Введение
Интенсивность солнечного света или солнечная константа
Солнечная константа (СКК) измеряет количество энергии, получаемой заданной площадью на расстоянии одной астрономической единицы от Солнца. Более точно, это плотность потока, измеряющая среднее солнечное электромагнитное излучение (общее солнечное облучение) на единицу площади. Измерение производится на поверхности, перпендикулярной солнечным лучам, на расстоянии одной астрономической единицы (а.е.) от Солнца (примерно расстояние от Солнца до Земли). Солнечная константа учитывает излучение во всем электромагнитном спектре. Спутниковые измерения показывают её значение равным 1,361 киловатта на квадратный метр (кВт/м²) при солнечном минимуме (период в 11-летнем солнечном цикле, характеризующийся минимальным количеством солнечных пятен) и примерно на 0,1% выше (около 1,362 кВт/м²) при солнечном максимуме. Солнечная "константа" не является физической постоянной в современном научном понимании CODATA; то есть, она не подобна постоянной Планка или скорости света, которые являются абсолютно постоянными величинами в физике. Солнечная константа представляет собой усреднённое значение, которое подвержено изменениям. За последние 400 лет она изменялась менее чем на 0,2%. Миллиарды лет назад её значение было значительно ниже. Эта константа используется при расчете давления излучения, что помогает определить силу, действующую на солнечный парус.
Расчет
Солнечное излучение измеряется спутниками за пределами атмосферы Земли, а затем корректируется с использованием закона обратных квадратов для определения величины солнечного излучения на расстоянии одной астрономической единицы (а.е.) и оценки солнечной постоянной. Приводится приблизительное среднее значение, подробности – в разделе «Солнечная вариабельность».
Исторические измерения
В 1838 году Клод Пуйе сделал первую оценку солнечной постоянной. Используя очень простой пиргелиометр, разработанный им, он получил значение 1,228 кВт/м², близкое к современной оценке. В 1875 году Жюль Виолле возобновил работу Пуйе и предложил несколько большую оценку – 1,7 кВт/м², основанную, в частности, на измерениях, проведенных им с Монблана во Франции. В 1884 году Сэмюэл Пирпонт Лэнгли попытался оценить солнечную постоянную с горы Уитни в Калифорнии. Делая измерения в разное время суток, он пытался скорректировать влияние атмосферного поглощения. Однако, окончательное предложенное им значение – 2,903 кВт/м² – оказалось значительно завышенным. В период с 1902 по 1957 год измерения, проведенные Чарльзом Грили Эбботом и другими исследователями на различных высокогорных станциях, показали значения в диапазоне от 1,322 до 1,465 кВт/м². Эббот показал, что одна из поправок Лэнгли была применена ошибочно. Результаты Эббота колебались от 1,89 до 2,22 калорий (1,318 до 1,548 кВт/м²), что, по-видимому, было связано с изменениями на Солнце, а не в атмосфере Земли. В 1954 году солнечная постоянная была оценена в 2,00 кал/мин/см² с погрешностью ±2%. Современные результаты примерно на 2,5% ниже.
Солнечное излучение
Фактическое прямое солнечное излучение в верхней части атмосферы колеблется примерно на 6,9% в течение года (от 1,412 кВт/м² в начале января до 1,321 кВт/м² в начале июля) из-за изменяющегося расстояния Земли от Солнца, и обычно менее чем на 0,1% от дня к дню. Таким образом, для всей Земли (с поперечным сечением 127 400 000 км²) мощность составляет 1,730 × 10¹⁷ Вт (или 173 000 тераватт), с погрешностью плюс или минус 3,5% (половина приблизительного 6,9% годового диапазона). Солнечная постоянная не остается постоянной в течение длительных периодов времени (см. Солнечная изменчивость), но в течение года она изменяется значительно меньше, чем солнечное излучение, измеряемое 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 солнечное излучение подвержено влиянию эксцентриситета орбиты Земли. Расстояние Земли до Солнца ежегодно меняется от 147,1·10⁶ км в перигелии до 152,1·10⁶ км в афелии. Кроме того, несколько долгосрочных (десятки и сотни тысяч лет) циклов незначительных изменений в орбите Земли (циклы Миланковича) влияют на солнечное излучение и инсоляцию (но не на солнечную постоянную). Земля получает общее количество излучения, определяемое ее поперечным сечением (π·RE²), но при вращении эта энергия распределяется по всей площади поверхности (4·π·RE²). Следовательно, среднее входящее солнечное излучение, с учетом угла падения лучей и того факта, что в любой момент времени половина планеты не получает солнечного излучения, составляет одну четверть солнечной постоянной (примерно 340 Вт/м²). Количество излучения, достигающего поверхности Земли (в виде инсоляции), дополнительно уменьшается из-за атмосферного поглощения, которое варьируется. В любой момент времени количество солнечного излучения, получаемого в определенной точке на поверхности Земли, зависит от состояния атмосферы, географической широты и времени суток.
Видимое значение
Солнечная константа включает в себя все длины волн солнечного электромагнитного излучения, а не только видимый свет (см. Электромагнитный спектр). Она положительно коррелирует с блеском Солнца, равным −26,8. Солнечная константа и блеск Солнца – два способа описания кажущейся яркости Солнца, хотя блеск основан исключительно на его визуальном излучении.
Общее солнечное излучение
Угловой диаметр Земли, видимый с Солнца, составляет приблизительно 1/11 700 радиана (около 18 угловых секунд), что означает, что телесный угол Земли, видимый с Солнца, составляет приблизительно 1/175 000 000 стерадиана. Таким образом, Солнце излучает примерно в 2,2 миллиарда раз больше энергии, чем поглощает Земля, то есть около 3,846 × 1026 Вт.
Прошлые изменения солнечной радиации
Космические наблюдения солнечной иррадиации начались в 1978 году. Эти измерения показывают, что солнечная постоянная не является постоянной. Она изменяется в соответствии с 11-летним циклом солнечных пятен. Для реконструкции иррадиации в более ранние периоды времени приходится полагаться на данные о солнечных пятнах за последние 400 лет или на космогенные радионуклиды для реконструкции за 10 000 лет. Такие реконструкции демонстрируют, что солнечная иррадиация изменяется с выраженными периодичностями. К ним относятся циклы: 11 лет (цикл Швабе), 88 лет (цикл Глейсберга), 208 лет (цикл ДеВриса) и 1000 лет (цикл Эдди). На протяжении миллиардов лет Солнце постепенно расширяется, излучая больше энергии с увеличенной поверхности. Неразрешенная проблема объяснения явных геологических свидетельств существования жидкой воды на Земле миллиарды лет назад, когда светимость Солнца составляла лишь 70% от современной, известна как парадокс слабого молодого Солнца.
Изменения, обусловленные атмосферными условиями
В лучшем случае около 75% солнечной энергии фактически достигает поверхности Земли, поскольку даже при безоблачном небе часть её отражается и поглощается атмосферой. Даже тонкие перистые облака снижают этот показатель до 50%, а более плотные перистые облака – до 40%. Таким образом, солнечная энергия, достигающая поверхности, когда солнце находится прямо в зените, может колебаться от 550 Вт/м² при наличии перистых облаков до 1025 Вт/м² при ясном небе.