Как найти солнечную постоянную на орбите

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

Солнечная постоянная, ее долговременные колебания.

Со́лнечная
постоя́нная — суммарный поток солнечного
излучения, проходящий за единицу времени
через единичную площадку, ориентированную
перпендикулярно потоку, на расстоянии
одной астрономической единицы от Солнца
вне земной атмосферы. По данным
внеатмосферных измерений солнечная
постоянная составляет 1367 Вт/м², или
1,959 кал/см²·мин. 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 солнечная
активность. 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, Глейсберга
и пр.) данные прямых измерений отсутствуют.
В соответствии с современными моделями
развития Солнца, в долгосрочной
перспективе его светимость будет
возрастать примерно на 1% за 110 миллионов
лет. 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.

Солнечная радиация у земной поверхности.

Количество
лучистой энергии, приходящее на единицу
земной поверхности, зависит прежде
всего от угла падения лучей. На одинаковые
площади па экваторе, в средних и высоких
широтах приходится различное количество
радиации. Точнее эта зависимость
выражается так: интенсивность солнечной
радиации пропорциональна синусу угла
падения лучей или косинусу широты места.
Если угол от 90° до 0 уменьшается равномерно,
то синус сначала уменьшается медленно
(от 90 до 60° только на 0,14), а затем быстро
(от 30° до 0 на 0,5). Отсюда становится
попятным, почему в низких широтах
зональный градиент (мера изменения)
температур незначительный. В местностях,
удаленных от экватора, например на 20°
широты, среднегодовая температура почти
такая же, как на экваторе. В средних
широтах зональный перепад температур
резкий; если от Петербурга удалиться
на 20° к северу, то мы окажемся в ледовой
зоне Арктики. Зональный градиент
температур проявляется в атмосферной
циркуляции. Солнечная инсоляция
(освещение) сильно ослабляется облачностью.
Большая облачность экваториальных и
умеренных широт и малая тропических
вносят значительные коррективы в
оптически зональное распределение
лучистой энергии Солнца. Наибольшее
количество солнечного тепла получают
тропические широты. Экваториальные
страны из-за большой облачности получают
тепла несколько меньше. От тропических
широт к умеренным радиация уменьшается.
На островах Арктики она составляет не
более 2510 МДж/м2 (60 ккал/см2) в год.
Распределение радиации по земной
поверхности имеет зонально-региональный
характер. Зональный потому, что радиация
распределяется поширотно, а региональный
потому, что каждая зона распадается на
районы (регионы), несколько отличающиеся
один от другого.

Прямая
радиация, рассеянная, суммарная: годовые,
суточные суммы, географическое
распределение.

Прямая
радиация – та, что исходит непосредственно
от солнечного диска. Рассеянная – от
всей остальной области неба. Суммарная
– всё вместе.

Соседние файлы в предмете [НЕСОРТИРОВАННОЕ]

• #
• #
• #
• #
• #
• #
• #
• #
• #
• #
• #

Обновлено: 23.05.2023

Спектр солнечного излучения в верхней части атмосферы в линейном масштабе и нанесен на график волновое число.

В солнечная постоянная (грамм_SC) это плотность потока среднее значение солнечный электромагнитное излучение (солнечное излучение) на единицу площади. Его измеряют на поверхности, перпендикулярной лучам, один астрономическая единица (AU) от Солнца (примерно расстояние от Солнца до Земли).

Солнечная постоянная включает все типы солнечная радиация и не только видимый свет. По данным спутниковых измерений, он составляет 1,361. килограммВт за квадратный метр (кВт / м²) при солнечный минимум (время в 11-летнем солнечный цикл когда количество солнечные пятна минимальна) и примерно на 0,1% больше (примерно 1,362 кВт / м²) при солнечный максимум. [1]

Эта константа используется при вычислении радиационное давление, который помогает в вычислении силы на солнечный парус.

