Astronomía

¿Existe un nombre para el máximo en el ángulo de elevación solar local?

¿Existe un nombre para el máximo en el ángulo de elevación solar local?

En la conversación de hoy surgió que estábamos cerca del 21 de junio, y los días se acortarían pronto.

Estábamos tratando de pensar en el término que significa "Cuando el sol está en el punto más alto que puede alcanzar en el cielo durante el año", a diferencia de durante el día, (que es el mediodía solar). Tenemos términos como Perigeo y Apogeo, me parece (a mí) que también debería haber un nombre para esto.

¿Está ahí?


Creo que esta es una respuesta indirecta, pero el nombre de este evento es solsticio. En la definición más estricta, el solsticio es

cualquiera de las dos épocas del año, el solsticio de verano y el solsticio de invierno, cuando el sol alcanza su punto más alto o más bajo en el cielo al mediodía, marcado por los días más largos y más cortos.

Por definición, el solsticio es el punto exacto en el tiempo cuando la inclinación axial de la Tierra apunta lo más cerca (o tan lejos) del Sol como sea posible y, por extensión, el Sol está en su punto más alto (o más bajo) en el cielo durante el año. Si estás en el hemisferio norte, este punto es el solsticio de verano, mientras que es el solsticio de invierno para el hemisferio sur.


Este sistema de coordenadas celestes divide el cielo en dos hemisferios: el hemisferio superior, donde los objetos están por encima del horizonte y son visibles, y el hemisferio inferior, donde los objetos están por debajo del horizonte y no se pueden ver, ya que la Tierra obstruye la visión de ellos. [a] El gran círculo que separa los hemisferios se llama horizonte celeste, que se define como el gran círculo de la esfera celeste cuyo plano es normal al vector de gravedad local. [1] [a] En la práctica, el horizonte se puede definir como el plano tangente a una superficie líquida tranquila, como un charco de mercurio. [2] El polo del hemisferio superior se llama cenit. El polo del hemisferio inferior se llama nadir. [3]

Las siguientes son dos coordenadas angulares horizontales independientes:

  • La altitud (alt.), A veces denominada elevación (el.), Es el ángulo entre el objeto y el horizonte local del observador. Para objetos visibles, es un ángulo entre 0 ° y 90 °. [b] (az.) es el ángulo del objeto alrededor del horizonte, generalmente medido desde el norte verdadero y aumentando hacia el este. Las excepciones son, por ejemplo, la convención FITS de ESO, donde se mide desde el sur y aumentando hacia el oeste, o la convención FITS del Sloan Digital Sky Survey, donde se mide desde el sur y aumentando hacia el este.

El sistema de coordenadas horizontales a veces se llama con otros nombres, como el sistema az / el, [4] el sistema alt / az, o el sistema alt-azimut, entre otros, del nombre de la montura utilizada para los telescopios, cuyos dos ejes siguen la altitud y el acimut. [5]

Un sistema de coordenadas horizontales no debe confundirse con un coordenada topocéntrica sistema. Las coordenadas horizontales definen la orientación del observador, pero no la ubicación del origen, mientras que las coordenadas topocéntricas definen la ubicación del origen (en la superficie de la Tierra), pero no la orientación del observador.

El sistema de coordenadas horizontales está fijado a una ubicación en la Tierra, no a las estrellas. Por lo tanto, la altitud y el azimut de un objeto en el cielo cambian con el tiempo, ya que el objeto parece desplazarse por el cielo con la rotación de la Tierra. Además, dado que el sistema horizontal está definido por el horizonte local del observador, [a] el mismo objeto visto desde diferentes lugares de la Tierra al mismo tiempo tendrá diferentes valores de altitud y acimut.

Los puntos cardinales en el horizonte tienen valores específicos de acimut que son referencias útiles.

Valores de acimut para las direcciones cardinales
Punto cardinal Azimut
norte
este 90°
Sur 180°
Oeste 270°

Las coordenadas horizontales son muy útiles para determinar los tiempos de subida y puesta de un objeto en el cielo. Cuando la altitud de un objeto es 0 °, está en el horizonte. [a] Si en ese momento su altitud está aumentando, está aumentando, pero si su altitud está disminuyendo, se está poniendo. Sin embargo, todos los objetos de la esfera celeste están sujetos a un movimiento diurno, que siempre parece estar hacia el oeste.

