Солнечная постоянная

Константа Солнца представляет собой измерение плотности потока солнечного электромагнитного излучения (солнечного облучения) на единицу площади. Он измеряется на поверхности, перпендикулярной лучам, одной астрономической единице (AU) от Солнца (примерно расстояние от Солнца до Земли).

Солнечная постоянная включает в себя все виды солнечной радиации, а не только видимый свет. Он измеряется спутником как 1,361 киловатт на квадратный метр (кВт / м²) при минимальном солнечном минимуме и примерно на 0,1% больше (примерно 1,362 кВт / м²) при максимальном солнечном максимуме.

Солнечная «постоянная» не является физической константой в современном научном смысле CODATA; то есть он не похож на постоянную Планка или скорость света, которые абсолютно постоянны в физике. Константа Солнца представляет собой среднее значение переменной величины. За последние 400 лет он изменился менее чем на 0,2 процента.

формула
Чтобы вычислить постоянную Солнца, достаточно разделить поток энергии, который излучает Солнце по отношению площадей между поверхностью Солнца  (солнечное радио) и радиосети  (астрономической единицы). Чтобы получить это значение, которое на практике измеряется спутниками, оно должно использоваться как эффективная температура  ) Del Sol 5776 значение K.

Константа Солнца может быть выражена в  , Для этого помните 1 июля = 0,24 калории, 1 минута = 60 с и 1 м ² = 10 ⁴ см ²
,
Единица, используемая для измерения энергии, достигающей вершины атмосферы за один день, является:

Таким образом, место на широте 30º N получает 21 июня, в день летнего солнцестояния, инсоляция 1004,7 langleys / day, а 21 декабря, в день зимнего солнцестояния, всего 480,4 langleys / day.

С другой стороны, можно рассчитать ежегодную инсоляцию в верхней части атмосферы на разных широтах. Для полюса ежегодная инсоляция составляет 133,2 килоланглей в год, а на экваторе она возрастает до 320,9 килолайтлей / год, где клангли = 1000 langleys.

расчет
Солнечная радиация измеряется спутником над земной атмосферой и затем корректируется с использованием закона обратного квадрата для определения величины солнечной радиации в одном астрономическом блоке (АС) для оценки солнечной постоянной. Примерное среднее значение, приведенное в таблице 1.3608 ± 0,0005 кВт / м², которое составляет 81,65 кДж / м² в минуту, эквивалентно приблизительно 1,951 калориям в минуту на квадратный сантиметр или 1,951 фунт / мин в минуту.

Солнечная мощность почти, но не совсем, постоянна. Вариации полного солнечного облучения (TSI) были малы и трудно точно определить с технологией, доступной до эры спутника (± 2% в 1954 году). Суммарная солнечная мощность теперь измеряется как изменяющаяся (за последние три 11-летних цикла солнечных пятен) примерно на 0,1%; см. описание солнечных колебаний.

Солнечная светимость
энергия называется энергией, излучаемой Солнцем в единицу времени. Поэтому стоит:

 ,

Аналогичный результат получается вместо того, чтобы делать расчет для поверхности Солнца, делая его на расстоянии от Земли и используя  солнечную постоянную. Поток, излучаемый Солнцем, уменьшается с расстоянием, потому что он распределяется по большей поверхности. Сферическая поверхность на расстоянии, на котором находится Земля, стоит:

 ,
Поэтому солнечная светимость стоит:

Аналогичный результат получается путем вычисления по следующим соображениям:

Угловой диаметр Земли, видимый с Солнца, составляет приблизительно 1/11 700 радиан, поэтому телесный угол Земли от Солнца составляет 1/175 000 000 стерадий. Это означает, что Земля перехватывает только часть излучения 2000 миллионов, которое излучает Солнце (приблизительно 3,6 × 10 ²⁶ Вт).

Солнечная константа включает в себя все виды излучения, а не только видимую. Константа Солнца связана с кажущейся величиной Солнца (интенсивностью его яркости, полученной зрителем), значение которой составляет -26,8; поскольку оба параметра приводят к описанию наблюдаемой яркости Солнца, хотя величина относится только к видимому спектру.

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 / м², близкое к текущей оценке.

В 1875 году Жюль Вийлл возобновил работу Pouillet и предложил несколько большую оценку 1,7 кВт / м², частично, на основе измерения, которое он сделал из Mont Blanc во Франции.

