Astronomia

Perché l'azimut solare non varia uniformemente?

Perché l'azimut solare non varia uniformemente?

Nelle ultime date, ho osservato la rotazione della terra intorno al sole e ho notato che l'azimut del sole non varia in modo uniforme durante il giorno. L'azimut varia più velocemente durante alcune parti della giornata, a seconda del collegamento di posizione.

Perché questo accade? Ho pensato alla causa, ma non riesco a trovare una spiegazione adeguata.


L'angolo orario del Sole, misurato intorno all'equatore celeste, cambia a un ritmo quasi costante. Lo gnomone di una meridiana è allineato con l'asse polare per trarne vantaggio. L'equatore celeste è obliquo rispetto all'orizzonte tranne che all'equatore e ai poli della Terra.

Le linee di azimut convergono allo zenit e al nadir dell'osservatore, quindi l'azimut del Sole cambia più rapidamente vicino a uno di quei punti (ad esempio mezzogiorno estivo, mezzanotte invernale) e più lentamente vicino all'orizzonte. L'ampiezza di questa fluttuazione dipende dalla declinazione del Sole e dalla latitudine geografica dell'osservatore.

Per un osservatore ai tropici, in un giorno in cui il Sole passa direttamente sopra la sua testa, il suo azimut oscilla bruscamente da 90° a 270° a mezzogiorno. Per un osservatore vicino al polo nord o sud, il Sole rimane vicino alla stessa altitudine tutto il giorno e il suo tasso di azimut rimane vicino alla media di 15°/ora.


Contenuti

Il solstizio potrebbe essere stato un momento speciale del ciclo annuale per alcune culture anche durante il Neolitico. Gli eventi astronomici venivano spesso utilizzati per guidare attività, come l'accoppiamento degli animali, la semina dei raccolti e il monitoraggio delle riserve invernali di cibo. Molte mitologie e tradizioni culturali sono derivate da questo.

Ciò è attestato da resti fisici nella disposizione dei siti archeologici del tardo neolitico e dell'età del bronzo, come Stonehenge in Inghilterra e Newgrange in Irlanda. Gli assi primari di entrambi questi monumenti sembrano essere stati accuratamente allineati su una linea di vista che punta all'alba del solstizio d'inverno (Newgrange) e al tramonto del solstizio d'inverno (Stonehenge). È significativo che a Stonehenge il Grande Trilitone fosse orientato verso l'esterno dal centro del monumento, cioè la sua faccia liscia e piatta fosse rivolta verso il Sole di pieno inverno. [8]

Il solstizio d'inverno era immensamente importante perché le persone dipendevano economicamente dal monitoraggio dell'andamento delle stagioni. La fame era comune durante i primi mesi dell'inverno, da gennaio ad aprile (emisfero nord) o da luglio a ottobre (emisfero sud), noti anche come "mesi della carestia". Nei climi temperati, la festa di metà inverno era l'ultima celebrazione della festa, prima che iniziasse il profondo inverno. La maggior parte del bestiame veniva macellata in modo da non dover essere nutrita durante l'inverno, quindi era quasi l'unico periodo dell'anno in cui era disponibile un'abbondante scorta di carne fresca. [9] La maggior parte del vino e della birra prodotti durante l'anno era finalmente fermentata e pronta per essere bevuta in questo momento. La concentrazione delle osservanze non era sempre nel giorno che iniziava a mezzanotte o all'alba, ma all'inizio del giorno pagano, che in molte culture cadeva la vigilia precedente. [ citazione necessaria ]

Poiché l'evento è stato visto come l'inversione della presenza calante del Sole nel cielo, i concetti di nascita o rinascita degli dei del sole sono stati comuni. [ citazione necessaria ] Nelle culture che utilizzavano calendari ciclici basati sul solstizio d'inverno, l'"anno della rinascita" veniva celebrato con riferimento a divinità vita-morte-rinascita o "nuovi inizi" come l'anno di Hogmanay arrossire, una tradizione di pulizia di Capodanno. [ citazione necessaria ] Anche il "ribaltamento" è un altro tema frequente, come nei capovolgimenti degli schiavi e dei padroni dei Saturnalia.

Modifica indiana

Makara Sankranti, noto anche come Makaraa Sankrānti (sanscrito: मकर संक्रांति) o Maghi, è un giorno di festa nel calendario indù, in riferimento alla divinità Surya (sole). Si osserva ogni anno a gennaio. [10] Segna il primo giorno del transito del Sole in Makara (Capricorno), che segna la fine del mese con il solstizio d'inverno e l'inizio dei giorni più lunghi. [10] [11] In India, questa occasione, nota come Ayan Parivartan (sanscrito: अयन परिवर्तन), è celebrata dagli indù religiosi come un giorno sacro, con gli indù che eseguono usanze come fare il bagno nei fiumi sacri, fare elemosine e donazioni, pregare alle divinità e compiendo altre opere sante.