Un observador del norte puede determinar si la altitud aumenta o disminuye considerando, en cambio, el azimut del objeto celeste:


Contenido

Coordenadas de la eclíptica Editar

Estas ecuaciones, del Almanaque astronómico, [3] [4] se puede utilizar para calcular las coordenadas aparentes del Sol, el equinoccio medio y la eclíptica de la fecha, con una precisión de aproximadamente 0 ° .01 (36 ″), para fechas entre 1950 y 2050. Estas ecuaciones son codificado en una rutina de Fortran 90 en Ref. [5] y se utilizan para calcular el ángulo cenital solar y el ángulo azimutal solar como se observa desde la superficie de la Tierra.

Empiece por calcular norte, el número de días (positivos o negativos, incluidos los días fraccionarios) desde el mediodía de Greenwich, hora terrestre, el 1 de enero de 2000 (J2000.0). Si se conoce la fecha juliana para el tiempo deseado, entonces

La longitud media del Sol, corregida por la aberración de la luz, es:

La anomalía media del Sol (en realidad, de la Tierra en su órbita alrededor del Sol, pero es conveniente pretender que el Sol orbita alrededor de la Tierra), es:

Finalmente, la longitud eclíptica del Sol es:

La latitud eclíptica del Sol es casi:

ya que la latitud eclíptica del Sol nunca supera los 0,00033 °, [6]

y la distancia del Sol a la Tierra, en unidades astronómicas, es:

Oblicuidad de la eclíptica Editar

Donde la oblicuidad de la eclíptica no se obtiene en otro lugar, se puede aproximar:

Coordenadas ecuatoriales Editar

Para obtener RA en el cuadrante derecho en programas de computadora, use la función Arctan de doble argumento como ATAN2 (y, x)

α = arctan ⁡ 2 (cos ⁡ ϵ sin ⁡ λ, cos ⁡ λ)

Coordenadas ecuatoriales rectangulares Editar

Las coordenadas ecuatoriales rectangulares para diestros en unidades astronómicas son:

Coordenadas horizontales Editar

Declinación del Sol visto desde la Tierra Editar

Resumen Editar

El Sol parece moverse hacia el norte durante la primavera del norte, cruzando el ecuador celeste en el equinoccio de marzo. Su declinación alcanza un máximo igual al ángulo de inclinación axial de la Tierra (23,44 °) [8] [9] en el solsticio de junio, luego disminuye hasta alcanzar su mínimo (−23,44 °) en el solsticio de diciembre, cuando su valor es el negativo de la inclinación axial. Esta variación produce las estaciones.

Un gráfico lineal de la declinación del Sol durante un año se asemeja a una onda sinusoidal con una amplitud de 23,44 °, pero un lóbulo de la onda es varios días más largo que el otro, entre otras diferencias.

Los siguientes fenómenos ocurrirían si la Tierra fuera una esfera perfecta, en una órbita circular alrededor del Sol, y si su eje se inclinara 90 °, de modo que el eje mismo estuviera en el plano orbital (similar a Urano). En una fecha del año, el Sol estaría directamente sobre el Polo Norte, por lo que su declinación sería de + 90 °. Durante los próximos meses, el punto subsolar se movería hacia el Polo Sur a velocidad constante, cruzando los círculos de latitud a una velocidad constante, de modo que la declinación solar disminuiría. linealmente con tiempo. Eventualmente, el Sol estaría directamente sobre el Polo Sur, con una declinación de -90 ° y luego comenzaría a moverse hacia el norte a una velocidad constante. Por lo tanto, el gráfico de la declinación solar, como se ve desde esta Tierra altamente inclinada, se parecería a una onda triangular en lugar de una onda sinusoidal, zigzagueando entre más y menos 90 °, con segmentos lineales entre los máximos y mínimos.

Si se reduce la inclinación axial de 90 °, entonces los valores absoluto máximo y mínimo de la declinación disminuirían, para igualar la inclinación axial. Además, las formas de los máximos y mínimos en el gráfico se volverían menos agudas, curvándose para parecerse a los máximos y mínimos de una onda sinusoidal. Sin embargo, incluso cuando la inclinación axial es igual a la de la Tierra real, los máximos y mínimos siguen siendo más agudos que los de una onda sinusoidal.

En realidad, la órbita de la Tierra es elíptica. La Tierra se mueve más rápidamente alrededor del Sol cerca del perihelio, a principios de enero, que cerca del afelio, a principios de julio. Esto hace que procesos como la variación de la declinación solar ocurran más rápido en enero que en julio. En el gráfico, esto hace que los mínimos sean más agudos que los máximos. Además, dado que el perihelio y el afelio no ocurren en las fechas exactas de los solsticios, los máximos y mínimos son ligeramente asimétricos. Las tasas de cambio antes y después no son del todo iguales.

