الفلك

احسب زاوية الميل لزاوية معينة في مدار كوكب؟

احسب زاوية الميل لزاوية معينة في مدار كوكب؟


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.

الخلفية هي أنني أحاول كتابة برنامج كمبيوتر لإظهار الزوايا التي يمكن لكل كوكب رؤيتها وهو يمر أمام الشمس من مراقب خارج نظامنا الشمسي. نهايتي هي حساب النسب المئوية للسماء التي يمكن أن ترى أي مجموعة من الكواكب تمر معًا. على سبيل المثال في اتجاه الأرض من الشمس في يونيو وديسمبر ، يمكن للمراقب الفضائي الذي يمكنه رؤية عبور الأرض أن يرى أيضًا عبور كوكب الزهرة ، ولكن من الزاوية التي تكون فيها الأرض في سبتمبر أو مارس لن يتمكنوا من رؤيته أبدًا عبور الزهرة.

لقد كتبت برنامجًا باستخدام الإحصائيات الأساسية والمدارات الدائرية لاختبار الفكرة ، لكني أود أن أجعلها أكثر قوة باستخدام المدارات الإهليلجية الفعلية وأواجه مشكلة. بالنسبة إلى المدارات الدائرية مع وجود الشمس في المركز ، تمكنت فقط من أخذ ميل مدار الأرض مراتالخطيئةمن خط طول المشاهدة بالنسبة لخط طول الصعود.

عرض مزدوجLongitude = longitudeRadians - LongitudeOfAscent ؛ double planetAngle = الميل * Math.Sin (viewLongitude) ؛

على سبيل المثال ، يميل مدار الأرض بمقدار 1.57 درجة وخط طول الصعود عند 348.74 درجة. عند 348.74 درجة و 168.74 درجة ، سيكون للأرض ميل فعلي قدره 0 درجة. عند 78.74 درجة و 158.74 درجة ، سيكون ميل الأرض فعليًا 1.57 و -1.57 درجة من المستوى.

هل هناك طريقة سهلة مماثلة يمكنني من خلالها حساب هذا الميل للمدار الإهليلجي للأرض أم أنه سيتعين علي حل معادلات كبلر؟


باختصار ، لا ، ليس عليك حل معادلة كبلر. إذا حددت خط طول عرض وكنت تعرف المجموعة الكاملة من العناصر المدارية الكبلرية ، فيمكنك حساب ما إذا كان أحد الكواكب سيعرض عبورًا أم لا.

اسمحوا لي أولاً أن أوضح بعض المصطلحات. مصطلح الميل محجوز تقليديا للزاوية بين المستوى المداري والمستوى المرجعي. لذلك ، ما لم يكن المدار بأكمله متذبذبًا (على سبيل المثال بسبب الحركة الاستباقية) ، سيكون الميل ثابتًا لجميع مواقع الكوكب.

الزاوية التي تتغير مع تحرك الكوكب عبر المستوى المرجعي هي خط العرض. ومع ذلك ، في هذه المشكلة بالذات ، لا يكون حساب خط العرض مفيدًا بشكل خاص. الإحداثي الأكثر عملية الذي يجب النظر إليه هو ارتفاع الكوكب بعيدًا عن الطائرة ، سأسمي هذا $ r_z $. إذا وجدت على طول خط رؤية المراقبين أن $ r_z $ أصغر من نصف قطر الشمس ، فسيظهر على الكوكب عبور.

إن العمل على مدار بيضاوي عام بالكامل بأبعاد 3 أمر صعب إلى حد ما ، لذلك سأبدأ بنظام إحداثيات ديكارتي بسيط يتماشى مع المستوى المداري. في الخطوات اللاحقة ، أعمل في طريق العودة باستخدام عدد من تحويلات الإحداثيات.

أولاً قائمة بمعلمات كبلر ومعناها:

  • $ nu $ - شذوذ حقيقي - الموضع الزاوي بالنسبة إلى الحضيض في المستوى المداري.
  • $ omega $ - وسيطة الحضيض - الموضع الزاوي للحضيض بالنسبة للعقدة الصاعدة في المستوى المداري.
  • $ lambda_ {asc} $ - خط طول العقدة الصاعدة في المستوى الثابت ($ Omega $ في الصورة).
  • $ i $ - الميل - الزاوية بين المستوى المداري والمستوى الثابت ، بحيث يعطي $ lambda_ {asc} $ محور الدوران.

الآن ، في المستوى المداري ، يُعطى نصف قطر مدار الكوكب على النحو $$ r ( nu) = frac {a (1-e ^ 2)} {1 + e cos ( nu)} $$ إذا أعرّف المحور السيني ليتماشى مع العقدة الصاعدة ، يمكنني كتابة متجه الموضع كـ $$ vec {r} _ {orb} = r ( nu) start {bmatrix} cos ( omega + nu) sin ( omega + nu) 0 end {bmatrix} $$

للانتقال إلى نظام إحداثيات ديكارتي يتماشى مع المستوى الثابت ، يجب أن أطبق دورانًا للزاوية $ i $ حول المحور x ، لذا $$ vec {r} = R_x (i) vec {r} _ {orb } = r ( nu) start {bmatrix} cos ( omega + nu) sin ( omega + nu) cos (i) sin ( omega + nu) sin (i) end {bmatrix} $$ والآن لدي تعبير لـ $ r_z $ ، أريد فقط أن أعرف كيف يرتبط $ nu $ بخط طول الكوكب في المستوى الثابت ، $ lambda_ {planet} $.