Modifica iraniana

Il popolo iraniano celebra la notte del solstizio d'inverno dell'emisfero settentrionale come "notte di Yalda", che è nota per essere la "notte più lunga e più buia dell'anno". La celebrazione della notte di Yalda, o come alcuni la chiamano "Shabe Chelleh" ("la quarantesima notte"), è una delle più antiche tradizioni iraniane presenti nella cultura persiana fin dai tempi antichi. In questa notte tutta la famiglia si riunisce, di solito nella casa del maggiore, e la celebra mangiando, bevendo e recitando poesie (specialmente Hafez). Noci, melograni e cocomeri sono particolarmente serviti durante questa festa.

Modifica giudaica

Una leggenda aggadica trovata nel trattato Avodah Zarah 8a avanza l'ipotesi talmudica che Adamo stabilì per primo la tradizione del digiuno prima del solstizio d'inverno e della gioia dopo, festa che in seguito si sviluppò nei Saturnali romani e nelle Kalendae.

Modifica germanica

I pagani scandinavi e germanici del nord Europa celebravano una vacanza invernale chiamata Yule (chiamata anche Jul, Julblot, jólablót). Il Heimskringla, scritto nel XIII secolo dall'islandese Snorri Sturluson, descrive una festa di Yule ospitata dal re norvegese Haakon il Buono (ca. 920–961). Secondo Snorri, il cristiano Haakon aveva spostato Yule dal "mezzo inverno" e lo aveva allineato con la celebrazione del Natale cristiano. Storicamente, questo ha fatto credere ad alcuni studiosi che Yule fosse originariamente una festa del sole durante il solstizio d'inverno. Gli studiosi moderni generalmente non ci credono, poiché il pieno inverno nell'Islanda medievale era una data circa quattro settimane dopo il solstizio. [12]

Culto romano di Sol Modifica

Sol Invictus ("Il Sole Invitto/Sole Invincibile") era originariamente un dio siriano che fu poi adottato come dio principale dell'Impero Romano sotto l'imperatore Aureliano. [13] La sua festa è tradizionalmente celebrata il 25 dicembre, così come molte divinità associate al solstizio d'inverno in molte tradizioni pagane. [14] È stato ipotizzato che sia la ragione alla base della vicinanza del Natale al solstizio. [15]

Modifica dell'Asia orientale

In Asia orientale, il solstizio d'inverno è stato celebrato come uno dei ventiquattro termini solari, chiamato Dongzhi in cinese. In Giappone, per non prendere freddo in inverno, c'è l'usanza di immergersi in un bagno caldo yuzu (giapponese: 柚子湯 = Yuzuyu). [16]

Sebbene l'istante del solstizio possa essere calcolato, [17] l'osservazione diretta del solstizio da parte dei dilettanti è impossibile perché il Sole si muove troppo lentamente o sembra fermo (il significato di "solstizio"). Tuttavia, grazie all'uso del tracciamento dei dati astronomici, il momento preciso del suo verificarsi è ora di dominio pubblico. Non si può rilevare direttamente l'istante preciso del solstizio (per definizione, non si può osservare che un oggetto si è fermato finché non si osserva che non si è allontanato dal punto precedente, o che si è mosso nella direzione opposta). Inoltre, per essere precisi ad un singolo giorno, si deve poter osservare un cambiamento di azimut o di elevazione minore o uguale a circa 1/60 del diametro angolare del Sole. Osservare che si è verificato entro un periodo di due giorni è più facile, richiedendo una precisione di osservazione di solo circa 1/16 del diametro angolare del Sole. Pertanto, molte osservazioni riguardano il giorno del solstizio piuttosto che l'istante. Questo viene spesso fatto osservando l'alba e il tramonto o utilizzando uno strumento allineato astronomicamente che consente di proiettare un raggio di luce su un certo punto in quel momento. Tuttavia, le prime date del tramonto e dell'ultima alba differiscono dal solstizio d'inverno e dipendono dalla latitudine, a causa della variazione del giorno solare durante tutto l'anno causata dall'orbita ellittica della Terra (vedi prima e ultima alba e tramonto).

Sito neolitico del cerchio di Goseck in Germania. Le linee gialle indicano le direzioni in cui si vedono l'alba e il tramonto nel giorno del solstizio d'inverno.

Alba a Stonehenge nel sud dell'Inghilterra durante il solstizio d'inverno

Altri festival correlati Modifica

    (Antica Roma): celebrato poco prima del solstizio d'inverno (cristiano): usato in concomitanza con il giorno del solstizio d'inverno: si svolge poco dopo il solstizio d'inverno, tradizione assorbita dalla celebrazione del solstizio d'inverno. Si ipotizza che provenga dalla data del solstizio, vedere la data di Natale#Solstizio e Dies Natalis Solis Invicti (Corea, Grande Cina): 105 giorni dopo il solstizio d'inverno / Pongal (India): Festa del raccolto – Segna la fine dei mesi freddi e l'inizio del nuovo Mese con giorni più lunghi.