В 1884 году Сэмюэль Пьерпон Лэнгли попытался оценить солнечную константу с горы Уитни в Калифорнии. Принимая показания в разное время суток, он пытался исправить последствия из-за атмосферного поглощения. Однако конечное значение, которое он предложил, 2,903 кВт / м², было слишком велико.

Между 1902 и 1957 годами измерения Чарли Грили Эббота и других на различных высотных объектах находили значения между 1,322 и 1,465 кВт / м². Аббат показал, что одна из поправок Лэнгли была ошибочно применена. Результаты аббата варьировались от 1,89 до 2,22 калорий (от 1,318 до 1,548 кВт / м²), что, по-видимому, было связано с Солнцем, а не с земной атмосферой.

В 1954 году солнечная постоянная оценивалась как 2,00 кал / мин / кв. См ± 2%. Текущие результаты примерно на 2,5 процента ниже.

Связь с другими измерениями

Солнечная радиация
Фактическое прямое солнечное излучение в верхней части атмосферы колеблется примерно на 6,9% в течение года (с 1,412 кВт / м 2 в начале января до 1,321 кВт / м² в начале июля) из-за различного расстояния Земли от Солнца и, как правило, намного меньше 0,1% изо дня в день.Таким образом, для всей Земли (которая имеет поперечное сечение 127 400 000 км²) мощность составляет 1,730 × 1017 Вт (или 173 000 тераватт) плюс плюс минус 3,5% (половина примерно в 6,9% годовых). Константа Солнца не остается постоянной в течение длительных периодов времени (см. Изменение Солнца), но в течение года солнечная постоянная изменяется намного меньше, чем солнечная радиация, измеренная в верхней части атмосферы. Это связано с тем, что постоянная Солнца оценивается на фиксированном расстоянии от 1 астрономического блока (AU), в то время как солнечная радиация будет зависеть от эксцентриситета земной орбиты. Его расстояние до Солнца колеблется ежегодно между 147,1 • 106 км в афелии и 152,1 • 106 км при перигелии.

Земля получает общее количество излучения, определяемое его поперечным сечением (π • RE²), но по мере его вращения эта энергия распределяется по всей площади поверхности (4 • π • RE²). Следовательно, средняя входящая солнечная радиация, учитывающая угол, на который наступают лучи, и что в любой момент времени половина планеты не получает никакого солнечного излучения, составляет одну четверть от солнечной постоянной (приблизительно 340 Вт / м²). Величина, достигающая поверхности Земли (как инсоляция), дополнительно уменьшается при аттенуации атмосферы, которая изменяется. В любой момент времени количество солнечной радиации, полученное в месте на поверхности Земли, зависит от состояния атмосферы, широты местоположения и времени суток.

Явная величина
Константа Солнца включает в себя все длины волн солнечного электромагнитного излучения, а не только видимый свет (см. Электромагнитный спектр). Он положительно коррелирует с кажущейся величиной Солнца, которая составляет -26,8. Константа Солнца и величина Солнца — это два метода описания кажущейся яркости Солнца, хотя величина основана только на визуальном выходе Солнца.

Общее излучение Солнца
Угловой диаметр Земли, видимый с Солнца, составляет приблизительно 1/11 700 радиан (около 18 дуги-секунд), что означает, что телесный угол Земли, как видно из Солнца, составляет приблизительно 1/175 000 000 стерадиан. Таким образом, Солнце испускает примерно в 2,2 миллиарда раз количество радиации, которая улавливается Землей, другими словами около 3,86 × 1026 Вт.

Прошлые вариации солнечной радиации
Космические наблюдения солнечной радиации начались в 1978 году. Эти измерения показывают, что постоянная Солнца не является постоянной. Это зависит от 11-летнего солнечного цикла солнечных пятен. Когда мы идем назад во времени, нужно полагаться на реконструкцию освещенности, используя солнечные пятна в течение последних 400 лет или космогенные радионуклиды для возвращения на 10 000 лет. Такие реконструкции показывают, что солнечная радиация изменяется с различными периодичностью. Эти циклы: 11 лет (Schwabe), 88 лет (цикл Глейсберга), 208 лет (цикл DeVries) и 1000 лет (вихревой цикл).

