الفلك

لماذا لا يختلف السمت الشمسي بشكل موحد

لماذا لا يختلف السمت الشمسي بشكل موحد



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.

في التواريخ القليلة الماضية ، كنت أراقب دوران الأرض حول الشمس ولاحظت أن سمت الشمس لا يتغير بشكل موحد طوال اليوم. يختلف السمت بشكل أسرع خلال بعض أجزاء اليوم ، اعتمادًا على رابط الموقع.

لماذا يحدث هذا؟ كنت أفكر في السبب ، لكن لا يمكنني التوصل إلى تفسير مناسب.


تتغير زاوية ساعة الشمس ، المقاسة حول خط الاستواء السماوي ، بمعدل ثابت تقريبًا. يتم محاذاة عقرب الساعة الشمسية مع المحور القطبي للاستفادة من ذلك. خط الاستواء السماوي مائل إلى الأفق باستثناء خط الاستواء والأقطاب.

تتلاقى خطوط السمت عند ذروة الراصد والنظير ، لذلك يتغير سمت الشمس بسرعة أكبر بالقرب من إحدى تلك النقاط (مثل منتصف النهار في الصيف ، منتصف الليل في الشتاء) وببطء أكثر قرب الأفق. اتساع هذا التقلب يعتمد على ميل الشمس وخط العرض الجغرافي للراصد.

بالنسبة لمراقب في المناطق الاستوائية ، في يوم تمر فيه الشمس مباشرة في السماء ، يتأرجح سمتها فجأة من 90 درجة إلى 270 درجة عند الظهيرة. بالنسبة للمراقب بالقرب من القطب الشمالي أو الجنوبي ، تظل الشمس بالقرب من نفس الارتفاع طوال اليوم ، ويظل معدل السمت بالقرب من متوسط ​​15 درجة / ساعة.


محتويات

قد يكون الانقلاب الشمسي لحظة خاصة في الدورة السنوية لبعض الثقافات حتى خلال العصر الحجري الحديث. غالبًا ما كانت الأحداث الفلكية تستخدم لتوجيه الأنشطة ، مثل تزاوج الحيوانات وزرع المحاصيل ومراقبة احتياطيات الشتاء من الطعام. العديد من الأساطير والتقاليد الثقافية مستمدة من هذا.

يشهد على ذلك بقايا مادية في تخطيطات المواقع الأثرية المتأخرة من العصر الحجري الحديث والعصر البرونزي ، مثل ستونهنج في إنجلترا ونيوجرانج في أيرلندا. يبدو أن المحورين الأساسيين لكلا هذين النصبين تم محاذاة بعناية على خط البصر الذي يشير إلى شروق الشمس في فصل الشتاء (Newgrange) وغروب الشمس الشتوي (Stonehenge). من المهم أنه في ستونهنج تم توجيه التريليثون العظيم للخارج من منتصف النصب التذكاري ، أي أن وجهه المسطح الأملس تم توجيهه نحو شمس منتصف الشتاء. [8]

كان الانقلاب الشتوي مهمًا للغاية لأن الناس كانوا يعتمدون اقتصاديًا على مراقبة تقدم الفصول. كان الجوع شائعًا خلال الأشهر الأولى من الشتاء ، من يناير إلى أبريل (نصف الكرة الشمالي) أو من يوليو إلى أكتوبر (نصف الكرة الجنوبي) ، والمعروف أيضًا باسم "أشهر المجاعة". في المناخات المعتدلة ، كان مهرجان منتصف الشتاء هو آخر احتفال بعيد ، قبل أن يبدأ الشتاء القارس. تم ذبح معظم الماشية حتى لا تضطر إلى إطعامها خلال فصل الشتاء ، لذلك كان هذا هو الوقت الوحيد تقريبًا من العام الذي تتوفر فيه إمدادات وفيرة من اللحوم الطازجة. [9] تم أخيرًا تخمير غالبية النبيذ والبيرة المصنوعة خلال العام وجاهزة للشرب في هذا الوقت. لم يكن تركيز الاحتفالات دائمًا في اليوم الذي يبدأ عند منتصف الليل أو عند الفجر ، ولكن في بداية اليوم الوثني ، والذي وقع في العديد من الثقافات في الليلة السابقة. [ بحاجة لمصدر ]

نظرًا لأن الحدث كان يُنظر إليه على أنه انعكاس لوجود الشمس في السماء ، فقد كانت مفاهيم ولادة أو ولادة آلهة الشمس شائعة. [ بحاجة لمصدر ] في الثقافات التي استخدمت التقويمات الدورية على أساس الانقلاب الشتوي ، تم الاحتفال بـ "عام الميلاد من جديد" بالإشارة إلى آلهة الحياة والموت وإعادة الميلاد أو "البدايات الجديدة" مثل Hogmanay ريدينغ، تقليد تنظيف رأس السنة الجديدة. [ بحاجة لمصدر ] أيضًا "الانعكاس" هو موضوع آخر متكرر ، كما هو الحال في انعكاسات العبيد والسيد ساتورناليا.

تحرير الهندي

Makara Sankranti ، المعروف أيضًا باسم Makaraa Sankrānti (السنسكريتية: मकर संक्रांति) أو Maghi ، هو يوم احتفال في التقويم الهندوسي ، في إشارة إلى الإله سوريا (الشمس). لوحظ كل عام في يناير. [10] يمثل اليوم الأول من عبور الشمس إلى ماكارا (الجدي) ، ويمثل نهاية الشهر مع الانقلاب الشتوي وبداية أيام أطول. [10] [11] في الهند ، هذه المناسبة ، المعروفة باسم Ayan Parivartan (السنسكريتية: अयन परिवर्तन) ، يحتفل بها الهندوس المتدينون باعتباره يومًا مقدسًا ، حيث يؤدي الهندوس العادات مثل الاستحمام في الأنهار المقدسة ، وإعطاء الصدقات والتبرعات ، والصلاة للآلهة والقيام بالأعمال المقدسة الأخرى.