Por tanto, el gráfico de la declinación solar aparente es diferente en varios aspectos de una onda sinusoidal. Calcularlo con precisión implica cierta complejidad, como se muestra a continuación.

Cálculos Editar

La declinación del Sol, δ, es el ángulo entre los rayos del Sol y el plano del ecuador de la Tierra. La inclinación axial de la Tierra (llamada oblicuidad de la eclíptica por los astrónomos) es el ángulo entre el eje de la Tierra y una línea perpendicular a la órbita de la Tierra. La inclinación axial de la Tierra cambia lentamente a lo largo de miles de años, pero su valor actual de aproximadamente ε = 23 ° 26 'es casi constante, por lo que el cambio en la declinación solar durante un año es casi el mismo que durante el año siguiente.

En los solsticios, el ángulo entre los rayos del Sol y el plano del ecuador terrestre alcanza su valor máximo de 23 ° 26 '. Por lo tanto, δ = + 23 ° 26 'en el solsticio de verano del norte y δ = −23 ° 26 'en el solsticio de verano del sur.

En el momento de cada equinoccio, el centro del Sol parece atravesar el ecuador celeste y δ es 0 °.

La declinación del Sol en un momento dado se calcula mediante:

donde EL es la longitud de la eclíptica (esencialmente, la posición de la Tierra en su órbita). Dado que la excentricidad orbital de la Tierra es pequeña, su órbita se puede aproximar como un círculo que causa hasta 1 ° de error. La aproximación del círculo significa que EL estaría 90 ° por delante de los solsticios en la órbita de la Tierra (en los equinoccios), de modo que sin (EL) se puede escribir como sin (90 + NDS) = cos (NDS) donde NDS es el número de días después del solsticio de diciembre. Utilizando también la aproximación de que arcsin [sin (d) · cos (NDS)] está cerca de d · cos (NDS), se obtiene la siguiente fórmula de uso frecuente:

donde N es el día del año que comienza con N = 0 a la medianoche del tiempo universal (UT) cuando comienza el 1 de enero (es decir, la parte de los días de la fecha ordinal -1). El número 10, en (N + 10), es el número aproximado de días después del solsticio de diciembre al 1 de enero. Esta ecuación sobreestima la declinación cerca del equinoccio de septiembre hasta en + 1,5 °. La aproximación de la función sinusoidal por sí misma conduce a un error de hasta 0,26 ° y se ha desaconsejado su uso en aplicaciones de energía solar. [2] La fórmula de Spencer de 1971 [10] (basada en una serie de Fourier) también se desaconseja por tener un error de hasta 0,28 °. [11] Puede ocurrir un error adicional de hasta 0.5 ° en todas las ecuaciones alrededor de los equinoccios si no se usa un lugar decimal al seleccionar N para ajustar el tiempo después de la medianoche de UT para el comienzo de ese día. Entonces, la ecuación anterior puede tener hasta 2.0 ° de error, aproximadamente cuatro veces el ancho angular del Sol, dependiendo de cómo se use.

La declinación se puede calcular con mayor precisión al no hacer las dos aproximaciones, utilizando los parámetros de la órbita de la Tierra para estimar EL con mayor precisión: [12]

que se puede simplificar evaluando constantes para:

N es el número de días desde la medianoche UT cuando comienza el 1 de enero (es decir, la parte de los días de la fecha ordinal -1) y puede incluir decimales para ajustar la hora local más tarde o más temprano en el día. El número 2, en (N-2), es el número aproximado de días después del 1 de enero hasta el perihelio de la Tierra. El número 0.0167 es el valor actual de la excentricidad de la órbita de la Tierra. La excentricidad varía muy lentamente a lo largo del tiempo, pero para fechas bastante cercanas al presente, se puede considerar constante. Los errores más grandes en esta ecuación son menores que ± 0.2 °, pero son menores que ± 0.03 ° para un año dado si el número 10 se ajusta hacia arriba o hacia abajo en fracciones de días según lo determinado por la distancia al solsticio de diciembre del año anterior antes o después. mediodía del 22 de diciembre. Estas precisiones se comparan con los cálculos avanzados de NOAA [13] [14] que se basan en el algoritmo Jean Meeus de 1999 que tiene una precisión de 0,01 °. [15]

(La fórmula anterior está relacionada con un cálculo razonablemente simple y preciso de la Ecuación del tiempo, que se describe aquí).

