Solas posisjon
From Wikipedia, the free encyclopedia
Solas posisjon på himmelen er en funksjon av både tidspunktet og betrakterens posisjon på jordoverflaten. Når jorda kretser rundt sola gjennom et år, synes sola å flytte seg med hensyn til fiksstjernene på himmelkula, langs en sirkulær bane kalt ekliptikken.
Jordrotasjonen som sin egen akse skaper daglig bevegelse, slik at sola virker som om å flytte seg over himmelen i en dagbue som avhenger av observatørens gegrafiske bredde. Tiden når sola kulminerer på observatørens meridian avhenger den geografiske lengden.
For å finne solas posisjon for et gitt tidspunkt, kan man gå frem som følger:[1][2]
- beregne solas posisjon i det ekliptiske koordinatsystemet,
- konvertere til ekvatorialt koordinatsystem, og
- konvertere til horisontalt koordinatsystem, for observatørens lokale tid og lokasjon. Dette er koordinatsystemet som normalt brukes til å beregne solas posisjon når det gjelder solas høyde og asimut, og de to parameterne kan brukes til å avbilde solas bane.[3]
Denne beregningen er nyttig i astronomi, navigasjon, landmåling, meteorologi, klimatologi, solenergi, og solurdesign.