За миллиарды лет Солнце постепенно расширяется и излучает больше энергии из результирующей большей площади поверхности. Неразрешенный вопрос о том, как объяснить четкие геологические данные о жидкой воде на Земле миллиарды лет назад, в то время, когда солнечная светимость составляла лишь 70% от ее текущей стоимости, известна как слабый молодой парадокс Солнца.

Вариации, обусловленные атмосферными условиями
Не более 75% солнечной энергии действительно достигает земной поверхности, так как даже с безоблачным небом оно частично отражается и поглощается атмосферой. Даже легкие перистые облака уменьшают это до 50%, более сильные облака перистых до 40%. Таким образом, солнечная энергия, поступающая на поверхность, может меняться от 550 Вт / м² с перистыми облаками до 1025 Вт / м² с ясным небом.

варьирование
Испускаемое Солнцем излучение не является точно постоянным, но страдает от хаотических флуктуаций очень малой амплитуды и периодических колебаний, описываемых как циклы активности, а также изменения тренда, при которых яркость Солнца медленно возрастала с течением времени.

Периодические колебания, по-видимому, состоят из нескольких осцилляций разного периода (продолжительности), наиболее известным из которых является 11 лет, который проявляется как цикл изменения изобилия солнечных пятен в фотосфере. Последние циклы показывают изменение солнечной яркости в пределах 0,1%; Однако из минимума Маундера, времени без пятен между 1650 и 1700 годами, солнечная радиация могла вырасти до 0,6%.

Теоретические модели развития Солнца подразумевают, что около 3000 миллионов лет назад, когда Солнечная система составляла лишь одну треть своего возраста, Солнце испускало только 75% энергии, которую он в настоящее время испускает. Климат Земли был менее холодным, чем предполагают данные, поскольку состав атмосферы был очень различным, гораздо более распространенным в парниковых газах, особенно углекислого газа (СО ₂ ) и аммиака (NH ₃ ).

Другие вариации циклического характера связаны с орбитальными параметрами Земли, особенно с эксцентриситетом. Это не влияет на среднюю энергию, полученную в долгосрочной перспективе, но влияет на сезонные колебания. В настоящее время Земля находится в своем перигелии в начале января, что почти совпадает с зимним солнцестоянием, что способствует получению Северного полушария большей солнечной энергии, чем Юг. Но дата перигелия (и афелия) колеблется очень долго.
В любом случае эксцентриситет орбиты Земли относительно невелик, но он большой, однако, на других планетах, таких как Марс и, прежде всего, Плутон (теперь считается «карликовой планетой»). В этом различие в энергии, перехваченной в разное время года, может быть значительным. В следующей таблице представлены солнечные константы планет Солнечной системы, рассчитанные по их среднему расстоянию.

Актуальность
Значение солнечной постоянной, а также ее относительная устойчивость являются фундаментальными для многих наиболее важных наземных процессов. В частности, для определения климата, внешних геологических процессов и для жизни. Также для будущего человечества, по крайней мере, это зависит от технологического развития возобновляемых источников энергии.

Солнечная постоянная для разных планет
Поток, излучаемый Солнцем, уменьшается с расстоянием, потому что он распределяется по большей поверхности. Предположим, что мы назовем {  к солнечной постоянной на расстоянии от Земли (1 астрономическая единица) и K на расстоянии r, выраженном в UA любой солнечной планеты, будет справедливо, что солнечная светимость не изменяется, то есть:

то есть:

Предположим, например, что планета Марс, которая равна 1.5236 AU от солнечной постоянной, будет стоить:

Эффективная температура на разных планетах
Чтобы рассчитать эффективную температуру на разных планетах, расчет земного радиационного баланса должен быть сделан, но обобщен для планет. Предполагается, что каждая планета достигла равновесия, перехватив с Солнца ту же энергию, которая излучает ее температуру.

 где r — радиус планеты.

 Это к альбедо

Причина 4 состоит в том, что только часть планеты пересекает солнечную энергию, а вся поверхность планеты излучает ее.

Поскольку поглощенная энергия и излучение равны тепловому равновесию, это приводит к:

Оценка формулы дает разные эффективные температуры планет. Эти температуры не следует путать с поверхностными температурами, так как атмосфера и облака отражают часть коротковолнового солнечного излучения, в то время как длинные волны, излучаемые тепловым излучением планеты, частично поглощаются парниковыми газами, что значительно увеличивает температуру поверхности, особенно в случай Венеры, а если атмосфера тонкая, как в случае с Марсом, то не должно быть большой разницы.