Солнечная постоянная ( G SC ) измеряет количество энергии, получаемое данной областью на расстоянии одной астрономической единицы от Солнца. Точнее, это плотность потока, измеряющая среднее солнечное электромагнитное излучение ( полную солнечную радиацию ) на единицу площади. Она измеряется на поверхности, перпендикулярной лучам, на расстоянии одной астрономической единицы (а.е.) от Солнца (примерно расстояние от Солнца до Земли).
Солнечная постоянная включает излучение по всему электромагнитному спектру . Она измеряется спутником и составляет 1,361 киловатт на квадратный метр (кВт/м 2 ) в минимуме солнечной активности (время в 11-летнем солнечном цикле , когда количество солнечных пятен минимально) и примерно на 0,1% больше (примерно 1,362 кВт/м 2 ) в максимуме солнечной активности . [1]
Солнечная «константа» не является физической константой в современном научном смысле CODATA ; то есть, она не похожа на постоянную Планка или скорость света , которые являются абсолютно постоянными в физике. Солнечная постоянная является средним значением изменяющейся величины. За последние 400 лет она менялась менее чем на 0,2 процента. [2] Миллиарды лет назад она была значительно ниже .
Эта константа используется при расчете давления излучения , что помогает вычислить силу, действующую на солнечный парус .
Солнечная радиация измеряется спутниками над атмосферой Земли [3] , а затем корректируется с использованием закона обратных квадратов для выведения величины солнечной радиации в одну астрономическую единицу (а.е.) для оценки солнечной постоянной. [4] Приведенное приблизительное среднее значение [1] 1,3608 ± 0,0005 кВт/м 2 , что составляет 81,65 кДж/м 2 в минуту, эквивалентно приблизительно 1,951 калории в минуту на квадратный сантиметр или 1,951 лэнгли в минуту.
Выход солнечной энергии почти, но не совсем, постоянен. Изменения в общем солнечном излучении (TSI) были небольшими и их было трудно точно обнаружить с помощью технологий, доступных до эпохи спутников (±2% в 1954 году). Общий выход солнечной энергии теперь измеряется как изменяющийся (за последние три 11-летних цикла солнечных пятен ) примерно на 0,1%; [5] см . подробности в разделе «солнечные вариации» .
Следовательно:
Где f — энергетическая освещенность звезды на экзопланете на расстоянии d.
В 1838 году Клод Пуйе сделал первую оценку солнечной постоянной. Используя очень простой пиргелиометр, который он разработал, он получил значение 1,228 кВт/м 2 [6] , близкое к современной оценке.
В 1875 году Жюль Виолле возобновил работу Пуйе и предложил несколько большую оценку в 1,7 кВт/м 2 , основанную, в частности, на измерениях, которые он провел на Монблане во Франции.
В 1884 году Сэмюэл Пирпонт Лэнгли попытался оценить солнечную постоянную с горы Уитни в Калифорнии. Снимая показания в разное время суток, он пытался скорректировать эффекты, вызванные атмосферным поглощением. Однако предложенное им окончательное значение, 2,903 кВт/м 2 , оказалось слишком большим.
Между 1902 и 1957 годами измерения Чарльза Грили Эббота и других на различных высокогорных участках дали значения между 1,322 и 1,465 кВт/м 2 . Эббот показал, что одна из поправок Лэнгли была применена ошибочно. Результаты Эббота варьировались между 1,89 и 2,22 калориями (от 1,318 до 1,548 кВт/м 2 ), изменение, которое, по-видимому, было связано с Солнцем, а не с атмосферой Земли. [7]
В 1954 году солнечная постоянная была оценена как 2,00 кал/мин/см2 ± 2 %. [8] Текущие результаты примерно на 2,5 процента ниже.