Algoritmos más complicados [16] [17] corrigen los cambios en la longitud de la eclíptica usando términos además de la corrección de excentricidad de primer orden anterior. También corrigen la oblicuidad de 23,44 ° que cambia muy ligeramente con el tiempo. Las correcciones también pueden incluir los efectos de la luna al compensar la posición de la Tierra desde el centro de la órbita del par alrededor del Sol. Después de obtener la declinación relativa al centro de la Tierra, se aplica una corrección adicional por paralaje, que depende de la distancia del observador al centro de la Tierra. Esta corrección es inferior a 0,0025 °. El error al calcular la posición del centro del Sol puede ser menor a 0,00015 °. A modo de comparación, el ancho del Sol es de aproximadamente 0,5 °.

Refracción atmosférica Editar

Los cálculos de declinación descritos anteriormente no incluyen los efectos de la refracción de la luz en la atmósfera, lo que hace que el ángulo aparente de elevación del Sol visto por un observador sea más alto que el ángulo de elevación real, especialmente en elevaciones bajas del Sol. [2] Por ejemplo, cuando el Sol está a una altura de 10 °, parece estar a 10,1 °. La declinación del Sol se puede utilizar, junto con su ascensión recta, para calcular su acimut y también su verdadera elevación, que luego se puede corregir por refracción para dar su posición aparente. [2] [14] [18]

Además de la oscilación anual norte-sur de la posición aparente del Sol, correspondiente a la variación de su declinación descrita anteriormente, también hay una oscilación más pequeña pero más compleja en la dirección este-oeste. Esto es causado por la inclinación del eje de la Tierra, y también por cambios en la velocidad de su movimiento orbital alrededor del Sol producidos por la forma elíptica de la órbita. Los principales efectos de esta oscilación este-oeste son variaciones en la sincronización de eventos como el amanecer y el atardecer, y en la lectura de un reloj de sol en comparación con un reloj que muestra la hora local media. Como muestra el gráfico, un reloj de sol puede ser hasta unos 16 minutos rápido o lento, en comparación con un reloj. Dado que la Tierra gira a una velocidad media de un grado cada cuatro minutos, en relación con el Sol, este desplazamiento de 16 minutos corresponde a un desplazamiento hacia el este o hacia el oeste de unos cuatro grados en la posición aparente del Sol, en comparación con su posición media. Un desplazamiento hacia el oeste hace que el reloj de sol se adelante al reloj.

Dado que el efecto principal de esta oscilación concierne al tiempo, se denomina ecuación de tiempo, usando la palabra "ecuación" en un sentido un tanto arcaico que significa "corrección". La oscilación se mide en unidades de tiempo, minutos y segundos, lo que corresponde a la cantidad que un reloj de sol estaría por delante de un reloj. La ecuación de tiempo puede ser positiva o negativa.

Un analema es un diagrama que muestra la variación anual de la posición del Sol en la esfera celeste, en relación con su posición media, vista desde una ubicación fija en la Tierra. (La palabra analema también se usa ocasionalmente, pero rara vez, en otros contextos). Puede considerarse como una imagen del movimiento aparente del Sol durante un año, que se asemeja a una figura de 8. Se puede representar un analema superponiendo fotografías tomadas a la misma hora del día, con unos días de diferencia durante un año.

Un analema también se puede considerar como un gráfico de la declinación del Sol, generalmente trazada verticalmente, contra la ecuación del tiempo, trazada horizontalmente. Por lo general, las escalas se eligen de modo que distancias iguales en el diagrama representen ángulos iguales en ambas direcciones en la esfera celeste. Así, 4 minutos (más precisamente 3 minutos, 56 segundos), en la ecuación del tiempo, están representados por la misma distancia que 1 ° en la declinación, ya que la Tierra gira a una velocidad media de 1 ° cada 4 minutos, en relación con el Sol. .

Se dibuja un analema como lo vería un observador mirando hacia arriba en el cielo. Si el norte se muestra en la parte superior, entonces el oeste es el derecho. Esto generalmente se hace incluso cuando el analema está marcado en un globo geográfico, en el que los continentes, etc., se muestran con el oeste a la izquierda.