Содержание

Расчет

Солнечное излучение измеряется спутниками выше Атмосфера Земли, [3] а затем настраивается с помощью закон обратных квадратов сделать вывод о величине солнечного излучения за один Астрономический блок (AU) для оценки солнечной постоянной. [4] Приведено примерное среднее значение, [1] 1,3608 ± 0,0005 кВт / м², что составляет 81,65 кДж / м² в минуту, что эквивалентно примерно 1,951 калории в минуту на квадратный сантиметр, или 1,951. Langleys в минуту.

Солнечная энергия почти, но не совсем постоянна. Вариации в полное солнечное излучение (TSI) были небольшими и их трудно было точно обнаружить с помощью технологий, доступных до эры спутников (± 2% в 1954 г.). Общая выработка солнечной энергии сейчас оценивается как разная (за последние три 11-летних солнечное пятно циклов) примерно на 0,1%; [5] видеть солнечная вариация для подробностей.

Исторические измерения

В 1838 г. Клод Пуийе сделал первую оценку солнечной постоянной. Используя очень простой пиргелиометр он разработал, он получил значение 1,228 кВт / м², [6] близко к текущей оценке.

В 1875 г. Жюль Виоль возобновил работу Пуийе и предложил несколько большую оценку 1,7 кВт / м², частично основанную на измерении, которое он сделал из Монблан во Франции.

В 1884 г. Сэмюэл Пирпон Лэнгли попытался оценить солнечную постоянную из Гора Уитни В Калифорнии. Сняв показания в разное время дня, он попытался скорректировать эффекты, связанные с атмосферным поглощением. Однако предложенное им окончательное значение, 2,903 кВт / м², было слишком большим.

Болограф Лэнгли 1903 года с ошибочной солнечной постоянной 2,54 калорий в минуту на квадратный сантиметр.

Между 1902 и 1957 годами измерения Чарльз Грили Эббот и другие на различных высотных объектах обнаружили значения от 1,322 до 1,465 кВт / м². Эббот показал, что одна из поправок Лэнгли была применена ошибочно. Результаты Эббота варьировались от 1,89 до 2,22 калорий (от 1,318 до 1,548 кВт / м²), что, по-видимому, связано с Солнцем, а не с атмосферой Земли. [7]

В 1954 году солнечная постоянная была оценена как 2,00 кал / мин / см. 2 ± 2%. [8] Текущие результаты примерно на 2,5 процента ниже.

Связь с другими измерениями

Солнечное излучение

Фактическое прямое солнечное излучение в верхней части атмосферы колеблется примерно на 6,9% в течение года (с 1,412 кВт / м² в начале января до 1,321 кВт / м² в начале июля) из-за различного расстояния Земли от Солнца, и обычно на намного меньше, чем 0,1% изо дня в день. Таким образом, в целом земной шар (который имеет поперечное сечение 127 400 000 км²), мощность 1,730 × 10 17 W (или 173 000 тераватты), [9] плюс-минус 3,5% (половина годового диапазона примерно 6,9%). Солнечная постоянная не остается постоянной в течение длительных периодов времени (см. Солнечная вариация), но в течение года солнечная постоянная меняется намного меньше, чем солнечная освещенность, измеренная в верхней части атмосферы. Это связано с тем, что солнечная постоянная оценивается на фиксированном расстоянии 1 Астрономический блок (AU), в то время как солнечное излучение будет зависеть от эксцентриситет орбиты Земли. Его расстояние до Солнца ежегодно колеблется в пределах 147,1 · 10 6 км в перигелий и 152,1 · 10 6 км в афелий. Кроме того, несколько длительных (от десятков до сотен тысячелетий) циклов тонких изменений орбиты Земли (Циклы Миланковича) влияют на солнечную освещенность и инсоляцию (но не на солнечную постоянную).

Земля получает общее количество излучения, определяемое ее поперечным сечением (π · R_E²), но по мере его вращения эта энергия распределяется по всей площадь поверхности (4 · π · R_E²). Следовательно, среднее приходящее солнечное излучение с учетом угла, под которым падают лучи, и того факта, что в любой момент половина планеты не получает солнечного излучения, составляет одну четвертую солнечной постоянной (приблизительно 340 Вт / м²). Сумма, достигающая поверхности Земли (как инсоляция) дополнительно уменьшается за счет атмосферного ослабления, которое меняется. В любой момент количество солнечной радиации, получаемой в определенном месте на поверхности Земли, зависит от состояния атмосферы, широта, и время суток.

