Сонячна постійна формула. Інтенсивність сонячної радіації

За даними позаатмосферних вимірювань сонячна стала становить 1367 Вт/², або 1,959 кал/см²·хв.

Інструментальні вимірювання сонячної постійної

Прямі інструментальні вимірювання сонячної постійної стали проводитися з розвитком позаатмосферної астрономії, тобто з середини 1960-х, при спостереженнях з поверхні Землі, що проводилися раніше, доводилося вносити поправки на поглинання сонячного випромінювання атмосферою.

Варіації сонячної постійної

Сонячна стала не є незмінною в часі величиною. Відомо, що на її величину впливають два основні фактори: відстань між Землею та Сонцем, що змінюється протягом року через еліптичність орбіти Землі (річна варіація 6,9 % - від 1,412 кВт/м² на початку січня до 1,321 кВт/м² на початку липня ) та зміни сонячної активності. Цей вплив зумовлено, в основному, зміною потоку випромінювання при зміні числа та сумарної площі сонячних плям, при цьому потік випромінювання змінюється найсильніше в рентгенівському та радіодіапазоні. Оскільки період прямих вимірювань сонячної постійної відносно невеликий, то її зміна протягом 11-річного циклу сонячної активності (цикл Швабе), мабуть, не перевищує ~10 −3 , частка мінливості в оптичному діапазоні, обумовлена ​​вкладом сонячних плям, оцінюється ~10 −4 . Для оцінки варіацій сонячної постійної протягом триваліших сонячних циклів (цикли Хейла, Гляйсберга та ін) дані прямих вимірювань відсутні.

Відповідно до сучасних моделей розвитку Сонця, у довгостроковій перспективі його світність буде зростати приблизно на 1% за 110 мільйонів років.

Вплив на клімат Землі та непрямі методи вимірювання

Довгоперіодичні варіації сонячної постійної мають велике значення для кліматології та геофізики: незважаючи на недосконалість кліматичних моделей, розрахункові дані показують, що зміна сонячної постійної на 1% має призвести до зміни температури Землі на 1-2.

Світлова сонячна постійна

Освітленість перпендикулярної потоку майданчика, розташованої за межами атмосфери на середній відстані Землі від Сонця, у видимому діапазоні спектра називається світловою сонячною постійною. За оцінкою В. В. Шаронова середини XX століття вона дорівнює 135 000 люксів. В англомовній літературі поняттю «світлова сонячна стала» відповідає термін «solar illuminance constant».

Див. також

Напишіть відгук про статтю "Сонячна постійна"

Примітки

Посилання

• .
• .

Уривок, що характеризує Сонячна постійна

За дві години після цього князь Андрій тихими кроками увійшов до кабінету до батька. Старий уже знав. Він стояв біля самих дверей, і, як тільки вони відчинилися, старий мовчки старечими, жорсткими руками, як лещатами, обхопив шию сина і заридав, як дитина.

Через три дні відспівували маленьку княгиню, і, прощаючись із нею, князь Андрій зійшов на щаблі труни. І в труні було те саме обличчя, хоч і з заплющеними очима. "Ах, що ви зі мною зробили?" все говорило воно, і князь Андрій відчув, що в душі його відірвалося те, що він винен у вині, яку йому не виправити і не забути. Він не міг плакати. Старий теж увійшов і поцілував її воскову ручку, що спокійно і високо лежала на іншій, і йому її обличчя сказало: «Ах, що і за що ви це зі мною зробили?» І старий сердито відвернувся, побачивши це обличчя.

У попередньому розділі ми вивели залежність густини енергії випромінювання від частоти. У багатьох завданнях використовуються інтегральні за спектром характеристики: щільність енергії, інтенсивність та потік. Спочатку обчислимо густину енергії. Потім визначимо поняття інтенсивності та потоку та виведемо формулу для повної інтенсивності. Наприкінці глави сформулюємо модель кордону ізотропного джерела, у межах якої справедлива формула Стефана-Больцмана.

3.1 Інтегральна за спектром щільність енергії

Проінтегруємо формулу (4.7) глави 2 по всьому інтервалу частот:

Переходячи, як завжди, до безрозмірної змінної

отримаємо, що густина енергії пропорційна четвертого ступеня температури:

Обчислимо безрозмірний інтеграл у правій частині останньої формули. Він є окремим випадком інтегралів виду

відповідним n = 4.Розкладемо дріб у підінтегральному вираженні:

Шуканий інтеграл представляється у вигляді ряду

кожне доданок якого аналітично виражається через гамма-функцію

Отже,

Сума в останній формулі відома як дзета-функція Рімана:

Випишемо ряд її значень, деякі з яких знадобляться надалі:

Функція z(n) має аналітичне вираз при парних значеннях аргументу. Отже, множник пропорційності у формулі, що виражає залежність густини енергії Uвід температури T:

(1.1)U = a · T 4 ,

дорівнює

В останній формулі є постійна Больцмана

k= 1.3802 · 10 -16 ерг/К,

що означає, що температура в ній виражена в градусах Кельвіна.

Іноді множник aназивають постійною Стефана-Больцмана для щільності енергії. Використовується також інша форма закону Стефана-Больцмана, що пов'язує повний потік Fта температуру чорного тіла:

F = sT 4 .

Щоб визначити величину sнеобхідно сформулювати модель, в якій потік від чорного тіла відмінний від нуля. Така модель буде викладена в наступних розділах, а зараз обчислимо повну кількість квантів Nфу одиничному обсязі чорного тіла. Для цього проінтегруємо по всіх частот формулу (4.8) другого розділу:

Якщо виміряти температуру в градусах Кельвіна, то

(1.3)Nф≈ 20.3· T 3 .

Як приклад оцінимо щільність числа фотонів реліктового випромінювання, температура якого, як відомо, дорівнює 2.73 К :

Остання величина значно перевищує середню щільність частинок у Всесвіті, яка, за різними оцінками, лежить у діапазоні від 10 –3 см –3 до 10 –6 см –3 .

3.2 Основні поняття теорії випромінювання

Опис поля випромінювання засноване на понятті інтенсивності як енергії, що протікає через одиничний майданчик за одиницю часу в заданому напрямку у вибраному інтервалі частот. Хоча інтенсивність є характеристикою лише поля випромінювання і залежить від способу виміру, її визначення корисно запровадити уявлення про деякому абстрактному приладі, який ми назвемо «контрольною площадкою».

Контрольним майданчиком вважатимемо плоску поверхню невеликих розмірів (рис. 2.1), на якій задано напрямок. Позначимо через D S її площа, а n- Перпендикулярний їй одиничний вектор.

Напрямок випромінювання характеризується двома величинами: вектором k та тілесним кутом DWнавколо нього. При відомих k і DWговорять про «випромінювання у напрямку k усередині тілесного кута. DW». Іноді йдеться просто про випромінювання у певному напрямку k , при цьому тілесний кут DWмається на увазі.