يمكنني العثور على خط طول الكوكب بالنسبة إلى $ lambda_ {asc} $ as $$ lambda '_ {planet} = arctan ( frac {r_y} {r_x}) $$ بحيث يكون خط الطول الفعلي $$ lambda_ {planet} = lambda_ {asc} + lambda '_ {planet} $$ عكس هذا التعبير الأخير يعطي $$ nu ( lambda) = arctan ( frac { tan ( lambda - lambda_ { asc})} { cos (i)}) - omega $$

لدي الآن جميع المعادلات للإجابة على السؤال: إذا كان الكوكب على طول خط رؤية الراصد ، فعندئذ يكون لديه شذوذ حقيقي قدره $ nu ( lambda_ {obs}) $ ، مما يعطي ارتفاعًا فوق المستوى $$ r_z ( nu) = r ( nu) sin ( omega + nu) sin (i) $$ إذا $ | r_ {z} |

ما هي زاوية ميل الارض

إذا كانت الأرض مستوية ، فستكون زاوية الارتفاع: lambda = asin <(elev2 - elev1) / d> ومع ذلك ، نظرًا لأن الأرض كروية ، فكلما كانت القمة بعيدة ، كلما انخفضت منذ منحنيات الأرض أسفل الأفق المحلي طائرة. الجواب: الدوران: حركة الأرض على محورها تسمى الدوران. ميل. زاوية الانحدار أو الميل: عناصر المغناطيسية الأرضية زاوية الانحدار أو الميل هي الزاوية المصنوعة مع الأفقي بواسطة خطوط المجال المغناطيسي للأرض. سيكون رائعًا حقًا إذا كنت تستطيع مساعدتي :) شكرًا! إذا كان القمر الصناعي يدور من القطب الشمالي (جغرافيًا وليس مغناطيسيًا) إلى القطب الجنوبي ، فإن ميله يكون 90 درجة. بسبب زاوية الميل ، لدينا فترات زمنية مختلفة للنهار والليالي في فصول مختلفة. ميل الخط أو زاوية الميل هو الزاوية الحادة أو المنفرجة التي تتشكل عندما يتقاطع خط غير أفقي مع المحور السيني. تدور الشمس في دائرة ولكن أعلى 2. في الجزء 1 ، قام الطلاب بإعداد ميزانين للحرارة على مسافات مختلفة من المصباح الكهربائي وسجلوا درجات الحرارة لتحديد مدى تأثير المسافة من مصدر الحرارة على درجة الحرارة. يقابله 23.5 درجة. سطح الأرض. مرة أخرى ، من بين الكواكب ، يمتلك عطارد أعلى ميل ، ومدارها الذي يقع عند 7 درجات إلى مدار بلوتو في مسير الشمس ، بالمقارنة ، يميل بدرجة أكبر بكثير ، عند 17.1 درجة. يختلف اتجاه محور الأرض أيضًا لمدة 26 ألف سنة. يمثله δ. اشتهر عالم الفيزياء الفلكية الصربي ميلوتين ميلانكوفيتش بتطوير واحدة من أهم النظريات المتعلقة بحركات الأرض وتغير المناخ على المدى الطويل. ستُظهر Earth القياس على الخريطة. 26) يمكنهم قياس ارتفاع (زاوية الارتفاع hI) للشمس في ذروتها الصيفية (في منتصف النهار عند الانقلاب الصيفي ، وهو أطول يوم ، 22 يونيو) وارتفاعها (الزاوية h2) في ذروة الشتاء (في منتصف النهار عند الانقلاب الشتوي ، أقصر يوم ، 22 ديسمبر) *. المعطى: المنحدر = 1 / √3. تشير القيم الموجبة للميل إلى أن المجال يتجه لأسفل ، في الأرض ... قم بالقياس بدءًا من الشرق المناسب على خط الاستواء ، وتتبع زاوية إلى المستوى المداري على جانب خط الاستواء الذي يسافر فيه القمر الصناعي بعد عبوره. الانحراف موجب شرق الشمال الحقيقي وسالب عند الغرب. يتغير الانحراف المغناطيسي بمرور الوقت ومع الموقع. يميل دوران الأرض أيضًا ، بمقدار 23.45 درجة إلى مسير الشمس ، وهذه الزاوية هي التي تسبب الفصول. يميل مستوى مسير الشمس بمقدار 23.5 درجة فيما يتعلق بمستوى خط الاستواء السماوي حيث يميل محور دوران الأرض بمقدار 23.5 درجة فيما يتعلق بمدارها حول الشمس. تشير البيانات المرفقة إلى أن الأرض غير متاحة. استخدم هذا الميل لحساب حجم المجال المغناطيسي الكلي للأرض في المختبر. العلاقة بين ( دلتا ) وباء. (أ) ما هي زاوية ميل محور الأرض مع مستواها المداري؟ أي ميل لأخذ أي من هذا على محمل الجد يُلاحظ بسرعة من خلال الفظاعة الهائلة للكثير من الكتابة. السؤال: الجزء 2: ميل المجال 8. تعتمد شدة الإشعاع الشمسي إلى حد كبير على زاوية السقوط ، وهي الزاوية التي تضرب بها أشعة الشمس سطح الأرض. التعريف الرسمي: ميل الخط غير الأفقي هو الزاوية الموجبة θ مع θ أقل من 180 درجة ويتم قياسها عكس اتجاه عقارب الساعة من المحور السيني إلى الخط. زاوية بيتا هي قياس يستخدم بشكل ملحوظ في رحلات الفضاء المدارية ، حيث تحدد زاوية بيتا النسبة المئوية للوقت الذي يقضيه قمر صناعي في مدار أرضي منخفض (LEO) في ضوء الشمس المباشر ، ويمتص الطاقة الشمسية. لوز مكسور أو كامل 28-30 30-44 ° 3. زاوية الميل أو الانحراف المغناطيسي هي الزاوية على المستوى الأفقي بين الشمال المغناطيسي والشمال الحقيقي (الاتجاه على طول خط الزوال نحو القطب الشمالي الجغرافي) التوازن بزاوية التحكم. تشير القيم الموجبة للميل إلى أن المجال يتجه لأسفل ، نحو الأرض ، عند نقطة القياس. الزاوية بين خط استواء الأرض ومستوى مدارها ، الميل ، تتغير أيضًا بمرور الوقت. ذكرت دراسة سابقة أن الطيور تكون عشوائية تمامًا ... بالنسبة إلى هذه الآلة الحاسبة ، يكون خط العرض موجبًا للشمال ، وخط الطول هو ... ثم ميل الخط هو. يبلغ متوسط ​​الوقت الآن حوالي 23 درجة و 27 دقيقة. مسير الشمس هو ميل خط الاستواء بالنسبة لمحور دوران الأرض. يُعرف المستوى المداري للأرض بالمستوى المسير الشمسي ، وميل الأرض معروف لعلماء الفلك بأنه ميل مسير الشمس ، كونه الزاوية بين مسير الشمس وخط الاستواء السماوي على الكرة السماوية. يُعرَّف الميل على أنه ميل نحو شيء ما ، مثل سلوك أو عادة. الزاوية بين مستوى المدار والمستوى الاستوائي للأرض ، مقاسة بعكس اتجاه عقارب الساعة.المدار ذو الميل الصفري يعني أن القمر الصناعي يدور مباشرة فوق خط الاستواء ، والميل 90 درجة هو مدار قطبي مثالي قم بإرفاق شريط حراري بالكرة الأرضية بحيث يمتد على طول خط الطول. معادلة زاوية السمت ($ alpha $) هي $ alpha : = 180 ^ 0 + Tan ^ <-1> left ( frac right) $ حيث ، L هي خط عرض الأرض ... N2 - قمنا بمقارنة التقديرات الأخيرة لزاوية الميل α بين محاور الدوران والمغناطيسية لـ 56 نجمًا نابضًا بواسطة كل من Lyne & Manchester و Rankin. إلى الشمال من خط الاستواء ، تشير الخطوط الكنتورية الحمراء إلى المناطق ذات الميل الإيجابي (زاوية الانحدار المغناطيسي لأسفل) وتمثل خطوط الكنتور الزرقاء الجنوبية مناطق ذات قيم ميل سالبة (زاوية الانحدار المغناطيسي لأعلى). يجب أن تأخذ المدفعية بعين الاعتبار الميل الدقيق للسلاح. إذا لم تكن الأرض مائلة بالنسبة لمستوى مسير الشمس ، فستكون هناك زاوية قائمة (90 درجة) بين محور ومستوى مسير الشمس. تعلم المفردات والمصطلحات والمزيد باستخدام البطاقات التعليمية والألعاب وأدوات الدراسة الأخرى. يؤثر ميل الأرض أيضًا على زاوية أشعة الشمس ويسبب فصول السنة في المناطق المعتدلة. عندما يكون خط العقد عموديًا على مجالات التطبيق لهذه المستشعرات ، تتنوع. على سبيل المثال ، في كل موقع على الكرة الأرضية ، تتقاطع خطوط المجال المغنطيسي الأرضي مع سطح الأرض بزاوية ميل محددة. سطح شريحة مجهرية. 