Солнечная постоянная

Спектр солнечного излучения в верхней части атмосферы в линейном масштабе и график зависимости волнового числа .

Солнечная постоянная ( G _SC ) измеряет количество энергии, полученное данной областью на расстоянии одной астрономической единицы от Солнца. Точнее, это плотность потока, измеряющая среднее солнечное электромагнитное излучение ( полное солнечное излучение ) на единицу площади. Оно измеряется на поверхности, перпендикулярной лучам, на расстоянии одной астрономической единицы (а.е.) от Солнца (примерно расстояние от Солнца до Земли).

Солнечная постоянная включает излучение во всем электромагнитном спектре . она составляет 1,361 киловатта По данным спутников , на квадратный метр (кВт/м). ² ) в солнечном минимуме (время 11-летнего солнечного цикла , когда количество солнечных пятен минимально) и примерно на 0,1% больше (примерно 1,362 кВт/м2). ² ) в солнечном максимуме .

Солнечная «константа» не является физической константой в современном научном смысле CODATA ; то есть это не похоже на постоянную Планка или скорость света , которые в физике абсолютно постоянны. Солнечная постоянная представляет собой среднее значение переменной величины. За последние 400 лет он менялся менее чем на 0,2 процента. Миллиарды лет назад оно было значительно ниже .

Эта константа используется при расчете радиационного давления , которое помогает при расчете силы, действующей на солнечный парус .

Расчет

Солнечное излучение измеряется спутниками над атмосферой Земли . а затем корректируется с использованием закона обратных квадратов, чтобы определить величину солнечного излучения в одной астрономической единице (а.е.) для оценки солнечной постоянной. Приведено приблизительное среднее значение, 1,3608 ± 0,0005 кВт/м ² , что составляет 81,65 кДж/м ² в минуту эквивалентно примерно 1,951 калориям в минуту на квадратный сантиметр, или 1,951 лэнгли в минуту.

Солнечная энергия почти, но не совсем постоянна. Изменения общего солнечного излучения (TSI) были небольшими, и их трудно было точно обнаружить с помощью технологий, доступных до эры спутников (± 2% в 1954 году). Общий объем солнечной энергии теперь измеряется как изменяющийся (за последние три 11-летних цикла солнечных пятен ) примерно на 0,1%; см . в солнечном изменении подробности .

Для внесолнечных планет

$L=4\pi R_{\rm {star}}^{2}\sigma T_{\rm {star}}^{4}$
$L=4\pi f\ d^{2}$
Поэтому: $4\pi f\ d^{2}=4\pi R_{\rm {star}}^{2}\sigma T_{\rm {star}}^{4}$
$$f=\left({\frac {R_{\rm {star}}^{2}\sigma T_{\rm {star}}^{4}}{d^{2}}}\right)$$
Где f — яркость звезды на внесолнечной планете на расстоянии d.

Исторические измерения

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 , близко к текущей оценке.

В 1875 году Жюль Виоль возобновил работу Пуйе и предложил несколько большую оценку — 1,7 кВт/м. ² частично основано на измерениях, которые он провел на Монблане во Франции.

В 1884 году Сэмюэл Пирпонт Лэнгли попытался оценить солнечную постоянную на горе Уитни в Калифорнии. Снимая показания в разное время суток, он пытался скорректировать эффекты атмосферного поглощения. Однако предложенное им окончательное значение — 2,903 кВт/м. ² , был слишком большим.

Болограф Лэнгли 1903 года с ошибочной солнечной постоянной 2,54 калории в минуту/квадратный сантиметр.

Между 1902 и 1957 годами измерения Чарльза Грили Эббота и других на различных высокогорных участках показали значения от 1,322 до 1,465 кВт/м. ² . Эббот показал, что одно из исправлений Лэнгли было применено ошибочно. Результаты Эббота варьировались от 1,89 до 2,22 калорий (от 1,318 до 1,548 кВт/м2). ² ), изменение, которое, по-видимому, связано с Солнцем, а не с атмосферой Земли.

В 1954 году солнечная постоянная была оценена как 2,00 кал/мин/см. ² ± 2%. Текущие результаты примерно на 2,5 процента ниже.