Інтенсивність

Поняття інтенсивності дає найбільш повне уявлення про просторовий та частотний розподіл фотонів (при необхідності - і про стани поляризації).

Спочатку зосередимо увагу на тій частині випромінювання, яка проходить у напрямку вектора n . Величини D S і DWпокладемо настільки малими, що випромінювання можна вважати однорідним вздовж майданчика і не залежним від напрямку всередині тілесного кута DW. Слідкуватимемо за проходженням випромінювання протягом такого короткого проміжку часу, що ніякі його характеристики не встигають змінитись. У таких умовах кількість енергії D E, що протікала через майданчик за час Dtв інтервалі частот Dω , пропорційно до твору DS· DW· Dω · Dt. Отже, відношення

не залежить від розмірів контрольного майданчика, тривалості вимірювання та обраного кута розчину.

Але останню формулу ще не можна вважати повноцінною характеристикою поля випромінювання, оскільки залишилася залежність від напряму майданчика. Справді, якщо нахилити майданчик так, що вектори kі nутворюють кут q, то тому самому полі випромінювання кількість енергії, що пройшла через майданчик, зменшиться пропорційно |cos q|.

Розмір енергії, що протікає крізь майданчик, пропорційна площі її проекції на площину хвильового фронту:

D E µ D S cos q.

Таким чином, якщо Dt , DSі DWзадовольняють умовам застосування формули (2.1), то відношення

вже не залежить від напрямку контрольного майданчика і може бути прийнято як характеристику поля випромінювання.

Спрямуємо до нуля DS, Dω , DWі Dt. Межа, що виходить в результаті, називається інтенсивністю:

Інтенсивність є фундаментальним поняттям. У разі анізотропного поля випромінювання саме через неї виражаються всі інші функції спрямування та частоти.

«Вхідна» та «вихідна» енергія

Інтенсивність завжди вважається позитивною величиною, що змушує нас приписувати певний знак енергії, що проходить через майданчик енергії. D E. А саме, із позитивності відношення DE/cos qв (2.2) слідує:

З цієї угоди випливає наступна термінологія. Якщо q- гострий кут, то кажуть, що випромінювання «виходить» із майданчика, а за тупого вугілля qвоно «входить» до неї.Цієї умовної термінології ми дотримуватимемося надалі. Вона визначається вибором знака напрямку вектора n вздовж перпендикуляра контрольного майданчика. Змінивши напрям n на протилежний, ми перетворюємо «вхідне» випромінювання на «вихідне» і навпаки.

Облік симетрії

Введемо сферичну систему координат (рис.3.2.2). Початок відліку поміщаємо в центр контрольного майданчика, а напрямок на полюс P виберемо вздовж вектора n. За такого вибору осей

полярний кут деякої точки M збігається з введеним раніше кутом qміж векторами nі k. Площина екватора збігається з контрольним майданчиком. Азімутальний кут jвідраховується вздовж екватора від нульового меридіана PG.

У всіх розв'язуваних нами завданнях поле випромінювання має досить високий рівень симетрії; принаймні воно завжди циліндрично симетрично. Цю обставину ми враховуємо відповідним вибором контрольного майданчика, спрямовуючи вектор nвздовж осі симетрії. Напрямок нульового меридіана можна вибирати довільно, тому що від азимутального кута jінтенсивність залежить. Тому інтегрування по jу разі зводиться просто до множення на 2π . Надалі ми вважатимемо, що система відліку обрана саме таким чином, що інтенсивність залежить лише від полярного кута q, а при інтегруванні по тілесному куту справедлива рівність

що дозволяє звести двовимірний інтеграл до одновимірного. Тут f(q) - будь-яка функція полярного кута.

Потік

Серед космічних об'єктів зустрічається багато точковихджерел випромінювання, тобто, джерел, кутові розміри яких значно менше роздільної здатності телескопа. До них відносяться практично всі зірки, крім Сонця. Поняття інтенсивності для випромінювання точкових джерел позбавлене сенсу і їм користуються інший величиною - потоком випромінювання. Потік є мірою повної енергії, що протікає через одиничний майданчик, напрямок якого відомий. Розіб'ємо повний тілесний кут 4π на Nділянок малого розміру DW i:

Тепер виміряємо енергію DE i, що проходить через майданчик у напрямку DW i, і знайдемо суму

При цьому ми враховуємо угоду (2.3) про знак DE i: якщо енергія «входить» у майданчик, то їй приписуємо позитивний знак, а якщо «виходить», то негативний У межі нескінченно великої кількості розбиття на нескінченно малі майданчики сума (2.5) перетворюється на інтеграл

де позначення контурного інтеграла нагадує, що інтегрування ведеться з усіх напрямів з урахуванням знака dE. Під час підсумовування кутами ми, як і вище, вважали величини DS, Dtі Dω настільки малими, що енергія DEпропорційна добутку DS Dt Dω. Як і у разі інтенсивності, потоком F ω називається межа

Порівнюючи визначення (2.2) і (2.6), приходимо до вираження потоку через інтенсивність:

У точкових джерел вимірюється саме потік випромінювання. У разі циліндричної симетрії, коли справедлива формула

Зазвичай ми користуватимемося останньою формулою.

Підсумовування за кутовими змінними (2.6), на перший погляд, повинно означати, що потік не залежить від напрямку. Це справді так, якщо мати на увазі характеристику поля випромінювання. Але величина потоку залежить від напряму майданчика. Тут проявляється різницю між інтенсивністю і потоком. Якщо ми змінимо напрямок контрольного майданчика, не змінюючи поля випромінювання, то інтенсивність у будь-якому напрямку залишиться незмінною, але потік через майданчик стане іншим. Тому при обчисленні потоку важливо вказувати, про який майданчик йдеться. Далі ми матимемо на увазі зазвичай прийняте припущення, що майданчик розташований перпендикулярно до променю зору.

Середня інтенсивність

Середня інтенсивність Jω визначається як поділений на 4π інтеграл від інтенсивності в усіх напрямках:

У разі ізотропної (не залежить від напрямку) інтенсивності, коли

I ω = I 0,

постійний множник I 0 можна винести на знак інтеграла. Враховуючи, що тілесний кут повної сфери дорівнює 4π, отримаємо

Jω = I 0 .

У (2.9) ми підсумовуємо саме інтенсивність, а чи не минулу через майданчик енергію з урахуванням знака. Ця властивість відрізняє середню інтенсивність потоку. Особливо сильно відмінність проявляється у щойно розглянутому разі ізотропного випромінювання. Тут кількість «витікаючої» і «витікаючої» енергії однаково у кожному напрямі, звідки випливає, що повний потік через будь-який майданчик дорівнює нулю.