Фактическая прямая солнечная радиация в верхней части атмосферы колеблется примерно на 6,9% в течение года (от 1,412 кВт/м 2 в начале января до 1,321 кВт/м 2 в начале июля) из-за изменяющегося расстояния Земли от Солнца, и обычно намного меньше, чем 0,1% изо дня в день. Таким образом, для всей Земли (которая имеет поперечное сечение 127 400 000 км 2 ), мощность составляет 1,730×10 17 Вт (или 173 000 тераватт ), [9] плюс или минус 3,5% (половина приблизительно 6,9% годового диапазона). Солнечная постоянная не остается постоянной в течение длительных периодов времени (см. Солнечные вариации ), но в течение года солнечная постоянная меняется намного меньше, чем солнечная радиация, измеренная в верхней части атмосферы. Это связано с тем, что солнечная постоянная оценивается на фиксированном расстоянии в 1 астрономическую единицу (а.е.), в то время как на солнечную освещенность будет влиять эксцентриситет орбиты Земли. Ее расстояние до Солнца ежегодно меняется от 147,1·10 6 км в перигелии до 152,1·10 6 км в афелии . Кроме того, несколько долгосрочных (десятки-сотни тысячелетий) циклов тонких изменений орбиты Земли ( циклы Миланковича ) влияют на солнечную освещенность и инсоляцию (но не на солнечную постоянную).
Земля получает общее количество радиации, определяемое ее поперечным сечением (π·R E 2 ), но по мере ее вращения эта энергия распределяется по всей площади поверхности (4·π·R E 2 ). Следовательно, среднее поступающее солнечное излучение, принимая во внимание угол, под которым падают лучи, и то, что в любой момент половина планеты не получает никакого солнечного излучения, составляет одну четвертую солнечной постоянной (приблизительно 340 Вт/м 2 ). Количество, достигающее поверхности Земли (как инсоляция ), дополнительно уменьшается за счет атмосферного ослабления, которое меняется. В любой момент количество солнечного излучения, полученного в определенном месте на поверхности Земли, зависит от состояния атмосферы, широты места и времени суток.
Солнечная постоянная включает все длины волн электромагнитного излучения Солнца, а не только видимый свет (см. Электромагнитный спектр ). Она положительно коррелирует с видимой величиной Солнца, которая составляет −26,8. Солнечная постоянная и величина Солнца — это два метода описания видимой яркости Солнца, хотя величина основана только на визуальном выходе Солнца.
Угловой диаметр Земли, видимый с Солнца, составляет приблизительно 1/11700 радиана (около 18 угловых секунд ), то есть телесный угол Земли, видимый с Солнца, составляет приблизительно 1/175 000 000 стерадиана . Таким образом, Солнце излучает примерно в 2,2 миллиарда раз больше излучения, чем улавливает Земля, другими словами, около 3,846×10 26 Вт.
Космические наблюдения за солнечным излучением начались в 1978 году. Эти измерения показывают, что солнечная постоянная не является постоянной. Она меняется в зависимости от 11-летнего солнечного цикла пятен . При дальнейшем движении назад во времени приходится полагаться на реконструкции облучения, используя солнечные пятна за последние 400 лет или космогенные радионуклиды для возвращения на 10 000 лет назад. Такие реконструкции показывают, что солнечная радиация меняется с определенной периодичностью. Эти циклы таковы: 11 лет (цикл Швабе), 88 лет (цикл Глейсберга), 208 лет (цикл Де Вриза) и 1000 лет (цикл Эдди). [10] [11] [12] [13] [14]
На протяжении миллиардов лет Солнце постепенно расширяется и излучает больше энергии с увеличивающейся площади поверхности. Нерешенный вопрос о том, как объяснить явные геологические свидетельства существования жидкой воды на Земле миллиарды лет назад, в то время, когда светимость Солнца составляла всего 70% от ее нынешнего значения, известен как парадокс слабого молодого Солнца .
Максимум около 75% солнечной энергии фактически достигает поверхности Земли, [15] поскольку даже при безоблачном небе она частично отражается и поглощается атмосферой. Даже легкие перистые облака уменьшают это до 50%, более сильные перистые облака до 40%. Таким образом, солнечная энергия, поступающая на поверхность, когда солнце находится прямо над головой, может варьироваться от 550 Вт/м 2 при перистых облаках до 1025 Вт/м 2 при ясном небе.
