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섭동과 이심률.
달까지의 거리는 1시간 샘플링 기간 동안 의 정확도로 측정할 수 있으며, 이는 긴반지름에 대해 데시미터 수준의 전체 불확실성을 가져온다. 그러나 이심률이 변하는 타원 궤도 때문에 순간적인 거리는 월별 주기성을 가지고 변한다. 또한, 거리는 다양한 천체의 중력 효과에 의해 섭동을 받는데, 가장 중요한 것은 태양이며 금성과 목성의 영향은 그보다 작다. 미세한 섭동을 유발하는 다른 힘으로는 태양계 내 다른 행성과 소행성으로의 중력 인력; 조석력; 그리고 상대론적 효과 등이 있다. 태양의 복사 압력 효과는 달-지구 거리에 ±만큼 기여한다.
순간적인 불확실성은 몇 밀리미터에 불과하지만, 측정된 달-지구 거리는 일반적인 한 달 동안 평균값에서 이상 변할 수 있다. 이러한 섭동은 잘 이해되고 있으며 달-지구 거리는 수천 년 동안 정확하게 모델링할 수 있다.
조석 소산.
조석력의 작용을 통해 지구 자전의 각운동량이 달 궤도로 서서히 전달되고 있다. 그 결과 지구의 자전 속도는 점차 감소하고 있으며(세기당 의 비율로), 달 궤도는 점차 확장되고 있다. 후퇴율은 연간 이다. 그러나 이 후퇴율은 최근 증가한 것으로 추정되는데, 연간 의 비율은 달의 나이가 15억 년에 불과하다는 것을 의미하지만, 과학적 합의는 약 40억 년의 나이를 지지하기 때문이다. 또한 이러한 비정상적으로 높은 후퇴율이 계속 가속화될 수 있다고 믿어진다.
이론적으로, 달-지구 거리는 지구와 달이 조석 고정될 때까지 계속 증가할 것이다. 이는 명왕성과 카론이 조석 고정된 것과 같다. 이는 달의 공전 주기가 지구의 자전 주기와 같아질 때 발생하며, 이는 47 지구일로 추정된다. 그러면 두 천체는 평형 상태에 도달하고, 더 이상의 자전 에너지는 교환되지 않을 것이다. 그러나 이러한 구성에 도달하는 데는 500억 년이 걸릴 것으로 모델들이 예측하고 있으며, 이는 태양계의 예상 수명보다 훨씬 길다.
궤도 역사.
레이저 측정에 따르면 평균 달-지구 거리가 증가하고 있으며, 이는 과거에 달이 더 가까웠고 지구의 낮이 더 짧았음을 의미한다. 캄파니아 시대(8천만 년 전)의 연체동물 껍데기 화석 연구는 당시 1년에 372일(23시간 33분)이 있었음을 보여주는데, 이는 달-지구 거리가 약 (383,000 km 또는 238,000 mi)였음을 의미한다. 선캄브리아 시대; 2500만 년 BP 동안 평균 달-지구 거리가 약 (332,000 km 또는 205,000 mi)였다는 지질학적 증거가 있다.
널리 받아들여지는 거대충돌 가설은 달이 지구와 다른 행성 사이의 재앙적인 충돌 결과로 생성되었으며, 초기 거리 (24,000 km 또는 15,000 mi)에서 파편들이 재축적되었다는 것이다. 이 이론은 초기 충돌이 45억 년 전에 일어났다고 가정한다.
1950년대 후반까지 달-지구 거리의 대부분의 측정은 광학 각도 측정에 기반을 두었다. 가장 초기의 정확한 측정은 기원전 2세기 사모스의 아리스타르코스에 의해 이루어졌고, 나중에 히파르코스에 의해 이루어졌다. 우주 시대는 이 값의 정밀도가 크게 향상되는 전환점이 되었다. 1950년대와 1960년대에는 컴퓨터 처리 및 모델링의 이점을 활용하여 레이더, 레이저 및 우주선을 이용한 실험이 수행되었다.
달-지구 거리를 결정하는 역사적으로 중요하거나 흥미로운 방법들:
식을 이용하여 달-지구 거리를 측정하려는 시도의 가장 초기의 기록은 기원전 270년 그리스 천문학자이자 수학자인 사모스의 아리스타르코스에 의해 이루어졌다. 그는 월식 관측과 지구 반경에 대한 지식, 그리고 태양이 달보다 훨씬 멀리 있다는 이해를 활용했다. 약 4시간 동안 지속되는 식의 지속 시간을 관측하고 이를 달의 공전 주기(28일)와 비교하여 달 궤도의 원주를 결정했다.
나중에, 기원전 129년, 히파르코스는 두 개의 분리된 장소에서 일식을 관측하는 것을 기반으로 계산을 수행했다. 한 장소에서는 일식이 완전했지만, 다른 장소에서는 태양이 부분적으로 보였다. 삼각법을 사용하여 그의 계산은 의 결과를 산출했다. 이 방법은 나중에 클라우디오스 프톨레마이오스의 저작에 나타났으며, 그는 가장 먼 지점에서 ( 또는 )의 결과를 산출했다.
초기 방법은 여러 위치에서 동시에 달과 선택된 기준점 사이의 각도를 측정하는 것을 포함했다. 동기화는 미리 정해진 시간에 측정하거나 모든 당사자가 관측할 수 있는 사건 중에 조정될 수 있다. 정확한 기계식 크로노미터가 나오기 전에는 동기화 사건은 일반적으로 월식, 엄폐 또는 달이 자오선을 통과하는 순간(관측자들이 동일한 경도를 공유하는 경우)이었다. 이 측정 기술은 월면 시차로 알려져 있다.
정확도를 높이기 위해 측정된 각도는 대기를 통과하는 빛의 굴절 및 왜곡을 고려하여 조정될 수 있다.
자오선 통과.
프랑스 천문학자 A.C.D. 크롬멜린의 탐험대는 같은 날 밤 두 개의 다른 위치에서 달의 자오선 통과를 관측했다. 1905년부터 1910년까지의 정밀 측정은 그리니치와 희망봉의 관측소에서 특정 달 분화구(뫼스팅 A)가 지역 자오선을 통과하는 순간의 고도 각도를 측정했다. 의 불확실성으로 거리가 계산되었으며, 이 값은 다음 반세기 동안 달-지구 거리의 결정적인 값으로 남아있었다.
달이 배경 별을 엄폐하는 순간을 기록함으로써(또는 유사하게, 미리 정해진 순간에 달과 배경 별 사이의 각도를 측정함으로써), 측정값이 알려진 분리된 여러 위치에서 취해지는 한 달-지구 거리를 결정할 수 있다.
천문학자 오키프와 앤더슨은 1952년 9곳에서 4번의 엄폐를 관측하여 달-지구 거리를 계산했다. 그들은 ( ± )의 긴반지름을 계산했다. 이 값은 1962년 이렌 피셔에 의해 개선되었는데, 그녀는 업데이트된 측지 데이터를 통합하여 ( ± )의 값을 산출했다.
달까지의 거리는 1946년 다이애나 프로젝트의 일환으로 레이더를 통해 처음으로 직접 측정되었다.
이후 1957년 미국 해군 연구소에서 레이더 신호의 에코를 이용하여 지구-달 거리를 측정하는 실험이 진행되었다. 동안 지속되는 레이더 펄스가 직경 의 무선 접시에서 송출되었다. 전파가 달 표면에서 반사된 후, 반환 신호가 감지되고 지연 시간이 측정되었다. 이 측정값을 통해 거리를 계산할 수 있었다. 그러나 실제로는 신호 대 잡음비가 너무 낮아 정확한 측정이 안정적으로 이루어질 수 없었다.