Видимая величина

Солнечная постоянная включает все длины волн солнечного электромагнитного излучения, а не только видимый свет (видеть Электромагнитный спектр). Это положительно коррелирует с кажущаяся величина Солнца, что составляет -26,8. Солнечная постоянная и величина Солнца — это два метода описания видимой яркости Солнца, хотя величина основана только на визуальных данных Солнца.

Общее излучение Солнца

В угловой диаметр Земли, если смотреть с Солнца, составляет примерно 1/11 700 радианы (около 18 угловые секунды), имея в виду телесный угол Земли, если смотреть с Солнца, составляет примерно 1/175000000 стерадиан. Таким образом, Солнце излучает примерно в 2,2 миллиарда раз больше радиации, чем улавливает Земля, другими словами, примерно 3,846 × 10 26 Вт. [10]

Прошлые изменения солнечного излучения

Космические наблюдения солнечной радиации начались в 1978 году. Эти измерения показывают, что солнечная постоянная непостоянна. Это зависит от 11-летнего солнечного пятна. солнечный цикл. Когда мы возвращаемся в прошлое, нужно полагаться на реконструкции освещенности с использованием солнечных пятен за последние 400 лет или космогенных радионуклидов за последние 10 000 лет. Такие реконструкции показывают, что солнечное излучение изменяется с определенной периодичностью. Это следующие циклы: 11 лет (цикл Швабе), 88 лет (цикл Глейсберга), 208 лет (цикл ДеВриза) и 1000 лет (цикл Эдди). [11] [12] [13] [14] [15]

В течение миллиардов лет Солнце постепенно расширяется и излучает больше энергии с большей площадью поверхности. Нерешенный вопрос о том, как объяснить явные геологические свидетельства наличия жидкой воды на Земле миллиарды лет назад, в то время, когда светимость Солнца составляла всего 70% от его текущего значения, известен как слабый парадокс молодого Солнца.

Вариации из-за атмосферных условий

Не более 75% солнечной энергии действительно достигает поверхности Земли, [16] поскольку даже при безоблачном небе он частично отражается и поглощается атмосферой. Даже легкие перистые облака уменьшают это значение до 50%, более сильные перистые облака — до 40%. Таким образом, солнечная энергия, поступающая на поверхность, когда солнце находится прямо над головой, может варьироваться от 550 Вт / м² при перистых облаках до 1025 Вт / м² при ясном небе.

Со́лнечная постоя́нная — суммарный поток солнечного излучения, проходящий за единицу времени через единичную площадку, ориентированную перпендикулярно потоку, на расстоянии одной астрономической единицы от Солнца вне земной атмосферы. По данным внеатмосферных измерений солнечная постоянная составляет 1367 Вт/м², или 1,959 кал/см²·мин.

Содержание

Инструментальные измерения солнечной постоянной

Данные прямых измерений солнечной постоянной 1978—2003 гг. Различные цвета соответствуют данным различных спутниковых экспериментов.

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.

Вариации солнечной постоянной

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 солнечная активность. 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.

