Как найти солнечную постоянную для земли

Со́лнечная постоя́нная — суммарная мощность солнечного излучения, проходящего через единицу площади, ориентированной перпендикулярно потоку солнечных лучей, на расстоянии одной астрономической единицы от Солнца вне земной атмосферы.

Наиболее точной оценкой солнечной постоянной считается 1360,8 ± 0,5 Вт/м² (данные 2008 года, когда солнечная активность была в минимуме). В 1990-х годах было получено значение 1365,4 ± 1,3 Вт/м^2[1].

Инструментальные измерения солнечной постоянной[править | править код]

Прямые инструментальные измерения солнечной постоянной стали производиться с развитием внеатмосферной астрономии, то есть с середины 1960-х. При проводившихся ранее наблюдениях с поверхности Земли приходилось вносить поправки на поглощение солнечного излучения атмосферой^[2].

Изменения солнечной постоянной[править | править код]

Солнечная постоянная не является строго постоянной. На её величину влияют изменения солнечной активности. Это влияние обусловлено в основном изменением потока излучения при изменении числа и суммарной площади солнечных пятен, при этом поток излучения меняется сильнее всего в рентгеновском и радиодиапазоне. Поскольку период прямых измерений солнечной постоянной относительно невелик, то её изменение на протяжении 11-летнего цикла солнечной активности (цикла Швабе), по-видимому, не превышает ~10⁻³, доля изменчивости в оптическом диапазоне, обусловленная вкладом солнечных пятен, оценивается ~10⁻⁴. Для оценки вариаций солнечной постоянной в течение более длительных солнечных циклов (циклы Хейла, Гляйсберга и пр.) данные прямых измерений отсутствуют.

Измеренные на Земле значения мощности солнечного излучения значительно изменяются в течение года из-за эллиптичности земной орбиты. Годичная вариация составляет 6,9 % — от 1,412 кВт/м² в начале января до 1,321 кВт/м² в начале июля.

В соответствии с современными моделями развития Солнца, в долгосрочной перспективе его светимость будет возрастать примерно на 1 % за 110 миллионов лет^[3].

Влияние на климат Земли и косвенные методы измерения[править | править код]

Долгопериодические вариации солнечной постоянной имеют большое значение для климатологии и геофизики: несмотря на несовершенство климатических моделей, расчётные данные показывают, что изменение солнечной постоянной на 1 % должно привести к изменению температуры Земли на 1—2 K.

Световая солнечная постоянная[править | править код]

Освещённость перпендикулярной потоку площадки, расположенной за пределами атмосферы на среднем расстоянии Земли от Солнца, в видимом диапазоне спектра называется световой солнечной постоянной. По оценке В. В. Шаронова середины XX века она равна 135000 люксов^[4][5]. В англоязычной литературе понятию «световая солнечная постоянная» соответствует термин «solar illuminance constant».

См. также[править | править код]

• Солнечные циклы
• Солнечная активность
• Тепловой баланс Земли

Примечания[править | править код]

Ссылки[править | править код]

• Crommelynck D. Solar Constant (26 апреля 2002).
• Solar Constant: Construction of a Composite Total Solar Irradiance (TSI) Time-Series from 1978 to the Present. Physikalisch-Meteorologisches Observatorium Davos / World Radiation Center.

Back to Math And Terraforming

The solar constant is the energy output of the Sun or another celestial body as received on the orbit of Earth or another planet, moon or asteroid.

Overall

The Sun’s energy output is 1.361 kW/square meter or 1.951 calories per minute, at Earth’s orbit. However, when I started working with Math for hypothetical planets, I used another value, 1.98, for Earth’s orbit, which I found in books dating from Soviet time. From this value, a significant part is absorbed by Earth’s atmosphere. Also, the value changes because the Sun’s energy output changes along time and also Earth’s orbit is an ellipse and not a circle.

For terraforming, it is important to define the energy output in different wavelengths. We know that plants need both red and blue light (see Plants on new worlds for details). Infrared light is important for heating a planet. Also, we need to keep an eye on ultraviolet and X – Roentgen rays, which can seriously affect life if there is not an ozone layer.