Інтенсивність та щільність енергії

Середня інтенсивність пов'язана із щільністю енергії випромінювання. Позначимо за допомогою dU ω (W) щільність енергії квантів, що летять у певному напрямку d W. За час Dtу тілесному куті DWчерез майданчик DS, розташовану перпендикулярно даному напрямку, проходить кількість енергії, що дорівнює добутку dU ω (W) на обсяг паралелепіпеда площею DSта заввишки c · Dt ,(c- швидкість світла). Скориставшись визначенням інтенсивності (2.2), напишемо

звідки отримаємо вираз для повної густини енергії:

або, згідно (2.9)

Отже, густина енергії випромінювання однозначно пов'язана із середньою інтенсивністю.

Потік від межі ізотропного джерела

Сформулюємо модель межі ізотропного джерела. Графічно вона зображена на рис. (3.2.3).

Аналітично модель визначається наступною залежністю інтенсивності від полярного кута. q:

Сенс цього вираження в тому, що випромінювання, що виходить від кордону, ізотропно, але відсутнє випромінювання, що входить до неї ззовні. Таке поле випромінювання не є ізотропним, і тому його потік може бути відмінний від нуля. За допомогою (2.8) отримаємо

(2.13)F = π I 0 .

Підкреслимо, що, строго кажучи, (2.13) немає зв'язок між потоком і інтенсивністю, оскільки потік - це число, а інтенсивність - функція кута. Рівність числа та функції можлива лише в тому випадку, якщо функція набуває постійного значення у всій області визначення. Але ізотропної інтенсивності відповідає потік, що дорівнює нулю. Формула (2.13) справедлива лише для функції I ω (q) з (2.12).

Формула Стефана-Больцмана

Формула Стефана-Больцмана для інтегрального по всьому спектру потоку випромінювання F справедлива в рамках сформульованої вище моделі ізотропного кордону джерела. Всередині чорного тіла інтенсивність Iдорівнює своєму середньому за кутами значенням J, Яке, у свою чергу, за допомогою формули (2.11) виражається через щільність енергії. Скориставшись (1.1) і (1.2) остаточно приходимо до

(2.14)F = s T 4 ,

є постійна Стефана-Больцмана для потоку випромінювання, або просто постійна Стефана-Больцмана.

3.3 Деякі програми

Наведемо кілька додатків моделі чорного тіла до космічних об'єктів.

Світність Сонця

Спектр Сонця близький до планківського з температурою

T e≈ 6·10 3 K,

а його радіус R eстановить близько 6.96·10 10 см. Тому світність Сонця дорівнює

Вона обумовлена, зрештою, переробкою водню в гелій, причому випромінювання забирає близько 0.8% енергії спокою в розрахунку на один нуклон. На стадії головної послідовності у цьому бере участь близько однієї десятої маси зірки. Приймаючи масу Сонця, що дорівнює 2·10 33 г, приходимо до висновку, що його запас енергії становить близько 1.4·10 51 ерг. Таким чином, Сонцю залишилося «жити» на головній послідовності приблизно 10-10 років.

Сонячна постійна

Знову вважаючи Сонце чорним тілом, оцінимо енергію, що надходить від нього на одиничний майданчик на околиці Землі. Відстань rміж Землею та Сонцем приймемо рівним одній астрономічній одиниці:

r= 1 а .е .= 1.495979 · 10 13 см.

Розділивши світність Сонця на площу сфери радіуса r, отримаємо так звану сонячну постійну, тобто потік всього випромінювання, що падає поза атмосферою Землі на майданчик одиничної площі при середній відстані Землі від Сонця:

Нині середньостатистичне енергоспоживання становить кілька кіловат на одного жителя нашої планети. Декілька квадратних метрів сонячних батарей, здавалося, могли б забезпечити середньодушеву потребу в енергії. Проте, низька ефективність батарей (теоретичний к.п.д. батарей становить близько 40%, а серійних елементів - 10%.), мінливість погоди, не цілодобовий режим роботи, непередбачувані екологічні наслідки затінення величезних площ та виведення їх з господарського обороту - все це робить перспективи сонячної енергетики дуже проблематичними.

Температура Землі

Оцінимо температуру Землі, виходячи з умови променистого балансу. Поверхня Землі вважаємо абсолютно чорним тілом із температурою T Å . Радіус Землі позначимо R Å . На Землю приходить енергія Сонця, що дорівнює добутку сонячної постійної f на площу земного диска причому частка цього випромінювання, що дорівнює альбедо A, відбивається назад у світовий простір. Середнє значення альбедо Землі A (альбедо Бонда) дорівнює 0.36. Вважатимемо, що, досить швидко обертаючись, Земля рівномірно прогрівається і всю енергію, що прийшла на неї, перевипромінює за законом Стефана-Больцмана. Звідси випливає рівняння балансу:

з якого випливає формула для температури Землі:

Радіус Землі випав із остаточного результату. Таким чином, для визначення температури об'єкта, що нагрівається Сонцем, важливі не його розміри, а відстань від Сонця. Підставляючи значення відомих параметрів отримаємо чисельну оцінку температури T Å :

T Å ≈ T Å / 23 ≈ 258 K = -15 ° C.

Насправді клімат Землі значно м'якший. Її середня температура становить близько 18 ° C рахунок так званого парникового ефекту - нагрівання нижньої атмосфери випромінюванням поверхні Землі. Атмосфера поглинає висхідний від поверхні планети потік довгохвильового випромінювання, нагрівається і, своєю чергою, нагріває поверхню Землі. Як ми встановили у розділі (2.7) другого розділу, для людського ока максимум у спектрі випромінювання Сонця посідає довжину хвилі близько 5500Å. Температура Землі, згідно з оцінкою попереднього розділу, приблизно в 23 рази менше температури Сонця, отже, в її спектрі випромінювання максимум припадає на довжину хвилі приблизно 10 мкм. Роль парникового ефекту ілюструє рис. 3.3.1. Жовтим кольором вгорі позначений спектр випромінювання Сонця моделі чорного тіла, а

червоним – випромінювання Землі. Обидва спектри наведені у відносних одиницях. Зелена лінія внизу - ступінь поглинання атмосферою земної випромінювання на різних довжинах хвиль. Добре видно, що сонячне світло проходить крізь атмосферу практично безперешкодно. Навпаки, на ділянці спектра від 10 до 20 мкм знаходяться смуги поглинання молекул CO2, H2O, O3, CH4. Вони і поглинають випромінювання, що приходить з поверхні Землі.

Ефективна температура зірки

Не тільки Сонце спектр випромінювання близький до функції Планка. Такою властивістю має більшість зірок. Тому в астрономії прийнято особливу одиницю вимірювання інтегрального потоку - ефективна температура T eff. Вона визначається так. Якщо інтегральний потік, що випромінюється з поверхні зірки, дорівнює F star , то

Фізичне зміст цього визначення розкривається порівнянням з формулою (2.14). Ефективна температура - це температура чорного тіла, розміри та світність якого збігаються з розміром та світністю зірки. Формально (3.1) застосовно до будь-якого джерела і є лише мірою потоку. Але якщо джерело має теплову природу, то величина T eff дає уявлення про температуру його поверхні.