التحرير الإيراني

يحتفل الشعب الإيراني بليلة الانقلاب الشتوي في النصف الشمالي من الكرة الأرضية باسم "ليلة يلدا" ، والتي تُعرف بأنها "أطول وأظلم ليلة في العام". احتفال يلدا الليلي ، أو كما يسميه البعض "شاب شله" ("الليلة الأربعون") ، هو أحد أقدم التقاليد الإيرانية التي كانت موجودة في الثقافة الفارسية منذ العصور القديمة. في هذه الليلة يجتمع جميع أفراد الأسرة ، عادة في منزل الأكبر ، ويحتفلون به عن طريق الأكل والشرب وقراءة الشعر (خاصة حافظ). يتم تقديم المكسرات والرمان والبطيخ بشكل خاص خلال هذا المهرجان.

تحرير يهودي

أسطورة Aggadic التي تم العثور عليها في Avodah Zarah 8a تطرح فرضية تلمودية أن آدم أسس تقليد الصيام قبل الانقلاب الشتوي ، والبهجة بعد ذلك ، والذي تطور لاحقًا إلى Roman Saturnalia و Kalendae.

تحرير الجرمانية

احتفل الشعب الإسكندنافي والجرماني الوثني في شمال أوروبا بعطلة شتوية تسمى Yule (وتسمى أيضًا Jul و Julblot و jólablót). ال هيمسكرينجلاكتبه الأيسلندي سنوري ستورلسون في القرن الثالث عشر ، ويصف الاحتفال بعيد الميلاد الذي استضافه الملك النرويجي هاكون الصالح (920-961). ووفقًا لسنوري ، فإن كريستيان هاكون قد نقل Yule من "منتصف الشتاء" ووافقها مع الاحتفال المسيحي بعيد الميلاد. من الناحية التاريخية ، جعل هذا بعض العلماء يعتقدون أن عيد الميلاد كان في الأصل مهرجانًا للشمس في الانقلاب الشتوي. لا يعتقد العلماء المعاصرون عمومًا هذا ، لأن منتصف الشتاء في آيسلندا في العصور الوسطى كان تاريخًا بعد حوالي أربعة أسابيع من الانقلاب الشمسي. [12]

عبادة الرومان لسول تحرير

كان Sol Invictus ("الشمس غير المهيمنة / الشمس التي لا تقهر") في الأصل إلهًا سوريًا تم تبنيه لاحقًا باعتباره الإله الرئيسي للإمبراطورية الرومانية في عهد الإمبراطور أوريليان. [13] يتم الاحتفال بعيده تقليديًا في 25 ديسمبر ، وكذلك العديد من الآلهة المرتبطة بالانقلاب الشتوي في العديد من التقاليد الوثنية. [14] وقد تم التكهن بأنه السبب وراء قرب عيد الميلاد من الانقلاب الشمسي. [15]

تحرير شرق آسيا

في شرق آسيا ، تم الاحتفال بالانقلاب الشتوي باعتباره واحدًا من أربعة وعشرين مصطلحًا خاصًا بالطاقة الشمسية Dongzhi بالصينية. في اليابان ، حتى لا يصاب المرء بالبرد في الشتاء ، هناك عادة أن نقع في حمام يوزو الساخن (اليابانية: 柚子 湯 = Yuzuyu). [16]

على الرغم من إمكانية حساب لحظة الانقلاب الشمسي ، [17] إلا أن المراقبة المباشرة للانقلاب الشمسي من قبل الهواة مستحيلة لأن الشمس تتحرك ببطء شديد أو تبدو وكأنها تقف ثابتة (معنى "الانقلاب الشمسي"). ومع ذلك ، باستخدام تتبع البيانات الفلكية ، أصبح التوقيت الدقيق لحدوثها الآن معرفة عامة. لا يمكن للمرء أن يكتشف بشكل مباشر اللحظة الدقيقة للانقلاب الشمسي (بحكم التعريف ، لا يمكن للمرء أن يلاحظ أن جسمًا ما قد توقف عن الحركة حتى يلاحظ المرء لاحقًا أنه لم يتحرك بعيدًا عن النقطة السابقة ، أو أنه قد تحرك في الاتجاه المعاكس). علاوة على ذلك ، لكي تكون دقيقًا ليوم واحد ، يجب أن يكون المرء قادرًا على ملاحظة تغير في السمت أو الارتفاع أقل من أو يساوي حوالي 1/60 من القطر الزاوي للشمس. من الأسهل ملاحظة حدوث ذلك خلال فترة يومين ، حيث تتطلب دقة مراقبة تبلغ حوالي 1/16 فقط من القطر الزاوي للشمس. وبالتالي ، فإن العديد من الملاحظات تخص يوم الانقلاب الشمسي وليست اللحظة. يتم ذلك غالبًا عن طريق مراقبة شروق الشمس وغروبها أو باستخدام أداة محاذاة فلكيًا تسمح بإلقاء شعاع من الضوء على نقطة معينة في ذلك الوقت تقريبًا. تختلف تواريخ الغروب الأولى وأحدث تواريخ شروق الشمس عن الانقلاب الشتوي ، وتعتمد هذه التواريخ على خط العرض ، بسبب الاختلاف في اليوم الشمسي على مدار العام بسبب المدار الإهليلجي للأرض (انظر شروق الشمس وغروبها الأقدم والأخير).

موقع العصر الحجري الحديث لدائرة جوسيك في ألمانيا. تشير الخطوط الصفراء إلى الاتجاهات التي يُرى فيها شروق الشمس وغروبها في يوم الانقلاب الشتوي.

شروق الشمس في ستونهنج في جنوب إنجلترا عند الانقلاب الشتوي

المهرجانات الأخرى ذات الصلة تحرير

    (روما القديمة): يتم الاحتفال به قبل فترة وجيزة من الانقلاب الشتوي (مسيحي): يستخدم ليتزامن مع يوم الانقلاب الشتوي: يتم الاحتفال به بعد فترة وجيزة من الانقلاب الشتوي ، ويمتص التقاليد من الاحتفال بالانقلاب الشتوي. من المفترض أن تنشأ من تاريخ الانقلاب الشمسي ، راجع Christmas # Solstice date and Dies Natalis Solis Invicti (كوريا ، الصين الكبرى): 105 يومًا بعد الانقلاب الشتوي / بونجال (الهند): مهرجان الحصاد - يمثل نهاية الأشهر الباردة وبداية الشهر الجديد شهر بأيام أطول.