Le tabelle seguenti contengono informazioni sulla lunghezza del giorno del 22 dicembre, vicino al solstizio d'inverno dell'emisfero settentrionale e al solstizio d'estate dell'emisfero australe (cioè il solstizio di dicembre). I dati sono stati raccolti dal sito web dell'Istituto meteorologico finlandese il 22 dicembre 2015, nonché da alcuni altri siti web. [18] [19] [20] [21] [22] [23]

I dati sono organizzati geograficamente e all'interno delle tabelle dal giorno più corto a quello più lungo.

I paesi nordici e gli stati baltici
Città Alba
22 dic 2015
Tramonto
22 dic 2015
Lunghezza della giornata
Murmansk 0 ore
Bodø 11:36 12:25 0 h 49 min
Rovaniemi 11:08 13:22 2 ore 14 minuti
Luleå 9:55 13:04 3 ore 08 min
Reykjavik 11:22 15:29 4 ore 07 minuti
Trondheim 10:01 14:31 4 ore 30 min
Tórshavn 9:51 14:59 5 ore 08 minuti
Helsinki 9:24 15:13 5 ore 49 minuti
Oslo 9:18 15:12 5 ore 54 minuti
Tallinn 9:17 15:20 6 ore 02 minuti
Stoccolma 8:43 14:48 6 h 04 min
Riga 9:00 15:43 6 h 43 min
Copenaghen 8:37 15:38 7 h 01 min
Vilnius 8:40 15:54 7 ore 14 minuti
Europa
Città Alba
22 dic 2015
Tramonto
22 dic 2015
Lunghezza della giornata
Edimburgo 8:42 15:40 6 ore 57 minuti
Mosca 8:57 15:58 7 h 00 min
Berlino 8:15 15:54 7 h 39 min
Varsavia 7:43 15:25 7 h 42 min
Londra 8:04 15:53 7 ore 49 minuti
Kiev 7:56 15:56 8 h 00 min
Parigi 8:41 16:56 8 ore 14 minuti
Vienna 7:42 16:03 8 ore 20 min
Budapest 7:28 15:55 8 ore 26 minuti
Roma 7:34 16:42 9 ore 07 minuti
Madrid 8:34 17:51 9 ore 17 minuti
Lisbona 7:51 17:18 9 ore 27 minuti
Atene 7:37 17:09 9 h 31 min
Africa
Città Alba
22 dic 2015
Tramonto
22 dic 2015
Lunghezza della giornata
Cairo 6:47 16:59 10 h 12 min
Tenerife 7:53 18:13 10 ore 19 minuti
Dakar 7:30 18:46 11 h 15 min
Addis Abeba 6:35 18:11 11 h 36 min
Nairobi 6:25 18:37 12 ore 11 minuti
Kinshasa 5:45 18:08 12 ore 22 min
Dar es Salaam 6:05 18:36 12 h 31 min
Luanda 5:46 18:24 12 ore 38 minuti
Antananarivo 5:10 18:26 13 ore 16 minuti
Windhoek 6:04 19:35 13 h 31 min
Johannesburg 5:12 18:59 13 h 47 min
Città del Capo 5:32 19:57 14 h 25 min
Medio Oriente
Città Alba
22 dic 2015
Tramonto
22 dic 2015
Lunghezza della giornata
Teheran 7:10 16:55 9 ore 44 minuti
Beirut 6:39 16:33 9 ore 54 minuti
Baghdad 7:02 16:59 9 ore 57 minuti
Gerusalemme 6:35 16:39 10 h 04 min
Manama 6:21 16:51 10 h 30 min
Doha 6:15 16:49 10 h 34 min
Dubai 7:00 17:34 10 h 34 min
Riyad 6:32 17:10 10 ore 37 minuti
Moscato 6:43 17:23 10 h 41 min
Sana'a 6:25 17:38 11 ore 13 minuti
Americhe
Città Alba
22 dic 2015
Tramonto
22 dic 2015
Lunghezza della giornata
Inuvik 0 ore
Fairbanks 10:58 14:40 3 ore 41 minuti
Nuuk 10:22 14:28 4 ore 06 minuti
Ancoraggio 10:14 15:42 5 ore 27 minuti
Edmonton 8:48 16:15 7 ore 27 minuti
Vancouver 8:05 16:16 8 ore 11 minuti
Seattle 7:55 16:20 8 ore 25 min
Ottawa 7:39 16:22 8 h 42 min
Toronto 7:48 16:43 8 ore 55 minuti
New York City 7:16 16:32 9 h 15 min
Washington DC. 7:23 16:49 9 ore 26 minuti
Los Angeles 6:55 16:48 9 ore 53 minuti
Dallas 7:25 17:25 9 h 59 min
Miami 7:03 17:35 10 h 31 min
Honolulu 7:04 17:55 10 h 50 min
città del Messico 7:06 18:03 10 ore 57 minuti
Managua 6:01 17:26 11 h 24 min
Bogotà 5:59 17:50 11 h 51 min
Quito 6:08 18:16 12 ore 08 minuti
Recife 5:00 17:35 12 ore 35 minuti
Lima 5:41 18:31 12 h 50 min
La Paz 5:57 19:04 13 ore 06 min
Rio de Janeiro 6:04 19:37 13 ore 33 minuti
San Paolo 6:17 19:52 13 ore 35 minuti
Porto Alegre 6:20 20:25 14 ore 05 min
Santiago 6:29 20:52 14 ore 22 minuti
Buenos Aires 5:37 20:06 14 ore 28 minuti
Ushuaia 4:51 22:11 17 ore 19 minuti
Asia e Oceania
Città Alba
22 dic 2015
Tramonto
22 dic 2015
Lunghezza della giornata
Magadan 8:54 14:55 6 h 00 min
Petropavlovsk 9:36 17:10 7 ore 33 minuti
Khabarovsk 8:48 17:07 8 ore 18 minuti
Ulan Bator 8:39 17:02 8 ore 22 min
Vladivostok 8:40 17:40 8 ore 59 minuti
Pechino 7:32 16:52 9 h 20 min
Seoul 7:44 17:17 9 ore 34 minuti
Tokyo 6:47 16:31 9 ore 44 minuti
Shanghai 6:48 16:55 10 h 07 min
Lhasa 8:46 19:01 10 ore 14 minuti
Delhi 7:09 17:28 10 ore 19 minuti
Hong Kong 6:58 17:44 10 h 46 min
manila 6:16 17:32 11 h 15 min
Bangkok 6:36 17:55 11 ore 19 minuti
Singapore 7:01 19:04 12 ore 03 minuti
Giacarta 5:36 18:05 12 ore 28 minuti
Denpasar 5:58 18:36 12 ore 37 minuti
Darwin 6:19 19:10 12 h 51 min
Papeete 5:21 18:32 13 ore 10 min
Brisbane 4:49 18:42 13 ore 52 minuti
Perth 5:07 19:22 14 ore 14 minuti
Sydney 5:41 20:05 14 ore 24 minuti
Auckland 5:58 20:39 14 h 41 min
Melbourne 5:54 20:42 14 h 47 min
Invercargill 5:50 21:39 15 h 48 min