Сонячна радіація. Щільність потоку сонячного випромінювання, що досягає меж земної атмосфери, становить 1360 Вт/м2. Ця величина називається сонячною постійною. На одиницю площі всієї поверхні атмосфери посідає середньому 1 /4 сонячної постійної. Подальший розподіл цього потоку залежить від висоти Сонця над горизонтом, географічної широти, стану атмосфери та інших чинників. Частина енергії, що надійшла, відображається атмосферою в космічний простір, інша частина поглинається товщою атмосфери і йде на її нагрівання. Підсумковий радіаційний баланс приходу сонячної енергії до поверхні землі становить від 15 Вт/м2 у субполярних широтах до 120 Вт/м2 у тропічних.

Сонячна постійна та оцінка температури Землі Сонячна постійна й© визначається як щільність потоку енергії сонячного випромінювання на середній відстані від Землі до Сонця (за межами земної атмосфери). Вона пропорційна потоку випромінювання з одиниці, поверхні Сонця та відношенню радіусу Сонця до відстані від Землі до Сонця. Теоретичні оцінки, пов'язані з моделлю чорного тіла, тобто із законом Стефана-Больцмана, дають 3© = (1373 ± 14) Вт/м2. Позаатмосферні виміри показали близький результат 5© = = (1367 =Ь 6) Вт/м2.

Потік сонячної енергії відрізняється великою сталістю. . Його інтенсивність, підрахована для зовнішньої поверхні повітряної оболонки Землі, дорівнює 137 + 20 Вт/м2 і називається сонячною постійною.

Не вся сонячна радіація досягає Землі. За межами атмосфери перпендикулярна до сонячних променів поверхня одержує енергію близько 2,00 кал/см2 - хв (1,39 ■ 103 Дж/м2 с). Ця величина називається сонячною постійною, вона злегка варіює по сезонах року відповідно до зміни видалення Землі від Сонця.

СВІТЛОВА СОНЯЧНА ПОСТІЙНА. Освітленість, створювана сонячною радіацією на межі атмосфери на майданчику, розташованому перпендикулярно до променів.

Середній потік сонячної енергії з відривом середнього радіусу орбіти Землі називається сонячної постійної 5о, має величину близько 1376 Вт/м2. Повна енергія, одержувана від Сонця в одиницю часу, дорівнює, де Я - радіус Землі. Площа поверхні Землі дорівнює 4тгК2, тому середня кількість енергії, яку отримує одиниця площі Землі в одиницю часу, дорівнює 50/4. Частина падаючої Землю енергії а результаті розсіювання і відбиття йде безповоротно в космічний простір; число а називається альбедо Землі і має величину близько 0,3. Отже, середній потік енергії, що поглинається, дорівнює (1 - а)50 / 4.

метеорологічна сонячна постійна.

АСТРОНОМІЧНА СОНЯЧНА ПОСТІЙНА. Сонячна постійна у звичайному значенні цього терміну, тобто визначена при врахуванні також і тієї сонячної радіації в ультрафіолетовій та інфрачервоній областях спектру, яка повністю поглинається у високих шарах атмосфери і тому не може бути проекстраполирована за наземними спостереженнями. ]

Значна частина сонячної радіації, що надходить Землю, охоплює діапазон хвиль не більше 0,15-4,0мкм. Приблизно половина радіації посідає смугу довжин хвиль між 0,38 і 0,87 мкм, видиму людським оком і сприймається як світло. Кількість сонячної енергії, що надходить на поверхню Землі таод прямим кутом, зване сонячної постійної, дорівнює 1,4 -10 3 Дж/(м2-с). Зі 100 одиниць короткохвильової сонячної енергії, що досягає атмосфери Землі, 19 одиниць поглинаються її компонентами, 34 одиниці повертаються до космосу (відображення від хмар та поверхні Землі). З 47 одиниць, що потрапляють на Землю, 4 нагрівають повітря, 2 нагрівають грунт, 1 бере участь у фотосинтезі і 40 використовується для випаровування води та процесів транспірації в рослинах. Довгохвильова радіація практично цілком (96%) досягає поверхні Землі і відбивається від неї також у вигляді довгохвильової, в інтервалі хвиль до 100 мк.

Кількість енергії сонячного випромінювання, що надходить до Землі (до верхньої межі атмосфери), завжди і оцінюється значенням 1370 Вт/м2. Ця величина називається сонячною постійною. Однак прихід енергії сонячного випромінювання до поверхні самої Землі суттєво коливається в залежності від низки умов: висоти Сонця над горизонтом, широти, стани атмосфери та ін. Форма Землі (геоїд) близька до кулястої. Тому найбільша кількість сонячної енергії поглинається в низьких широтах (екваторіальний пояс), де температура повітря біля земної поверхні, як правило, вища, ніж у середніх та високих широтах. Прихід енергії сонячного випромінювання до різних районів земної кулі та її перерозподіл визначають кліматичні умови цих районів.

Помітне зменшення сонячної постійної причиною зниження температури земної поверхні. У високих широтах цей ефект, як бачимо з рис. Зменшення сонячної радіації на 1,6% може спричинити катастрофічне заледеніння Землі. Причиною зменшення сонячної радіації може бути зниження прозорості земної атмосфери, яке, своєю чергою, обумовлено присутністю в атмосфері частинок пилу.

Хоча коливання загального сонячного випромінювання в широкому діапазоні довжин хвиль (постійної сонячної) дуже незначні (в межах 1 % цієї величини), зміни сонячної активності нерідко виявляються пов'язаними з різними процесами в атмосфері і кліматичними змінами. Так, мабуть, зміни магнітного поля, пов'язані із змінами меж сонячного вітру, позначаються на тропосферній циркуляції; зміни активності Сонця в масштабі одиниць та десятків років можуть впливати на інтенсивність посух у різних частинах земної кулі; Довгоперіодні (у масштабі століть) коливання активності Сонця можуть значною мірою визначати зміни типу «малого льодовикового періоду».

ДОВГИЙ МЕТОД ВИЗНАЧЕННЯ СОНЯЧНОЇ ПОСТІЙНОЇ. Визначення сонячної постійної на основі спектроболометричних вимірювань у кількох десятках ділянок спектру за різних мас атмосфери. За цими даними, проекстраполованими до маси, що дорівнює нулю, будують згладжену криву розподілу енергії на межі атмосфери. Величина площі, обмеженої цією кривою, доповнена «інфрачервоною» та «ультрафіолетовою» поправками, дає значення сонячної постійної в умовних одиницях. Для переведення сонячної постійної в абсолютні одиниці служить порівняння з одночасними піргеліометричними вимірами. Порівн. короткий метод визначення сонячної постійної.