'بالإضافة إلى زاوية ميل ثابتة ، يحتفظ محور الأرض بخاصية أخرى تسمى المواءمة. قبل عشرة آلاف سنة كانت درجة الحرارة 24 درجة و 15 دقيقة. زاوية ميل محور الأرض مع مستواها المداري هي 66 ونصف درجة مما يعني أن الأرض تظل مائلة إلى جانب واحد بينما تدور حول الشمس بزاوية 66-1/2 درجة. غالبًا ما يُطلق على ميل قدره 63.4 درجة ميلًا حرجًا ، عند وصف الأقمار الصناعية التي تدور حول الأرض ، لأنها لا تمتلك أي انجراف في الأوج. زاوية ميل محور الأرض 66 1/2 درجة مع مستواها المداري. الطائرة المدارية تعني الطائرة الموجودة في الفضاء والتي تدور فيها الأرض حول الشمس. خط الاستواء المغناطيسي هو الخط الوهمي غير المنتظم ، الذي يمر حول الأرض بالقرب من خط الاستواء ، حيث لا يوجد انخفاض في الإبرة المغناطيسية (لأن خطوط المجال المغناطيسي موازية للخط الأفقي عند خط الاستواء). في النظام الشمسي: المدارات ... حول الشمس هو ميلها ، وهي الزاوية التي تصنعها مع مستوى مدار الأرض - مستوى مسير الشمس. بسبب هذا المحور المائل للدوران فيما يتعلق بالمستوى المداري ، هناك فصول موضحة على كوكب الأرض. لقد قمت بتضمين رسم تخطيطي بالأرض ملحوظًا بخط الاستواء ومسير الشمس. تصحيح واحد يوجد AZIMUTH ANGLE بدلاً من AMIZUTH ANGLE ANGLE Pellets 41-43 20-29 ° 2. افتح برنامج Google Earth Pro. زاوية شديدة الانحدار. محور دوران الأرض ليس عموديًا على المستوى الذي يدور حول الشمس. لدى وكالة ناسا ورقة حقائق تحتوي على هذه المعلومات ومعلومات أخرى حول ... ميل الكواكب الخارجية أو أعضاء النجوم المتعددة هو زاوية مستوى المدار بالنسبة للمستوى العمودي على خط الرؤية من الأرض إلى الجسم. الاتجاهات: حدد موقعًا من القائمة المنسدلة للمدينة ، أو حدد "دخول خط الطول / العرض ->" من القائمة المنسدلة ، وأدخل معلومات خطوط الطول والعرض والمنطقة الزمنية يدويًا في مربعات النص المناسبة. يصف موقع ورقي قديم لمحور الشمس كيف تعبر الأرض خط الاستواء الشمسي في 4 يونيو و 6 ديسمبر من كل عام. الميل ، في علم الفلك ، هو زاوية التقاطع بين مستويين ، أحدهما مستوى مداري. تكتشف مستشعرات الميل زاوية اتجاه الجسم فيما يتعلق بمجال الجاذبية للأرض. زاوية الانحدار والتي تسمى أيضًا الانحدار المغناطيسي أو الميل المغناطيسي هي الزاوية التي تصنعها خطوط المجال المغناطيسي لكوكبنا مع الأفقي. ميل زاوية الخط هو الزاوية المتكونة من تقاطع الخط مع المحور السيني. قد يكون لزاوية الاصطدام وحجم الجسم (أو الأجسام) التي اصطدمت بالأرض تأثير كبير على سرعة إمالتها ودورانها (طول اليوم). باستخدام "تشغيل" أفقي بمقدار 1 و m للميل ، أو زاوية الميل ، أو ثيتا = تان -1 (م) ، أو م = تان (ثيتا). الحسابات التي تأخذ في الاعتبار دوران الأرض وما ستقيسه البوصلة الموجودة على متن السفينة مثل السمت موجودة في الرابط أعلاه. في هذه التجربة ، تم استخدام مبادئ المغناطيسية الساكنة وتحليل المتجهات الأولية لتحديد المجال المغناطيسي للأرض بالقرب من ويلمنجتون بولاية نورث كارولينا. كرس حياته المهنية لتطوير نظرية رياضية للمناخ تعتمد على التغيرات الموسمية والخطية للإشعاع الشمسي الذي تتلقاه الأرض. هذه هي زاوية الميل حيث يكون الرأسي 90 درجة والأفقي 0 درجة. (ب) تحديد التناوب والثورة. وضح كذلك تأثيرات المسافة والميل باستخدام الأشرطة الحرارية التي تغير اللون حسب درجة الحرارة. انظر إلى الخريطة ، سترى المسافة ، إدمونتون من خط الاستواء أكبر من كالجاري. ثم ميل الخط هو. فقط اطرح هذه الزاوية من خط العرض وقمت بقياس الميل المحوري للأرض! مع شاشة Google Earth لتحديد زاوية الانحدار: 1. مع ذلك ، لا يوافق زميلي في العمل. يكون النهار والليل متساويين عندما يكون لخط الاستواء أدنى زاوية (الأقرب إلى - فقط فيما يتعلق بميل المحور وليس إلى موقع الكوكب) تجاه الشمس. . تختلف زاوية الانحدار بشكل عام من نقطة إلى أخرى على سطح الأرض وتوفر معلومات حول حركة المجال المغناطيسي للأرض. تقع معظم سواتل EO في مدارات قطبية منخفضة محددة حول الأرض تسمى "مدارات متزامنة مع الشمس (SSO)" ، والتي يتم حساب ارتفاعها وميلها بدقة بحيث يلاحظ القمر الصناعي ، بمرور الوقت ، نفس المشهد بنفس زاوية الإضاءة القادمة من شمس. ميل مستوى مدار القمر هو 5 ° 9 'بالنسبة لمستوى مسير الشمس (مستوى مدار الأرض حول الشمس). تتفق نتائجهم بشكل معقول عندما تكون α هي ≲40 درجة ومع ذلك ، لا يوجد ارتباط بين تقديري α إذا تجاوز أي تقدير 40 درجة. محور الأرض يعني محور الدوران بينما الميل زاوية. يُعرف الميل المغناطيسي أيضًا بزاوية الانحدار. خط الطول هو الزاوية بين خط الرؤية والمحور الطويل لمدار إهليلجي. 4-4 الشكل 4-2. - مدار ساتلي بيضاوي الشكل. هذه هي الطريقة التي تؤثر بها زاوية الميل على الإضاءة. الانحراف الشمسي يُعرَّف الانحراف الشمسي بأنه "الزاوية بين أشعة الشمس والمستوى الاستوائي". كما هو مبين في الشكل 9 (ج) ، عندما تكون نسبة قطر النفق 2 وتتغير زاوية ميل السطح من 0 إلى 25 درجة ، يزداد الحد الأقصى لضغط الدعم بمقدار 40 كيلو باسكال. على اليسار ، أسفل "الأماكن" ، سترى قائمة بالقياسات المحفوظة. الميل ، في علم الفلك ، هو زاوية التقاطع بين مستويين ، أحدهما مستوى مداري. يؤدي ميل محور الأرض إلى مستوى مسير الشمس إلى انتقال أشعة الشمس العمودية بين أي مواقع على الأرض أثناء انتقالها حول مدارها السنوي؟ ويسمى أيضًا الميل المحوري أو الميل المحوري ، والميل المحوري للأرض هو سبب مواسم مثل الصيف والشتاء على الأرض .. الميل المحوري للأجسام في النظام الشمسي ثم 1 / √3 = tan θ. θ = 30 درجة إذن زاوية الميل 30 درجة. الزاوية بين سطح الأرض وخطوط المجال المغناطيسي ، ولكن كيف تتجه هذه الطيور عند خط الاستواء المغناطيسي؟ غالبًا ما يكون غير معروف أو يمكن تقديره فقط ، في كثير من الحالات ما تقيسه ليس كتلة النجم ، ولكن الكتلة مضروبة في الخطيئة (i) حيث i هي زاوية ميل المدار. في القطب المغناطيسي الشمالي ، يتم سحب الطرف الشمالي للإبرة مباشرة نحو الأرض. بصفتنا بشرًا مرتبطًا بالأرض ، فقد اعتمدنا المستوى الذي تتحرك فيه الأرض حول الشمس (مسير الشمس) كمستوى مرجعي للنظام الشمسي. زاوية ميل الأرض مستقرة نسبيًا على مدى فترات زمنية طويلة. يختلف الميل المغناطيسي من 90 درجة (عموديًا على السطح) عند الأقطاب المغناطيسية إلى 0 درجة (موازية للسطح) عند خط الاستواء المغناطيسي. يتم التعبير عنها بالزاوية بين المستوى المرجعي والمستوى المداري أو محور اتجاه الجسم المداري .. بالنسبة للقمر الصناعي الذي يدور حول الأرض مباشرة فوق خط الاستواء ، يكون مستوى مدار القمر الصناعي هو نفسه المستوى الاستوائي للأرض ، والميل المداري للقمر الصناعي يساوي 0 درجة. زاوية مغناطيس الأرض من Dip شاهد المزيد من مقاطع الفيديو على: https://www.tutorialspoint.com/videotutorials/index.htm محاضرة بواسطة: السيد براديب كشيترابال ، نقطة دروس ... إنه قياس يعكس ارتفاع إطار القدم ، ولكن يتأثر بكب أو استلقاء غير طبيعي للقدم: منخفض: 10-20 درجة - يدل على الحويصلة المسطحة عندما