이 실험은 1958년 영국 왕립 레이더 연구소에서 반복되었다. 동안 지속되는 레이더 펄스가 초당 260회 반복률로 2 메가와트의 피크 전력으로 전송되었다. 전파가 달 표면에서 반사된 후, 반환 신호가 감지되고 지연 시간이 측정되었다. 오실로스코프 파형을 사진 필름에 중첩시켜 여러 신호를 합산하여 신뢰할 수 있는 신호를 얻었다. 측정값을 통해 거리는 의 불확실성으로 계산되었다.
이러한 초기 실험들은 개념 증명 실험으로 의도되었으며 단 하루만 지속되었다. 한 달 동안 이어진 후속 실험에서는 ( ± )의 긴반지름을 산출했는데, 이는 당시 달-지구 거리의 가장 정밀한 측정값이었다.
레이저 거리 측정.
레이저 펄스가 달 표면에서 직접 반사되어 왕복 비행 시간을 측정하는 실험은 1962년 매사추세츠 공과대학교 팀과 크림 천체물리 관측소의 소련 팀에 의해 수행되었다.
1969년 아폴로 임무 기간 동안 우주비행사들은 이 기술의 정확도와 정밀도를 높이기 위해 역반사경을 달 표면에 설치했다. 이 측정은 현재도 진행 중이며 여러 레이저 시설이 참여하고 있다. 달 레이저 거리 측정실험의 순간 정밀도는 작은 밀리미터 단위의 해상도를 달성할 수 있으며, 이는 달-지구 거리를 결정하는 가장 신뢰할 수 있는 방법이다. 긴반지름은 384,399.0 km로 결정되었다.
아마추어 천문학자와 시민 과학자.
정확한 타이밍 장치, 고해상도 디지털 카메라, GPS 수신기, 강력한 컴퓨터 및 거의 즉각적인 통신의 현대적 접근성 덕분에 아마추어 천문학자들도 달-지구 거리를 고정도로 측정할 수 있게 되었다.
2007년 5월 23일, 그리스와 영국 두 곳에서 레굴루스의 엄폐에 가까운 달의 디지털 사진이 촬영되었다. 달과 선택된 배경 별 사이의 시차를 측정하여 달-지구 거리가 계산되었다.
"아리스타르코스 캠페인"이라는 더 야심찬 프로젝트는 2014년 4월 15일 월식 기간 동안 진행되었다. 이 행사 동안 참가자들은 달이 뜨는 순간부터 정중 (가장 높은 고도 지점)까지 다섯 장의 디지털 사진을 연속으로 기록하도록 초대되었다.
이 방법은 달이 지평선에 있을 때보다 하늘에서 가장 높은 지점에 있을 때 관측자에게 실제로 가장 가깝다는 사실을 활용했다. 달이 지평선 근처에 있을 때 가장 커 보이는 것처럼 보이지만 실제로는 그 반대이다. 이 현상은 달 착시로 알려져 있다. 거리의 차이가 발생하는 이유는 달 중심에서 지구 중심까지의 거리가 밤 내내 거의 일정하지만, 지구 표면의 관측자는 실제로는 지구 중심에서 1 지구 반경 떨어져 있기 때문이다. 이 오프셋은 달이 머리 위에 있을 때 달에 가장 가깝게 만든다.
현대 카메라는 겉보기 크기의 작은 변화를 감지하고 측정할 수 있을 만큼 충분한 정밀도로 달을 포착할 수 있는 해상도를 달성했다. 이 실험의 결과는 LD = 로 계산되었다. 그날 밤의 허용 값은 이었으며, 이는 의 정확도를 의미했다. 이 방법의 장점은 필요한 측정 장비가 현대 디지털 카메라(정확한 시계와 GPS 수신기 장착)뿐이라는 것이다.
아마추어 천문학자가 수행할 수 있는 달-지구 거리 측정의 다른 실험적 방법은 다음과 같다.
달의 위치를 설명하는 표들의 모음을 달의 천체력이라고 한다. 현대적인 방법은 알려진 섭동 효과를 수용하는 방정식을 사용하여 천체력을 계산한다. 여기에는 지구, 태양 및 기타 행성의 중력, 그리고 조석력, 상대론적 효과, 태양계 내 변화로 인한 미세한 변화가 포함된다.
샤프롱과 투제에 의한 킬로미터 단위 거리의 천체력 ELP2000 공식은 다음 항으로 시작한다:
여기서 formula_3은 평균 근점 이각 (대략 달이 근지점으로부터 얼마나 움직였는지)이고 formula_4는 평균 이각 (대략 신월일 때 태양과의 합으로부터 얼마나 멀리 움직였는지)이다. 이들은 다음으로부터 계산할 수 있다.
G = 134.963 411 38° + 13.064 992 953 630°/d · t
D = 297.850 204 20° + 12.190 749 117 502°/d · t
여기서 t는 2000년 1월 1일 이후의 시간(일 단위)이다(역기점 참조).
이는 가장 작은 근지점은 신월 또는 보름달(약 )에서 발생하고, 가장 큰 원지점도 마찬가지로 신월 또는 보름달(약 )에서 발생한다는 것을 보여준다. 반면, 가장 큰 근지점은 반달(약 ) 주변에서 발생하고, 가장 작은 원지점도 반달(약 ) 주변에서 발생한다. 정확한 값은 다른 항들 때문에 약간 다를 것이다. 약 411일의 만월 주기에서 두 번의 최소 근지점과 최대 원지점이 2주 간격으로 나타나고, 최대 근지점과 최소 원지점도 2주 간격으로 나타난다.
양 디페르투안 네가라()는 말레이어에서 국가원수를 의미하는 단어이다. 브루나이에서 술탄을 가리키는 공식 용어로 사용했고, 사바주나 사라왁주의 주지사도 공식적으로는 앙 디페투안 네가라에서 유래한 '양 디페투아 네게리'(Yang di-Pertua Negeri)라는 호칭을 사용한다. '양 디페투안 네가라'는 일반적으로 1959년 6월 3일부터 1965년 8월 9일까지 싱가포르의 군주를 대신해 실질적인 임무를 보는 사람을 의미했다. 해당 기간 동안 싱가포르의 디 페투안 네가라는 유솝 빈 이스학이었다.
말레이어에서 'Yang di-Pertuan Negara'의 의미를 분석하면 다음과 같다. 'Yang di-Pertuan'은 '신이 만들어준'이라는 의미를 가지고 있고, 'Negara'는 '국가' 또는 '나라'를 의미한다. 이를 종합했을 때, 양 디페르투안 네가라는 '신이 만들어준 나라' 또는 '신이 주신 나라의 통치자'를 의미한다.
싱가포르는 1959년 6월 영국과 합의를 통해 완전한 자치를 이룩하면서 영국의 자치주가 되었다. 1955년 부분적으로 자치를 인정받았을 때, 싱가포르의 지배 체계는 영국 군주인 엘리자베스 2세가 명목상 국가원수였지만 엘리자베스 2세를 대신해 싱가포르 총독이 업무를 수행했고 실질적인 권한은 싱가포르 수석대신이 맡고 있었다. 1959년 싱가포르가 영국의 자치주로 승격되면서, 싱가포르 수석대신은 싱가포르 총리로 명칭이 바뀌고, 싱가포르 총독직은 폐지되었다. 1959년 5월 선거를 통해 싱가포르 총독직을 대신하는 자리를 선출했는데, 이 자리를 '양 디페르투안 네가라'로 부르게 되었다.