تحتوي الجداول التالية على معلومات حول طول اليوم في 22 ديسمبر ، بالقرب من الانقلاب الشتوي في نصف الكرة الشمالي والانقلاب الصيفي في نصف الكرة الجنوبي (أي انقلاب الشمس في ديسمبر). تم جمع البيانات من الموقع الإلكتروني لمعهد الأرصاد الجوية الفنلندي في 22 ديسمبر 2015 ، وكذلك من بعض المواقع الأخرى. [18] [19] [20] [21] [22] [23]

البيانات مرتبة جغرافيًا وضمن الجداول من أقصر يوم إلى أطول يوم.

دول الشمال ودول البلطيق
مدينة شروق الشمس
22 ديسمبر 2015
غروب الشمس
22 ديسمبر 2015
طول اليوم
مورمانسك 0 ساعة
بودو 11:36 12:25 0 ساعة و 49 دقيقة
روفانيمي 11:08 13:22 ساعتان و 14 دقيقة
لوليا 9:55 13:04 3 ساعات و 8 دقائق
ريكيافيك 11:22 15:29 4 ساعات و 7 دقائق
تروندهايم 10:01 14:31 4 ساعات و 30 دقيقة
تورشفان 9:51 14:59 5 ساعات و 8 دقائق
هلسنكي 9:24 15:13 5 ساعات و 49 دقيقة
أوسلو 9:18 15:12 5 ساعات و 54 دقيقة
تالين 9:17 15:20 6 ساعات و 2 دقيقة
ستوكهولم 8:43 14:48 6 ساعات و 4 دقائق
ريغا 9:00 15:43 6 ساعات و 43 دقيقة
كوبنهاغن 8:37 15:38 7 ساعات و 01 دقيقة
فيلنيوس 8:40 15:54 7 ساعات و 14 دقيقة
أوروبا
مدينة شروق الشمس
22 ديسمبر 2015
غروب الشمس
22 ديسمبر 2015
طول اليوم
ادنبره 8:42 15:40 6 ساعات و 57 دقيقة
موسكو 8:57 15:58 7 ساعات 00 دقيقة
برلين 8:15 15:54 7 ساعات و 39 دقيقة
وارسو 7:43 15:25 7 ساعات و 42 دقيقة
لندن 8:04 15:53 7 ساعات و 49 دقيقة
كييف 7:56 15:56 8 ساعات 00 دقيقة
باريس 8:41 16:56 8 ساعات و 14 دقيقة
فيينا 7:42 16:03 8 ساعات و 20 دقيقة
بودابست 7:28 15:55 8 ساعات و 26 دقيقة
روما 7:34 16:42 9 ساعات و 7 دقائق
مدريد 8:34 17:51 9 ساعات و 17 دقيقة
لشبونة 7:51 17:18 9 ساعات و 27 دقيقة
أثينا 7:37 17:09 9 ساعات و 31 دقيقة
أفريقيا
مدينة شروق الشمس
22 ديسمبر 2015
غروب الشمس
22 ديسمبر 2015
طول اليوم
القاهرة 6:47 16:59 10 ساعات و 12 دقيقة
تينيريفي 7:53 18:13 10 ساعات و 19 دقيقة
داكار 7:30 18:46 11 ساعة و 15 دقيقة
اديس ابابا 6:35 18:11 11 ساعة و 36 دقيقة
نيروبي 6:25 18:37 12 ساعة و 11 دقيقة
كينشاسا 5:45 18:08 12 ساعة و 22 دقيقة
دار السلام 6:05 18:36 12 ساعة و 31 دقيقة
لواندا 5:46 18:24 12 ساعة و 38 دقيقة
أنتاناناريفو 5:10 18:26 13 ساعة و 16 دقيقة
ويندهوك 6:04 19:35 13 ساعة و 31 دقيقة
جوهانسبرج 5:12 18:59 13 ساعة و 47 دقيقة
كيب تاون 5:32 19:57 14 ساعة و 25 دقيقة
الشرق الأوسط
مدينة شروق الشمس
22 ديسمبر 2015
غروب الشمس
22 ديسمبر 2015
طول اليوم
طهران 7:10 16:55 9 ساعات و 44 دقيقة
بيروت 6:39 16:33 9 ساعات و 54 دقيقة
بغداد 7:02 16:59 9 ساعات و 57 دقيقة
بيت المقدس 6:35 16:39 10 ساعات و 4 دقائق
المنامة 6:21 16:51 10 ساعات و 30 دقيقة
الدوحة 6:15 16:49 10 ساعات و 34 دقيقة
دبي 7:00 17:34 10 ساعات و 34 دقيقة
مدينة الرياض 6:32 17:10 10 ساعات و 37 دقيقة
مسقط 6:43 17:23 10 ساعات و 41 دقيقة
صنعاء 6:25 17:38 11 ساعة و 13 دقيقة
الأمريكتان
مدينة شروق الشمس
22 ديسمبر 2015
غروب الشمس
22 ديسمبر 2015
طول اليوم
إينوفيك 0 ساعة
فيربانكس 10:58 14:40 3 ساعات و 41 دقيقة
نوك 10:22 14:28 4 ساعات و 6 دقائق
مرسى 10:14 15:42 5 ساعات و 27 دقيقة
ادمونتون 8:48 16:15 7 ساعات و 27 دقيقة
فانكوفر 8:05 16:16 8 ساعات و 11 دقيقة
سياتل 7:55 16:20 8 ساعات و 25 دقيقة
أوتاوا 7:39 16:22 8 ساعات و 42 دقيقة
تورنتو 7:48 16:43 8 ساعات و 55 دقيقة
مدينة نيويورك 7:16 16:32 9 ساعات و 15 دقيقة
واشنطن العاصمة. 7:23 16:49 9 ساعات و 26 دقيقة
لوس أنجلوس 6:55 16:48 9 ساعات و 53 دقيقة
دالاس 7:25 17:25 9 ساعات و 59 دقيقة
ميامي 7:03 17:35 10 ساعات و 31 دقيقة
هونولولو 7:04 17:55 10 ساعات و 50 دقيقة
مكسيكو سيتي 7:06 18:03 10 ساعات و 57 دقيقة
ماناغوا 6:01 17:26 11 ساعة و 24 دقيقة
بوغوتا 5:59 17:50 11 ساعة و 51 دقيقة
كيتو 6:08 18:16 12 ساعة و 8 دقيقة
ريسيفي 5:00 17:35 12 ساعة و 35 دقيقة
ليما 5:41 18:31 12 ساعة و 50 دقيقة
لاباز 5:57 19:04 13 ساعة و 06 دقيقة
ريو دي جانيرو 6:04 19:37 13 ساعة و 33 دقيقة
ساو باولو 6:17 19:52 13 ساعة و 35 دقيقة
بورتو أليغري 6:20 20:25 14 ساعة و 05 دقيقة
سانتياغو 6:29 20:52 14 ساعة و 22 دقيقة
بوينس ايرس 5:37 20:06 14 ساعة و 28 دقيقة
أوشوايا 4:51 22:11 17 ساعة و 19 دقيقة
آسيا وأوقيانوسيا
مدينة شروق الشمس
22 ديسمبر 2015
غروب الشمس
22 ديسمبر 2015
طول اليوم
ماجادان 8:54 14:55 6 ساعات 00 دقيقة
بتروبافلوفسك 9:36 17:10 7 ساعات و 33 دقيقة
خاباروفسك 8:48 17:07 8 ساعات و 18 دقيقة
أولان باتور 8:39 17:02 8 ساعات و 22 دقيقة
فلاديفوستوك 8:40 17:40 8 ساعات و 59 دقيقة
بكين 7:32 16:52 9 ساعات و 20 دقيقة
سيول 7:44 17:17 9 ساعات و 34 دقيقة
طوكيو 6:47 16:31 9 ساعات و 44 دقيقة
شنغهاي 6:48 16:55 10 ساعات و 7 دقائق
لاسا 8:46 19:01 10 ساعات و 14 دقيقة
دلهي 7:09 17:28 10 ساعات و 19 دقيقة
هونج كونج 6:58 17:44 10 ساعات و 46 دقيقة
مانيلا 6:16 17:32 11 ساعة و 15 دقيقة
بانكوك 6:36 17:55 11 ساعة و 19 دقيقة
سنغافورة 7:01 19:04 12 ساعة و 03 دقيقة
جاكرتا 5:36 18:05 12 ساعة و 28 دقيقة
دينباسار 5:58 18:36 12 ساعة و 37 دقيقة
داروين 6:19 19:10 12 ساعة و 51 دقيقة
بابيت 5:21 18:32 13 ساعة و 10 دقائق
بريسبان 4:49 18:42 13 ساعة و 52 دقيقة
بيرث 5:07 19:22 14 ساعة و 14 دقيقة
سيدني 5:41 20:05 14 ساعة و 24 دقيقة
أوكلاند 5:58 20:39 14 ساعة و 41 دقيقة
ملبورن 5:54 20:42 14 ساعة و 47 دقيقة
إنفركارجيل 5:50 21:39 15 ساعة و 48 دقيقة