[email protected]


2 إجابات 2

1. هل المواد الموجودة على سطح الأرض ليست في حالة سقوط حر حول مركز الأرض؟

لا ، المواد الموجودة على سطح الأرض - أو بداخلها - موجودة ليس في المدار ، وبالتالي ليس في السقوط الحر. يمكنك وضع نفسك مؤقتًا في مدار (وبالتالي في السقوط الحر) عن طريق القفز في الهواء أو القفز من سطح أعلى. عندما تفعل هذا ، فأنت لفترة وجيزة في مدار غريب الأطوار (واحد من شأنه أن يأخذك قريبًا جدًا من مركز الأرض ، إذا لم تكن الأرض جسماً صلبًا) - ولكن بعد ذلك تصطدم بالأرض ولم تعد فى مدار.

تدور الأرض بنفس الطريقة التي تدور بها قمة الغزل ، وهذا لا علاقة له بالمدارات.

2. كيف تكون المدارات المستقرة بالنسبة إلى الأرض شيئًا؟ يبدو أن المدار الوحيد الذي يمكن أن يكون ثابتًا بالنسبة إلى الأرض سيكون واقفاً على سطح الأرض.

مرة أخرى ، سطح الأرض لا يدور. تدور الأرض كجسم صلب ، مع (كما لاحظ AtmosphericPrisonEscape) الزخم الزاوي المتبقي من تكوينه ، مثل قمة دوارة.