La lunghezza del giorno aumenta dall'equatore verso il Polo Sud nell'emisfero australe a dicembre (intorno al solstizio d'estate lì), ma diminuisce verso il Polo Nord nell'emisfero settentrionale al momento del solstizio d'inverno settentrionale.


Equatore celeste

Il equatore celeste è il cerchio massimo della sfera celeste immaginaria sullo stesso piano dell'equatore della Terra. Questo piano di riferimento basa il sistema di coordinate equatoriali. In altre parole, l'equatore celeste è una proiezione astratta dell'equatore terrestre nello spazio. [1] A causa dell'inclinazione assiale della Terra, l'equatore celeste è attualmente inclinato di circa 23,44° rispetto all'eclittica (il piano dell'orbita terrestre), ma è variato da circa 22,0° a 24,5° negli ultimi 5 milioni di anni [2 ] a causa di perturbazioni provenienti da altri pianeti.

Un osservatore in piedi sull'equatore terrestre visualizza l'equatore celeste come un semicerchio che passa attraverso lo zenit, il punto direttamente sopra la testa. Quando l'osservatore si sposta verso nord (o sud), l'equatore celeste si inclina verso l'orizzonte opposto. L'equatore celeste è definito infinitamente distante (dato che si trova sulla sfera celeste) quindi, le estremità del semicerchio intersecano sempre l'orizzonte verso est e verso ovest, indipendentemente dalla posizione dell'osservatore sulla Terra. Ai poli, l'equatore celeste coincide con l'orizzonte astronomico. A tutte le latitudini, l'equatore celeste è un arco o cerchio uniforme perché l'osservatore è solo infinitamente lontano dal piano dell'equatore celeste, ma infinitamente lontano dall'equatore celeste stesso. [3]

Gli oggetti astronomici vicino all'equatore celeste appaiono sopra l'orizzonte dalla maggior parte dei luoghi sulla terra, ma culminano (raggiungono il meridiano) più in alto vicino all'equatore. L'equatore celeste attualmente passa attraverso queste costellazioni: [4]

Queste sono le costellazioni più visibili a livello globale.

Nel corso di migliaia di anni, l'orientamento dell'equatore terrestre e quindi le costellazioni attraversate dall'equatore celeste cambieranno a causa della precessione assiale.

Anche i corpi celesti diversi dalla Terra hanno equatori celesti definiti in modo simile. [5] [6]


Dalla descrizione (piccole modifiche al fraseggio):

Un breve approfondimento e metodo sperimentale che guarda al calcolo della distanza dal Sole con il minor numero di ipotesi possibili. Il metodo per calcolare la distanza dal Sole è descritto in dettaglio nel video.