1963년 9월 16일 싱가포르주가 말레이시아에 통합되면서, 싱가포르의 군주는 엘리자베스 2세에서 당시 말레이시아의 국왕이었던 푸트라 이브니 알마르훔으로 대체되었다. 그러나 1963년 말레이시아 합의 당시 싱가포르 정부는 말레이시아와의 통합 조건으로 자치 행정의 유지를 내세웠고 당시 말라야 연방의 총리였던 툰쿠 압둘 라만이 이를 수용했기 때문에 싱가포르의 지배 체계는 그대로 유지되었다. 양 디페르투안 네가라는 1965년 8월 싱가포르가 완전히 독립했을 때 싱가포르 헌법을 개정해 폐지했다.
싱가포르 총독의 업무와 직책, 그리고 권한이 그대로 이양되었기 때문에, 양 디페르투안 네가라는 기타 영국의 다른 식민지의 총독들과 유사했다. 집권 초기 양 디페르투안 네가라는 국가원수로 불리기도 했다. 전반적으로 양 디페르투안 네가라는 영국의 식민지에서 벗어나 싱가포르의 자치를 기념하는 상징적인 직책으로서 그 의미가 컸다.
1963년 말레이시아 합의 이후, 북보르네오 (사바)와 사라왁이 말레이시아의 주로 편입되면서, 해당 주의 주지사들의 공식 명칭을 '양 디페르투아 네게리'라고 부르며, 1963년 말레이시아 헌법에 이것이 명시되어 있었다. 말레이시아 헌법 제38조에 따르면, 양 디페르투안 네가라는 말레이시아의 다른 연방 주지사들과 함께 말레이시아의 국왕을 5년마다 한 번씩 선출할 권리를 가질 수 있지만, 사바, 사라왁, 페낭, 말라카의 양 디페르투안 네가라는 말레이시아 국왕을 선출하거나 그 자리에 오를 수는 없다.
브루나이의 경우 일반적으로 브루나이 군주를 '술탄'으로 칭하지만, 브루나이 군주의 정식 작위명은 'Sultan dan Yang Di-Pertuan Negara Brunei Darussalam'(브루나이 다루살람의 술탄과 양 디페르투안 네가라')이다. 브루나이 군주의 경우 술탄과 총리를 겸하고 있기 때문에 해당 호칭이 붙었다.
천체역학에서 말굽형 궤도(horseshoe orbit), 편자 모양 궤도, 말발굽 궤도, 말굽 궤도는 더 큰 궤도 천체에 대한 작은 궤도 천체의 공동 궤도 운동 유형이다. 작은 천체의 접촉(순간) 공전 주기는 더 큰 천체의 공전 주기와 매우 비슷하게 유지되며, 그 궤도가 더 큰 천체보다 약간 더 이심률이 높으면 매 주기마다 더 큰 천체의 궤도 상의 한 지점을 중심으로 타원을 그리는 것처럼 보인다.
그러나 루프는 닫히지 않고 앞이나 뒤로 표류하여, 이 루프가 도는 지점은 긴 시간 동안 더 큰 천체의 궤도를 따라 부드럽게 움직이는 것처럼 보인다. 물체가 궤적의 양쪽 끝에서 더 큰 천체에 가까이 접근하면 겉보기 방향이 바뀐다. 전체 주기 동안 중심은 '뿔' 사이에 더 큰 천체가 있는 말굽 모양의 윤곽을 그린다.
지구에 대한 말굽형 궤도의 소행성에는 54509 YORP, , , 및 가능성이 있는 가 포함된다. 더 넓은 정의에는 복합 및 전이 궤도에 있다고 할 수 있는 3753 크뤼트네 또는 및 이 포함된다. 2016년까지 지구의 말굽형 칭동체 12개가 발견되었다.
토성의 위성 에피메테우스와 야누스는 서로에 대해 말굽형 궤도를 차지한다 (이 경우 반복되는 루프는 없다: 각각은 서로에 대해 완전한 말굽형을 그린다).
말굽형 궤도 주기의 설명.
다음 설명은 태양 주위를 그러한 궤도로 돌고 있으며 지구의 영향을 받는 소행성에 관한 것이다.
소행성은 지구와 거의 같은 태양 궤도에 있다. 둘 다 태양 주위를 도는 데 약 1년이 걸린다.
또한 궤도역학의 두 가지 규칙을 이해해야 한다.
말굽형 궤도는 지구의 중력 인력이 소행성의 타원형 궤도 모양을 변화시키기 때문에 발생한다. 모양 변화는 매우 작지만 지구에 비해 상당한 변화를 가져온다.
말굽형은 소행성의 움직임을 태양과 지구 모두에 대해 매핑할 때만 명확해진다. 소행성은 항상 같은 방향으로 태양 주위를 공전한다. 그러나 지구를 따라잡고 뒤처지는 주기를 거치므로 태양과 지구 모두에 대한 움직임은 말굽형 윤곽과 같은 모양을 그린다.
궤도의 단계.
와 지구 사이의 내부 고리 지점 A에서 시작하여, 위성은 지구보다 빠르게 공전하며 지구와 태양 사이를 지나가는 중이다. 그러나 지구의 중력은 바깥쪽으로 가속하는 힘을 가하여 위성을 더 높은 궤도로 끌어당기며, 이는 (케플러의 행성운동법칙에 따라) 각속도를 감소시킨다.
위성이 지점 B에 도달하면 지구와 같은 속도로 이동한다. 지구의 중력은 여전히 궤도 경로를 따라 위성을 가속하고 있으며, 위성을 더 높은 궤도로 계속 끌어당긴다. 결국, 지점 C에서 위성은 충분히 높고 느린 궤도에 도달하여 지구 뒤로 처지기 시작한다. 그런 다음 다음 세기 이상 동안 지구에 대해 볼 때 궤도를 '뒤로' 표류하는 것처럼 보인다. 태양 주위의 궤도는 여전히 지구년보다 약간 더 많은 시간이 걸릴 뿐이다. 충분한 시간이 주어지면 지구와 위성은 태양의 반대편에 있을 것이다.
결국 위성은 지점 D로 돌아오는데, 이때 지구의 중력은 위성의 궤도 속도를 감소시킨다. 이로 인해 위성은 더 낮은 궤도로 떨어지게 되며, 이는 실제로 태양 주위에서 위성의 각속도를 증가시킨다. 이는 위성의 궤도가 이제 지구의 궤도보다 낮고 빨라지는 지점 E까지 계속되며, 지구보다 앞서기 시작한다. 다음 몇 세기 동안 위성은 지점 A로 돌아가는 여정을 완료한다.
장기적으로, 소행성은 말굽형 궤도와 준위성 궤도 사이를 이동할 수 있다. 준위성은 행성에 중력적으로 묶여 있지 않지만, 행성과 같은 공전 주기로 태양 주위를 돌면서 행성 주위를 역행 방향으로 도는 것처럼 보인다. 2016년까지 궤도 계산에 따르면 지구의 말굽형 칭동체 4개와 당시 알려진 5개의 준위성 모두 말굽형 및 준위성 궤도 사이를 반복적으로 이동하는 것으로 나타났다.
에너지 관점.
상황에 대한 다소 다르지만 동등한 관점은 에너지 보존 법칙을 고려하여 주목할 수 있다. 고전 역학의 정리 중 하나는 시간 독립적인 퍼텐셜 장에서 움직이는 물체는 총 에너지 E = T + V가 보존된다는 것이다. 여기서 E는 총 에너지, T는 운동 에너지(항상 비음수), V는 퍼텐셜 에너지(음수)이다. 질량 M과 궤도 반지름 R을 가진 중력체 근처에서 V = -GM/R이므로, 정지 좌표계에서 볼 때 M 뒤쪽 영역에서는 V가 증가하고 앞쪽 영역에서는 감소한다. 그러나 총 에너지가 낮은 궤도는 주기가 짧으므로, 행성 앞쪽에서 느리게 움직이는 물체는 에너지를 잃고 더 짧은 주기 궤도로 떨어져서 천천히 멀어지거나 "밀려난다". 행성 뒤쪽에서 느리게 움직이는 물체는 에너지를 얻고 더 높고 느린 궤도로 올라가서 뒤처지면서 유사하게 밀려난다. 따라서 작은 물체는 선두 위치와 후미 위치 사이를 오갈 수 있으며, 해당 영역을 지배하는 행성에 너무 가까이 접근하지 않는다.
