk vanaf die son byna onverspreid of tot 'n klein mate versprei. En wanneer blou lig die atmosfeer binnedring, versprei dit deur lugmolekules baie in elke rigting, en volgens Huygens-Fresnel se beginsel word elke punt in die atmosfeer as 'n sekondêre bron van blou lig gemaak. Hierdie blou ligbronne voeg by langs die rigting van die sig, wat uiteindelik die intensiteit van blou golwe verhoog, vergeleke met die rooi wat ons net direk vanaf die son bereik. As dit dus analogies is, dien die atmosfeer van die aarde as 'n soort optiese lens wat blou lig in die rigting van die fokus fokus. Skema's:

Natuurlik is dit 'n bietjie oorvereenvoudig, want blou lig is versprei in alle rigtings oor die lug. U kan u voorstel dat duisende blou gloeilampe in die lug aangeskakel is. Miskien is dit 'n beter analogie, want elke punt in die lug dien as 'n omgewingsligbron vir blou golwe.

Hier is 'n paar antwoorde, al is dit agter-op-die-koevert.

Op 'n redelike goeie terrein met 'n lae hoeveelheid atmosferiese aërosols en stof, is die & quote-uitwissing & quot ongeveer 0,3 groottes per lugmassa by 400 nm, in sterrekundeteenhede, vergeleke met ongeveer 0,1 mag / lugmassa by 550 nm en ongeveer 0,04 mag / lugmassa by 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).

Een 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?

    Die speed, the magnitude of the velocity, is indeed constant. Maar die rigting 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 ]