In pratica il 21 giugno si prende come riferimento il Solstizio d'Estate, e si tenta la trigonometria per triangolare la posizione e la distanza del Sole dalla Terra. Sfortunatamente non sono riuscito a triangolare il Sole in questo giorno, e le ragioni diventeranno ovvie guardando il video.

Il video solleva alcune domande significative riguardanti l'accuratezza dei nostri angoli di elevazione e le distanze dai corpi celesti conosciuti.
— imbroglio74


L'autore ha seguito con un paio di video aggiuntivi nel 2018:


Contenuti

La radiazione solare si avvicina molto a un radiatore di corpo nero a circa 5.800 K. [1] Mentre attraversa l'atmosfera, la luce solare viene attenuata dalla dispersione e dall'assorbimento più atmosfera attraversa, maggiore è l'attenuazione.

Mentre la luce solare viaggia attraverso l'atmosfera, le sostanze chimiche interagiscono con la luce solare e assorbono determinate lunghezze d'onda modificando la quantità di luce a lunghezza d'onda corta che raggiunge la superficie terrestre. Un componente più attivo di questo processo è il vapore acqueo, che si traduce in un'ampia varietà di bande di assorbimento a molte lunghezze d'onda, mentre azoto molecolare, ossigeno e anidride carbonica si aggiungono a questo processo. Quando raggiunge la superficie terrestre, lo spettro è fortemente confinato tra il lontano infrarosso e il vicino ultravioletto.

La dispersione atmosferica svolge un ruolo nel rimuovere le frequenze più alte dalla luce solare diretta e nel disperderla nel cielo. [2] Questo è il motivo per cui il cielo appare blu e il sole giallo: più luce blu a frequenza più alta arriva all'osservatore tramite percorsi dispersi indiretti e meno luce blu segue il percorso diretto, conferendo al sole una sfumatura gialla. [3] Maggiore è la distanza nell'atmosfera attraverso la quale viaggia la luce solare, maggiore è questo effetto, motivo per cui il sole appare arancione o rosso all'alba e al tramonto quando la luce solare viaggia molto obliquamente attraverso l'atmosfera - progressivamente più blu e i verdi vengono rimossi dai raggi diretti, dando un aspetto arancione o rosso al sole e il cielo appare rosa - perché i blu e i verdi sono sparsi su percorsi così lunghi che sono molto attenuati prima di arrivare all'osservatore, risultando in un caratteristico rosa cieli all'alba e al tramonto.

Il numero della massa d'aria dipende quindi dal percorso di elevazione del Sole attraverso il cielo e quindi varia con l'ora del giorno e con il passare delle stagioni dell'anno, e con la latitudine dell'osservatore.

Un'approssimazione del primo ordine per la massa d'aria è data da

L'approssimazione di cui sopra trascura l'altezza finita dell'atmosfera e prevede una massa d'aria infinita all'orizzonte. Tuttavia, è ragionevolmente accurato per valori di z fino a circa 75°. Sono stati proposti numerosi perfezionamenti per modellare in modo più accurato lo spessore del percorso verso l'orizzonte, come quello proposto da Kasten e Young (1989): [5]

Un elenco più completo di tali modelli è fornito nell'articolo principale Airmass, per vari modelli atmosferici e set di dati sperimentali. Al livello del mare la massa d'aria verso l'orizzonte ( z = 90°) è circa 38. [6]

Modellare l'atmosfera come un semplice guscio sferico fornisce un'approssimazione ragionevole: [7]

Questi modelli sono confrontati nella tabella seguente:

Stime del coefficiente di massa d'aria a livello del mare
z Terra piatta Kasten e Young Guscio sferico
grado (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

Ciò implica che per questi scopi l'atmosfera può essere considerata effettivamente concentrata intorno ai 9 km inferiori, [8] cioè essenzialmente tutti gli effetti atmosferici sono dovuti alla massa atmosferica nella metà inferiore della Troposfera. Questo è un modello utile e semplice quando si considerano gli effetti atmosferici sull'intensità solare.

Lo spettro al di fuori dell'atmosfera, approssimato dal corpo nero 5.800 K, è indicato come "AM0", che significa "atmosfere zero". Le celle solari utilizzate per applicazioni di energia spaziale, come quelle sui satelliti per comunicazioni, sono generalmente caratterizzate utilizzando AM0.

Lo spettro dopo aver viaggiato attraverso l'atmosfera fino al livello del mare con il sole direttamente sopra la testa è indicato, per definizione, come "AM1". Questo significa "un'atmosfera". Da AM1 ( z =0°) a AM1.1 ( z =25°) è un intervallo utile per stimare le prestazioni delle celle solari nelle regioni equatoriali e tropicali.

I pannelli solari generalmente non funzionano sotto esattamente uno spessore dell'atmosfera: se il sole è ad angolo rispetto alla superficie terrestre lo spessore effettivo sarà maggiore. Molti dei maggiori centri abitati del mondo, e quindi impianti e industrie solari, in Europa, Cina, Giappone, Stati Uniti d'America e altrove (incluse l'India settentrionale, l'Africa meridionale e l'Australia) si trovano a latitudini temperate. Un numero AM che rappresenta lo spettro alle medie latitudini è quindi molto più comune.