يزداد طول اليوم من خط الاستواء باتجاه القطب الجنوبي في نصف الكرة الجنوبي في ديسمبر (حول الانقلاب الصيفي هناك) ، لكنه يتناقص باتجاه القطب الشمالي في نصف الكرة الشمالي في وقت الانقلاب الشتوي الشمالي.


خط الاستواء السماوي

ال خط الاستواء السماوي هي الدائرة الكبرى للكرة السماوية التخيلية على نفس مستوى خط استواء الأرض. هذا المستوى المرجعي يقوم على أساس نظام الإحداثيات الاستوائية. بمعنى آخر ، خط الاستواء السماوي هو إسقاط مجردة لخط الاستواء الأرضي في الفضاء الخارجي. [1] بسبب الميل المحوري للأرض ، يميل خط الاستواء السماوي حاليًا بحوالي 23.44 درجة فيما يتعلق بمسير الشمس (مستوى مدار الأرض) ، ولكنه تغير من حوالي 22.0 درجة إلى 24.5 درجة على مدار الخمسة ملايين سنة الماضية [2] ] بسبب اضطراب من الكواكب الأخرى.

يتخيل المراقب الذي يقف على خط الاستواء للأرض خط الاستواء السماوي على أنه نصف دائرة يمر عبر القمة ، وهي النقطة التي تقع فوق الرأس مباشرة. عندما يتحرك الراصد شمالًا (أو جنوبًا) ، يميل خط الاستواء السماوي نحو الأفق المعاكس. يُعرَّف خط الاستواء السماوي بأنه بعيد بشكل لا نهائي (لأنه يقع على الكرة السماوية) وبالتالي ، فإن نهايات نصف الدائرة تتقاطع دائمًا مع الأفق بسبب الشرق والغرب ، بغض النظر عن موقع المراقب على الأرض. عند القطبين ، يتزامن خط الاستواء السماوي مع الأفق الفلكي. في جميع خطوط العرض ، يكون خط الاستواء السماوي قوسًا أو دائرة منتظمة لأن الراصد بعيد بشكل محدود فقط عن مستوى خط الاستواء السماوي ، ولكنه بعيد تمامًا عن خط الاستواء السماوي نفسه. [3]

تظهر الأجسام الفلكية بالقرب من خط الاستواء السماوي فوق الأفق من معظم الأماكن على الأرض ، لكنها تبلغ ذروتها (تصل إلى خط الزوال) بالقرب من خط الاستواء. يمر خط الاستواء السماوي حاليًا عبر هذه الأبراج: [4]

هذه هي الأبراج الأكثر وضوحًا على مستوى العالم.

على مدى آلاف السنين ، سيتغير اتجاه خط الاستواء للأرض وبالتالي الأبراج التي يمر بها خط الاستواء السماوي بسبب الحركة المحورية.

الأجرام السماوية بخلاف الأرض لها أيضًا خطوط استواء سماوية محددة بالمثل. [5] [6]


من الوصف (تعديلات صياغية طفيفة):

تحقيق قصير ومتعمق وطريقة تجريبية تبحث في حساب المسافة إلى الشمس بأقل عدد ممكن من الافتراضات. تم وصف طريقة حساب المسافة إلى الشمس بالتفصيل في الفيديو.