올챙이형 궤도.
위의 그림 1은 라그랑주 점 및 주변의 더 짧은 궤도(즉, 파란색 삼각형에 가까운 선)를 보여준다. 이들은 올챙이형 궤도라고 불리며, 소행성의 지구로부터의 거리가 태양 반대편의 지점까지 멀리 진동하지 않는다는 점을 제외하면 유사한 방식으로 설명될 수 있다. 지구에 가까워지거나 멀어짐에 따라 지구 중력장의 변화하는 인력은 소행성을 가속하거나 감속시켜 칭동으로 알려진 궤도 변화를 일으킨다.
올챙이형 궤도의 한 예는 폴리데우케스인데, 이것은 더 큰 위성인 디오네에 비해 뒤쪽 지점 주위를 칭동하는 토성의 작은 위성이다. 지구 궤도와 관련하여 소행성 은 선두 지점 주위의 올챙이형 궤도에 있다.
2020 VT1은 화성에 대해 일시적인 말굽형 궤도를 따른다.
천문학 또는 행성과학에서 서리선(frost line) 또는 눈선(snow line) 혹은 얼음선(ice line)은 태양 성운의 중심 원시별로부터의 최소 거리로, 물, 암모니아, 메테인, 이산화 탄소 및 일산화 탄소와 같은 휘발성 화합물이 고체 알갱이로 응축되어 미행성으로 강착할 수 있을 만큼 온도가 낮은 지점을 말한다. 서리선 바깥에서는 (훨씬 더 풍부한) 기체 상태의 화합물이 비교적 쉽게 응축되어 거대 기체 행성과 거대 얼음 행성을 형성할 수 있는 반면, 서리선 안쪽에서는 더 무거운 화합물만이 강착되어 일반적으로 훨씬 작은 암석형 행성을 형성할 수 있다.
이 용어 자체는 지하수가 얼 수 있는 표면으로부터의 최대 깊이를 설명하는 토양학의 "동결선" 개념에서 차용한 것이다.
각 휘발성 물질은 자체적인 서리선을 가지고 있으므로(예: 일산화 탄소, 질소, 아르곤) 어떤 물질의 서리선을 지칭하는지 명시하는 것이 중요하지만, 특히 물 서리선에 대해서는 생략하는 경우가 흔하다. 달리 감지하기 어려운 물질의 경우 트레이서 기체를 사용할 수 있다. 예를 들어 일산화 탄소에는 다이아제닐륨이 사용된다.
서로 다른 휘발성 화합물은 원시별 성운에서 서로 다른 부분압(따라서 서로 다른 밀도)에서 다른 응축 온도를 가지므로 각 서리선은 달라진다. 물 얼음의 서리선에 대한 실제 온도와 거리는 이를 계산하는 데 사용되는 물리 모델과 이론적인 태양 성운 모델에 따라 달라진다.
서리선의 위치는 시간에 따라 변하며, 태양 질량 별의 경우 이후 감소하기 전에 최대 의 반경에 도달할 수 있다.
현재 서리선과 형성 당시 서리선.
응축/증발 전선의 반지름 위치는 성운이 진화함에 따라 시간이 지남에 따라 변한다. 가끔 서리선이라는 용어는 물 얼음이 안정할 수 있는 현재 거리(직사광선 아래에서도)를 나타내는 데도 사용된다. 이 현재 서리선 거리는 태양계 형성 당시 유효했던 형성 서리선 거리와 다르며, 약 5 AU와 같다.
차이가 발생하는 이유는 태양계 형성 당시 태양 성운은 불투명한 구름이었고 태양에 가까울수록 온도가 낮았으며 태양 자체도 덜 에너지가 넘쳤기 때문이다. 형성 후 얼음은 떨어지는 먼지에 묻혔고 표면 아래 몇 미터에서 안정적으로 유지되었다. 만약 이내의 얼음이 예를 들어 분화구에 의해 노출되면 상대적으로 빠르게 승화된다. 그러나 직사광선이 없는 곳에서는 얼음이 영구적으로 그림자가 진 극지방 분화구에 위치한다면 소행성(및 달과 수성) 표면에서 안정적으로 유지될 수 있으며, 그곳의 온도는 태양계의 나이 내내 매우 낮게(예: 달에서 ) 유지될 수 있다.
화성과 목성 사이에 위치한 소행성대 관측 결과에 따르면 태양계 형성 당시 물 서리선은 이 지역 내에 위치했다. 바깥쪽 소행성들은 얼음 C-형 천체(예: Abe 등 2000; Morbidelli 등 2000)인 반면, 안쪽 소행성대는 대부분 물이 없다. 이는 미행성 형성 시 서리선이 태양으로부터 약 2.7 AU에 위치했음을 의미한다.
예를 들어, 왜행성 세레스는 긴반지름 2.77 AU를 가지며 태양계 형성 당시 물 서리선의 하한 추정치와 거의 정확히 일치한다. 세레스는 얼음 맨틀을 가지고 있으며 심지어 표면 아래에 물의 바다가 있을 수도 있다. 평균 거리 3.1 AU에서 태양을 공전하는 24 테미스 표면에서 물 얼음이 감지되었다.
행성 형성.
서리선 너머의 성운에서 온도가 낮아지면 미행성과 궁극적으로 행성으로 강착할 수 있는 고체 알갱이가 훨씬 더 많아진다. 따라서 서리선은 태양계에서 지구형 행성과 목성형 행성을 분리한다.
그러나 다른 여러 별 주위의 서리선 안쪽에서 뜨거운 목성이라 불리는 거대 행성들이 발견되었다. 이들은 서리선 바깥에서 형성된 후 현재 위치로 행성 이동했을 것으로 생각된다. 서리선까지의 거리의 4분의 1도 안 되는 곳에 위치하면서도 거대 행성이 아닌 지구는 메테인, 암모니아, 수증기가 빠져나가는 것을 막을 수 있는 적절한 중력을 가지고 있다. 메테인과 암모니아가 지구 대기에 희귀한 것은 광합성으로 인해 산소가 풍부한 대기에서 불안정하기 때문이며, 광합성 생화학은 한때 풍부한 메테인과 암모니아가 있었음을 시사하지만, 물론 그러한 대기에서 화학적으로 안정적인 액체 물과 얼음이 지구 표면의 대부분을 이룬다.
연구자 레베카 마틴과 마리오 리비오는 거대 행성이 자신의 궤도 안쪽에서 행성 형성을 방해하기 때문에 소행성대가 서리선 근처에 형성되는 경향이 있을 수 있다고 제안했다. 약 90개 별 주위에서 발견된 따뜻한 먼지의 온도를 분석한 결과, 그들은 먼지(따라서 가능한 소행성대)가 일반적으로 서리선 근처에서 발견된다는 결론을 내렸다. 근본적인 메커니즘은 1,000~10,000년의 시간 척도에서 서리선의 열적 불안정성으로 인해 비교적 좁은 별주위 고리에 먼지 물질이 주기적으로 침착되는 것일 수 있다.