Calculating the solar (or stellar constant) is difficult with traditional formulas, it will bring you up to values with 20 zeros. So, I made some more simple formulas, using the local solar constant for Earth as 1. This value is used in all formulas listed below. All formulas are made for Microsoft Excel. It will be much easier to use such values if you want to compare another star or another planet with the Sun or Earth. So:

• Solar constant (energy received) for Earth: Ks = 1.
• Solar constant (energy output) for the Sun: Ks = 1.

Stellar Constant

Each star gives a specified energy output. The stellar constant is defined as the energy output of a star measured at 1 AU (1 astronomical unit, Earth’s distance from the Sun, 149.5 million km). Some stars have larger radius than 1 AU, therefore the value becomes only a theoretical one, to be used in formulas.

For our sun, Sol, the value is 1. For other stars, it is very different. I calculated values for Procyon A of 7.037 and for Barnard’s Star of 0.00259.

Some stars are variable. The most important are flare stars, which can increase their energy output even 100 times in a minute during flares. So, if you are making calculations for a flare star, you should use two types of values: for average radiation and for flare eruptions. Again, for variable stars, you should make calculations using the solar constant at different points during their energy shift.

Specified Stellar Constant

Each star is different. Cooler stars generate more infrared and red light, while hotter stars emit more blue and ultraviolet light. In practice, it is good to have a specified stellar constant for each value. To see what kind of light a star emits (infrared, red, blue, ultraviolet), it is good to calculate the constant for different wavelengths.

Once you have these values for a star’s energy output, you can calculate what amount of light is received at the orbit of a specified planet. Go to Stellar Parameters to see how to get these values.

Formulas For Stars

There are various ways to get the solar constant.

From Temperature

If you have the temperature and radius of a star, you can easy calculate its energy output using the blackbody radiation principle. The formula is simple:

Ksg = (T^4)*8.972008E-16

Ksg is the solar constant per surface unit and T is temperature in Kelvin degrees. This formula shows you the solar constant if all stars were of the same size. In order to calculate the effective solar constant, the formula is:

Ks = Ksg*(r^2)

Ks is the solar constant for that star, Ksg is the solar constant previously calculated and r is the radius of the star (given in Solar radii). We can merge both formulas into one:

Ks = ((T^4)*8.972008E-16)*(r^2). T is star’s temperature in Kelvin and r is the star’s radius in Solar radii.

This formula will directly show you how much energy a star produces compared to the Sun. For the Sun, it will give you the value 1.

From Magnitude

To determine the stellar constant for a specified star, you can access existing catalogues, to see the magnitude (for example, the Hipparcos). You will need the absolute magnitude. Then use this formula:

Ks = =(2.512^(-Mag))*2.011291223E-11

Ks is the solar constant and Mag is the absolute magnitude. This simple formula can be used for magnitude given in any spectral type. If you use visual magnitude, you will get how much visible light the star produces. See Magnitude for more details.

Determining Special Constants

For some stars, there are datasheets like Internet Stellar Database, where you can find color indexes for each star. There, the colors are as follows:

U - ultraviolet
V - visual (yellow)
B - blue
I - infrared

There, you will see something like U-V = +0.65. This means that the star has a magnitude in ultraviolet with 0.65 units higher then in visible (yellow). Now, you can take these values directly into your simulation. To start, the given magnitude is in visible (yellow), from there you can compute all values.

Please mind that the values in datasheets are measurements from Earth-based telescopes and they are not exact, as they also include light absorption by interstellar environment.

If you have no datasheets or if you are working on a hypothetical star, another way to determine special constants is by using the black-body radiation equations. Please go to Stellar Parameters, where they are all listed.

Establishing special constants is highly important for establishing the Habitable Zone. Plants need both red and blue light for photosynthesis and this light must not fall below 1/1000 of what we have on Earth (see Plants on New Worlds for details). So, calculating the solar constant for red and blue is important and is done with formulas from Stellar Parameters.

