Сонячна стала

Матеріал з Вікіпедії — вільної енциклопедії.
(Перенаправлено з Сонячна постійна)
Перейти до навігації Перейти до пошуку
Сонячна стала
Числове значення 1361 watt per square metre
Символ величини (LaTeX)
Фізична величина опроміненість
Рекомендована одиниця вимірювання watt per square metred[1]
CMNS: Сонячна стала у Вікісховищі
Спектр сонячного випромінювання на верхній границі атмосфери в залежності від хвильового числа.

Сонячна стала — сумарний потік сонячного випромінювання, що проходить за одиницю часу через одиничну площу, орієнтовану перпендикулярно до потоку, на відстані однієї астрономічної одиниці від центру Сонця зовні земної атмосфери. За даними позаатмосферних вимірювань сонячна стала становить 1367 Вт/м² або 1,959 кал/(см² • хв). Сонячна стала змінюється на десяті долі відсотків в межах 11-річного сонячного циклу, вона зростає разом з ростом кількості плям і сонячних спалахів.

Історичні вимірювання

[ред. | ред. код]

У 1838 році Клод Пуйє зробив першу оцінку сонячної сталої. Використовуючи дуже простий піргеліометр власної розробки, він отримав значення 1,228 кВт/м2[2], близьке до поточної оцінки.

У 1875 році Жюль Віолль відновив роботу Пуйє і запропонував дещо вищу оцінку 1,7 кВт/м2, в тому числі, на основі вимірювань, які він зробив на Монблані у Франції.

Болограф Ленглі 1903 року з помилковою сонячною сталою 2,54 калорії/хвилину/квадратний сантиметр.

У 1884 році Семюел Пірпонт Ленглі спробував оцінити сонячну сталу на горі Вітні в Каліфорнії. Роблячи вимірювання в різний час доби, він намагався зробити корекцію на атмосферне поглинання. Однак остаточне значення, яке він запропонував, 2,903 кВт/м2, було занадто високим.

Між 1902 і 1957 роками вимірювання Чарльза Грілі Еббота та інших на різних високогірних місцях виявили значення від 1,322 до 1,465 кВт/м2. Еббот показав, що одна з корекцій Ленглі була застосована помилково. Результати Еббота коливалися від 1318 до 1548 кВт/м2[3].

У 1954 році сонячна стала була оцінена як 2,00 кал/хв/см2 ± 2%[4]. Поточні результати приблизно на 2,5 відсотка нижчі.

Минулі коливання сонячного опромінення

[ред. | ред. код]
Потік енергії, к-ть сонячних плям, індекс сонячних спалахів та потік радіохвиль на довжині 10.7 см корелюють між собою

Космічні спостереження сонячного випромінювання почалися в 1978 році. Ці вимірювання показують, що "сонячна стала" насправді не є сталою. Вона змінюється залежно від 11-річного циклу сонячної активності. Повертаючись далі в минуле, потрібно покладатися на реконструкції опромінення, використовуючи сонячні плями за останні 400 років або космогенні радіонукліди для повернення за останні 10 000 років. Такі реконструкції показують, що сонячне опромінення змінюється з чіткою періодичністю. Ці цикли становлять 11 років (Швабе), 88 років (цикл Глейсберга), 208 років (цикл ДеВріза) і 1000 років (цикл Едді)[5][6][7][8][9].

Протягом мільярдів років Сонце поступово розширюється та випромінює більше енергії з більшої площі поверхні. Невирішене питання про те, як пояснити чіткі геологічні докази рідкої води на Землі мільярди років тому, у той час, коли яскравість Сонця становила лише 70% від його поточного значення, відоме як парадокс слабкого молодого Сонця.

Зміни через атмосферні умови

[ред. | ред. код]

Земної поверхні фактично досягає щонайбільше близько 75% сонячної енергії[10], оскільки навіть за безхмарного неба вона частково відбивається та поглинається атмосферою. Навіть легкі перисті хмари зменшують цей показник до 50%, сильніші перисті хмари – до 40%. Таким чином, сонячна енергія, що надходить на поверхню з сонцем в зеніті, може коливатися від 550 Вт/м2 з перистими хмарами до 1025 Вт/м2 при ясному небі.

Див. також

[ред. | ред. код]

Примітки

[ред. | ред. код]
  1. ↑ Міжнародний електротехнічний словник — Міжнародна електротехнічна комісія, 1938.
  2. ↑ The measurement of the solar constant by Claude Pouillet [Архівовано 2016-12-03 у Wayback Machine.], by J-L Dufresne, La Météorologie [Архівовано 2010-03-05 у Wayback Machine.], No. 60, pp. 36–43, Feb. 2008.
  3. ↑  Одне або декілька з попередніх речень включає текст з публікації, яка тепер перебуває в суспільному надбанні:
    Sampson, Ralph Allen (1911). Sun . У Hugh Chisholm (ред.). // Encyclopædia Britannica (11th ed.). Т. V. 26. Cambridge University Press. с. 87. (англ.)
  4. ↑ Francis S. Johnson (December 1954). The Solar Constant. Journal of Meteorology. 11: 431—439. Bibcode:1954JAtS...11..432J. doi:10.1175/1520-0469(1954)011<0431:TSC>2.0.CO;2.
  5. ↑ Wang та ін. (2005). Modeling the Sun's Magnetic Field and Irradiance since 1713. The Astrophysical Journal. 625 (1): 522—538. Bibcode:2005ApJ...625..522W. doi:10.1086/429689.
  6. ↑ Steinhilber et al. (2009), Geophysical Research Letters, Volume 36, L19704, DOI:10.1051/0004-6361/200811446
  7. ↑ Vieira та ін. (2011). Evolution of the solar irradiance during the Holocene. Astronomy & Astrophysics. 531: A6. arXiv:1103.4958. Bibcode:2011A&A...531A...6V. doi:10.1051/0004-6361/201015843.
  8. ↑ Steinhilber та ін. (2012). 9,400 years of cosmic radiation and solar activity from ice cores and tree rings. Proceedings of the National Academy of Sciences. 109 (16): 5967—5971. Bibcode:2012PNAS..109.5967S. doi:10.1073/pnas.1118965109. PMC 3341045. PMID 22474348.
  9. ↑ Vieira, L. E. A.; Norton, A.; Kretzschmar, M.; Schmidt, G. A.; Cheung, M. C. M. (2012). How the inclination of Earth's orbit affects incoming solar irradiance (PDF). Geophys. Res. Lett. 39 (16): L16104. Bibcode:2012GeoRL..3916104V. doi:10.1029/2012GL052950.
  10. ↑ Hinweise. www.astro.uni-jena.de.

Джерела

[ред. | ред. код]
  • Jeff Hecht. Science: Fiery future for planet Earth, New Scientist (2 April 1994), стр. 14.
Отримано з https://uk.wikipedia.org/w/index.php?title=Сонячна_стала&oldid=41318657