Связь с другими измерениями

Солнечное излучение

Основная статья: Солнечное излучение

Смотрите также: Энергетический бюджет Земли

Фактическое прямое солнечное излучение в верхних слоях атмосферы колеблется примерно на 6,9% в течение года (от 1,412 кВт/м2). ² в начале января до 1,321 кВт/м ² в начале июля) из-за разного расстояния Земли от Солнца и обычно на гораздо менее 0,1% изо дня в день. Таким образом, для всей Земли (ее поперечное сечение составляет 127 400 000 км ² ), мощность 1,730×10 ¹⁷  Вт (или 173 000 тераватт ), плюс-минус 3,5% (половина годового диапазона примерно 6,9%). Солнечная постоянная не остается постоянной в течение длительных периодов времени (см. Солнечные изменения ), но в течение года солнечная постоянная меняется гораздо меньше, чем солнечное излучение, измеренное в верхних слоях атмосферы. Это связано с тем, что солнечная постоянная оценивается на фиксированном расстоянии в 1 астрономическую единицу (а.е.), в то время как на солнечное излучение будет влиять эксцентриситет орбиты Земли. Его расстояние до Солнца ежегодно меняется в пределах 147,1·10 ⁶ км в перигелии и 152,1·10 ⁶ км в афелии . Кроме того, несколько длительных (от десятков до сотен тысячелетий) циклов тонких изменений орбиты Земли ( циклы Миланковича ) влияют на солнечное излучение и инсоляцию (но не на солнечную постоянную).

Земля получает общее количество радиации, определяемое ее поперечным сечением (π·R _E ² ), но при вращении эта энергия распределяется по всей площади поверхности (4·π·R _E ² ). Следовательно, средняя приходящая солнечная радиация, принимая во внимание угол, под которым падают лучи, и тот факт, что в любой момент половина планеты не получает солнечной радиации, составляет одну четвертую солнечной постоянной (приблизительно 340 Вт/м2). ² ). Количество, достигающее поверхности Земли (в виде инсоляции ), дополнительно уменьшается из-за ослабления в атмосфере, которое варьируется. В любой момент количество солнечной радиации, получаемой в определенном месте на поверхности Земли, зависит от состояния атмосферы, широты места и времени суток.

Видимая величина

Солнечная постоянная включает в себя все длины волн солнечного электромагнитного излучения, 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 визуальных данных Солнца.

Полное излучение Солнца

Угловой диаметр Земли, если смотреть со стороны Солнца, составляет примерно 1/11 700 радиан (около 18 угловых секунд ), что означает, что телесный угол Земли, если смотреть со стороны Солнца, составляет примерно 1/175 000 000 стерадиана . Таким образом, Солнце излучает примерно в 2,2 миллиарда раз больше радиации, чем улавливается Землей, другими словами, примерно в 3,846×10. ²⁶ ватт.

Изменения солнечной радиации в прошлом

Космические наблюдения солнечного излучения начались в 1978 году. Эти измерения показывают, что солнечная постоянная не является постоянной. Оно меняется в зависимости от 11-летнего солнечного цикла солнечных пятен .Возвращаясь в прошлое, приходится полагаться на реконструкцию излучения, используя солнечные пятна за последние 400 лет или космогенные радионуклиды для возвращения на 10 000 лет назад.Такие реконструкции показывают, что солнечное излучение меняется с четкой периодичностью. Эти циклы: 11 лет (Швабе), 88 лет (цикл Глейсберга), 208 лет (цикл ДеВриса) и 1000 лет (цикл Эдди).

На протяжении миллиардов лет Солнце постепенно расширяется и излучает больше энергии с увеличивающейся площади поверхности. Нерешенный вопрос о том, как объяснить явные геологические свидетельства наличия жидкой воды на Земле миллиарды лет назад, в то время, когда светимость Солнца составляла лишь 70% от ее нынешнего значения, известен как парадокс слабого молодого Солнца .

Изменения из-за атмосферных условий

Максимум около 75% солнечной энергии фактически достигает поверхности Земли. так как даже при безоблачном небе оно частично отражается и поглощается атмосферой. Даже легкие перистые облака уменьшают этот показатель до 50%, более сильные перистые облака — до 40%. Таким образом, солнечная энергия, достигающая поверхности, когда солнце находится прямо над головой, может варьироваться от 550 Вт/м. ² с перистыми облаками до 1025 Вт/м ² с ясным небом.

См. также

• Формирование и эволюция Солнечной системы
• Освещенность
• Список статей, связанных с Солнцем
• Список солнечных циклов
• Радиационное давление
• Солнечный ветер
• Звездная эволюция
• Солнце § Фазы жизни
• Солнечный свет