КОРОТКИЙ МЕТОД ВИЗНАЧЕННЯ СОНЯЧНОЇ ПОСТІЙНОЇ. Метод, що дозволяє швидко визначити величину сонячної постійної. Спочатку визначають спектральні коефіцієнти прозорості атмосфери за значенням деякої функції / величина якої обчислюється за запасом води в атмосфері та інтенсивністю навколосонячного сяйва. За знайденими величинами спектральних коефіцієнтів прозорості та за даними спектроболометричних вимірів будують криву розподілу енергії на межі атмосфери. Порівн. довгий метод визначення сонячної постійної.

ПОЗААТМОСФЕРНА ІНТЕНСИВНІСТЬ СОНЯЧНОЇ РАДІАЦІЇ. Інтенсивність сонячної радіації на верхній межі атмосфери, що змінюється в залежності від зміни відстані між Землею та Сонцем, на відміну від сонячної постійної, розрахованої для середньої відстані Землі від Сонця.

В даний час інформація про сонячну постійну, її абсолютну величину і тимчасову мінливість виходить за даними прецизійних вимірювань за допомогою спеціальної апаратури на штучних супутниках Землі, космічних зондах і ракетах.

Раніше, до реалізації названих вище технологій, сонячну постійну визначали шляхом екстраполяції вимірів на різних висотах на зовнішній кордон атмосфери.

Джерелом майже всієї енергії Землі служить Сонце. Сонячна постійна - повний потік радіації, що надходить за 1 хв на 1 см2 площі, перпендикулярної до напрямку сонячних променів, за межами атмосфери - дорівнює 8,2 Дж/(см2-хв). Основна кількість енергії Сонця надходить у вигляді короткохвильової радіації.

Гірські обсерваторії мали особливе значення у ранніх дослідженнях сонячної радіації та сонячної постійної - середнього потоку сонячної радіації, одержуваної поверхнею, перпендикулярної до сонячних променів, поза атмосферою при середній відстані Землі від сонця.

Відправною точкою розгляду радіаційної енергетики системи океан-атмосфера є позаатмосферний інтегральний потік сонячної радіації, приведений до середньої відстані між Землею і Сонцем, що називається сонячною постійною і коливається в межах „1322-1428 Вт/м2. Переважна частина енергії сонячного випромінювання лежить у сфері довжин хвиль 0,3- 0,5 мкм. Дослідженню сонячної постійної повністю або частково присвячено велику кількість робіт оглядового та монографічного характеру. У багатьох із них ставиться під сумнів сталість у часі сонячної постійної. Обробка довгих рядів високогірних, літакових, аеростатних і супутникових спостережень показала умовність цього терміна. Так, 1000-добовий ряд спостережень дав максимальний розмір мінливості 6,18 Вт/м2 при середньому значенні 1372 Вт/м2 . Для середньозваженого значення сонячної постійної за період 1969-1981 гг. отримано 1367,6 Вт/м2 при похибці 0,3 %, а називається на 1 % менше значення- 1353 Вт/м2. До речі, одновідсоткова зміна сонячної постійної, згідно з результатами чисельного моделювання, відповідає зміні середньої глобальної температури на один градус. Наприклад, її спад 1980 р. становив 0,04 % . Регресійний аналіз дозволив встановити тренди зменшення сонячної постійної 0,0255% (0,049% за іншими даними) на рік. Зазначається кореляція короткоперіодних спадів із кількістю сонячних плям.

Головними джерелами біологічно використовуваної енергії для переважної більшості живих істот на Землі є сонячне світло і їжа, в органічних речовинах якої акумульована сонячна енергія. Валовий ресурс сонячної енергії практично невичерпний. Її доступність для земних споживачів обумовлена ​​сонячною постійною та кліматом, а також первинною продукцією біосфери. Ресурси небіологічного використання енергії розглядаються в гол. 6. […]

Для стандартизації обробки даних та кліматичних розрахунків на міжнародних з'їздах приймалися, природно доказово, значення сонячної постійної із зазначенням похибок її визначення. Прикладом може бути рішення в 1957 р. Міжнародної актинометричної комісії при ВМО та ін. Ракетне зондування та вимірювання зі штучних супутників Землі в період з 1976 по 1981 р. дозволили виміряти значення сонячної постійної - 1367±4 Вт/м2. Нині прийнято це значення. Але слід пам'ятати, що у конкретний час повна енергетична освітленість сонячним випромінюванням верхній межі атмосфери коливається не більше ±3,5% залежно від становища Землі з її орбіті.[ ...]

Кількість енергії, що надходить у певний проміжок часу, визначає потужність енергетичного потоку. Потужність – швидкість енергетичного потоку. Потужність сонячної енергії, що припадає на одиницю Землі, визначається наступними чинниками. Сонячна постійна Ьс, що дорівнює кількості енергії сонячних променів, що надходять в одиницю часу на одиницю площі, перпендикулярної до сонячних променів і поза земною атмосферою на середній відстані від Сонця, становить 1360 Вт/м2. Середній потік сонячного випромінювання на одиницю земної поверхні за межами атмосфери Ь3 відноситься до сонячної постійної як площа кола до площі кулі і відповідає Ь3= Ьс/4, тобто. 340 Вт/м2.

На межі земної атмоо iL .-f/P фери з космосом радіація становить від 1,98 до 2 кал/см2хв., або 136 МВТ/см2 («сонячна стала»). Як видно на малюнку 4.1,42% всієї падальної радіації (33% +9%) відображається атмосферою в космічний простір, 15% поглинається товщої атмосфери і веде на її нагрівання і тільки 43% досягає земної поверхні. Ця частка радіації складається з прямої радіації (27%)-пошта паралельних променів, що йдуть безпосередньо від Сонця і несуть найбільше енергетичне навантаження та розсіяної (дифузної) радіації (16%) - променів, що надходять до - /У/ Землі з усіх точок небосхилу, розсіяних молекулами газів повітря, крапельками водяної пари, кристаликами ладу, частинками пилу, а також відбитих вниз від хмар. Загальну суму прямої та розсіяної радіації назгва-ють сумарною радіацією.

Світловий режим. Кількість досягає поверхні Землі радіації обумовлено географічною широтою місцевості, тривалістю дня, прозорістю атмосфери та кутом падіння сонячних променів. За різних погодних умов до Землі доходить 42 - 70% сонячної постійної (рис. 4.1). Проходячи через атмосферу, сонячна радіація зазнає низки змін у кількісному відношенні, а й у складі. Короткохвильова радіація поглинається озоновим екраном та киснем повітря. Інфрачервоні промені поглинаються в атмосфері водяними парами та діоксидом вуглецю. Решта у вигляді прямої або розсіяної радіації досягає поверхні Землі (рис. 5.39).