Algunos analemas están marcados para mostrar la posición del Sol en el gráfico en varias fechas, con unos días de diferencia, durante todo el año. Esto permite utilizar el analema para realizar cálculos analógicos sencillos de cantidades, como las horas y los acimuts de la salida y la puesta del sol. Los analemmas sin marcas de fecha se utilizan para corregir la hora indicada por los relojes de sol. [19]


Tiempo solar

Hasta finales del siglo XIX, la mayoría de la gente usaba la hora solar local, de modo que el mediodía era cuando el sol estaba directamente sobre sus cabezas y cada pueblo tenía su propia definición. El transporte era lento, por lo que no importaba que el tiempo en una ciudad a millas de distancia variara unos minutos. El advenimiento de los ferrocarriles requirió un cronometraje más preciso y se introdujeron zonas horarias para mantener una región completa en la misma hora1. Las zonas horarias siguen los límites políticos, por lo que la hora local puede ser hasta 2 horas diferente de la hora solar.

Hora solar local (LST) y hora local (LT)

La hora solar local (LST) a las doce del mediodía se define como cuando el sol está más alto en el cielo. La hora local (LT) generalmente varía de LST debido a la excentricidad de la órbita de la Tierra y debido a los ajustes humanos como las zonas horarias y el horario de verano.

Meridiano de hora estándar local (LSTM)

El meridiano de hora estándar local (LSTM) es un meridiano de referencia que se utiliza para una zona horaria en particular y es similar al primer meridiano, que se utiliza para la hora media de Greenwich. El LSTM se ilustra a continuación.

El (LSTM) se calcula de acuerdo con la ecuación:

donde ΔTUTC es la diferencia entre la hora local (LT) y la hora universal coordinada (UTC) en horas. ΔTUTC también es igual a la zona horaria. 15 ° = 360 ° / 24 horas. Por ejemplo, Sydney Australia tiene UTC +10, por lo que el meridiano de hora estándar local es 150 ° E. Phoenix, EE. UU. Es UTC -7, por lo que el LSTM es 105 ° W

Ecuación de tiempo (EoT)

La ecuación de tiempo (EoT) (en minutos) es una ecuación empírica que corrige la excentricidad de la órbita de la Tierra y la inclinación axial de la Tierra. Una aproximación 2 con una precisión de ½ minuto es:

E o T = 9,87 sin 2 B - 7,53 cos ⁡ B - 1,5 sin ⁡ B

en grados y D es el número de días desde el comienzo del año. La corrección de tiempo EoT se representa en la figura siguiente.

Factor de corrección de tiempo (TC)

El factor de corrección de tiempo neto (en minutos) representa la variación del tiempo solar local (LST) dentro de una zona horaria determinada debido a las variaciones de longitud dentro de la zona horaria y también incorpora el EoT anterior.

El factor de 4 minutos proviene del hecho de que la Tierra gira 1 ° cada 4 minutos.

Hora solar local (LST)

La hora solar local (LST) se puede encontrar utilizando las dos correcciones anteriores para ajustar la hora local (LT).

Ángulo horario (HRA)

El ángulo horario convierte la hora solar local (LST) en el número de grados que el sol se mueve por el cielo. Por definición, el ángulo horario es 0 ° al mediodía solar. Dado que la Tierra gira 15 ° por hora, cada hora que se aleja del mediodía solar corresponde a un movimiento angular del sol en el cielo de 15 °. Por la mañana el ángulo horario es negativo, por la tarde el ángulo horario es positivo.

Calculadora de hora local a hora solar local

La conversión de LT a LST es complicada por las zonas horarias del mundo y no existe una conversión simple de una ubicación a su zona horaria. La siguiente calculadora utiliza Google para determinar la zona horaria a partir de su ubicación. Aceptará cualquier descripción, como una dirección, nombre de ciudad, código de aeropuerto y luego mostrará su ubicación en un mapa. También determina la zona horaria más actualizada para esa ubicación. Se asume que la ubicación más comúnmente utilizada es que simplemente "París" será París, Francia, mientras que "París, Texas" será París en el estado estadounidense de Texas.

Ingrese una ubicación arriba para obtener su longitud y zona horaria. Una vez que se determina la zona horaria, la latitud no es necesaria para calcular la hora solar local. La longitud y la zona horaria también se pueden ingresar directamente sin tener que usar la búsqueda. Se utiliza la hora estándar y no hay corrección para el horario de verano.


El objetivo de la energía solar es producir la mayor cantidad de energía posible para alimentar electrodomésticos y aparatos electrónicos domésticos o comerciales. Pero para hacer esto, entran en juego muchos factores: el mejor ángulo de inclinación de los paneles solares, la dirección del sol, la ubicación de los paneles, el clima, la latitud, la estación y más.

Específicamente, la inclinación de los paneles tiene un efecto en la eficiencia de la producción de energía de los paneles de energía, por lo que es importante comprender qué ángulo es mejor para su ubicación.