Reflected Light

Any object that reflects light can add a limited heat. For example on the Moon, temperature does not drop below -200 C because of the heat radiated by Earth. There is a way to determine this tiny amount of heat. I use to call it reflection constant:

Kr = ((((KS/d^2)/alb)*diam^2)/dist^2)/100000

Here, Kr is the reflection constant, KS is star’s constant, d is planet’s distance to the star, alb is the albedo, diam is planet’s diameter and dist is your distance to the planet.

The amount of reflected light is small, but it might, together with other sources, influence the climate.

Solar Constant For A Planet

If you know a star’s constant, it is very easy to determine the local solar constant at the orbit of a planet:

Ksl = Ks*(d^2) where Ksl is the solar constant for a planet, Ks is the star’s constant and d is the distance in AU.

You can go further and calculate the amount of energy received at a certain latitude of a planet. The formula for this is:

Ks(angle) = Ksl*((90-lat)/90) where Ksl is the local solar constant calculated for the planet and lat is the latitude.

Even more, if the planet has a tilted axis, you can calculate the angle:

• Summer hemisphere: angle = abs(latitude-tilt)
• Winter hemisphere: angle = latitude-tilt (if angle>90, write 90, that will be polar night).

Examples for Solar System

Sol - solar constant is 1. 
Mercury - 6.57
Venus - 1.929
Earth - 1 
Mars - 0.433
Ceres - 0.130
Jupiter - 0.0370
Saturn - 0.01090
Uranus - 0.00271
Neptune - 0.001106
Pluto - 0.000642
Eris - 0.000217
Sedna - 0.00000391

Измерение солнечной постоянной в земных условиях

• Авторы
• Руководители
• Файлы работы
• Наградные документы

Текст работы размещён без изображений и формул.
Полная версия работы доступна во вкладке “Файлы работы” в формате PDF

Введение

Солнце излучает энергию, которая обеспечивает Землю теплом и светом. Лучистая энергия Солнца является основным источником энергии гидрометеорологических и многих других процессов, происходящих в атмосфере, гидросфере, на земной поверхности. Энергия Солнца является важнейшим фактором развития жизни на Земле, обеспечивающим необходимые для жизни термические условия и фотосинтез. Поэтому изучение пространственных и временных изменений инсоляции имеет важное значение для исследования происходящих в географической оболочке Земли процессов, причин формирования и изменения климатических условий существования жизни на планете. А также в настоящий момент настала ситуация, когда человечество вынуждено обратиться к альтернативным, экологически чистым и возобновляемым источникам энергии. Одним из них является солнечная энергия. Непосредственным использованием солнечного излучения для получения энергии в каком-либо виде занимается солнечная энергетика. Она использует возобновляемый источник энергии и является экологически чистой, то есть не производящей вредных отходов. Производство энергии с помощью солнечных электростанций хорошо согласовывается с концепцией распределённого производства энергии.

Актуальность

Для изучения процессов теплообмена в земной атмосфере, а также для исследования процессов, происходящих на Солнце, очень важно знание точного значение солнечной постоянной. Оно имеет большое значение для климатологии и геофизики: несмотря на несовершенство климатических моделей, расчётные данные показывают, что изменение солнечной постоянной на 1 % должно привести к изменению температуры Земли на 1—2 K. А так же солнечная постоянная определяет развитие альтернативных способов получения энергии.

Цель: Изучение возможность измерения солнечной постоянной в земных условиях.

Задачи:

1. Изучить историю измерения солнечной постоянной.

2. Собрать прибор для измерения солнечной постоянной.

3. Провести измерения с помощью прибора.

4. Выяснить, какие факторы влияют на точность измерения солнечной постоянной.