في الحادي والعشرين من يونيو ، يتم أخذ الانقلاب الصيفي كمرجع ، ويتم محاولة علم المثلثات من أجل تحديد موقع ومسافة الشمس عن الأرض. للأسف فشلت في تثليث الشمس في هذا اليوم ، وستصبح الأسباب واضحة أثناء مشاهدة الفيديو.

يثير الفيديو بعض الأسئلة المهمة بخصوص دقة زوايا الارتفاعات والمسافات إلى الأجرام السماوية المعروفة.
& # 8212 conandrum74


تابع المؤلف بضع مقاطع فيديو إضافية في عام 2018:


محتويات

يتطابق الإشعاع الشمسي بشكل وثيق مع مشعاع الجسم الأسود عند حوالي 5800 كلفن [1] أثناء مروره عبر الغلاف الجوي ، يتم تخفيف ضوء الشمس عن طريق التشتت والامتصاص كلما زاد الغلاف الجوي الذي يمر من خلاله ، زاد التوهين.

عندما ينتقل ضوء الشمس عبر الغلاف الجوي ، تتفاعل المواد الكيميائية مع ضوء الشمس وتمتص أطوال موجية معينة وتغير كمية الضوء قصير الموجة الذي يصل إلى سطح الأرض. العنصر الأكثر نشاطًا في هذه العملية هو بخار الماء ، والذي ينتج عنه مجموعة متنوعة من نطاقات الامتصاص بأطوال موجية عديدة ، بينما يضيف النيتروجين الجزيئي والأكسجين وثاني أكسيد الكربون إلى هذه العملية. بحلول الوقت الذي يصل فيه الطيف إلى سطح الأرض ، يكون الطيف محصورًا بشدة بين الأشعة تحت الحمراء البعيدة والأشعة فوق البنفسجية القريبة.

يلعب نثر الغلاف الجوي دورًا في إزالة الترددات العالية من أشعة الشمس المباشرة وتشتيتها حول السماء. [2] هذا هو سبب ظهور السماء باللون الأزرق والشمس صفراء - يصل المزيد من الضوء الأزرق ذي التردد العالي إلى المراقب عبر مسارات متفرقة غير مباشرة ويتبع القليل من الضوء الأزرق المسار المباشر ، مما يعطي الشمس مسحة صفراء. [3] كلما زادت المسافة في الغلاف الجوي التي يمر من خلالها ضوء الشمس ، زاد هذا التأثير ، ولهذا السبب تبدو الشمس برتقالية أو حمراء عند الفجر والغروب عندما ينتقل ضوء الشمس بشكل غير مباشر عبر الغلاف الجوي - تدريجيًا المزيد من البلوز تتم إزالة اللون الأخضر والأخضر من الأشعة المباشرة ، مما يعطي مظهرًا برتقاليًا أو أحمر للشمس وتبدو السماء وردية - لأن الأزرق والأخضر منتشران على مسارات طويلة بحيث تكون ضعيفة للغاية قبل الوصول إلى المراقب ، مما يؤدي إلى اللون الوردي المميز السماء عند الفجر والغروب.

وبالتالي ، فإن عدد كتلة الهواء يعتمد على مسار ارتفاع الشمس عبر السماء ، وبالتالي يختلف باختلاف الوقت من اليوم ومع فصول السنة ، ومع خط عرض الراصد.

يتم إعطاء تقدير تقريبي للكتلة الهوائية من الدرجة الأولى

التقريب أعلاه يتجاهل الارتفاع المحدود للغلاف الجوي ، ويتنبأ بكتلة هوائية لا نهائية في الأفق. ومع ذلك ، فهي دقيقة بشكل معقول لقيم z < displaystyle z> حتى 75 درجة تقريبًا. تم اقتراح عدد من التحسينات لنمذجة أكثر دقة لسماكة المسار نحو الأفق ، مثل تلك التي اقترحها Kasten and Young (1989): [5]

يتم توفير قائمة أكثر شمولاً لهذه النماذج في المقالة الرئيسية Airmass ، لنماذج الغلاف الجوي المختلفة ومجموعات البيانات التجريبية. عند مستوى سطح البحر ، تكون كتلة الهواء باتجاه الأفق (z < displaystyle z> = 90 °) حوالي 38. [6]

يوفر نمذجة الغلاف الجوي على أنه غلاف كروي بسيط تقريبًا معقولاً: [7]

تتم مقارنة هذه النماذج في الجدول أدناه:

تقديرات معامل الكتلة الهوائية عند مستوى سطح البحر
ض الأرض المسطحة كاستن وأمبير يونغ قذيفة كروية
الدرجة العلمية (أ .1) (أ .2) (أ -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

وهذا يعني أنه لهذه الأغراض ، يمكن اعتبار الغلاف الجوي مركّزًا بشكل فعال حول قاع 9 كم ، [8] أي أن جميع التأثيرات الجوية ترجع أساسًا إلى كتلة الغلاف الجوي في النصف السفلي من التروبوسفير. هذا نموذج مفيد وبسيط عند النظر في تأثيرات الغلاف الجوي على كثافة الشمس.

يُشار إلى الطيف خارج الغلاف الجوي ، الذي يقترب من الجسم الأسود البالغ 5800 كلفن ، باسم "AM0" ، أي "الغلاف الجوي الصفري". تتميز الخلايا الشمسية المستخدمة في تطبيقات الطاقة الفضائية ، مثل تلك الموجودة على أقمار الاتصالات بشكل عام ، باستخدام AM0.

يُشار إلى الطيف بعد السفر عبر الغلاف الجوي إلى مستوى سطح البحر مع الشمس مباشرة ، بحكم التعريف ، باسم "AM1". هذا يعني "جو واحد". AM1 (z = 0 °) إلى AM1.1 (z = 25 °) هو نطاق مفيد لتقدير أداء الخلايا الشمسية في المناطق الاستوائية والاستوائية.