La forma más fácil de lidiar con esto es buscar la latitud de su ciudad y hacer los cálculos como se muestra a continuación. A continuación, se muestra una lista de ángulos en varias ciudades de EE. UU.

  • Birmingham, AL - 35005 - 28.59 °
  • Little Rock, AR - 72002 - 29,5 °
  • San Francisco, CA - 94016 - 31.8 °
  • Denver, CO - 80014 - 33,3 °
  • Orlando, FL - 32789 - 24.78 °
  • Las Vegas, NV - 88901 - 30.58 °
  • Concord, Nueva Hampshire - 03301 - 35.93 °
  • Salt Lake City, UT -84044 - 34.07 °
  • Burlington, VT - 05401 - 36,9 °
  • Seattle, WA - 98101 - 39.28 °

Si vive en otra área, use la fórmula a continuación para calcular su ángulo solar ideal.

En última instancia, la pregunta de inclinación se reduce a esto: ¿mantiene sus paneles en un solo ángulo durante todo el año o se esfuerza por ajustar dos o cuatro veces al año?

Para obtener la máxima productividad, deberá realizar ajustes por temporada. Puede ajustar por temporada según estas fórmulas.

  • Si su latitud es inferior a 25 °, multiplique su latitud por 0,87.
  • Si su latitud está entre 25 ° y 50 °, multiplique su latitud por 0,76, más 3,1 grados.
  • Si su latitud es superior a 50 °, deberá realizar algunos cálculos más avanzados o consultar a alguien. Las latitudes superiores a 50 ° requieren un poco más de complejidad que las fórmulas estándar. Por supuesto, la solución fácil es invertir en seguidores solares, que hacen los ajustes por usted.

Crepúsculo alrededor de los polos

En latitudes altas y alrededor del solsticio de verano, el Sol no se mueve a menos de 18 ° por debajo del horizonte, por lo que el crepúsculo puede durar desde el atardecer hasta el amanecer. El área que experimenta toda la noche astronómico el crepúsculo alrededor del solsticio de verano se encuentra entre aproximadamente 48 ° 33 ′ y 54 ° 33 ′ de norte a sur. En el hemisferio norte, esto se correlaciona aproximadamente con el área entre ubicaciones justo al sur de la frontera entre Estados Unidos y Canadá y ciudades canadienses como Edmonton, Alberta. En Europa, cubre gran parte de Alemania.

Un período de crepúsculo astronómico de toda la noche no constituye un noche Blanca, que requiere que el Sol permanezca a menos de 6 grados por debajo del horizonte toda la noche, provocando un crepúsculo civil desde el atardecer hasta el amanecer.

Dentro de los círculos polares, el Sol no se pone en absoluto en verano, por lo que no hay crepúsculo durante esa época del año. Sin embargo, en lugares alrededor de los polos que experimentan la noche polar durante los meses de invierno, el Sol puede alcanzar un ángulo de 12-18 ° por debajo del horizonte alrededor del mediodía, lo que provoca un breve período diario de crepúsculo astronómico, una ruptura temporal del total y permanente oscuridad que envuelve las regiones polares en invierno.

El crepúsculo astronómico es un buen momento para observar y fotografiar las luces del norte y del sur, así como otros fenómenos atmosféricos como el falso amanecer.


Glosario astronómico: términos y definiciones de amplificador

Los términos astronómicos pueden ser un poco técnicos y difíciles de entender. A continuación se muestra una lista de definiciones y explicaciones para ayudarlo a navegar por los textos y servicios astronómicos.

  • Primavera: equinoccio de marzo a solsticio de junio.
  • Verano: solsticio de junio a equinoccio de septiembre.
  • Otoño (otoño): equinoccio de septiembre al solsticio de diciembre.
  • Invierno: solsticio de diciembre a equinoccio de marzo.
  • Tiempo solar aparente / Tiempo solar verdadero
    Un reloj de sol muestra la hora solar real o aparente. Debido a que la rotación de la Tierra no es constante, los días solares varían ligeramente en duración. Esto significa que la velocidad del tiempo solar verdadero no es constante.
  • Tiempo solar medio se basa en la longitud de un significar o promedio día solar, que tiene una duración de 24 horas. Se mueve a velocidad constante.

Horas de salida y puesta del sol

Fases lunares en tu ciudad

El cielo esta noche

Qué planetas son visibles en el cielo nocturno desde tu ubicación.

Lluvias de meteoros

Fechas y consejos sobre cómo y dónde ver "estrellas fugaces" de lluvias de meteoritos en todo el mundo.