لأن سرعتك الزاوية في مدار يتناقص كلما ابتعدت عن الأرض ، ستكون هناك نقطة يحدث فيها تطابق مع معدل دوران الأرض. إذا رتبت المدار بحيث يكون فوق خط الاستواء وفي نفس اتجاه دوران الأرض ، فستكون دائمًا فوق النقطة على خط الاستواء: مدار ثابت بالنسبة للأرض.

3. ما الذي يتغير كلما زادت في المدار فوق سطح الأرض؟ هل تزيد سرعتك الزاوية أم تنقص؟ هل تزيد سرعتك العرضية أم تنقص؟

تنخفض سرعتك الزاوية وسرعتك العرضية كلما ابتعدت. (ستنخفض سرعتك الزاوية حتى لو بقيت سرعتك العرضية كما هي ، لأن محيط مدارك يزداد مع الارتفاع ولكن في الواقع تنخفض السرعة العرضية أيضًا.)

4. هل الصهارة القريبة من مركز الأرض لا تدور أسرع من المواد الموجودة في القشرة ، كما هو الحال في قرص التراكم؟

تدور الأرض تقريبًا كجسم صلب ، لذلك بشكل عام ، لا. قد يدور اللب الخارجي المنصهر (الذي ليس الصهارة) بعض الشيء أبطأ ، في حين أن النواة الداخلية الصلبة قد تدور بشكل أسرع قليلاً ، لكننا نتحدث عن اختلافات $ 0.1 دولار في السنة ، وهذا لا علاقة له بالمدارات. (لا تشبه الأرض قرص تراكمي).

5. هل يمكن أن يدور جسمان في مدار (دائري) على نفس الارتفاع ولكن بسرعات عرضية مختلفة؟

تجاهل الانحرافات الطفيفة بسبب أشياء مثل الطبيعة غير الكروية للأرض ، وتركيزات الكتلة في القشرة ، وما إلى ذلك ، فإن السرعة المدارية لمدار دائري هي دالة للارتفاع فقط. لذلك يجب أن يكون لكائنين في مدار دائري على نفس الارتفاع نفس السرعة العرضية. (لاحظ أنه يمكن أن يكون لديهم ملفات مختلفة السرعات، لأن السرعة عبارة عن كمية متجهية - لذلك يمكن أن يكون لديك جسمان يدوران في اتجاهين مختلفين - بل متعاكسين - على نفس الارتفاع ، على الأقل حتى يصطدم كل منهما بالآخر.)


التعليقات (11)

Philip في 23 يناير 2018 ، الساعة 11:07 مساءً.

أهلا! شكرًا على التلميح :)) لقد أمضيت 30 دقيقة في محاولة لفهم السبب باستخدام زاوية ثيتا ، لم أتمكن من العثور على النقطة الصحيحة على القطع الناقص ، وعرفت أنني كنت أفعل شيئًا خاطئًا .. وبعد البحث عبر Google وجدت مشاركتك على الفور وتم حلها المشكلة على الفور .. شكرا لمشاركتك في مدونتك!

واد في 16 مايو 2018 ، 9:16 مساءً.

هل يمكن أن يساعد ذلك في فرض النقاط العقدية الأولية بحيث يكون طول القوس المتساوي بين نقطتين على القطع الناقص؟ إذا كانت الإجابة بنعم ، فبالنظر إلى طول القوس ، كيف نحسب الزاوية المقابلة؟

بيتر في 17 مايو 2018 الساعة 8:58 مساءً

مرحبا ويد ،
من الممكن أن يساعد هذا. أتوقع أن تكون المعادلة البارامترية للقطع الناقص هي الطريق إلى الأمام. ومع ذلك ، من الصعب حساب طول القوس للقطع الناقص - لا يوجد شكل مغلق. ألق نظرة على هذا السؤال وأجبه للحصول على مزيد من المعلومات: https://math.stackexchange.com/questions/433094/how-to-determine-the-arc-length-of-ellipse

تشان في 2 فبراير 2019 ، 3:29 مساءً

شكرا هذا كان مفيدا حقا. يعمل Open CV بنفس الطريقة (يستخدم theta كمعامل).
للحصول على شكل بيضاوي مستدير ، هناك تفاصيل أخرى. إذا كانت psi هي زاوية الدوران:
تان (phi + psi) = (y - yc) / (x - xc) ، و
phi = atan [(y-yc) / (x-xc)] - psi
الآن يمكنك حساب ثيتا كما كان من قبل.

يي هونغ في 8 أبريل 2019 ، الساعة 10:23 صباحًا.

يجب تبديل الرموز أ و ب في شبه المحاور في الرسم التخطيطي لمطابقة معادلاتك.


حسابات مسار الشمس

أكتب عدة طرق ضرورية لحساب مسار الشمس عبر نقطة معينة. لقد كتبت الكود باستخدام مصدرين مختلفين لحساباتي ولا ينتج أي منهما النتيجة المرجوة. المصادر هي: http://www.pveducation.org/pvcdrom/properties-of-sunlight/suns-position و http://www.esrl.noaa.gov/gmd/grad/solcalc/solareqns.PDF

ملاحظة: الدرجات إلى الدقائق القوسية هي درجة * 60 دقيقة.

localSolartime: لقد قمت بتحويل خط الطول إلى "دقائق" ، فخط الطول القياسي المحلي (lstm) المشتق من طريقة localStandardTimeMeridian يُرجع قيمة بالدقائق ، وتعود معادلة الوقت الذي يتم إرجاعه أيضًا في "دقائق". باستخدام المعادلة من pveducation ، لقد حسبت تصحيح الوقت الذي يفسر الاختلافات الزمنية الصغيرة ضمن منطقة زمنية معينة. عندما أقوم بتطبيق هذه النتيجة والوقت المحلي ، كل دقيقة ، على معادلة التوقيت الشمسي المحلي (lst) ، تكون النتيجة 676.515 (في هذه اللحظة) ، وهو أمر غير منطقي بالنسبة لي. التوقيت الشمسي المحلي ، كما أفهمه ، يمثل الوقت بالنسبة للشمس وعندما تكون في أعلى نقطة في السماء ، محليًا ، يعتبر ظهراً شمسياً. 676.515 لا معنى له. هل يفهم أي شخص ما قد يكون سبب هذا.

HourAngle: آمل أنه بمجرد أن أصلح طريقة LocalSolarTime ، لن تحتاج إلى تصحيح هذا.