"AM1.5", spessore 1,5 atmosfera, corrisponde a un angolo zenit solare di z =48,2°. Mentre il numero di AM in estate per le latitudini medie durante le parti centrali della giornata è inferiore a 1,5, le cifre più alte si applicano al mattino e alla sera e in altri periodi dell'anno. Pertanto, AM1.5 è utile per rappresentare la media annuale complessiva per le medie latitudini. Il valore specifico di 1,5 è stato selezionato negli anni '70 a scopo di standardizzazione, sulla base di un'analisi dei dati di irraggiamento solare negli Stati Uniti limitrofi. [9] Da allora, l'industria solare ha utilizzato AM1.5 per tutti i test o la valutazione standardizzati di celle o moduli solari terrestri, compresi quelli utilizzati nei sistemi a concentrazione. Gli ultimi standard AM1.5 relativi alle applicazioni fotovoltaiche sono l'ASTM G-173 [10] [11] e l'IEC 60904, tutti derivati ​​da simulazioni ottenute con il codice SMARTS.

L'illuminamento per Daylight (questa versione) in A.M.1.5 è dato come 109.870 lux (corrispondente allo spettro A.M. 1.5 a 1000.4 W/m 2 ).

AM38 è generalmente considerato come la massa d'aria in direzione orizzontale ( z =90°) al livello del mare. [6] Tuttavia, in pratica c'è un alto grado di variabilità nell'intensità solare ricevuta ad angoli vicini all'orizzonte come descritto nella prossima sezione Intensità solare.

Il parente la massa d'aria è solo una funzione dell'angolo zenitale del sole, e quindi non cambia con l'elevazione locale. Al contrario, il assoluto La massa d'aria, pari alla massa d'aria relativa moltiplicata per la pressione atmosferica locale e divisa per la pressione standard (a livello del mare), diminuisce con l'elevazione sul livello del mare. Per pannelli solari installati ad alta quota, ad es. in una regione dell'Altiplano, è possibile utilizzare numeri AM assoluti inferiori rispetto alla corrispondente latitudine al livello del mare: numeri AM inferiori a 1 verso l'equatore e numeri corrispondentemente inferiori a quelli sopra elencati per le altre latitudini. Tuttavia, questo approccio è approssimativo e non consigliato. È meglio simulare lo spettro effettivo in base alla massa d'aria relativa (ad es. 1,5) e al effettivo condizioni atmosferiche per l'elevazione specifica del sito in esame.

L'intensità solare al collettore si riduce all'aumentare del coefficiente di massa d'aria, ma a causa dei complessi e variabili fattori atmosferici coinvolti, non in modo semplice o lineare. Ad esempio, quasi tutte le radiazioni ad alta energia vengono rimosse nell'alta atmosfera (tra AM0 e AM1) e quindi AM2 non è due volte peggiore di AM1. Inoltre, esiste una grande variabilità in molti dei fattori che contribuiscono all'attenuazione atmosferica, [12] come il vapore acqueo, gli aerosol, lo smog fotochimico e gli effetti delle inversioni di temperatura. A seconda del livello di inquinamento dell'aria, l'attenuazione complessiva può variare fino a ±70% verso l'orizzonte, influenzando notevolmente le prestazioni in particolare verso l'orizzonte dove gli effetti degli strati inferiori dell'atmosfera sono amplificati moltissimo.

Un modello di approssimazione per l'intensità solare rispetto alla massa d'aria è dato da: [13] [14]

Questa formula si adatta comodamente all'intervallo medio della variabilità prevista basata sull'inquinamento:

Intensità solare vs angolo zenitale z e coefficiente di massa d'aria AM
z AM portata per inquinamento [12] formula (I.1) ASTM G-173 (11)
grado W/m2 W/m2 W/m2
- 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

Ciò dimostra che una potenza significativa è disponibile solo a pochi gradi sopra l'orizzonte. Ad esempio, quando il sole è più di circa 60° sopra l'orizzonte ( z <30°) l'intensità solare è di circa 1000 W/m 2 (dall'equazione I.1 come mostrato nella tabella sopra), mentre quando il sole è solo 15° sopra l'orizzonte ( z =75°) l'intensità solare è ancora di circa 600 W/m 2 o il 60% del suo livello massimo e a solo 5° sopra l'orizzonte ancora il 27% del massimo.

Ad altitudini più elevate Modifica

Un modello approssimativo per l'aumento di intensità con l'altitudine e preciso a pochi chilometri sul livello del mare è dato da: [13] [19]

In alternativa, date le significative variabilità pratiche coinvolte, il modello sferico omogeneo potrebbe essere applicato per stimare AM, utilizzando:

dove le altezze normalizzate dell'atmosfera e del collettore sono rispettivamente r = R E / y a t m >/y_ >> ≈ 708 (come sopra) e c = h / y a t m >> .