5. Рассчитать температуру Солнца используя свои данные

Солнечная постоянная

Солнечная постоянная — суммарная мощность солнечного излучения, проходящего через единичную площадку, ориентированную перпендикулярно потоку, на расстоянии одной астрономической единицы от Солнца вне земной атмосферы.(По данным внеатмосферных измерений 1367 Вт/м² , а внеземных от 800 до 1000 Вт/м²). Солнечная постоянная не является неизменной во времени величиной. Известно, что на её величину влияют два основных фактора: расстояние между Землей и Солнцем, изменяющееся в течение года по причине эллиптичности орбиты Земли (годичная вариация 6,9%— от 1,412 кВт/м² в начале января до 1,321 кВт/м² в начале июля) и изменения солнечной активности. Это влияние обусловлено, в основном, изменением потока излучения при изменении числа и суммарной площади солнечных пятен, при этом поток излучения меняется сильнее всего в рентгеновском и радиодиапазоне. Поскольку период прямых измерений солнечной постоянной относительно невелик, то её изменение на протяжении 11-летнего цикла солнечной активности не превышает 10⁻³. Для оценки вариаций солнечной постоянной в течение более длительных солнечных циклов (22 летний годичный, который связан с изменением полярности магнитных полей групп пятен в северном и южном полушарии. Есть данные, что существует 44 летний цикл, но они не являются четко установленными) измерения не проводились.

История проводимых измерений солнечной постоянной.

Первая попытка определения солнечной постоянной была сделана французским учёным К. М. Пуйе в 1837.В начале прошлого столетия в Смитсонианской астрофизической обсерватории началось проведение серии высокогорных измерений солнечной постоянной. Согласно полученным (более чем за полвека) данным, вариации солнечной постоянной составили от 0,1 до 1%. Проведенными измерениями также обнаружено долговременное увеличение (тренд) среднего значения солнечной постоянной примерно на 0,25% за 50 лет. Анализ полученных результатов за четыре солнечных цикла (с 1908 по 1952 гг.) показал, что пределы возможных вариаций солнечной постоянной находятся в диапазоне ± 1% (от средней величины солнечной постоянной). Это было подтверждено и повторным анализом полученных в Смитсонианской обсерватории результатов. Средняя многолетняя величина солнечной постоянной составила или 1352 Вт/м².

Исторически первые прямые измерения солнечной постоянной вне тропосферы были выполнены в Ленинградском университете в 1961 году (группой под руководством К.Я. Кондратьева). Комплекс приборов поднимался аэростатом на высоту до 32 км. Всего до 1967 года было проведено 28 подъемов аэростата. Методика наблюдений и результаты подробно изложены в ряде публикаций. В результате этих измерений была обнаружена весьма заметная вариация солнечной постоянной (2,5%), вероятно, связанная с ошибками в измерениях. Среднее значение солнечной постоянной по результатам всего комплекса измерений составило 1356 ± 14 Вт/м².

В период 1968–1969 гг. Р. Уилсоном (Willson) также были проведены аэростатные измерения солнечной постоянной. Среднее значение солнечной постоянной (по трем аэростатным измерениям) составило 1373 ± 14 Вт/м². В 1969 году им же было выполнено определение солнечной постоянной вблизи максимума цикла №20 и получено значение равное 1369 Вт/м². Точность аэростатных измерений оценивается величиной 0,2–0,5%

Измерения вариаций солнечной постоянной с использованием космических аппаратов обладают большей достоверностью, прежде всего, в связи с тем, что они проводятся за пределами земной атмосферы. Эти измерения, во-первых, исключают атмосферную экстинкцию (поглощение и рассеяние) и, во-вторых, осуществляются в течение многих суток. Первое длительное измерение солнечной постоянной за пределами земной атмосферы выполнено в эксперименте, поставленном Лабораторией реактивного движения на искусственных спутниках Земли «Маринер-6» и «Маринер–7» в 1969 году. Измерения показали, что величина солнечной постоянной не изменялась больше, чем в пределах точности измерений (около ± 0,25%) вблизи максимума солнечного цикла, причем в течение этого времени суточное число солнечных пятен принимало как экстремально большие, так и экстремально малые значения.