لا تعمل الألواح الشمسية بشكل عام تحت سماكة غلاف جوي واحد بالضبط: إذا كانت الشمس بزاوية مع سطح الأرض ، فإن السُمك الفعال سيكون أكبر. تقع العديد من المراكز السكانية الرئيسية في العالم ، وبالتالي منشآت الطاقة الشمسية وصناعتها ، عبر أوروبا والصين واليابان والولايات المتحدة الأمريكية وأماكن أخرى (بما في ذلك شمال الهند وجنوب إفريقيا وأستراليا) في مناطق خطوط العرض المعتدلة. وبالتالي ، فإن رقم AM الذي يمثل الطيف عند خطوط العرض الوسطى هو أكثر شيوعًا.

"AM1.5" ، سمك الغلاف الجوي 1.5 ، يتوافق مع زاوية ذروة الطاقة الشمسية z < displaystyle z> = 48.2 °. في حين أن رقم AM في الصيف لخطوط العرض الوسطى خلال الأجزاء الوسطى من اليوم أقل من 1.5 ، فإن الأرقام الأعلى تنطبق في الصباح والمساء وفي أوقات أخرى من العام. لذلك ، يعد AM1.5 مفيدًا لتمثيل المتوسط ​​السنوي العام لخطوط العرض الوسطى. تم اختيار القيمة المحددة لـ 1.5 في السبعينيات لأغراض التقييس ، بناءً على تحليل بيانات الإشعاع الشمسي في الولايات المتحدة المتجاورة. [9] منذ ذلك الحين ، تستخدم صناعة الطاقة الشمسية AM1.5 لجميع الاختبارات أو التصنيف المعياري للخلايا أو الوحدات الشمسية الأرضية ، بما في ذلك تلك المستخدمة في أنظمة التركيز. أحدث معايير AM1.5 المتعلقة بالتطبيقات الكهروضوئية هي ASTM G-173 [10] [11] و IEC 60904 ، وكلها مشتقة من عمليات المحاكاة التي تم الحصول عليها باستخدام كود SMARTS.

يتم إعطاء الإضاءة لضوء النهار (هذا الإصدار) تحت A.M.1.5 على أنها 109،870 لوكس (يتوافق مع طيف AM 1.5 إلى 1000.4 واط / م 2).

يُنظر إلى AM38 عمومًا على أنها الكتلة الهوائية في الاتجاه الأفقي (z < displaystyle z> = 90 °) عند مستوى سطح البحر. [6] ومع ذلك ، من الناحية العملية ، هناك درجة عالية من التباين في كثافة الشمس المتلقاة عند زوايا قريبة من الأفق كما هو موضح في القسم التالي كثافة الشمس.

ال نسبيا كتلة الهواء ليست سوى دالة لزاوية ذروة الشمس ، وبالتالي لا تتغير مع الارتفاع المحلي. على العكس من ذلك ، فإن مطلق الكتلة الهوائية ، التي تساوي الكتلة الهوائية النسبية مضروبة في الضغط الجوي المحلي ومقسومة على الضغط القياسي (مستوى سطح البحر) ، تتناقص مع الارتفاع فوق مستوى سطح البحر. للألواح الشمسية المثبتة على ارتفاعات عالية ، على سبيل المثال في منطقة ألتيبلانو ، من الممكن استخدام أرقام AM مطلقة أقل من تلك الخاصة بخط العرض المقابل عند مستوى سطح البحر: أرقام AM أقل من 1 باتجاه خط الاستواء ، وبالمقابل أرقام أقل من المذكورة أعلاه لخطوط العرض الأخرى. ومع ذلك ، فإن هذا النهج تقريبي ولا يوصى به. من الأفضل محاكاة الطيف الفعلي بناءً على كتلة الهواء النسبية (على سبيل المثال ، 1.5) و فعلي الظروف الجوية للارتفاع المحدد للموقع قيد الفحص.

تقل كثافة الشمس في المجمع مع زيادة معامل الكتلة الهوائية ، ولكن بسبب العوامل الجوية المعقدة والمتغيرة المعنية ، ليس بطريقة بسيطة أو خطية. على سبيل المثال ، تتم إزالة جميع الإشعاعات عالية الطاقة تقريبًا في الغلاف الجوي العلوي (بين AM0 و AM1) وبالتالي فإن AM2 ليست ضعف سوء AM1. علاوة على ذلك ، هناك تباين كبير في العديد من العوامل التي تساهم في توهين الغلاف الجوي ، [12] مثل بخار الماء ، والهباء الجوي ، والضباب الدخاني الكيميائي الضوئي ، وتأثيرات انقلاب درجات الحرارة. اعتمادًا على مستوى التلوث في الهواء ، يمكن أن يتغير التوهين العام بنسبة تصل إلى ± 70٪ باتجاه الأفق ، مما يؤثر بشكل كبير على الأداء خاصة نحو الأفق حيث يتم تضخيم تأثيرات الطبقات السفلى من الغلاف الجوي عدة مرات.

يتم إعطاء نموذج تقريبي لكثافة الشمس مقابل الكتلة الهوائية بواسطة: [13] [14]

تتناسب هذه الصيغة بشكل مريح مع النطاق المتوسط ​​للتغير المتوقع القائم على التلوث:

كثافة الشمس مقابل زاوية ذروة z < displaystyle z> ومعامل الكتلة الهوائية AM
ض صباحا نطاق بسبب التلوث [12] معادلة (أولا 1) ASTM G-173 [11]
الدرجة العلمية ث / م 2 ث / م 2 ث / م 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

يوضح هذا أن القوة الكبيرة متاحة عند درجات قليلة فقط فوق الأفق. على سبيل المثال ، عندما تكون الشمس أعلى من الأفق بحوالي 60 درجة (z < displaystyle z> & lt30 °) ، تكون كثافة الشمس حوالي 1000 واط / م 2 (من المعادلة أولا 1 كما هو موضح في الجدول أعلاه) ، بينما عندما تكون الشمس فوق الأفق بـ 15 درجة فقط (z = 75 °) ، تظل كثافة الشمس حوالي 600 واط / م 2 أو 60٪ من مستواها الأقصى وعند 5 درجات فقط فوق الأفق لا يزال 27٪ من الحد الأقصى.