E poi la tabella sopra o l'equazione appropriata (I.1 o I.3 o I.4 rispettivamente per aria media, inquinata o pulita) può essere utilizzata per stimare l'intensità da AM nel modo normale.

Queste approssimazioni a I.2 e A.4 sono adatti per l'uso solo ad altitudini di pochi chilometri sul livello del mare, comportando la riduzione a livelli di prestazioni AM0 rispettivamente a soli 6 e 9 km circa. Al contrario, gran parte dell'attenuazione dei componenti ad alta energia si verifica nello strato di ozono - ad altitudini più elevate intorno ai 30 km. [20] Quindi queste approssimazioni sono adatte solo per stimare le prestazioni dei collettori a terra.

Le celle solari al silicio non sono molto sensibili alle porzioni dello spettro perse nell'atmosfera. Lo spettro risultante sulla superficie terrestre corrisponde più da vicino al bandgap del silicio, quindi le celle solari al silicio sono più efficienti ad AM1 rispetto a AM0. Questo risultato apparentemente controintuitivo sorge semplicemente perché le celle di silicio non possono fare molto uso della radiazione ad alta energia che l'atmosfera filtra. Come illustrato di seguito, anche se il efficienza è inferiore a AM0 il potenza di uscita totale (Psu) per una tipica cella solare è ancora più alto in AM0. Al contrario, la forma dello spettro non cambia in modo significativo con ulteriori aumenti dello spessore atmosferico, e quindi l'efficienza della cella non cambia molto per i numeri AM superiori a 1.

Potenza in uscita rispetto al coefficiente della massa d'aria
AM Intensità solare Potenza di uscita Efficienza
Pnel W/m2 Psu W/m2 Psu / Pnel
0 1350 160 12%
1 1000 150 15%
2 800 120 15%

Questo illustra il punto più generale che, dato che l'energia solare è "gratuita", e dove lo spazio disponibile non è un limite, altri fattori come il totale Psu e Psu sono spesso considerazioni più importanti dell'efficienza (Psu/Pnel).


I pannelli sono generalmente orientati verso sud nell'emisfero settentrionale perché il sole si trova principalmente nella parte meridionale del cielo. Il sole a volte si trova nella parte settentrionale del cielo, ad es. durante l'alba e il tramonto in primavera e in estate. Succede solo quando il sole è relativamente basso, quindi non ha un'influenza enorme sulla resa totale.

Ecco un diagramma del percorso del sole per Nuova Delhi (28.6°N, India settentrionale):

Quando i pannelli solari sono installati sugli edifici, a volte devono essere integrati direttamente nel tetto, quindi l'orientamento sarà dettato dall'architettura.

A seconda che l'elettricità venga utilizzata sul posto, immagazzinata in batterie o venduta alla rete, potrebbe essere interessante produrre meno elettricità all'anno ma produrla quando è più utile, ad es. nel pomeriggio per l'aria condizionata. In tal caso, i pannelli solari potrebbero essere rivolti verso ovest.

Trovare il miglior angolo di inclinazione è un compromesso:

  • troppo basso e i pannelli non verranno puliti dalla pioggia.
  • troppo basso e i pannelli non produrranno molto in inverno.
  • troppo alto e i pannelli non produrranno molto in estate. Questo può essere desiderato per i collettori solari termici, perché l'acqua bollente potrebbe danneggiare le pompe.
  • troppo alto e le file si ombreggeranno a vicenda.
  • troppo alto e i pannelli e il supporto dovranno resistere a forze più elevate in condizioni di vento.

L'inclinazione di 45° sembra essere troppo alta in India per i pannelli fotovoltaici:

Potrebbe essere giusto per la produzione di acqua calda:

Infine, questo angolo potrebbe essere stato dettato da scelte architettoniche.

ecco un irraggiamento medio vs inclinazione diagramma per Nuova Delhi (28,6°N):

In entrambi i casi, le curve sono piuttosto piatte intorno al massimo, quindi l'angolo di inclinazione potrebbe essere scelto tra 20° o 25° a New-Delhi per evitare ombre. Non dovrebbe essere molto più piatto di 10° a Kamuthi per evitare di sporcarsi.


5 risposte 5

Innanzitutto, lo schema della sola diffusione singola sembra essere una semplificazione eccessiva: la direzione della luce dovrebbe essere cambiata più di una volta. Possiamo dimostrare che questo è trascurabile per calcolo, o non è trascurabile?

Questa è una semplificazione eccessiva, ma per un cielo limpido di giorno non è troppo sbagliato. Vedere il seguente confronto di un modello di atmosfera calcolato con una sola diffusione singola e che include 4 ordini di diffusione (fondamentalmente, 4 interruttori di direzione per raggio di luce). La proiezione qui è equirettangolare, quindi puoi vedere tutte le direzioni in un'unica immagine.