В соответствии с реализацией программы эксперимента «Радиационный баланс Земли» (ERB), проведенного с борта космического аппарата «Нимбус–6», запущенного в 1975 г., были получены значения солнечной постоянной в диапазоне от 1388 до 1392 Вт/м². В 1976 году проводились одновременные измерения солнечной постоянной с зондирующей ракеты (высота около 100км) и космического аппарата «Нимбус–6». Данные ракетных наблюдений солнечной постоянной, проведенных в 1976 году с помощью четырех абсолютных радиометров различной конструкции, приводятся в работе Кондратьева и Никольского. Значение, осредненное по записям трех согласованных радиометров, оказалось равным 1367 ± 6 Вт/м².

Начиная с запуска американских спутников «Нимбус–7» (1978 г.), а затем и SMM (1980 г.), оснащенных полостными радиометрами, начался новый этап в измерении солнечной постоянной. Впервые за всю историю определения солнечной постоянной ее измерения достигли точности в сотые доли процента.

Измерения солнечной постоянной в земных условиях.

Измерение солнечной постоянной в земных условиях — очень сложная задача, требующая проведения целой серии тщательных наблюдений с приборами двух различных типов. Приборы первого типа называются пиргелиометрами. Их задача — измерить в абсолютных энергетических единицах полную солнечную постоянную. Однако показание пиргелиометра не дает еще точного значения из-за того, что часть излучения Солнца поглощается при прохождении сквозь земную атмосферу. Чтобы учесть это поглощение, одновременно с измерениями на пиргелиометре проводят серию измерений распределения энергии в спектре Солнца на другом приборе —спектроболометре, обладающем одинаковой чувствительностью к лучам различных длин волн. Эти измерения проводятся для нескольких значений зенитных расстояний Солнца, когда его лучи проходят сквозь различную толщину слоя воздуха. В отличие от пиргелиометра, спектроболометр дает значения интенсивности только в относительных единицах. Поэтому таким прибором можно найти лишь отношение наблюдаемого и внеатмосферного значений интенсивности.

Практическое определение солнечной постоянной

Свои измерения я проводил в августе 2018 года, во время астрофизической экспедиции в Крымскую астрофизическую обсерваторию в п.Научный.

Солнечная постоянная это отношение мощности солнечного излучения к площади, на которую оно воздействует

Из курса школьной физикиизвестны формулы количества тепловой энергии

Q=c * m * Δt и работы A=Q=P * t

Выразив мощность солнечного излучения, мы получаем:

Где нам точно известна удельная теплота нагревания воды (с=4200 Дж/кг*⁰C). А с помощью цифровых весов определяем массу воды (m); использую цифровой датчик температуры определяем изменение температуры воды (Δt) в течении время (T). Далее определяем площадь нагреваемой поверхности (S)

Разработка установки №1

В своей работе я решил проводить измерения с помощью самодельного пергилиометра, а поглощением и отражением атмосферы пренебречь. Для первого опыта я взял пластиковый контейнер окружил со всех сторон тканью и светоотражающим материалом (Рисунок 1)

Рисунок 1

С помощью датчика температуры мне удалось определить Δt=1,8⁰C за T=4311,55 сек. Причём я брал усреднённое значение, так как из-за конвекционных процессов значения температуры скакали. А измерив массу воды(1 кг) и открытую площадь контейнера(0,0345 м²), получил P=1,79 Вт, а B=51,88 Вт/м² ,что слишком далеко от профессиональных измерений. Это произошло из-за следующих негативные факторов: внутренняя поверхность отражала солнечные лучи; конструкция не была перпендикулярна солнечным лучам; не учитывались испарёния воды

Разработка установки №2

Для следующего опыта я взял затемнённую бутылку, сделал отверстие для датчика и налил воды (Рисунок 2)

Рисунок 2

В этом опыте m = 1 кг; Δt=4,25⁰C; T=1845 сек; S=0,0439 м². А значение солнечной постоянной =205 Вт/ м², что ближе, но всё равно далеко от идеала. Негативные факторы: бутылка недостаточно затемнена; есть воздушная прослойка, которую при измерениях не учитывали; большой выброс в окружающую среду; невозможность правильного подсчёта нагреваемой площади