Azimut y ángulo de elevación solar

Cálculo de acimut y ángulo de elevación solar dadas las coordenadas y el tiempo de observación. Es posible ingresar coordenadas manualmente o seleccionando desde el directorio de ciudades.

Continuando con el tema iniciado en el artículo Calculadora de amanecer y atardecer.

Calcular el azimut del sol y su altitud sobre el horizonte en cualquier momento en el punto con coordenadas dadas está en la agenda. Calculamos el acimut desde el norte en el sentido de las agujas del reloj.

Usé este algoritmo. Algún buen sueco lo describió. Lo intentó con todas sus fuerzas, pero una persona casual todavía no lo entendería. Por ejemplo, todavía puedo entender cómo nos movemos de un sistema de coordenadas a otro, pero no puedo entender por qué la longitud del perihelio del Sol se calcula así.
, donde d es - el número de días fuera de la época J2000 - eso está más allá de mis fuerzas.

Parece como en algún lugar lejano, en una torre de marfil sentados a los astrónomos y calculando esto, y luego todos nosotros, los mortales, usamos esto. Quizás algunos de estos astrónomos nos expliquen las cosas, pero tenemos que creer en todos estos números mágicos y realizar el cálculo por ahora.
Aparentemente, también lo hace la mayoría de la gente.

Por lo general, se recomiendan algunos libros a las personas en los foros cuando alguien no quiere explicar las cosas y dice & quot; buscar allí & quot. También me gustaría poner estos libros aquí:

Jean Meeus. Algoritmos astronómicos
Peter Duffett-Smith. Practica Astronomía con tu calculadora.

Como en el caso de las calculadoras de la hora de salida y puesta del sol, aquí hay dos calculadoras: la primera usa la información sobre las coordenadas y la información de la zona horaria del directorio de ciudades, es decir, debe elegir la ciudad e ingresar la hora de observación, y el segundo le permite establecer las coordenadas y la zona horaria manualmente. Los usuarios registrados pueden agregar información sobre la ciudad al directorio.

La altitud negativa sobre el horizonte corresponde a la hora oscura del día: el Sol está "debajo" del horizonte. La intersección con el horizonte por la mañana se produce en el azimut de 90 grados, desde donde se puede sacar una conclusión audaz de que el Sol todavía sale por el Este.

Paul Schlyter (ese sueco) afirma que el error de los cálculos no excede un minuto de arco para fechas en el rango de 1900 a 2100.


APLICACIONES A LA CONCENTRACIÓN DE ENERGÍA SOLAR

Roland Winston,. Pablo Benítez, en Óptica sin imágenes, 2005

13.3.1 Concentradores estacionarios (Cg & lt 2)

Esta categoría puede ser la más importante de todas debido a las ventajas prácticas de las que disfrutan los sistemas solares fijos. Recuerde que el ángulo de elevación del sol varía en más de 6 ° a lo largo del año, como consecuencia de la inclinación del eje de la Tierra & # x27s de 23 ° con respecto al plano de la eclíptica (Figura 13.7).

Figura 13.7. La inclinación del eje # x27s de la Tierra al plano de la eclíptica produce un cambio de aproximadamente 60 ° en la elevación solar durante el año.