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

Влияние на климат Земли и косвенные методы измерения

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

СО́ЛНЕЧНАЯ ПОСТОЯ́ННАЯ, по­ток из­лу­че­ния Солн­ца, про­хо­дя­щий че­рез еди­нич­ную пло­щад­ку, пер­пен­ди­ку­ляр­ную на­прав­ле­нию лу­чей, на рас­стоя­нии 1 а. е. от Солн­ца. Эта ве­ли­чи­на счи­та­лась по­сто­ян­ной, по­ка из­ме­ре­ния про­во­ди­лись лишь с по­верх­но­сти Зем­ли. По дан­ным вне­ат­мо­сфер­ных из­ме­ре­ний ус­та­нов­ле­но, что С. п. за­ви­сит от сол­неч­ной ак­тив­ности ; ср. зна­че­ние С. п. со­став­ля­ет 1367,6 Вт/м 2 . При по­яв­ле­нии на дис­ке Солн­ца сол­неч­ных пя­тен по­ток из­лу­че­ния умень­ша­ет­ся, при воз­ник­но­ве­нии фа ­ке­лов – уве­ли­чи­ва­ет­ся (ам­пли­ту­да со­став­ля­ет 4 Вт/м 2 ). Ам­пли­ту­да цик­лич. из­ме­не­ний по­то­ка из­лу­че­ния (в пре­де­лах сол­неч­но­го цик­ла ) со­став­ля­ет ок. 1,4 Вт/м 2 (в эпо­ху мак­си­му­ма сол­неч­ной ак­тив­но­сти по­ток из­лу­че­ния наи­боль­ший). Зная С. п., мож­но оце­нить пол­ный по­ток из­лу­че­ния Со­лн­ца во всех на­прав­ле­ни­ях – све­ти­мость Солн­ца (3,846·10 26 Вт).

1. Что такое солнечная постоянная? Как её определили?

Измерения за пределами земно атмосферы показали, что на площадь 1 м$^2$, расположенную перпендикулярно солнечным лучам, ежесекундно поступает 1,37 кВт энергии. Эта величина практически не меняется в течении длительного промежутка времени, поэтому она получила название солнечной постоянной. Максимум солнечного излучения приходится на оптический диапазон.

2. Что понимают под светимостью Солнца? Чему она равна?

Светимость Солнца, или полное количество энергии, излучаемое Солнцем по всем направлениям в единицу времени, определим следующим образом: величину солнечной постоянной умножим на площадь сферы с радиусом $r$ в одну атмосферную единицу $(1, а.е. = 149.6·10^5, м).$ Она получается равно:

3. Какие химические элементы являются преобладающими для Солнца?

Анализ спектральных линий показал, что преобладающим элементом на Солнце является водород — на его долю приходится свыше 70% массы Солнца, около 25% приходится на гелий и около 2% на другие элементы.

4. Опишите внутреннее строение Солнца.

1. Солнечное ядро.
2. Зона лучистого равновесия.
3. Конвективная зона Солнца.

5. На какие зоны условно подразделяются недра Солнца? Какие процессы происходят в каждой из этих зон?

В центре Солнца находится ядро. На расстояниях до 0.3 радиуса от центра создаются условия, благоприятные для протекания термоядерных реакций слияния атомов лёгких химических элементов в атомы более тяжёлые. Из ядер водорода образуется гелий. Выделяющаяся энергия поддерживает излучение Солнца. Выделяющаяся энергия через слои, окружающие центральную часть звезды, передаётся наружу. В области 0.3 до 0.7 радиуса от центра Солнца находится зона лучистого равновесия энергии, где энергия распространяется через поглощение и излучение $γ$-квантов.

На протяжении последней трети радиуса Солнца находится конвективная зона. Здесь энергия передаётся не излучением, а посредством конвекции (перемешивания). Конвективная зона простирается практически до самой видимой поверхности Солнца — фотосферы.

6. Что является источником солнечной энергии?

В солнечном ядре протекают термоядерные реакции. Из ядер водорода образуется гелий. Для образования одного ядра гелия требуется 4 ядра водорода. На промежуточных стадиях образуется ядра тяжёлого водорода (дейтерия) и ядра изотопа $mathrm.$ Эта реакция называется протон-протонной. При реакции небольшое количество массы реагирующих ядер водорода теряется, преобразуясь в огромное количество энергии. Выделяющаяся энергия поддерживает излучение Солнца.

Читайте также:

  

• Какие типы электростанций производят основную часть электроэнергии в россии кратко

  

• Финансовый отдел чем занимается кратко

  

• Сири хустведт что я любил краткое содержание

  

• Проект в доу художники иллюстраторы

  

• Маршрутный лист план работы на уроке

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

Интенсивность солнечного света Спектр солнечного излучения в верхней части атмосферы в линейном масштабе и нанесен на график волновое число.

солнечная постоянная (GSC) — это плотность потока среднее значение солнечного электромагнитного излучения (солнечное излучение) на единицу площади. Он измеряется на поверхности, перпендикулярной лучам, на расстоянии одна астрономическая единица (а.е.) от Солнца (примерно расстояние от Солнца до Земли).