لقد اخترت واشنطن العاصمة لخطوط الطول والعرض. يجب أن تكون قراءات Zenith و Azimuth قيمًا موجبة ، وبالنسبة لمنطقتنا في هذه اللحظة ، تكون 66 و 201 على التوالي.

فقط للتكرار ، اليوم ، خط الطول بالتوقيت المحلي صحيحان تمامًا ، ومعادلة الوقت والانحدار دقيقة ولكن ليست دقيقة. ---- تحديث الإخراج ----

----- UPDATE ----- استخدم المخطط المبعثر لعرض ارتفاع الشمس / السمت طوال اليوم. ما زلت أواجه مشكلة في معرفة ناتج السمت. إنه صحيح لفترة طويلة ، لكنه سيتغير بعد ذلك من الزيادة ويبدأ في النقصان (

270 -> 0). سأكون متأكدًا من تحديث الكود بمجرد أن أحصل على الإخراج بشكل صحيح.


هنا تستخدم بمعنى الأصغر Δالخامس كلفة. لاحظ مع ذلك أن صغيرالخامس التكلفة بشكل عام تدل أيضًا على فترات طويلة من الترابط مع الأرض ، وبالتالي ، على سبيل المثال ، 2000 SG 344 يمكن الوصول إليه بسهولة ضمن نطاق ضيق للغاية من تواريخ مغادرة Earth.

Abell ، PA ، Barbee ، BW ، Mink ، RG ، Adamo ، DR ، Alberding ، CM ، Mazanek ، DD ، Johnson ، LN ، Yeomans ، DK ، Chodas ، PW ، Chamberlin ، AB ، Benner ، LAM ، Drake ، BG ، Friedensen ، نائب الرئيس: دراسة الأهداف التي يمكن الوصول إليها لرحلات الفضاء البشرية للأجسام القريبة من الأرض (NHATS) (2012). http://neo.jpl.nasa.gov/nhats/

Ahrens ، T.J. ، Harris ، AW: انحراف وتجزئة الكويكبات القريبة من الأرض. نات. 360، 429-433 (1992). دوى: 10.1038 / 360429a0

أندريا ، سي ، فالسيشي ، جي بي ، ديابرامو ، جي ، بوتيني ، إيه: انحراف الأجسام القريبة من الأرض في طريق الاصطدام بالأرض. إيكاروس 159, 417–422 (2002)

باتين ، آر إتش: مقدمة في الرياضيات وأساليب الديناميكا الفلكية سلسلة التعليم AIAA المعهد الأمريكي للملاحة الجوية والملاحة الفضائية ريستون ، فيرجينيا (1999)

Bottke ، W.F. ، Morbidelli ، A. ، Jedicke ، R. ، Petit ، J.-M ، Levison ، HF ، Michel ، P. ، Metcalfe ، TS: Debiased Orbital and Absolute Magnitude Distribution of the Near Earth Objects. إيكاروس 156(2) ، 399-433 (2002). دوى: 10.1006 / icar.2001.6788

Brophy، J.، Culick، F.، Friedman، L.، Allen، C.، Baughman، D.، Bellerose، J.، et al: Asteroid Retrieval Feasibility Study. في: معهد كيك لدراسات الفضاء ، معهد كاليفورنيا للتكنولوجيا ، مختبر الدفع النفاث ، باسادينا ، كاليفورنيا (2012)

كارنيلي ، آي ، جالفيز ، أ ، إيزو ، دي: دون كيخوت: مهمة طليعة انحراف الأجسام القريبة من الأرض. في: ورشة عمل ناسا: اكتشاف الأجسام القريبة من الأرض ، وتوصيفها ، وتخفيف التهديد ، فيل ، كولورادو (2006)

تشابمان ، سي آر: معايرة تأثير الكويكب. علوم. 342(6162) ، 1051-1052 (2013). دوى: 10.1126 / العلوم .1246250

Dellnitz، M.، Junge، O.، Koon، WS، Lekien، F.، Lo، MW، Marsden، JE، Padberg، K.، Preis، R.، Ross، SD، Thiere، B: النقل في علم الفلك الديناميكي ومشاكل تعدد الأجسام. كثافة العمليات J. التشعب والفوضى 15(3) ، 699-727 (2005). دوى: 10.1.1.136.2804

إلفيس ، إم: دعونا نلجم الكويكبات - من أجل العلم والربح. نات. 485(7400) ، 549 (2012). دوى: 10.1038 / 485549a

Galvez، A.، Carnelli، I: تعلم انحراف الأجسام القريبة من الأرض: التصميم الصناعي لبعثة دون كويجوت. ورقة مقدمة في المؤتمر الدولي السابع والخمسين للملاحة الفضائية ، فالنسيا ، إسبانيا

García Yárnoz، D.، Sanchez، J.P.، McInnes، CR: كائنات يمكن استرجاعها بسهولة بين مجموعة الأجسام القريبة من الأرض (2013)

Greenstreet، S.، Ngo، H.، Gladman، B: التوزيع المداري للأجسام القريبة من الأرض داخل مدار الأرض. إيكاروس 217(1) ، 355–366 (2012). دوى: 10.1016 / j.icarus.2011.11.010

Harris، A.W.، Benz، W.، Fitzsimmons، A.، Green، S.F.، Michel، P.، Valsecchi، GB: Target Selection for the Don Quijote Mission. في: ESA (2005)

Hernandez، S.، Barbee، B.W.، Bhaskaran، S.، Getzandanner، K: فرص المهمة للتحقق من صحة الطيران لمفهوم الاصطدام الحركي لانحراف الكويكب. أكتا رائد فضاء 103(0) ، 309-321 (2014). دوى: 10.1016 / j.actaastro.2014.04.013

Landau، D.، Dankanich، J.، Strange، N.، Bellerose، J.، Llanos، P.، Tantardini، M: Trajectories to Nab a NEA (Near-Earth Asteroid). ورقة مقدمة في الاجتماع الثالث والعشرين لميكانيكا رحلات الفضاء AAS / AIAA ، كاواي ، هاواي

Milisavljevic، S: قريب من الكويكبات والنقاط الحرجة لوظيفة المسافة. سراج (2010). دوى: 10.2298 / SAJ1080091M

مردوخ ن. (محرر): مهمة تقييم تأثير وانحراف الكويكب (AIDA) (2012)

أوبيك ، إي جيه: احتمالات الاصطدام مع الكواكب وتوزيع المادة بين الكواكب P. Roy. أكاد الأيرلندية. 54, 165–199 (1951)