Por lo tanto, un concentrador fijo tendría que adaptarse a esta excursión anual en elevación sobre la variación diurna de este a oeste de casi 180 °. Claramente, la variación diurna indica una geometría 2D (valle) alineada de este a oeste. Pero, ¿qué pasa con la excursión en altura? En un momento, el concepto de concentrador fijo se consideró un oxímoron. Después de todo, el Cg de un cilindro parabólico es 1 / π sin sin para un receptor tubular. Entonces, un canal parabólico alineado de este a oeste que acepta, digamos, 60 ° de elevación tendría una relación de concentración Cg = 2 / π. Por lo tanto, tal arreglo realmente desconcentra. Sin duda, los antiguos griegos conocían la geometría de la involuta, al igual que la geometría de la parábola. La involuta en principio tendría una relación de concentración cercana a 1 pero, en la práctica, con un espacio o brecha necesario entre el absorbedor y el reflector, Cg no llega a 1. Con el advenimiento de la óptica sin imágenes y el reconocimiento de la ley del seno de la concentración, la situación cambió drásticamente. Los concentradores solares fijos se desarrollaron y aplicaron a usos térmicos donde los requisitos de temperatura excedían a los del colector de placa plana. Ahora se fabrican varios colectores CPC para uso a temperatura media (Figuras 13.8 y 13.9). Un uso particularmente atractivo es el enfriamiento por absorción impulsado por calor. En esta aplicación, los colectores solares en los tejados convierten la radiación solar que de otro modo calentaría el edificio en calor a temperaturas, por ejemplo, de 115 ° C a 180 ° C (Figura 13.10). El extremo inferior del rango de temperatura puede impulsar un enfriador de absorción de “efecto único”, que se puede caracterizar como cuasiestático. Muestran un coeficiente de rendimiento (COP) de aproximadamente 0,7 a 0,8. COP es la proporción de calor eliminado por el enfriador dividido por el calor suministrado al enfriador. Termodinámicamente, esta relación puede exceder 1. El extremo superior es suficiente para impulsar un enfriador de "doble efecto" con un COP de aproximadamente 1,1-1,2. El calor impulsa un enfriador de absorción que enfría activamente el edificio, un beneficio doble. En el extremo inferior, los elementos del colector solar y # x27s pueden no estar vacíos, mientras que en el extremo superior, se necesita aislamiento al vacío. Cuando las máquinas de triple efecto estén disponibles comercialmente, con temperaturas de conducción en el rango de 200 ° C, los sistemas de enfriamiento solar con concentradores estacionarios serán aún más eficientes. Se puede esperar el día en que el COP compense las pérdidas del colector de modo que la cantidad de calor extraído coincida con el calor recogido.


¿Existe un nombre para el máximo en el ángulo de elevación solar local? - Astronomía

¿Por qué el azimut y la elevación son tan importantes para nosotros? los PhotoPillers? La respuesta es simple: porque necesitaremos calcularlos y configurarlos para aprovechar la opción Buscar del Planificador para planificar nuestras tomas ideales de sol y luna en solo segundos.

El azimut y la elevación son las dos coordenadas que definen la posición de un cuerpo celeste (sol, luna) en el cielo visto desde una ubicación particular en un momento particular.

Supongamos que desea que el sol o la luna estén en una posición determinada en el cielo. porque te encanta la composición. Esa posición en el cielo está definida por el acimut y la elevación.


Una representación del acimut y la elevación del sol.

¿Qué es el acimut?

El acimut es el ángulo entre el norte, medido en el sentido de las agujas del reloj alrededor del horizonte del observador, y un cuerpo celeste (sol, luna).

Determina la dirección del cuerpo celeste. Por ejemplo, un cuerpo celeste hacia el norte tiene un acimut de 0º, uno hacia el este 90º, uno hacia el sur 180º y uno hacia el oeste 270º.


Vista de mapa que representa los azimuts: 0º, 90º, 180º y 270º.

En el Planificador, encontrará el acimut y la elevación del sol / luna para la fecha y hora seleccionadas en uno de los paneles superiores. The azimuth is also represented on the map by the azimuth lines, and the elevation on the time bar.

To help you better understand how the azimuth is represented on PhotoPills, I've drawn North and azimuth angle of the sun for two different moments on the following screenshots.

The first one is telling you that on February 11th 2014 at 10:17am the sun was at azimuth 136.5º and the second one that on February 11th 2014 at 3:01pm the sun was at azimuth 214.6º.

Learn more about how sun and moon information is displayed on the Planner watching the following video tutorial:

What’s the elevation?

The elevation is the vertical angular distance between a celestial body (sun, moon) and the observer's local horizon or, also called, the observer’s local plane.

For us, the elevation of the sun is the angle between the direction of the geometric center of sun's apparent disk and the observer's local horizon.

We'll say that the sun/moon is at elevation of 12º when its geometric center is situated at 12º above the observer’s local horizon or local plane.

The following two pictures show the elevation of the sun in two different positions of the observer.


Observer at the sea level, local plane and elevation of the sun.
Observer at the top of a mountain, local plane and elevation of the sun.

Once you've decided the position of the sun/moon you'd like to have in your image, calculating the elevation is sometimes the hardest part when planning the shot.

The best way to learn how to calculate and set the azimuth and the elevation you need is by having a look at a few real examples. The following video tutorials will teach you how to do it for different situations, step-by-step:

In the case you prefer reading, I am sure you'll enjoy these How-to articles:

In conclusion, mastering azimuth and elevation will give you the power to plan any photo you imagine with sun and moon, including: a full moon setting under a secret stone arch, a sunrise between two giant rocks located on a magic beach, a sunset over the main street in your hometown or a dramatic full moon appearing from behind a nearby hill.


Ver el vídeo: Gladiator - Me llamo Máximo Décimo Meridio (Enero 2022).