على ارتفاعات أعلى تحرير

يتم إعطاء نموذج تقريبي لزيادة الكثافة مع الارتفاع ودقة لبضعة كيلومترات فوق مستوى سطح البحر بواسطة: [13] [19]

بدلاً من ذلك ، بالنظر إلى المتغيرات العملية الهامة المتضمنة ، يمكن تطبيق النموذج الكروي المتجانس لتقدير AM ، باستخدام:

حيث تكون الارتفاعات الطبيعية للغلاف الجوي والمجمع على التوالي r = R E / y a t m > / y_ < mathrm >> ≈ 708 (على النحو الوارد أعلاه) و c = h / y a t m >> .

ثم الجدول أعلاه أو المعادلة المناسبة (أولا 1 أو I.3 أو أنا 4 للهواء المتوسط ​​أو الملوث أو النظيف على التوالي) لتقدير الكثافة من AM بالطريقة العادية.

هذه التقريبات في أنا 2 و أ .4 مناسبة للاستخدام فقط على ارتفاعات تبلغ بضعة كيلومترات فوق مستوى سطح البحر ، مما يعني أنها تنخفض إلى مستويات أداء AM0 عند حوالي 6 و 9 كيلومترات فقط على التوالي. على النقيض من ذلك ، يحدث الكثير من التوهين لمكونات الطاقة العالية في طبقة الأوزون - على ارتفاعات أعلى حوالي 30 كم. [20] ومن ثم فإن هذه التقديرات التقريبية مناسبة فقط لتقدير أداء المجمعات الأرضية.

خلايا السيليكون الشمسية ليست حساسة جدًا لأجزاء الطيف المفقودة في الغلاف الجوي. يتطابق الطيف الناتج على سطح الأرض بشكل أوثق مع فجوة النطاق الخاصة بالسيليكون ، لذا فإن خلايا السيليكون الشمسية تكون أكثر كفاءة في AM1 من AM0. تظهر هذه النتيجة غير البديهية على ما يبدو لأن خلايا السيليكون لا يمكنها الاستفادة بشكل كبير من الإشعاع عالي الطاقة الذي يقوم الغلاف الجوي بترشيحه. كما هو موضح أدناه ، على الرغم من أن ملف نجاعة أقل عند AM0 و إجمالي انتاج الطاقة (صخارج) لخلية شمسية نموذجية لا يزال أعلى عند AM0. على العكس من ذلك ، لا يتغير شكل الطيف بشكل كبير مع الزيادات الإضافية في سمك الغلاف الجوي ، وبالتالي لا تتغير كفاءة الخلية بشكل كبير بالنسبة لأرقام AM أعلى من 1.

قوة الإخراج مقابل معامل الكتلة الهوائية
صباحا كثافة الشمس انتاج الطاقة كفاءة
صفي ث / م 2 صخارج ث / م 2 صخارج / صفي
0 1350 160 12%
1 1000 150 15%
2 800 120 15%

يوضح هذا النقطة الأكثر عمومية التي مفادها أن الطاقة الشمسية "مجانية" ، وحيث لا تكون المساحة المتاحة قيدًا ، فإن عوامل أخرى مثل إجمالي صخارج و صخارج غالبًا ما تكون اعتبارات أكثر أهمية من الكفاءة (صخارج/ صفي).


عادة ما تكون الألواح موجهة نحو الجنوب في نصف الكرة الشمالي لأن الشمس تقع في الغالب في الجزء الجنوبي من السماء. تكون الشمس أحيانًا في الجزء الشمالي من السماء ، على سبيل المثال. خلال شروق الشمس وغروبها في الربيع والصيف. يحدث ذلك فقط عندما تكون الشمس منخفضة نسبيًا لذلك لا يكون لها تأثير كبير على إجمالي العائد.

هنا أ مخطط مسار الشمس لنيودلهي (28.6 درجة شمالا ، شمال الهند):

عندما يتم تثبيت الألواح الشمسية على المباني ، يجب أحيانًا دمجها مباشرة في السطح ، لذلك سيتم تحديد الاتجاه من خلال الهندسة المعمارية.

اعتمادًا على ما إذا كان سيتم استخدام الكهرباء في الموقع أو تخزينها في بطاريات أو بيعها للشبكة ، قد يكون من المثير للاهتمام إنتاج كهرباء أقل سنويًا ولكن إنتاجها عندما يكون ذلك مفيدًا للغاية ، على سبيل المثال خلال فترة ما بعد الظهر لتكييف الهواء. في هذه الحالة ، يمكن توجيه الألواح الشمسية نحو الغرب.

يعد العثور على أفضل زاوية ميل بمثابة حل وسط:

  • منخفضة جدًا ولن يتم تنظيف الألواح بالمطر.
  • منخفضة جدًا ولن تنتج الألواح الكثير في الشتاء.
  • عالية جدًا ولن تنتج الألواح الكثير في الصيف. قد يكون هذا مرغوبًا في المجمعات الحرارية الشمسية ، لأن الماء المغلي يمكن أن يتلف المضخات.
  • عالية جدًا وستظل الصفوف مظللة لبعضها البعض.
  • عالية جدًا وسيتعين على الألواح والتركيب تحمل قوى أعلى في ظروف الرياح.

يبدو أن الميل 45 درجة مرتفع جدًا في الهند بالنسبة للألواح الكهروضوئية:

يمكن أن يكون الأمر مناسبًا لإنتاج الماء الساخن:

أخيرًا ، ربما تم تحديد هذه الزاوية من خلال الخيارات المعمارية.

هنا ملف متوسط ​​الإشعاع مقابل الميل رسم تخطيطي لنيودلهي (28.6 درجة شمالا):

في كلتا الحالتين ، تكون المنحنيات مسطحة جدًا حول الحد الأقصى ، لذلك يمكن اختيار زاوية الميل لتكون 20 درجة أو 25 درجة في نيودلهي لتجنب الظلال. لا ينبغي أن يكون مسطحًا أكثر من 10 درجات في كاموثي لتجنب التلوث.