Солнечная постоянная включает все типы солнечного излучения, а не только видимый свет. Согласно измерениям со спутника, он составляет 1,361 килограмм ват на квадратный метр (кВт / м²) при солнечном минимуме (время в 11-летнем солнечный цикл, когда количество солнечных пятен минимально) и примерно на 0,1% больше (примерно 1,362 кВт / м²) при солнечном максимуме.

Солнечная «постоянная» не физическая постоянная в современном CODATA научном смысле; то есть это не похоже на постоянную Планка или скорость света, которые абсолютно постоянны в физике. Солнечная постоянная — это среднее значение переменной величины. За последние 400 лет он колебался менее чем на 0,2 процента. Миллиарды лет назад оно было значительно ниже.

Эта константа используется при вычислении радиационного давления, которое помогает в вычислении силы, действующей на солнечный парус.

Содержание

• 1 Расчет
• 2 Исторические измерения
• 3 Связь с другими измерениями
  • 3.1 Солнечное излучение
  • 3.2 Видимая звездная величина
  • 3.3 Общее излучение Солнца
• 4 Прошлые изменения солнечной освещенности
• 5 Изменения из-за атмосферных условий
• 6 См. Также
• 7 Ссылки

Расчет

Солнечное излучение измеряется спутниками над атмосферой Земли, а затем корректируется с помощью закон обратных квадратов для определения величины солнечного излучения в одной астрономической единице (AU) для оценки солнечной постоянной. Приведенное примерное среднее значение 1,3608 ± 0,0005 кВт / м², что составляет 81,65 кДж / м² в минуту, эквивалентно примерно 1,951 калорий в минуту на квадратный сантиметр, или 1,951 langleys в минуту.

Солнечная мощность почти, но не совсем постоянна. Вариации общей солнечной освещенности (TSI) были небольшими, и их трудно было точно обнаружить с помощью технологий, доступных до эры спутников (± 2% в 1954 г.). Общая солнечная энергия сейчас измеряется как изменяющаяся (за последние три 11-летних солнечных пятен циклов) примерно на 0,1%; подробнее см. солнечная вариация.

Исторические измерения

В 1838 году Клод Пуйе сделал первую оценку солнечной постоянной. Используя очень простой пиргелиометр, который он разработал, он получил значение 1,228 кВт / м², что близко к нынешней оценке.

В 1875 году Жюль Виоль возобновил работу Пуийе и предложил несколько большую оценку 1,7 кВт / м², частично основанную на измерениях, сделанных им на Монблане. во Франции.

В 1884 году Сэмюэл Пирпонт Лэнгли попытался оценить солнечную постоянную на горе Уитни в Калифорнии. Сняв показания в разное время дня, он попытался скорректировать эффекты, связанные с атмосферным поглощением. Однако предложенное им окончательное значение, 2,903 кВт / м², было слишком большим.

Болограф Лэнгли 1903 года с ошибочной солнечной постоянной 2,54 калорий / минуту / квадратный сантиметр.

Между 1902 и 1957 годами измерения, выполненные Чарльзом Грили Эбботом и другими на различных высотных объектах, обнаружили значения от 1,322 до 1,465 кВт / м². Эббот показал, что одна из поправок Лэнгли была применена ошибочно. Результаты Эббота варьировались от 1,89 до 2,22 калорий (от 1,318 до 1,548 кВт / м²), что, по-видимому, было связано с Солнцем, а не атмосферой Земли.

В 1954 году солнечная постоянная была оценена как 2,00 кал / м². мин / см ± 2%. Текущие результаты примерно на 2,5 процента ниже.