Questa diventa una semplificazione molto più problematica quando il sole è sotto l'orizzonte, particolarmente evidente sotto la cintura di Venere, dove si trova l'ombra della Terra:

Supponendo che il sole sia allo zenit, ne consegue dalla simmetria che il colore del cielo nelle direzioni aventi lo stesso angolo zenitale deve essere lo stesso, ma più vicino all'orizzonte il percorso della luce diffusa differisce molto dai raggi che si avvicinano allo zenit — quindi è possibile derivare teoricamente una formula che preveda il colore del cielo dato l'angolo di azimut e la posizione del Sole (almeno in una semplice configurazione geometrica quando il Sole è allo zenit)?

Se trascuriamo la non uniformità dell'atmosfera con latitudine e longitudine, questo scenario porterà a colori indipendenti dall'azimut. Non è del tutto chiaro cosa intendi per "posizione del Sole", se lo metti già allo zenit. Inoltre, se per "derivare teoricamente una formula" intendi un'espressione in forma chiusa, allora è improbabile, dato che l'atmosfera non è una semplice distribuzione di gas e aerosol. Ma è possibile calcolare numericamente i colori e le immagini sopra mostrano questo calcolo fatto dal mio software (in lavorazione), CalcMySky.

Non è chiaro perché il colore non dovrebbe cambiare rapidamente da quasi blu all'orizzonte a quasi rosso vicino alla posizione del Sole: dopo tutto, l'atmosfera è più densa lungo le linee che si avvicinano all'orizzonte!

Non dovrebbe essere più blu all'orizzonte che allo zenit. Dopotutto, hai uno spessore relativamente piccolo vicino allo zenit, il che rende la maggior parte della luce diffusa a te non troppo estinta a causa della legge di Beer-Lambert, mentre vicino all'orizzonte lo spessore è molto più grande e la luce diffusa nell'osservatore, inoltre a diventare più blu a causa dello scattering di Rayleigh a seconda della lunghezza d'onda, diventa anche più rosso a causa dell'estinzione lungo questo lungo percorso. La combinazione di questi effetti di blu e arrossamento dà un colore più vicino al bianco (che puoi vedere nella simulazione diurna sopra) o all'arancione rossastro (al crepuscolo).

Inoltre, dalla consueta spiegazione consegue che la luce blu viene parzialmente riflessa nello spazio. A causa di ciò, circa la metà di tutta la luce diffusa dovrebbe essere persa, quindi la quantità totale di luce rossa proveniente dal sole dovrebbe essere maggiore della quantità di luce blu, il che sembra contraddire la realtà osservabile.

Sì, la Terra sembra davvero bluastra dallo spazio, quindi la radiazione totale che arriva dall'alto dovrebbe essere più rossa al livello del suolo che nella parte superiore dell'atmosfera. Ma questo è modificato dallo strato di ozono, senza il quale avremmo il colore sabbioso del crepuscolo invece del blu. Vedi per i dettagli la domanda Perché c'è un'"ora blu" dopo l'"ora d'oro"?

La breve spiegazione è questa. La luce rossa proviene direttamente dal Sole quasi non dispersa o diffusa in piccola misura. E quando la luce blu entra nell'atmosfera viene dispersa dalle molecole d'aria molto in ogni direzione, quindi secondo il principio di Huygens-Fresnel facendo di ogni punto nell'atmosfera una fonte secondaria di luce blu. Queste sorgenti di luce blu si sommano lungo la direzione della vista, che alla fine aumenta l'intensità delle onde blu, rispetto a quelle rosse che ci arrivano solo direttamente dal Sole. Quindi, parlando per analogia, l'atmosfera terrestre agisce come una sorta di lente ottica, focalizzando la luce blu verso la direzione della vista. Schematico :

Ovviamente questo è un po' troppo semplificato, perché la luce blu è diffusa in TUTTE le direzioni nell'aria. Puoi immaginare migliaia di lampadine blu accese nel cielo. Forse questa sarebbe un'analogia migliore, perché ogni punto nell'aria funge da fonte di luce ambientale per le onde blu.

Ecco alcune risposte, anche se dietro la busta.

In un sito ragionevolmente buono con una bassa quantità di aerosol atmosferici e polvere, la "estinazione" è di circa 0,3 magnitudini per massa d'aria a 400 nm, in unità astronomiche, rispetto a circa 0,1 magnitudine/massa d'aria a 550 nm e circa 0,04 magnitudine/massa d'aria a 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.


Dichiarazione di non responsabilità: il seguente materiale viene mantenuto online per scopi di archiviazione.

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).

Uno 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 accelerato uno.

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?

    Il velocità, the magnitude of the velocity, is indeed constant. Ma il direzione 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 accelerazione centripeta?

    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. Quindi

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 ]


Guarda il video: SOFTWARE - Navigazione astronomica: Azimuth, amplitudine e passaggio in meridiano mobile del sole (Gennaio 2022).