행성간 먼지 구름(interplanetary dust cloud) 또는 황도대 구름(zodiacal cloud, 황도광의 근원)은 태양계와 같은 행성계 내의 행성들 사이의 공간을 채우고 있는 우주진(우주 공간에 떠다니는 작은 먼지 입자)으로 구성되어 있다. 이 입자계는 그 특성, 기원 및 더 큰 천체와의 관계를 이해하기 위해 오랫동안 연구되어 왔다. 우주 먼지 측정을 얻는 몇 가지 방법이 있다.
태양계에서 행성간 먼지 입자는 햇빛을 산란하고 열복사를 방출하는 역할을 하는데, 이는 밤하늘 복사의 가장 두드러진 특징이며, 파장은 5–50 μm 범위이다. 지구의 궤도 근처의 적외선 방출을 특징짓는 입자의 입자 크기는 일반적으로 10–100 μm 범위이다. 아폴로 계획에 의해 회수된 달 암석의 미세 충돌구는 달 표면을 강타하는 우주진 입자의 크기 분포를 밝혔다. 1 AU에서의 행성간 먼지의 그륀 분포는 1 AU에서 nm에서 mm 크기의 우주진 흐름을 설명한다.
행성간 먼지 구름의 총 질량은 약 또는 반지름 15 km의 소행성 질량(밀도 약 2.5 g/cm3)이다. 황도를 따라 황도대에 걸쳐 있는 이 먼지 구름은 달이 없는 자연적으로 어두운 하늘에서 황도광으로 보이며, 천문학적 박명 동안 태양 방향에서 가장 잘 보인다.
1970년대의 파이어니어 우주선 관측은 황도광과 태양계의 행성간 먼지 구름을 연결시켰다. 또한, 뉴 허라이즌스 탐사선의 VBSDC 장비는 태양계의 황도대 구름에서 오는 먼지의 충돌을 감지하도록 설계되었다.
행성간 먼지 입자(IDP)의 근원에는 적어도 소행성 충돌, 내태양계의 혜성 활동 및 충돌, 카이퍼대 충돌, 그리고 성간매질 입자들이 포함된다 (백만, D., 1997). 황도대 구름의 기원은 오랫동안 천문학 분야에서 가장 뜨거운 논쟁 중 하나였다.
원래 IDP는 혜성이나 소행성에서 유래한 것으로 여겨졌으며, 그 입자들이 구름 전체에 퍼져 있었다고 보았다. 그러나 추가 관측에서는 화성 먼지 폭풍이 황도대 구름 형성에 책임이 있을 수 있다고 제시되었다.
입자의 생명 주기.
행성간 먼지 입자에 "영향을 미치는"(파괴 또는 제거 메커니즘) 주요 물리적 과정은 다음과 같다: 복사압에 의한 제거, 내부 포인팅-로버트슨 (PR) 복사 항력, 태양풍 압력(상당한 전자기 효과 포함), 승화, 상호 충돌, 그리고 행성의 역학적 효과 (백만, D., 1997).
이러한 먼지 입자의 수명은 태양계의 수명에 비해 매우 짧다. 만약 약 1천만 년보다 오래된 별 주위에서 입자가 발견된다면, 그 입자는 최근에 더 큰 천체에서 방출된 조각들에서 유래한 것이어야 한다. 즉, 원시 행성계 원반에서 남은 입자일 수는 없다 (백만, 개인 통신). 따라서 그 입자들은 "후세대" 먼지일 것이다. 태양계의 황도대 먼지는 99.9%가 후세대 먼지이고 0.1%는 침입한 성간매질 먼지이다. 태양계 형성 시의 모든 원시 입자들은 오래 전에 제거되었다.
주로 복사압의 영향을 받는 입자들은 "베타 유성체"로 알려져 있다. 이들은 일반적으로 1.4 × 10−12 g 미만이며, 태양으로부터 성간 공간으로 밀려 나간다.
먼지 구름 구조.
행성간 먼지 구름은 복잡한 구조를 가지고 있다 (리치, W., 1997). 배경 밀도 외에도 다음을 포함한다.
행성간 먼지는 수성과 금성의 궤도 공간에 먼지 고리를 형성하는 것으로 밝혀졌다. 금성의 궤도 먼지 고리는 아직 발견되지 않은 금성 후행 소행성에서 유래했거나, 궤도 공간에서 궤도 공간으로 파동처럼 이동하는 행성간 먼지에서 유래했거나, 태양계의 별주위원반 잔해에서 유래한 것으로 추정된다. 이 원반에서 원시 행성계 원반이 형성되었고, 그 다음으로 태양 행성계 자체가 형성되었다.
지구에서의 먼지 수집.
1951년 프레드 휘플은 지름 100 마이크로미터 미만의 미세 유성체가 지구 상층 대기권에 진입할 때 녹지 않고 감속될 수 있다고 예측했다. 이러한 입자에 대한 현대적인 실험실 연구는 1970년대 도널드 E. 브라운리와 동료들이 풍선을 사용하고 나중에는 U-2 항공기를 사용하여 성층권에서 수집 비행을 하면서 시작되었다.
발견된 입자 중 일부는 오늘날의 운석 컬렉션의 물질과 유사했지만, 다른 입자들의 나노다공성 특성과 불평형 우주 평균 구성은 그것들이 비휘발성 구성 요소와 혜성 얼음의 미세한 응집체로 시작되었음을 시사했다. 이 입자들의 행성간 특성은 나중에 비활성 기체 및 태양 플레어 흔적 관측에 의해 확인되었다.
이러한 맥락에서 텍사스의 존슨 우주 센터에서 이러한 입자의 대기 수집 및 보존 프로그램이 개발되었다. 이 성층권 미세 운석 컬렉션은 운석에서 온 태양전입자와 함께 오늘날 실험실에서 연구할 수 있는 외계 물질의 독특한 원천(그 자체로 작은 천문학적 천체일 뿐만 아니라)이다.
먼지 탐지기를 탑재한 우주선으로는 헬리오스, 파이어니어 10호, 파이어니어 11호, 율리시스 (목성 거리까지의 태양 중심 궤도), 갈릴레오 (목성 궤도선), 카시니 (토성 궤도선), 그리고 뉴 허라이즌스 (베네티아 버니 학생 먼지 카운터 참조)가 있다.
가리는 효과.
태양계 행성간 먼지 구름은 은하계외 배경광을 가려서 내태양계에서의 관측을 매우 제한적으로 만든다.
주요 검토 문헌집.
행성간 먼지 및 관련 분야의 다양한 측면에 대한 검토 기사 모음이 다음 책들에 실렸다.
1978년 토니 맥도널은 우주진이라는 책을 편집했는데, 이 책에는 행성간 먼지의 지표인 황도광과 함께 혜성, 유성, 성간 먼지, 표본 채취 기술을 통한 미립자 연구, 그리고 우주 장비를 통한 미립자 연구에 대한 장들이 포함되어 있었다. 또한 달과 행성 충돌 침식, 입자 역학의 측면, 그리고 미세 운석에 의해 생성되는 효과의 실험실 시뮬레이션에 사용되는 가속 기술 및 고속 충돌 과정에도 주목한다.
2001년 에버하르트 그륀, 보 구스타프손, 스탠 더모트, 그리고 휴고 페히티히는 행성간 먼지라는 책을 출판했다. 다루어진 주제는 다음과 같다: 역사적 관점; 혜성 먼지; 근지구 환경; 유성체와 유성; 행성간 먼지의 특성, 수집된 샘플에서 얻은 정보; 우주 먼지의 현장 측정; 황도대 구름 구조의 수치 모델링; 관측의 종합; 계측; 물리적 과정; 행성간 먼지의 광학적 특성; 행성간 먼지의 궤도 진화; 행성 주위 먼지, 관측 및 간단한 물리학; 성간 먼지 및 별주위원반 먼지.