Связь с другими измерениями

Солнечное излучение

Фактическое прямое солнечное излучение в верхней части атмосферы колеблется примерно на 6,9% в течение года (от 1,412 кВт / м² в в начале января до 1,321 кВт / м² в начале июля) из-за изменяющегося расстояния Земли от Солнца, и, как правило, день ото дня намного меньше, чем на 0,1%. Таким образом, для всей Земли (имеющей поперечное сечение 127 400 000 км²) мощность составляет 1,730 × 10 Вт (или 173 000 тераватт ), плюс-минус 3,5% (половина годового диапазона примерно 6,9%). Солнечная постоянная не остается постоянной в течение длительных периодов времени (см. Солнечная вариация ), но в течение года солнечная постоянная изменяется намного меньше, чем солнечная освещенность, измеренная в верхней части атмосферы. Это связано с тем, что солнечная постоянная оценивается на фиксированном расстоянии 1 астрономическая единица (а.е.), в то время как солнечная освещенность будет зависеть от эксцентриситета орбиты Земли. Его расстояние до Солнца ежегодно изменяется от 147,1 · 10 км в перигелии до 152,1 · 10 км в афелии. Кроме того, несколько длительных (от десятков до сотен тысячелетий) циклов тонких изменений орбиты Земли (циклы Миланковича ) влияют на солнечную освещенность и инсоляцию (но не на солнечную постоянную).

Земля получает общее количество излучения, определяемое ее поперечным сечением (π · R E ²), но по мере вращения эта энергия распределяется по всей площади поверхности (4 · π · R E ²). Следовательно, среднее приходящее солнечное излучение с учетом угла, под которым падают лучи, и того факта, что в любой момент половина планеты не получает солнечного излучения, составляет одну четвертую солнечной постоянной (приблизительно 340 Вт / м²). Величина, достигающая поверхности Земли (как инсоляция ), дополнительно уменьшается из-за атмосферного ослабления, которое варьируется. В любой момент количество солнечной радиации, получаемой в определенном месте на поверхности Земли, зависит от состояния атмосферы, широты местоположения и времени суток.

Кажущаяся величина

Солнечная постоянная включает все длины волн солнечного электромагнитного излучения, а не только видимый свет (см. Электромагнитный спектр ). Это положительно коррелирует с видимой величиной Солнца, которая составляет -26,8. Солнечная постоянная и величина Солнца — это два метода описания видимой яркости Солнца, хотя величина основана только на визуальных данных Солнца.

Общее излучение Солнца

угловой диаметр Земли, если смотреть со стороны Солнца, составляет примерно 1/11 700 радиан (около 18 угловых секунд ), что означает, что телесный угол Земли, если смотреть со стороны Солнца, составляет примерно 1/175000000 стерадиана. Таким образом, Солнце излучает примерно в 2,2 миллиарда раз больше радиации, чем улавливает Земля, другими словами, примерно 3,846 × 10 Вт.

Прошлые изменения солнечной освещенности

Наблюдения солнечной энергии из космоса облучение началось в 1978 году. Эти измерения показывают, что солнечная постоянная непостоянна. Он меняется в зависимости от 11-летнего солнечного пятна солнечного цикла. Возвращаясь в прошлое, нужно полагаться на реконструкцию освещенности, используя солнечные пятна за последние 400 лет или космогенные радионуклиды за последние 10 000 лет. Такие реконструкции показывают, что солнечное излучение изменяется с отчетливой периодичностью. Это следующие циклы: 11 лет (цикл Швабе), 88 лет (цикл Глейсберга), 208 лет (цикл ДеФриза) и 1000 лет (цикл Эдди).

В течение миллиардов лет Солнце постепенно расширяется и излучает больше энергии за счет большей площади поверхности. Нерешенный вопрос о том, как объяснить явные геологические свидетельства наличия жидкой воды на Земле миллиарды лет назад, в то время, когда светимость Солнца составляла всего 70% от его нынешнего значения, известен как парадокс слабого молодого Солнца..

Изменения из-за атмосферных условий

Не более 75% солнечной энергии фактически достигает поверхности земли, поскольку даже при безоблачном небе она частично отражается и поглощается атмосферой. Даже легкие перистые облака уменьшают это значение до 50%, более сильные перистые облака — до 40%. Таким образом, солнечная энергия, поступающая на поверхность, когда солнце находится прямо над головой, может варьироваться от 550 Вт / м² при перистых облаках до 1025 Вт / м² при ясном небе.

См. Также

Ссылки