Pitz، A.، Kaplinger، B.، Vardaxis، G.، Winkler، T.، Wie، B: التصميم المفاهيمي لمركبة اعتراض كويكب فائقة السرعة (HAIV) ومهمة التحقق من طيرانها. أكتا رائد فضاء 94(1) ، 42-56 (2014). دوى: 10.1016 / j.actaastro.2013.07.035

Popova، OP، Jenniskens، P.، Emel'yanenko، V.، Kartashova، A.، Biryukov، E.، Khaibrakhmanov، S.، Shuvalov، V.، Rybnov، Y.، Dudorov، A.، Grokhovsky، VI، Badyukov، DD، Yin، Q.-Z.، Gural، PS، Albers، J.، Granvik، M.، Evers، LG، Kuiper، J.، Kharlamov، V.، Solovyov، A.، Rusakov، YS، Korotkiy ، S.، Serdyuk، I.، Korochantsev، AV، Larionov، MY، Glazachev، D.، Mayer، AE، Gisler، G.، Gladkovsky، SV، Wimpenny، J.، Sanborn، ME، Yamakawa، A.، Verosub ، KL، Rowland، DJ، Roeske، S.، Botto، NW، Friedrich، JM، Zolensky، ME، Le، L.، Ross، D.، Ziegler، K.، Nakamura، T.، Ahn، I.، Lee ، JI ، Zhou ، Q. ، Li ، X.-H. ، Li ، Q.-L. ، Liu ، Y. ، Tang ، G.-Q. ، Hiroi ، T. ، Sears ، D. ، Weinstein ، IA ، Vokhmintsev، AS، Ishchenko، AV، Schmitt-Kopplin، P.، Hertkorn، N.، Nagao، K.، Haba، MK، Komatsu، M.، Mikouchi، T: Chelyabinsk Airburst، Damage Assessment، Meteorite Recovery، and التوصيف. علوم. 342(6162) ، 1069-1073 (2013). دوى: 10.1126 / العلوم .1242642

Ren، Y.، Masdemont، J.J.، Gómez، G.، Fantino، E: آليتان للنقل الطبيعي في النظام الشمسي. كومون. علوم غير خطية. رقم. محاكاة. 17(2) ، 844-853 (2012). دوى: 10.1016 / j.cnsns.2011.06.030

روس ، SD ، شيريس ، دي جي: تساعد الجاذبية المتعددة ، والتقاط ، والهروب في مشكلة الأجسام الثلاثة المقيدة. دوى: 10.1137/060663374 ، المجلد. 6 ، ص 576-596 (2007)

Sanchez، J.-P.، McInnes، C: موارد الكويكبات المتاحة في جوار الأرض. في: Badescu ، ف. (محرر) الكويكبات. ص 439-458. سبرينغر برلين هايدلبرغ (2013)

Sanchez، J.P.، Alessi، E.M.، García Yárnoz، D.، McInnes، C: Earth Resonant Gravity Assists for Asteroid Retrieval Missions. ورقة مقدمة في المؤتمر الدولي الرابع والستين للملاحة الفضائية بكين ، الصين

Sanchez، J.P.، Colombo، C: Impact Hazard Protection Efficiator by a Small Kinetic Impactor (2013)

Sanchez، J.P.، Colombo، C.، Vasile، M.، Radice، G: مقارنة متعددة المعايير بين العديد من استراتيجيات التخفيف للأجسام الخطرة بالقرب من الأرض. دوى: 10.2514 / 1.36774 ، المجلد. 32 ، ص 121 - 142 (2009)

شابيرو ، II ، أهيرن ، إم ، فيلاس ، إف ، تشينج ، إيه إف ، كولبيرتسون ، إف ، جيويت ، دي سي ، ماكويل ، إس ، ميلوش ، إتش جي ، روتنبرغ ، جي إتش: الدفاع عن كوكب الأرض: جسم قريب من الأرض المسوح واستراتيجيات التخفيف من حدة المخاطر. في: ص. 153- المجلس الوطني للبحوث ، واشنطن العاصمة (2010)

Stuart, J.S.: Observational constraints on the number, albedos, size, and impact hazards of the near-Earth asteroids. Massachusetts Institute of Technology (2003)

Vasile, M., Colombo, C.: Optimal Impact Strategies for Asteroid Deflection, vol. 31, pp. 858–872 (2008), doi:10.2514/1.33432

Vasile, M., Gibbings, A., Vetrisano, M., Sanchez Cuartielles, J.P., García Yárnoz, D., Burns, D., Hopkins, J.M., McInnes, C., Colombo, C., Eckersley, S., Wayman, A., Branco, J., Di Sotto, E., Guerreiro, L.: Light Touch2: Effective Solutions to Asteroid Manipulation. In: European Space Agency (2013a)

Vasile, M., Vetrisano, M., Gibbings, A., Garcia Yarnoz, D., Sanchez, J.P., Hopkins, J.M., Burns, D., McInnes, C., Colombo, C., Branco, J., Wayman, A., Eckersley, S.: Light-touch2 : a laser-based solution for the deflection, manipulation and exploitation of small asteroids. In: IAA Planetary Defense Conference, Flagstaff, USA 2013b. IAA (2013b)

Winkler, T., Wagner, S., Wie, B.: Optimal Target Selection for a Planetary Defense Technology (PDT) Demonstration Mission. In: 22nd AAS/AIAA Space Flight Mechanics Meeting, Charleston, South Carolina 2012. AAS/AIAA


Calculate angle of inclination for a certain angle in a planet's orbit? - الفلك

In this paper, we show that the eccentricity of a planet on an inclined orbit with respect to a disc can be pumped up to high values by the gravitational potential of the disc, even when the orbit of the planet crosses the disc plane. This process is an extension of the Kozai effect. If the orbit of the planet is well inside the disc inner cavity, the process is formally identical to the classical Kozai effect. If the planet's orbit crosses the disc but most of the disc mass is beyond the orbit, the eccentricity of the planet grows when the initial angle between the orbit and the disc is larger than some critical value which may be significantly smaller than the classical value of 39°. Both the eccentricity and the inclination angle then vary periodically with time. When the period of the oscillations of the eccentricity is smaller than the disc lifetime, the planet may be left on an eccentric orbit as the disc dissipates.


Calculating the B-Plane

If we have the velocity vector and the radius vector at the orbit periapsis, we can solve for the B vector, and the angle Θ.