Бенкет! еліометричні дані, отримані через 30 років Бюро погоди США на м. Еванс у штаті Колорадо, дали значення 1349 Вт/м2. Обидва ці числа дуже близькі до сучасного значення, отриманого при вимірюваннях з супутників Високогірні станції, як і раніше, використовуються для дослідження радіації. Різниця між цим числом та сонячною постійною пояснюється поглинанням у верхній атмосфері.

ПРИВЕДЕНА ІНТЕНСИВНІСТЬ РАДІАЦІЇ. 1. До певної маси атмосфери. Середнє (у цьому місці) значення інтенсивності прямої радіації при довільно взятій масі атмосфери (висоти сонця). Може бути визначена з величини сонячної постійної/про емпіричну формулу, побудованої на основі багаторічних спостережень. П. І. Р. має велике значення при кліматичних характеристиках радіаційних умов даного місця.

Опис зміни температури кліматичної системи Землі набуває форми, подібної до руху частинки в потенційній ямі. Зазначимо, що таке спрощене уявлення призводить до висновку, що клімат Землі є неоднозначним. Наприклад, при даному значенні сонячної постійної та при існуючому хімічному складі сухого повітря крім сучасного клімату міг би мати місце зовсім інший клімат, зокрема так званий клімат «білої Землі».

Проблема льодовикових періодів ще довго залишатиметься у сфері інтересів дослідників природи: вона справді складна. На характер клімату, а отже, і зледеніння мають, звичайно, великий вплив і космічні фактори, такі як коливання земної осі, зміна величини сонячної постійної і, напевно, багато іншого. Але першочергового значення мають і локальні причини. І першим цього вказав У. А. Кос-тицин. Вивчення локальних механізмів особливо важливе тепер, коли роль антропогенних чинників безперервно зростає. Ось чому та сторінка історії природознавства, якою належить діяльність В. А. Костіцина, вже належить до теорії ноосфери.

Земля обертається навколо Сонця мало розтягнутим еліпсом, в одному з фокусів якого знаходиться Сонце.

Так як поточний стан океану і атмосфери є результатом їхнього відгуку на радіацію, що отримується від Сонця, хотілося б знати, яка мінливість є в цій радіації. Сумарна кількість радіації, що падає на Землю протягом 1 року, залежить лише від радіації, яка походить від Сонця. Ця радіація вимірюється сонячною постійною 5; її фактичне значення визначається рівністю (1.2.1). Вимірювання, проведені починаючи з 1920 року, показали відсутність мінливості, що перевищує можливі похибки вимірювань, так що за цей період 5 змінювалося не більше ніж на 1 або 2%. Таким чином, гіпотеза про сталість 5, що передбачається і в самій назві «сонячна постійна», узгоджується з отриманими до цього дня спостереженнями, хоча інші можливості не виключаються. Однак кількість радіації, що падає в окрему точку на Землі, змінюється у величезних межах між днем ​​і вночі та від сезону до сезону, і ці варіації безсумнівно важливі для відомого нам життя. Оскільки акцент у цій книзі робиться на періоди більші за добу, то добові варіації не будуть безпосередньо розглядатися. Однак важливо підкреслити, що існування добових варіацій може вплинути на стан атмосфери на більш тривалих періодах; величина ефекту залежить від амплітуди добових варіацій. Повітря не є «неперемішуваним» ночі, так що сумарний ефект істотно відмінний від того, що досягається при постійній радіації.

При всій різноманітності температурного режиму в різних кліматичних зонах і в різних ландшафтах на Землі основні джерела надходження енергії та її втрат залишаються тими самими. Однак їх ефективність може змінюватись в залежності від різних подій планетного масштабу, що веде до тих чи інших змін клімату. Найбільш потужне і постійне джерело енергії, що надходить на планету - випромінювання Сонця. Інтенсивність потоків світлової та теплової, у вигляді інфрачервоного випромінювання, енергії, що падає на Землю від Сонця, практично залишається постійною. Величину енергії випромінювання на відстані в 1 астрономічну одиницю від ¿онця, тобто на середній відстані Землі від Сонця, називають сонячною постійною. Вона становить 1,95 кал/см2 хв. Протягом року інтенсивність потоку енергії, що падає на Землю, дещо змінюється внаслідок того, що орбіта, якою планета рухається навколо Сонця, має еліптичну форму, хоч і близьку до кругової.

Сонячна постійна - кількість сонячної енергії, що падає за 1 хв на майданчик в 1 см 2 , розташовану перпендикулярно сонячним променям за межами земної атмосфери на середній відстані Землі від Сонця. Іншими словами, сонячна стала - це освітленість, яку Сонце створює на поверхні, перпендикулярній до його променів, віддаленої від нього на відстань в одну астрономічну одиницю. При цьому враховується не тільки енергія видимих ​​променів, але й випромінювання всіх інших діапазонів довжин хвиль (див. ), наприклад невидимі ультрафіолетові та інфрачервоні промені, що майже повністю поглинаються земною атмосферою. В даний час в результаті сукупності наземних та позаатмосферних вимірювань сонячної постійної її значення відоме з точністю до 1% і становить 1,95 кал/(см 2 хв) = 1,36 кВт/м 2 .

Можливі коливання потоку сонячної енергії в кілька сотих або десятих часток відсотка можуть мати істотне значення для геофізичних і в першу чергу кліматичних явищ.

Внаслідок еліптичності земної орбіти реальний потік сонячного випромінювання, що потрапляє Землю, змінюється протягом року майже 7%. При цьому його збільшення у Північній півкулі припадає на зиму, що дещо пом'якшує її.

Саморобний геліореєстратор

За допомогою цієї дотепної установки можна щодня реєструвати інтервали часу, в які Сонце не закрите хмарами. Головна деталь приладу - лінза, що фокусує.

Ймовірно, всі ви, хлопці, користувалися лупою як «випалювальне скло». Ви знаєте, звичайно, що для того, щоб випалити на папері точку, потрібно встановити лупу перпендикулярно сонячним променям, а папір розташувати позаду неї на видаленні фокусної відстані. Якщо лупу безперервно повертати слідом за Сонцем, «примусити стежити» за ним, то на папері пропалиться рисочка, яка збільшуватиметься доти, доки наше денне світило не сховається за хмарами або не піде за горизонт. На цьому й ґрунтується принцип роботи геліореєстратора. Тільки в приладі заводського виготовлення (метеорологи називають його геліографом) звичну нам лінзу замінили прозорою скляною кулею, яка працює як скло, що випалює, незалежно від положення Сонця над горизонтом.

У саморобному геліореєстраторі як кульова лінза можна з успіхом використовувати наповнену водою і герметично закриту кулясту колбу. Універсальний штатив із шарнірним затискачем послужить утримувачем. Ви можете зробити його самі, використовуючи фотоштатив і затискач з двох дерев'яних брусочків, що мають вирізи у формі напівкілець за розміром шийки колби. До тримача, наприклад, за допомогою деталей конструктора прикріпіть дугоподібну металеву смужку; на її внутрішній поверхні зміцніть скріпками стрічку з паперу-міліметрівки, на якій залишить пропалений слід Сонце, що рухається по небу. Радіус, довжину та ширину металевої дуги (відповідно та паперової смужки), як і її віддалення від колби, треба визначити експериментальним шляхом. Ці параметри залежать від фокусної відстані лінзи, що використовується.