2019년 라파엘 로드리고, 위르겐 블룸, 샹웬 쉬, 데틀레프 V. 코슈니, 아니샹탈 르바쇠르레구르, 헤수스 마르틴-핀타도, 베를레 J. 스테르켄, 그리고 앤드류 웨스트팔은 실험실에서 별까지의 우주 먼지라는 책에 검토 자료들을 모았다. 행성 대기와 무기질 천체에서 행성간 먼지, 유성체, 혜성 먼지 및 활동적인 위성에서 방출되는 먼지, 성간 먼지 및 원시 행성계 원반에 이르는 다양한 환경에서의 먼지에 대한 논의가 포함되어 있다. 현장 측정, 원격 관측, 실험실 실험 및 모델링, 그리고 회수된 샘플 분석을 포함한 다양한 연구 기술과 결과가 논의된다.
국부 시트(Local Sheet) 또는 국부 은하면은 천문학에서 우리 은하, 국부 은하군의 구성원 및 기타 은하들이 유사한 특이운동을 공유하는 인근의 은하계 외부 공간 영역이다. 이 영역은 반경 약 이내에 위치하며, 두께는 이고, 이 거리 너머의 은하들은 확연히 다른 속도를 보인다. 국부 은하군은 국부 시트에 대해 상대적으로 작은 의 특이운동 속도를 갖는다. 은하의 전형적인 속도 분산은 반경 방향으로 오직 이다. 거의 모든 근처의 밝은 은하들은 국부 시트에 속한다. 국부 시트는 국부 은하량의 일부이며 처녀자리 초은하단(국부 초은하단) 내에 있다. 국부 시트는 국부 거시공동의 한 경계를 이루는 은하들의 벽을 형성한다.
국부 시트에 있는 은하들의 평균 속도의 상당 부분은 처녀자리 은하단의 중력 인력의 결과로 나타나며, 그 결과 은하단 쪽으로 ~의 특이운동이 발생한다. 두 번째 구성 요소는 국부 거시공동의 중심으로부터 멀리 향한다. 국부 거시공동은 추정되는 에 걸쳐 펼쳐져 있으며 은하들이 드문드문 분포하는 확장 영역이다. 이 구성 요소는 의 속도를 갖는다. 국부 시트는 처녀자리 초은하단(처녀자리 초은하단)에서 8° 기울어져 있다.&lt;ref name="10.1093/mnras/stu199"&gt; &lt;/ref&gt;
소위 거인의 회의는 국부 시트 내에서 국부 은하군을 둘러싸는 12개의 큰 은하들로 이루어진 고리로, 반경은 이다. 이들 중 10개는 나선 은하이고, 나머지 두 개는 타원 은하이다. 두 타원 은하(마페이 1과 센타우루스자리 A)는 국부 은하군의 반대편에 위치한다.
국부 시트는 코마-조각가 구름의 공통 운동 부분으로, 이는 1987년 천문학자 브렌트 툴리와 동료 리처드 피셔가 그의 저서 "근처 은하 지도"에서 클라우드 14로 식별하고 기술했다. 이것은 거대한 의 장축 구형이며, 필라멘트이며 처녀자리 은하단과는 대조적으로 주로 후기형 은하를 포함하며, 처녀자리 은하단에서는 거대 은하의 절반 이상이 초기형 은하이다.
툴리는 코마-조각가 구름과 국부 시트가 완전히 겹치지 않는다고 주장한다. 국부 시트는 코마-조각가 구름의 공통 운동 부분만을 포함하기 때문이다. 맥콜은 이 두 용어를 동의어로 간주하며, 동일한 영역을 지칭한다고 본다.
태양광 인버터() 또는 태양광 (PV) 인버터()는 태양광 전지판의 가변적인 직류 (DC) 출력을 상업용 전력망에 공급하거나 지역의 독립형 전력망에서 사용할 수 있는 상용 주파수 교류 (AC)로 변환하는 인버터의 한 종류이다. 이는 태양광 발전 시스템의 중요한 시스템 균형 (BOS) 구성 요소로서, 일반 AC 전원 장비를 사용할 수 있게 한다. 태양광 인버터는 최대 전력점 추적 및 안티-아일랜드 현상 방지 기능을 포함하여 태양광 어레이와 함께 사용하도록 특별히 개조된 기능을 가지고 있다.
태양광 인버터는 크게 네 가지 유형으로 분류될 수 있다.
최대 전력점 추적.
태양광 인버터는 최대 전력점 추적 (MPPT)을 사용하여 PV 어레이에서 가능한 최대 전력을 얻는다. 태양 전지는 태양 복사조도, 온도 및 총 저항 사이에 복잡한 관계를 가지며, 이는 I-V 곡선으로 알려진 비선형 출력 효율을 생성한다. MPPT 시스템의 목적은 셀의 출력을 샘플링하고 주어진 환경 조건에서 최대 전력을 얻기 위한 저항(부하)을 결정하는 것이다.
충전율, 약어 FF로 더 흔히 알려진 이 파라미터는 패널의 개방 회로 전압(Voc) 및 단락 회로 전류(Isc)와 함께 태양 전지에서 최대 전력을 결정한다. 충전율은 태양 전지에서 얻을 수 있는 최대 전력과 Voc 및 Isc의 곱의 비율로 정의된다.
MPPT 알고리즘에는 섭동 및 관찰(perturb-and-observe), 증분 컨덕턴스(incremental conductance) 및 정전압(constant voltage)의 세 가지 주요 유형이 있다. 처음 두 가지 방법은 종종 힐 클라이밍(hill climbing) 방법으로 불린다. 이 방법들은 전압에 대해 플롯된 전력 곡선이 최대 전력점의 왼쪽에서는 상승하고 오른쪽에서는 하강하는 것에 의존한다.
계통연계형 태양광 인버터.
계통연계형 또는 동기식 인버터, 또는 간단히 계통연계형 인버터(GTI)의 핵심 역할은 전력선의 위상, 전압 및 주파수를 전력망과 동기화하는 것이다. 태양광 계통연계형 인버터는 전력 계통이 다운될 경우 전력망에서 빠르게 분리되도록 설계되었다. 예를 들어, 미국에서는 정전 시 계통연계형 인버터가 차단되어 생산된 에너지가 전력망을 수리하는 작업자에게 해를 끼치는 것을 방지하도록 하는 NEC 요구사항이 있다.
오늘날 시장에서 구할 수 있는 계통연계형 인버터는 여러 가지 다른 기술을 사용한다. 이 인버터는 최신 고주파 변압기, 기존 저주파 변압기 또는 변압기가 없는 것을 사용할 수 있다. 직류를 120 또는 240볼트 AC로 직접 변환하는 대신, 고주파 변압기는 전력을 고주파 AC로 변환한 다음 다시 DC로 변환하고 최종 AC 출력 전압으로 변환하는 컴퓨터화된 다단계 프로세스를 사용한다.
역사적으로, 변압기 없는 전기 시스템이 공공 전력망에 공급되는 것에 대한 우려가 있었다. 이러한 우려는 DC 및 AC 회로 사이에 갈바닉 절연이 없어 위험한 DC 결함이 AC 측으로 전달될 수 있다는 사실에서 비롯된다. 2005년 이후 NFPA의 NEC는 변압기 없는 (또는 갈바닉 절연되지 않은) 인버터를 허용하고 있다. VDE 0126-1-1 및 IEC 6210도 이러한 시스템에 필요한 안전 메커니즘을 허용하고 정의하도록 개정되었다. 주로 잔류 또는 접지 전류 감지를 사용하여 가능한 결함 조건을 감지한다. 또한 DC-AC 분리를 보장하기 위해 절연 테스트가 수행된다.