The B vector points to where the asymptote of the hyperbolic trajectory pierces the B-plane. It may be easier to visualize this as where the spacecraft would pierce the B-plane if it ignored the planet's gravity. The angle 'Θ' is the angle between the 'B' vector, and the 'T' unit vector. The 'T' unit vector is, along with the R unit vector, an axis of the B-Plane.

To find B and Θ, we must find a few unit vectors to make our calculations easier.

The first unit vector is 'S'. This is the direction of the hyperbolic excess velocity at the entry of the sphere of influence.

The second unit vector is 'T'. This is the orthogonal axis to the 'S' unit vector, and the normal of the planet. It also typically lies on the ecliptic plane of the solar system.

The third unit vector is 'R'. This is simply the cross product of 'S' and 'T'.

But if all we're given is an initial state vector, how can we calculate these things? The first step is to calculate the angular momentum vector and the eccentricity vector.

Next, we need to calculate our semi-major axis, and our beta angle. This is simply:

Next, we need to calculate the direction of the 'S' unit vector. Remember that the 'S' unit vector describes the direction of the entering asymptote. To derive the math for it, let's look at a plot of the hyperbolic plane.

We know that our 'S' unit vector is in the direction of the entering asymptote. We also know the half-angle, 'β' of the asymptotes. With this, we can break down the 'S' unit vector into two components - one in the 'e' unit vector direction, and one in the 'h x e' unit vector direction (the h vector is coming out of the page in this diagram). Doing so, we get this formula for the 'S' unit vector.

We still have two more unit vectors to solve for. Next, let's try to find the 'T' unit vector. If we define the 'N' unit vector as the direction of the z-axis of the reference frame, 'N' will be <0, 0, 1>. Then, we can find the 'T' unit vector.

To complete the 'S' and 'T' unit vectors, we must now find the 'R' unit vector. This one is the cross product of the 'S' and 'T' unit vector.

Now that we have our unit vectors, let's try to find what we've been looking all along: the 'B' vector and 'Θ'. To find the magnitude of the 'B' vector, we need the semi-major axis and the eccentricity of the hyperbolic trajectory. The magnitude of the 'B' vector can be found in the formula below. Once we have that, we need the direction of the 'B' vector. This should be the cross product of the 'S' unit vector' and the 'h' unit vector. Now that we have the magnitude and the unit vector, if we multiply them together, we will have our 'B' vector.

Our angle 'Θ' is simply the vertex angle of the 'B' vector and the 'T' unit vector. To calculate 'Θ', we use the following formula:


Angular Speed Formula

Angular speed is the rate at which an object changes its angle (measured) in radians, in a given time period. Angular speed has a magnitude (a value) only.

Angular speed = (final angle) - (initial angle) / time = change in position/time

ω = angular speed in radians/sec

θ = angle in radians (2π radians = 360 degrees)

Angular speed and angular velocity use the same formula the difference between the two is that Angular speed is a scalar quantity, while angular velocity is a vector quantity.

Angular Speed Formula Questions:

1) The earth rotates once on its axis every 24 hours. What is its angular speed?

Answer: The angle traversed, 1 rotation, means that θ = 2π. The time for this rotation, t = 24 hr. Time must be converted to seconds.

t = 24 hr x 60 min/hr x 60 sec/min = 86400 sec

ω = 0.0000726 radians/sec = 7.26 x 10-5 rad/sec

2) At the state fair, you take your younger brother to ride the Ferris wheel. You notice that a sign says that the angular speed of the Ferris wheel is 0.13 rad/sec. How many revolutions will the wheel complete in 12 minutes?

Answer: The angular speed, ω = 0.13 rad/sec. The time, t = 12 min. Convert t = 12 min x 60 sec/min = 720 sec. Using the equation ω = θ /t , solve for θ .


5 Answers 5

Ignoring refraction (which will be important at the scales we discuss below, so ought not be ignored in actuality, see Floris' answer ), this is a geometry problem. Whenever you are trying to calculate a result, it is always good to start by reasoning out some limiting cases. In one limit, we can imagine being infinitely far away from the surface, where surely we will be able to see the whole sky. In the other limit, we can imagine being infinitesimally close to the surface, at which point our planet will appear to be an infinite wall and we will see precisely half of the surface. We expect the answer to be monotonic in between. Let's try to work it out.

At any height above the surface, our planet, assuming its a sphere, will block out a circle of possible sky from our view. If we assume that the edge of the circle, forms and angle of $ heta$ with respect to its center, by our view, the solid angle blocked by our planet is $ int_<0>^ < heta>d heta, sin heta int_0^ <2pi>dphi = 2pi ( 1 - cos heta) $

and the full sky is $4pi$ steradians, so the fraction of the sky we can see is

$ S( heta) = frac 12 left( 1 + cos heta ight) $

Let's check to make sure this agrees with our intuition. When we are on the surface, $ heta$, the angle to the horizon would be $pi/2$ and we get $S(pi/2) = frac 12 $ as expected, and if we are infinitely far away, $ heta o 0$ and we get $S(infty) o 1$ as we expect. Perfect. It remains to determine $ heta$ as a function of height. For that, we rely on a diagram:

We know that where our gaze meets the planet, the line should be tangent to the circle, meaning our triangle is a right triangle and it is easy for us to determine:

Giving us for our fraction of the sky visible:

Plotting this function over large distances, we see that it behaves as we expect:

It starts at 50% and goes to 100% as we get to distances a few earth radii out.

But you were interested in very short distances:

Here we can see the effect of small height changes. In particular, for your 6 foot scenario, you can see

$ S(6 ext< feet>) = 50.04 \% $ of the sky from purely geometric considerations. Hardly an improvement over the $50\%$ visible if you were against a wall, and we can't expect this to contribute anything appreciable in light of optical effects like refraction or the effect of a nonuniform horizon. But, given the nature of the square root dependence, this sky viewing function grows rather rapidly over modest height differences:

Here I've plotted the semilog plot against the $x$ axis. For instance, at the cruising altitude of a commercial plane (

38,000 ft), you can see 53% of the sky, a whole 3% more than on the ground from purely geometric considerations. This we could hope to notice over optical effects.


شاهد الفيديو: ست اشياء يجب وضعها في الاعتبار عن شراء ألواح الطاقة الشمسية - دليلك لشراء الواح طاقة شمسية (شهر نوفمبر 2022).