Геліореєстратор встановіть на майданчику з відкритою південною частиною небосхилу. Шийка колби направте вгору і нахиліть на північ більшою чи меншою мірою, залежно від пори року. Саморобний геліореєстратор можна використовувати і взимку. Для того щоб вода в колбі не замерзала, розчиніть у ній приблизно столову ложку кухонної солі, а краще – хлориду кальцію кристалогідрату. Взимку паперові смужки мають бути темного кольору.

Якщо щодобово змінювати паперові смужки, не забуваючи проставляти на них дати, то обробка отриманих результатів дозволить вам згодом визначити кількість сонячних днів у минулому році, розподіл їх за місяцями та сезонами, сумарне число годин прямої сонячної радіації тощо. цікаві щодо астрокліматичних умов місці спостереження і щодо сонячно-земных зв'язків. При обчисленні щодобової тривалості прямого сонячного сяйва вам допоможе таблиця у статті.

Якщо ви знайшли помилку, будь ласка, виділіть фрагмент тексту та натисніть Ctrl+Enter.

Сонце можна поділити на внутрішню частину та атмосферу. Температура внутрішньої частини перевищує 5 ∙10 6 . Тут виникають термоядерні реакції переходу водню до гелію. Енергія цих реакцій поширюється з надр Сонця шляхом поглинання та перевипромінювання світлових квантів вищими шарами. У верхньому шарі (товщиною близько 100 000 км) цієї частини, що називається конвективною зоною, перенесення енергії здійснюється також шляхом конвекції (швидкість підйому гарячих мас газу та опускання холодних мас -1-2м/с).

Атмосфера Сонця складається із трьох шарів. Найнижчий шар завтовшки 100-300 км носить назву фотосфери. Вона є сильно іонізованим газом з температурою 5000-6000 К і тиском на верхній межі близько 100 гПа. Фотосфера випромінює практично всю енергію, що надходить Землю від Сонця. Вище фотосфери розташована хромосфера, що простягається до висоти 10 000-15 000 км, і сонячна корона, що є майже повністю іонізованим газом - плазму (з числом частинок в 1 см 3 близько 3 ∙ 10 7 біля основи корони і близько 200 поблизу орбіти) .

Температура Сонця знижується зі збільшенням відстані від центру його до верхньої межі фотосфери. У хромосфері температура зростає зі збільшенням висоти, спочатку повільно (до десятків тисяч Кельвінів), а потім швидко, і досягає мільйона Кельвінів на межі між хромосферою та сонячною короною.

Підвищення температури у хромосфері та короні прийнято пояснювати розсіюванням енергії звукових та інших хвиль, що виникають у конвективній зоні.

Швидкість закінчення плазми поблизу Сонця відносно мала (близько десятків кілометрів на секунду), потім вона зростає і поблизу орбіти Землі сягає кількох сотень кілометрів на секунду. Потік заряджених частинок - корпускул, що летять від Сонця у всіх напрямках, отримав назву сонячного вітру.

Сонячна атмосфера, і зокрема фотосфера, дуже неоднорідна та неспокійна. У ній спостерігаються смолоскипи, флоккули, хромосферні спалахи та інші процеси, що є джерелами корпускулярних потоків, сильніших за сонячний вітер. Особливо різко зростає корпускулярне та електромагнітне випромінювання Сонця при хромосферних спалахах тривалістю від кількох хвилин до кількох годин. Щільність речовини в місцях спалаху значно більша, ніж у навколишніх областях хромосфери, а швидкість руху корпускул досягає 1000 км/с. При певній орієнтації такий потік корпускул через 1-2 доби досягає Землі та викликає магнітні бурі, полярні сяйва та інші геофізичні явища. Під час спалаху сильно зростає інтенсивність рентгенівського та радіохвильового випромінювання, а також випромінювання в деяких ділянках ультрафіолетової та видимої областей спектру.

У фотосфері виникають відносно холодні утворення (з температурою близько 4600 К) неправильної форми з дуже сильними магнітними полями, які отримали назву сонячних плям. Вони зазвичай з'являються групами в широтних зонах 35-5° по обидва боки від сонячного екватора і від кількох годин за кілька місяців.

Весь комплекс коротко описаних нестаціонарних явищ у сонячній атмосфері називають сонячною активністю. Для її кількісної характеристики використовують різні індекси. Найбільш поширене серед них - число Вольфа W, пропорційне сумі загальної кількості плям f удесятеренного числа їх груп g:

де k- Емпіричний коефіцієнт.

Число Вольфа виявляє коливання у часі із середнім періодом близько 11 років (при зміні окремих періодів від 7 до 17 років). Такі коливання властиві й іншим проявам сонячної активності та обумовленим нею геофізичним явищам. Число Вольфа під час мінімуму сонячної активності змінюється від 0 до 11, а під час максимуму – від 40 до 240. Протягом 11-річного циклу змінюється не лише кількість сонячних плям, а й положення зони їх утворення. Крім коливання з періодом близько 11 років, спостереження дозволили виявити низку коливань сонячної активності з іншими періодами (27 діб, 22 роки, 80-90 років).

Найважливіше значення має проблема з'ясування зв'язку сонячної активності з процесами та явищами у земній атмосфері – так звана проблема сонячно-земних зв'язків. З цієї проблеми протягом останніх десятиліть виконано багато досліджень. Проте загалом вона ще не вирішена. Зокрема, залишається незрозумілим механізм зв'язку із сонячною активністю погодоутворюючих процесів, що спостерігаються у тропосфері та стратосфері.

Весь спектр випромінювання Сонця прийнято ділити на ряд областей (у дужках вказані граничні довжини хвиль λ):

гамма-випромінювання (λ< 10 -5 мкм);

рентгенівське випромінювання (10 -5 мкм)< λ < 10 -2 мкм);

ультрафіолетова радіація (0,01 мкм)< λ < 0,39 мкм);

видиме випромінювання спектру або видиме світло (0,39 мкм)< λ << 0,76 мкм), который, в свою очередь, подразделяется на семь цве­тов:

інфрачервона радіація (0,76 мкм)< λ < 3000 мкм);

радіохвильове випромінювання (λ> 0,3 см).

Виділяють також ближній ультрафіолетовий (0,29-0,39 мкм) та ближній інфрачервоний (0,76-2,4 мкм) ділянки спектра.

