Sluneční konstanta

Sluneční konstanta (taky solární konstanta) je tok sluneční energie procházející plochou 1 m², kolmou na směr paprsků, za 1 s ve střední vzdálenosti Země od Slunce měřený mimo zemskou atmosféru. Konstanta zahrnuje celé spektrum slunečního záření, nejen viditelné světlo. Veličinou je hustota zářivého toku. Změny sluneční konstanty. Žluté křivky ukazují denní družicová měření.

Vzhledem k tomu, že oběžná dráha Země kolem Slunce je mírně excentrická, skutečný tok sluneční energie (solární iradiance) na Zemi během roku kolísá. Odchylky proti hodnotě sluneční konstanty činí přibližně ±3,4 % a jsou přibližně dány jako

: Q \approx S_0 \left (1 + 0.034 \cos \left (2 \pi \frac{n}{365.25} \right ) \right )

kde n je pořadové číslo dne v roce, protože perihélium Země je zhruba 4. ledna.

Stanovení velikosti konstanty

Nejpřesněji změřená hodnota v době slunečního minima je 1 360,8 ± 0,5 W/m2. Při pokusech u určení sluneční konstanty z pozemských pozorování byla konstanta určena s nepřesností 2 % vzhledem k nestabilitě atmosférických podmínek a také proto, že atmosféra nepropouští sluneční záření v celém rozsahu spektra. +more Při novějších pozorováních (pomocí družic), které umožňují sledovat až 99,9 % spektrálního rozsahu, se zjistily malé změny hodnoty sluneční konstanty v závislosti na sluneční aktivitě, a to o 0,1 %. Tyto změny nemají vliv na momentální počasí. Ovlivňují sice dlouhodobé změny klimatu, nepodílejí se však na současných klimatických změnách 20. a 21. století.

Množství energie dopadající na Zemi

Celkové množství záření přijímaného Zemí ze Slunce je určeno zemským průřezem (πr2), ale jak planeta rotuje, je tato energie distribuována na celý zemský povrch (4πr2). Z toho důvodu je průměrná hodnota množství slunečního záření (tzv. +more insolace - oslunění) rovna jedné čtvrtině sluneční konstanty - kolem 342 W/m². Konkrétní množství sluneční energie dopadající v daném místě a čase na povrch je ovlivněno stavem atmosféry, zeměpisnou šířkou a ročním obdobím. Sezónně pak kolísá průměrná globální teplota o více než ±1,5 °C. Roli hraje i znečištění ovzduší.

Historie měření

V roce 1884 se Samuel Pierpont Langley pokusil odhadnout velikost sluneční konstanty v Mount Whitney v Kalifornii, pokusil se také eliminovat vliv absorpce energie atmosférou (odečítáním hodnot v různých denních dobách). Dospěl k nesprávné hodnotě 2 903 W/m2, snad kvůli matematické chybě. +more Mezi roky 1902 a 1957, měření prováděná Charlesem Greeley Abbotem a dalšími z různých míst ve vysokých nadmořských výškách určila hodnotu mezi 1 322 a 1 465 W/m2 (tedy stále až o 8 % chybně). Abbott prokázal, že jedna z Langleyho korekcí byla chybně použita.

Kolem roku 1980 satelitní měření vykazovala hodnoty i přes 1370 W/m2 a měření jednotlivých satelitů se od té doby stále liší v naměřených hodnotách nenavazují. Ještě kolem roku 2000 byla odhadována na 1366 W/m2 (tj. +more téměř o 0,5 % více než je současná hodnota). Satelitní měření mají před startem přesnost 350 ppm, která ale během mise degraduje. Radiační působení vztažené oproti hodnotám k roku 1750 is méně než 2 W/m2 a asi 0. 2 W/m2.

Sluneční konstanty planet

Reference

Související články

Sluneční aktivita

Externí odkazy

Kategorie:Sluneční energie Kategorie:Země