5 إجابات 5

بادئ ذي بدء ، يبدو أن مخطط التشتت الفردي هو تبسيط مفرط: يجب تغيير اتجاه الضوء أكثر من مرة. هل يمكننا أن نثبت أن الحساب لا يكاد يذكر ، أم أنه لا يستهان به؟

هذا تبسيط مفرط ، لكن بالنسبة لسماء صافية في النهار ، فهذا ليس خطأً للغاية. انظر المقارنة التالية لنموذج الغلاف الجوي المحسوب مع تشتت فردي فقط والذي يتضمن 4 أوامر للتشتت (بشكل أساسي ، 4 مفاتيح اتجاه لكل شعاع ضوئي). الإسقاط هنا مستطيل ، لذا يمكنك رؤية كل الاتجاهات في صورة واحدة.

يصبح هذا تبسيطًا أكثر إشكالية عندما تكون الشمس تحت الأفق ، خاصةً ما يمكن ملاحظته تحت حزام كوكب الزهرة ، حيث يوجد ظل الأرض:

بافتراض أن الشمس في أوجها ، فإن التناسق يعني أن لون السماء في الاتجاهات التي لها نفس زاوية السمت يجب أن يكون هو نفسه ، ولكن أقرب إلى الأفق تختلف طريقة الضوء المتناثر كثيرًا عن الأشعة التي تقترب من الذروة. - فهل من الممكن استنباط صيغة نظريًا تتنبأ بلون السماء بالنظر إلى زاوية السمت وموقع الشمس (على الأقل في إعداد هندسي بسيط عندما تكون الشمس في أوجها)؟

إذا أهملنا عدم انتظام الغلاف الجوي مع خطوط الطول والعرض ، فإن هذا السيناريو سيؤدي إلى ألوان مستقلة عن السمت. ليس من الواضح تمامًا ما تقصده بـ & quot؛ وضع الشمس & quot؛ إذا كنت قد وضعته بالفعل في ذروة. أيضًا ، إذا كنت تعني من الناحية النظرية معادلة & quot ؛ تعبيرًا مغلقًا ، فمن غير المحتمل ، نظرًا لأن الغلاف الجوي ليس توزيعًا بسيطًا للغازات والهباء الجوي. لكن من الممكن حساب الألوان عدديًا ، وتوضح الصور أعلاه هذه العملية الحسابية التي أجراها برنامج (عملي قيد التقدم) ، CalcMySky.

ليس من الواضح لماذا لا يجب أن يتغير اللون بسرعة من الأزرق القريب في الأفق إلى الأحمر تقريبًا بالقرب من موقع الشمس: بعد كل شيء ، يكون الغلاف الجوي أكثر سمكًا على طول الخطوط التي تقترب من الأفق!

لا ينبغي أن يكون زرقة في الأفق أكثر من ذروة. بعد كل شيء ، لديك سمك صغير نسبيًا بالقرب من الذروة ، مما يجعل معظم الضوء المبعثر لك غير منقرض جدًا بسبب قانون بير لامبرت ، بينما يكون السماكة بالقرب من الأفق أكبر بكثير ، وينتشر الضوء في المراقب ، بالإضافة إلى ذلك لتصبح أكثر زرقة بسبب تشتت رايلي اعتمادًا على الطول الموجي ، يصبح أيضًا أكثر احمرارًا بسبب الانقراض على طول هذا المسار الطويل. يعطي الجمع بين تأثيرات التبييض والاحمرار لونًا أقرب إلى الأبيض (الذي يمكنك رؤيته في محاكاة النهار أعلاه) ، أو البرتقالي المحمر (في الشفق).

علاوة على ذلك ، يستنتج من التفسير المعتاد أن الضوء الأزرق ينعكس جزئيًا مرة أخرى في الفضاء. نتيجة لذلك ، يجب أن يُفقد حوالي نصف الضوء المتناثر ، لذا يجب أن يكون المقدار الإجمالي للضوء الأحمر القادم من الشمس أكبر من كمية الضوء الأزرق ، والذي يبدو أنه يتعارض مع الواقع المرئي.

نعم ، تبدو الأرض بالفعل مزرقة من الفضاء ، لذا يجب أن يكون إجمالي الإشعاع القادم من الأعلى أكثر احمرارًا عند مستوى سطح الأرض منه في الجزء العلوي من الغلاف الجوي. لكن هذا تم تعديله بواسطة طبقة الأوزون ، والتي بدونها سيكون لدينا لون رملي من الشفق بدلاً من اللون الأزرق. انظر للتفاصيل السؤال لماذا توجد "ساعة زرقاء" بعد "الساعة الذهبية"؟

هذا الشرح المختصر. يأتي الضوء الأحمر مباشرة من الشمس غير مبعثر أو مبعثر بدرجة صغيرة. وعندما يدخل الضوء الأزرق الغلاف الجوي ، فإنه يتشتت بفعل جزيئات الهواء كثيرًا في كل اتجاه ، وبالتالي وفقًا لمبدأ Huygens-Fresnel ، فإن كل نقطة في الغلاف الجوي هي مصدر ثانوي للضوء الأزرق. تتراكم مصادر الضوء الأزرق هذه على طول اتجاه الرؤية ، مما يزيد في النهاية من شدة الموجات الزرقاء ، مقارنة بالموجات الحمراء التي تصل إلينا مباشرة من الشمس فقط. إذا تحدثنا عن طريق القياس ، فإن الغلاف الجوي للأرض يعمل كنوع من العدسات البصرية ، حيث يركز الضوء الأزرق على اتجاه الرؤية. المخططات:

بالطبع هذا مبالغة في التبسيط ، لأن الضوء الأزرق منتشر في جميع الاتجاهات عبر الهواء. يمكنك تخيل آلاف المصابيح الزرقاء مضاءة في السماء. ربما يكون هذا تشبيهًا أفضل ، لأن كل نقطة في الهواء تعمل كمصدر للضوء المحيط للموجات الزرقاء.

فيما يلي بعض الإجابات ، وإن كانت في ظهر المغلف.

At a reasonably good site with a low amount of atmospheric aerosols and dust, the "extinction" is about 0.3 magnitudes per airmass at 400 nm, in astronomers units, compared to about 0.1 mag/airmass at 550 nm and about 0.04 mag/airmass at 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?

    ال speed, the magnitude of the velocity, is indeed constant. But the اتجاه 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 ]


شاهد الفيديو: كيف الأرض كروية و نحن نراها مستوية كيف الأرض تدور ولا نشعر أو نفلت منها (أغسطس 2022).