Більшість (понад 95%) випромінювання Сонця посідає область так званого оптичного вікна (0,29-2,4 мкм), що включає видимий, ближні ультрафіолетовий та інфрачервоний ділянки спектра. Ця область носить назву оптичного вікна з тієї причини, що саме тут земна атмосфера найбільш прозора для сонячного випромінювання (пропускає близько 80 %), у той час як випромінювання в далеких ультрафіолетових та інфрачервоних областях (на які припадає близько 1 і 3,6 %) повністю чи майже повністю поглинається атмосферою. Зазначимо принагідно, що, крім хвиль оптичного діапазону, атмосфера прозора також для радіохвильового випромінювання в інтервалі довжин хвиль 1-20 см.

Випромінювальна здатність Сонця близька до випромінювальної здатності абсолютно чорного тіла з температурою близько 5800 К. У табл. 5.1 та на рис. 5.3 наведено розподіл довжин хвиль сонячної радіації на верхній межі земної атмосфери. Однак випромінювання Сонця близько до випромінювання абсолютно чорного тіла тільки у видимій та ближніх інфрачервоній та ультрафіолетовій областях спектру. В інтервалі 0,29-0,21 мкм випромінювання Сонця зменшується з довжиною хвилі швидше, ніж у чорного тіла. Однак далі воно меншає повільніше, і вже поблизу λ≈ 0,1 мкм Сонце випромінює в 2-3 рази більше енергії, ніж чорне тіло.

При λ< 0,05 мкм излучение Солнца резко отличается от излуче­ния черного тела. Это объясняется тем, что в области λ < 0,2 мкм интенсивность излучения фотосферы снижается до минимума и основным источником излучения служит горячая плазма верхней хромосферы и нижней короны Солнца.

Таблиця 5.1. Спектральна щільність потоку I * λ0 сол.радіації на верхній межі атмосфери (при I * 0 = 1,353 кВт/м2) та частка (D λ) потоку сонячної радіації у всьому інтервалі довжин хвиль коротше λ

Рис. 5.3. Спектральна щільність I*λ0 потоку сонячної радіації на верхньому кордоні

атмосфери. I-за даними Такаекара і Драммонда (1970), 2 - за даними Джонсона (1954).

Інтенсивність випромінювання Сонця в області дуже коротких хвиль (особливо інтенсивність рентгенівського випромінювання) схильна до різких коливань у часі - в десятки і сотні разів в 11-річному циклі сонячної активності. Ці коливання, незважаючи на малу енергію, надають певний вплив на процеси, що протікають у верхніх шарах земної атмосфери. Однак внесок рентгенівського випромінювання, так само як і радіохвильового, яке піддається ще більшим коливанням, в загальний потік сонячної радіації мізерно малий. Тому навіть різкі коливання цих випромінювань практично не позначаються на інтегральному потоці сонячної радіації, для якого характерна сталість у часі.

Вважаючи Сонце за своїми характеристиками, близькими до абсолютно чорного тіла, можна оцінити температуру Сонця. При цьому різні методи дають різні результати. Максимум випромінювальної здатності Сонця посідає видиму ділянку спектра, на довжину хвилі λ т= 0,4738 мкм. На підставі закону Вина отримуємо так звану колірну температуру Сонця: Т с = 6116 К

Другий метод визначення температури Сонця заснований на формулі (5.1.17) для потоку випромінювання та на понятті сонячної постійної. Кількість сонячної радіації, що надходить в одиницю часу на одиничну поверхню на верхній межі земної атмосфери, перпендикулярну до сонячних променів, при середній відстані Землі від Сонця, називається сонячною постійною. Позначимо сонячну постійну через I * 0 значення сонячної постійної внаслідок тих великих труднощів, які виникають при її визначенні, не встановлено до теперішнього часу.

Широкі можливості визначення I* 0 з'явилися останні десятиліття з урахуванням спостережень потоку сонячної радіації з допомогою ШСЗ. Згідно з новітніми даними актинометричних вимірювань на супутниках, найбільш ймовірне значення сонячної постійної укладено в інтервалі 1,368 - 1,377 кВт/м 2 (максимальний розкид становить 1,322 - 1,428 кВт/м 2 за відсутності будь-якої регулярності зміни в часі - звідси і термін ").

К. Я. Кондратьєв і Г. А. Нікольський на основі даних вимірювань на аеростатах, що піднімалися до висоти близько 30 км, отримали (шляхом екстраполяції аеростатних даних за межі атмосфери) для I * 0 6 кВт/м2. Не виключено, що сонячна постійна зазнає деяких змін у часі під впливом коливань активності Сонця. За К. Я. Кондратьєва і Г. А. Микільського, найбільше значення /0 спостерігається при W = 90 ... 100. При значеннях числа Вольфа поза цим інтервалом сонячна постійна зменшується, при цьому максимальне відхилення досягає 2%.

Поряд із поняттям сонячної постійної, що включає енергію всіх довжин хвиль (її називають також астрономічною сонячною постійною), деякі автори (Дж. Джордж, С. І. Сівков) запропонували ввести поняття метеорологічної сонячної постійної. Остання є потік сонячної радіації на верхній межі атмосфери в спектральному інтервалі 0,346-2,4 мкм. Зі спектру сонячної радіації виключається, таким чином, та частина випромінювання, яка ніколи не досягає тропосфери і не впливає на її тепловий режим. Метеорологічна сонячна постійна дорівнює Джорджу 1,26 кВт/м 2 , Сивкову 1,25 кВт/м 2 .

Якщо відомо значення постійної сонячної, то можна підрахувати потік випромінювання Сонця B с. Позначимо через р 0 середня відстань Землі від Сонця (г 0 = 149,5 млн. км), через радіус Сонця (а = 696,6 тис. км).

Кожен квадратний метр сфери радіусом г0 отримує за 1 з енергію I * 0; кількість енергії, що отримується всією сферою радіусом Го, дорівнює кількості енергії, що випромінюється Сонцем

Знаючи потік B з і прирівнюючи його σТ з 4 знаходимо температуру фотосфери Сонця: T с = 5805 К. Температура Сонця, визначена за значеннями I * 0 і B с, носить назву ефективної або радіаційної температури. При практичних розрахунках температуру Сонця вважають рівною 6000 До.

Кількість енергії, що випромінюється Сонцем, розподіляється між різними ділянками спектру наступним чином: ультрафіолетова область (λ< 0,39 мкм) - около 9 % , видимый участок спектра (0,39 мкм ≤ λ ≤0,76 мкм) - 47 %, инфракрасная область (Х>0,76 мкм) – 44 %.

З викладеного вище випливає, що Сонце випромінює енергію у широкому діапазоні довжин хвиль. Однак понад 99% цієї енергії припадає на ділянку спектра, укладену між 0,10 і 4 мкм. Сонячну радіацію з цієї причини часто називають короткохвильовою, на відміну від інфрачервоної ( довгохвильовий) радіації Землі та атмосфери, понад 99 % якої посідає інтервал довжин хвиль від 3-4 до 80-120 мкм.