많은 태양광 인버터는 전력망에 연결되도록 설계되었으며, 전력망의 존재를 감지하지 못하면 작동하지 않는다. 이들은 전력망의 전압, 주파수 및 위상을 정확히 일치시키는 특수 회로를 포함한다. 전력망이 감지되지 않으면 계통연계형 인버터는 안전 문제를 일으킬 수 있는 아일랜드 현상을 방지하기 위해 전력을 생산하지 않는다.
태양광 펌프 인버터.
고급 태양광 펌프 인버터는 태양광 어레이에서 나오는 DC 전압을 AC 전압으로 변환하여 배터리나 기타 에너지 저장 장치 없이 수중 펌프를 직접 구동한다. MPPT(최대 전력점 추적)를 활용하여 태양광 펌프 인버터는 출력 주파수를 조절하여 펌프의 속도를 제어함으로써 펌프 모터의 손상을 방지한다.
태양광 펌프 인버터는 일반적으로 PV 어레이에서 생성된 DC 전류 입력을 허용하는 여러 포트, AC 전압 출력을 허용하는 한 포트, 그리고 수위 센서에서 입력을 위한 추가 포트를 가지고 있다.
3상 인버터.
3상 인버터는 3상전력을 공급하도록 특별히 설계된 태양광 마이크로 인버터의 한 종류이다. 1상 전원으로 작동하는 기존 마이크로 인버터 설계에서는 전압이 0을 통과하는 기간 동안(주기당 두 번, 50 또는 60Hz에서) 패널의 에너지를 저장해야 한다. 3상 시스템에서는 주기 내내 세 개의 선 중 하나가 양(+) 또는 음(-)의 전압을 가지므로, 주기마다 패널의 출력을 다른 선으로 전환함으로써 저장의 필요성을 크게 줄일 수 있다. 에너지 저장 감소는 컨버터 하드웨어의 가격과 복잡성을 크게 낮추고, 예상 수명도 잠재적으로 늘린다.
기존의 교류 전력은 정의된 기간 동안 반복되는 사인파 전압 패턴이다. 즉, 단일 주기 동안 전압은 두 번 0을 통과한다. 유럽 시스템에서는 플러그의 전압이 최대 230V이고 초당 50번 주기하며, 이는 초당 100번 전압이 0이 되는 지점이 있음을 의미한다. 반면 북미 파생 시스템은 120V 60Hz로, 초당 120번 전압이 0이 된다.
저렴한 인버터는 DC 측 전원을 초당 120번 켜고 끄고, 다른 주기마다 전압을 반전시킴으로써 직류 전력을 AC로 변환할 수 있다. 그 결과는 많은 장치에 AC 전력과 충분히 유사한 구형파이다. 그러나 이러한 종류의 해결책은 태양 에너지 발전에서 가능한 한 많은 전력을 AC로 변환하는 것이 목표인 태양광 발전의 경우에 유용하지 않다. 만약 이러한 저렴한 유형의 인버터를 사용한다면, DC 측이 꺼져 있는 동안 생성되는 모든 전력은 단순히 손실되며, 이는 각 주기에서 상당한 양을 차지한다.
이를 해결하기 위해 태양광 인버터는 이러한 0점 통과 기간 동안 패널의 전력을 완충하기 위해 일종의 에너지 저장 장치를 사용한다. AC 전압이 저장 장치의 전압보다 높아지면, 패널에서 순간적으로 발생하는 에너지와 함께 출력으로 방출된다. 이러한 방식으로 주기 전체에 걸쳐 패널에서 생산된 에너지는 궁극적으로 출력으로 전송된다.
이 접근 방식의 문제는 일반적인 최신 태양 전지판에 연결할 때 필요한 에너지 저장량은 전해 축전기를 통해서만 경제적으로 제공될 수 있다는 것이다. 이들은 비교적 저렴하지만, 수십 년 정도의 수명 기대치를 가진 잘 알려진 열화 모드를 가지고 있다. 이는 이들 축전기가 예상 수명 말기에 고장나기 시작하면 패널을 제거해야 하므로(종종 지붕에서), 마이크로 인버터가 좋은 아이디어인지에 대한 업계 내 큰 논쟁으로 이어졌다.
3상.
두 가닥 전선으로 연결되는 일반적인 가정용 전류와 비교하여, 전력 계통의 송전 측 전류는 세 가닥 전선과 위상을 사용한다. 어떤 특정 순간에도 세 위상의 합은 항상 양수(또는 음수)이다. 따라서 3상 시스템에서 특정 전선이 가정용 전류와 정확히 같은 방식으로 영점 교차 이벤트를 겪는 동안에도 시스템 전체는 그렇지 않으며, 단순히 최대값과 약간 낮은 값 사이에서 변동한다.
3상전력 공급을 위해 특별히 설계된 마이크로 인버터는 어떤 순간에든 자체 작동 전압에 가장 가까운 전선을 단순히 선택함으로써 필요한 저장량을 크게 줄일 수 있다. 간단한 시스템은 단순히 최대 전압에 가장 가까운 전선을 선택하고, 그 전선이 최대값에 가까워지기 시작하면 다음 전선으로 전환할 수 있다. 이 경우 시스템은 주기 전체의 최고점과 최저점 사이의 에너지 양만 저장하면 되는데, 이는 전압 차이와 시간 모두에서 훨씬 작다.
이는 단순히 타이머에 따라 한 선에서 다른 선으로 전환하는 대신, 어떤 순간에든 자체 DC 전압에 가장 가까운 선을 선택함으로써 더욱 개선될 수 있다. 어떤 순간에든 세 선 중 두 선은 양(또는 음)의 전압을 가지며, DC 측에 더 가까운 선을 사용하면 변환 하드웨어의 약간의 효율성 향상을 활용할 수 있다.
에너지 저장 요구 사항의 감소, 또는 아예 제거는 장치를 단순화하고 수명을 결정할 것으로 예상되는 단일 구성 요소를 제거한다. 10년 대신 3상 마이크로 인버터는 패널의 수명 동안 지속되도록 제작될 수 있다. 이러한 장치는 또한 더 저렴하고 덜 복잡할 것이지만, 각 인버터가 세 개의 모든 라인에 연결해야 하는 비용이 들 수 있으며, 이는 아마도 더 많은 배선을 초래할 수 있다.
3상 인버터 개념의 주요 단점은 3상 전력을 사용하는 곳에서만 이 시스템을 활용할 수 있다는 점이다. 3상 전력은 유틸리티 규모 및 상업용 현장에서 쉽게 사용할 수 있으며, 이 시장을 목표로 시스템이 개발되었다. 그러나 마이크로 인버터 개념의 주요 장점은 음영 및 패널 방향 문제와 관련이 있으며, 대규모 시스템의 경우 패널을 단순히 이동하여 이러한 문제를 쉽게 해결할 수 있다. 3상 마이크로 인버터의 이점은 작업 공간이 제한된 주거용 사례에 비해 매우 제한적이다.
2014년 현재 관찰자들은 3상 마이크로 인버터가 아직 그 장점이 충분히 가치가 있다고 판단할 만한 가격대에 도달하지 못했다고 믿었다. 또한 3상 마이크로 인버터의 배선 비용은 더 높을 것으로 예상되었다.
위상 결합.
본래 3상 인버터와 3개의 단상 마이크로 인버터를 3상으로 출력하도록 배선한 것을 구분하는 것이 중요하다. 후자는 대부분의 인버터 설계에서 비교적 흔한 기능으로, 3상 회로에서 각 인버터를 두 전선 쌍에 걸쳐 연결할 수 있다. 그 결과는 3상 전력이지만, 시스템의 각 인버터는 단상으로 출력한다. 이러한 종류의 솔루션은 위에서 설명한 에너지 저장 필요성 감소의 이점을 활용하지 못한다.
