Una solució més simple és la de tractar d’estimar la insolació en base a mesures de radiació solar global tomadascon piranòmetres, dels que sí que estan dotades la majoria de les estacions meteorològiques automàtiques. En aquest casono podem utilitzar la definició de l’OMM, perquè els piranòmetres estan instal·lats en pla horitzontal i nosiguen la trajectòria solar. Per exemple, poden donar-se dies d’estiu en què el cel es trobi completamentecubierto de núvols i la component de radiació difusa sigui superior a la radiació directa, en aquests dies lospiranómetros mesuraran insolació encara que la radiació directa no sigui prou alta.
un algoritme alternatiu ha estat recentment suggerit per tècnics de Royal Dutch Meteorological Institute (KNMI) .Ells han proposat i testejat un algoritme que defineix la insolació o temps d’insolació com la suma de intervalosde temps durant els quals la radiació solar global és 0,4 vegades més gran que la radiació solar potencialen l’exterior de l’atmosfera terrestre mesures ambdues en el pla horitzontal.
a Comparatives realitzades entre dades reals i estimats segons aquest últim mètode mostren un error mitjà inferior a0,9 hores al total del dia . Encara que en principi pugui semblar un error elevat, ells consideren que és unaprecisión acceptable, sempre que aquesta dada d’insolació acumulada no sigui utilitzat científicament. Es tracta deutilizar els piranòmetres dissenyats per prendre mesures de radiació solar global de qualitat científica per laestimación de la insolació, sense grans sobrecostos en inversions i manteniment. A
Càlcul de la Radiació Solar Potencial
a La radiació solar potencial en la part externa de l’atmosfera terrestrepara una superfície perpendicular als raigs de el sol està perfectament definida i es coneix com a constant solar. Encara que fluctua una mica durant l’any, pot considerarseque el seu valor mitjà és de 1373 W / m². A La radiació solar potencial (S0) en un punt de l’planeta i en un moment determinat es calcula de la manera següent: a
sent
l’angle d’elevació de el sol es calcula de la manera següent: a
sent
a la declinació solar (δ) es defineix com l’angle que formen el pla equatorial de la terra i la líneaimaginaria que uneix els centres de el sol i de la terra. Pel mètode de Cooper: a
sent
l’hora de l’migdia de sol de el lloc (t0) és igual a: a
sent
a
sent a
Equació de el temps. És la diferència entre el temps solar mitjà (mesurat per un rellotge) i eltiempo solar aparent (mesurat amb un rellotge de sol). La seva formulació és igual a: a
a
sent
la diferència entre l’hora solar o temps solar mitjà ( mesurat per un rellotge precís ) i el temps solaraparente ( mesurat amb un rellotge de sol ) és deguda a l’òrbita el·líptica de la terra al voltant de l’ solsegún les lleis de el moviment planetari descrites per Kepler , que fa que la terra canviï de velocitat detraslación en la seva trajectòria al voltant de el sol , mes lenta a la part més llunyana i més ràpida en la mes cercana.Por altra banda també està influenciada per la obliqüitat de l’el·líptica ( Eratòstenes ) o inclinació de l’eix dela terra pel que fa a l’el·líptica .