Разработка установки №3

Учитывая недостатки прошлых опытов, я разработал прибор, схема 1

Схема 1

Рисунок 3

Я ставил его параллельно солнечному излучению. Такая многослойность нужна для полной изолированности от внешнего теплового поглощения и излучения. Для меньшей погрешности я решил разделить период измерения на 4 промежутка и получил следующую таблицу

Таблица 1

Среднее значение =742,66 Вт/м². Но, как мы видим по таблице, в первом промежутке значение доходит до 950 Вт/м², что совпадает с официальными измерениями. Хотя значения удовлетворяют поставленную задачу мной были выявлены Негативные факторы: Не учитывалась масса бутылки (хотя она тоже нагревается), не учитывалось испарёния воды

Практическое использование полученной солнечной постоянной

Затем я решил проверить правильность своих измерений, вычислив температуру Солнца. Используя следующие формулы:

→

Где:

S– Площадь внутренней поверхности сферы, радиус которой равен 1 астроном. ед.

R₁– 1 астрономическая единица = 1,5*10⁸ метров

R_солнца =6,5*10⁸ метров

– постоянная величина, вычисленная Стефаном Больцманом =5,67*10^-8

Получим формулу температуры солнца

Проведя вычисления получим T=5466,236 К. Учитывая, что реальная температуры Солнца ⁼5920 К, мы получили разницу температур 453,8 К (или 8%), что я считаю приемлемым для измерений на земле.

Вывод

1. Изучена история измерения солнечной постоянной.

2. Собран прибор для измерения солнечной постоянной.

3. Проведены измерения.

4. Выявлены факторы влияющие на точность измерения солнечной постоянной.

5. Рассчитана приблизительная температура солнца

Список литературы

1. Макарова Е.А., Харитонов А.В., Распределение энергии в спектре Солнца и солнечная постоянная, М., 1972.

2. Поток энергии Солнца и его изменения, под ред. О. Уайта, пер. с англ., М., 1980.

3. Кмито А.А., Скляров Ю.А., Пиргелиометрия, Л., 1981.

4. Тенденции и причины изменений глобального климата земли в современную эпоху, https://bookonlime.ru/lecture/glava-2-istoriya-issledovan

5. Александр Король, Солнечная постоянная и ее измерение,https://podlodka.info/education/14-astronomy/75-the-solar-constant-and-its-measurement.html

Просмотров работы: 1924

Астрономия: солнечная постоянная для Земли и других планет

В этой статье собраны задачи на определение солнечной постоянной для планет и их спутников, подобранные Шатовской Натальей Евгеньевной, учителем школы 179 г. Москвы. Солнечная постоянная – количество солнечной  энергии, падающей на площадь 1 кв. метр в секунду.

Задача 1.

Известно, что на расстоянии 1 а.е. от Солнца через площадку, перпендикулярную солнечным лучам, имеющую площадь 1 м², проходит поток энергии 1367 Вт (это число называют солнечной постоянной). По этим данным вычислите мощность (светимость) Солнца.

Где – солнечная постоянная, – расстояние в 1 а.е. в метрах.

Ответ: Вт.

Задача 2.

Сколько энергии получает Земля от Солнца каждую секунду? Получите ответ в ваттах и в долях мощности Солнца.

Рассчитаем площадь поверхности планеты:

Солнце освещает только диск площадью , причем на каждый метр падает 1367 Дж ежесекундно. Тогда общее количество энергии, получаемой Землей в с, равно

Светимость Солнца – , тогда доля энергии Солнца, получаемая Землей, равна одной полумиллиардной приблизительно.

Ответ: Вт, или .

Задача 3.

Используя значение солнечной постоянной для Земли, вычислите солнечную постоянную для Венеры, если среднее расстояние от Солнца до этой планеты равно 0,732 а.е.