태양광 마이크로 인버터.
태양광 마이크로 인버터는 단일 PV 모듈과 작동하도록 설계된 인버터이다. 마이크로 인버터는 각 패널에서 나오는 직류 출력을 교류로 변환한다. 이 설계는 여러 개의 독립적인 장치를 모듈식으로 병렬 연결할 수 있도록 한다.
마이크로 인버터의 장점으로는 단일 패널 전력 최적화, 각 패널의 독립적인 작동, 플러그 앤 플레이 설치, 향상된 설치 및 화재 안전, 시스템 설계 및 재고 최소화를 통한 비용 절감 등이 있다.
애팔래치아 주립대학교의 2011년 연구에 따르면, 개별 통합 인버터 설정은 단일 인버터를 사용하는 스트링 연결 설정에 비해 음영 없는 조건에서 약 20% 더 많은 전력을, 음영 조건에서는 27% 더 많은 전력을 생산했다. 두 설정 모두 동일한 태양광 패널을 사용했다.
태양광 마이크로 인버터 또는 간단히 마이크로 인버터는 단일 태양 전지 모듈에서 생성된 직류 (DC)를 교류 (AC)로 변환하는 태양광 발전에 사용되는 플러그 앤 플레이 장치이다. 마이크로 인버터는 여러 태양광 패널에 하나의 인버터가 연결되는 기존의 스트링 및 중앙 태양광 인버터와 대조된다. 여러 마이크로 인버터의 출력을 결합하여 종종 전력 계통으로 공급할 수 있다.
마이크로 인버터는 기존 인버터에 비해 여러 가지 장점이 있다. 가장 큰 장점은 패널들을 전기적으로 서로 분리하여, 단일 태양광 모듈에 약간의 음영, 이물질 또는 눈이 있거나 심지어 모듈 전체가 고장나더라도 전체 어레이의 출력이 불균형하게 감소하지 않는다는 점이다. 각 마이크로 인버터는 연결된 모듈에 대해 최대 전력점 추적 (MPPT)을 수행하여 최적의 전력을 수확한다. 시스템 설계의 단순성, 낮은 전류 전선, 간소화된 재고 관리, 추가된 안전성 등이 마이크로 인버터 솔루션과 함께 도입된 다른 요소들이다.
마이크로 인버터의 주요 단점으로는 각 인버터가 패널 옆(일반적으로 지붕 위)에 설치되어야 하므로 동일한 전력의 중앙 인버터보다 초기 장비 와트당 최대 전력 비용이 높다는 점이다. 이로 인해 유지보수가 더 어렵고 제거 및 교체 비용이 더 많이 든다. 일부 제조업체는 마이크로 인버터가 내장된 패널로 이러한 문제를 해결했다. 마이크로 인버터는 태양광 패널 수명 동안 교체가 필요한 중앙 인버터보다 수명이 더 긴 경우가 많다. 따라서 초기 재정적 단점은 장기적으로 장점이 될 수 있다.
파워 옵티마이저는 마이크로 인버터와 유사한 기술 유형이다. 파워 옵티마이저는 패널 수준 최대 전력점 추적을 사용하지만, 모듈당 AC로 변환하지는 않는다.
스트링 인버터.
태양광 패널은 모듈 설계 및 조명 조건에 따라 전압이 달라지는 직류를 생성한다. 6인치 셀을 사용하는 최신 모듈은 일반적으로 60개의 셀을 포함하며 공칭 24-30V를 생산한다. (따라서 인버터는 24-50V에 적합하다).
AC로 변환하기 위해 패널은 직렬로 연결되어 사실상 공칭 300~600VDC의 단일 대형 패널과 같은 어레이를 생성할 수 있다. 그런 다음 전력은 인버터로 전달되어 일반적으로 230VAC / 50Hz 또는 240VAC / 60Hz의 표준 AC 전압으로 변환된다.
스트링 인버터 방식의 주된 문제는 스트링 내에서 가장 성능이 떨어지는 패널과 동일한 최대 전류 정격을 가진 단일 대형 패널처럼 스트링이 작동한다는 점이다. 예를 들어, 스트링 내 한 패널이 사소한 제조 결함으로 인해 5% 더 높은 저항을 갖는다면, 전체 스트링은 5%의 성능 손실을 겪는다. 이 상황은 동적이다. 한 패널이 음영 처리되면 출력은 극적으로 떨어지며, 다른 패널이 음영 처리되지 않았더라도 스트링의 출력에 영향을 미친다. 심지어 약간의 방향 변화도 이러한 방식으로 출력 손실을 유발할 수 있다. 업계에서는 이를 "크리스마스 전구 효과"라고 부르는데, 이는 직렬로 연결된 크리스마스 트리 전구 전체 스트링이 하나의 전구가 고장나면 모두 고장나는 방식에서 유래했다. 그러나 이 효과는 완전히 정확하지 않으며, 최신 스트링 인버터의 최대 전력점 추적과 모듈 바이패스 다이오드 간의 복잡한 상호 작용을 무시한다. 주요 마이크로 인버터 및 DC 옵티마이저 회사의 음영 연구에 따르면, 오래된 스트링 인버터에 비해 가벼운, 중간 및 심한 음영 조건에서 연간 작은 이득(각각 2%, 5%, 8%)이 나타났다.
또한, 패널 출력의 효율성은 인버터가 패널에 가하는 부하에 크게 영향을 받는다. 생산을 최대화하기 위해 인버터는 최대 전력점 추적이라는 기술을 사용하여 적용되는 부하를 조정함으로써 최적의 에너지 수확을 보장한다. 그러나 패널마다 출력이 달라지는 것과 동일한 문제가 MPPT 시스템이 적용해야 하는 적절한 부하에 영향을 미친다. 단일 패널이 다른 지점에서 작동하면 스트링 인버터는 전체 변화만 볼 수 있으며, MPPT 지점을 일치시키기 위해 이동한다. 이로 인해 음영 처리된 패널뿐만 아니라 다른 패널에서도 손실이 발생한다. 어레이 표면의 9%만 음영 처리되어도 특정 상황에서는 시스템 전체 전력이 54%까지 감소할 수 있다. 그러나 위에서 언급했듯이 이러한 연간 수확량 손실은 상대적으로 작으며, 최신 기술은 일부 스트링 인버터가 부분 음영의 영향을 크게 줄일 수 있도록 한다.
또 다른 사소한 문제는 스트링 인버터의 전력 정격 선택지가 제한적이라는 점이다. 이는 주어진 어레이가 일반적으로 패널 어레이의 정격보다 한 단계 큰 모델로 인버터를 상향 조정한다는 것을 의미한다. 예를 들어, 2300W의 10개 패널 어레이는 2500W 또는 심지어 3000W 인버터를 사용해야 할 수 있으며, 사용할 수 없는 변환 능력에 대해 비용을 지불하게 된다. 이와 동일한 문제로 시간이 지남에 따라 어레이 크기를 변경하고 자금이 있을 때 전력을 추가하는 것(모듈성)이 어려워진다. 고객이 원래 2300W 패널용으로 2500W 인버터를 구매했다면, 인버터를 과부하하지 않고서는 단일 패널조차 추가할 수 없다. 그러나 이러한 과도한 크기 조정은 오늘날 업계에서 모듈 열화, 겨울철 성능 향상 또는 유틸리티에 대한 더 높은 판매 수익을 고려하여 일반적인 관행으로 간주된다(때로는 인버터 명판 정격보다 20%까지 높게).