Рассчитаем площадь сферы радиусом 0,732 а.е. – расстояние до Венеры.

Определим Солнечную постоянную для Венеры:

Ответ: 2573 Вт.

Задача 4.

На сколько процентов (в среднем) отличается количество солнечного света, падающего на Луну в фазе первой четверти и в фазе полнолуния?

Луна всегда одинаково освещена Солнцем, но неодинаково близко к нему расположена. В фазе первой четверти Луна находится на расстоянии примерно 1 а.е. от Солнца, в фазе полнолуния – в среднем на 384400 км дальше. Поэтому

Так как 384000 км – это 0,0026 а.е., то

То есть луна в в фазе первой четверти получает на 0,5% больше солнечной энергии.

Ответ: в фазе первой четверти больше на 0,5%.

Задача 5.

а) Эксцентриситет земной орбиты 0,017. Во сколько раз отличается количество энергии, получаемой нашей планетой от Солнца в перигелии и афелии? б) Повторите расчёт для Марса, эксцентриситет орбиты которого 0,093.

а) рассчитаем перигельное и афелийное расстояния для Земли.

Тогда, по аналогии с предыдущей задачей,

Ответ: в перигелии больше на 7%.

б) рассчитаем перигельное и афелийное расстояния для Марса.

Тогда, по аналогии с предыдущей задачей,

Ответ: в перигелии больше на 45%.

вопрос не совсем понятен, поэтому, вот… ответ на то, как я это понимаю

ндекс Вольфа определяется по формуле; W=R*(10g+f), где: R коэффициент корреляции, определяемый из условий наблюдения и характеристик вашего телескопа, но лично я посоветовал вам брать его равным 1; g – количество групп на диске; f – общее число пятен. Коэффициент INTER SOL определяется по формуле IS=g+grfp+grfn+efp+ef, где: grfp – число пятен с полутенями в группах; Grfn – число пятен без полутеней в группах; efp – число одиночных пятен с полутенями; ef – число одиночных пятен без полутеней;

Значение солнечной постоянной играет исключительно важную роль в астрофизике, геофизике и биологических процессах. Оно характеризует мощность излучения Солнца, что вместе с другими данными позволяет судить о физических условиях на поверхности и в недрах Солнца. Наконец количество солнечной энергии, доходящей до Земли необхадимо знать для объяснения астрофизических, геофизических и биологических явлений. Солнечная постоянная – полное количество солнечной энергии, проходящее за одну минуту через площадку в 1см2 расположенную перпендикулярно к его лучам и находящуюся вне атмосферу Земли. Измерение солнечной постоянной сложная задача, требующая целой серии приборов двух типов. Приборы первого типа – перигелиометр – предназначены для измерения в абсолютных энергетических единицах полного количества солнечной энергии. Однако вследствие поглощения атмосферой приходится использовать приборы второго типа – спектробалометр – обладающие одинаковой чувствительностью к лучам различной длины волны. В отличии от перигелиометра, спектробалометр дает значение интенсивности только в относительных единицах, поэтому можно найти лишь отношение наблюдаемого и внеатмосферного значения интенсивности. Отношение площадей, ограниченным внеатмосферным наблюдаемым распределением энергии равно поправочному множителю на которых необходима умножить показания перилелиоматра, чтобы получить значение солнечной постоянной. К полученному результату прибавляют поправку учитывающую излучение в областях спектра полностью поглощаемых атмосферой и следовательно не регистрируемыми показаниями болометрии. Измерениями было определенно, что значение солнечной постоянной равно – Q = 1,95 кал/см2*мин = 136100 эрг /см2 = 0,136 Вт/см2. Умножив эту величину на площадь сферы с радиусом в одну астрономическую единицу (1 а. е. = расстоянию от Солнца до Земли) получили полное количество излучение испускаемое во всех направлениях Солнцем. Оно равно 3,9×1033эрг/сек. Слабые колебания солнечной постоянной не превышают 7% и как правило вызваны проявлениями солнечной активности в частности солнечными вспышками.