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.

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

${\displaystyle Q\approx S_{0}\left(1+0.034\cos \left(2\pi {\frac {n}{365.25}}\right)\right)}$

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.^[1] 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. 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^{[nenalezeno v uvedeném zdroji]} však na současných klimatických změnách 20. a 21. století.^[2]

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. 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.^[3][4] Roli hraje i znečištění ovzduší.^[5]

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. 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.^[6] Ještě kolem roku 2000 byla odhadována na 1366 W/m² (tj. téměř o 0,5 % více než je současná hodnota). Satelitní měření mají před startem přesnost 350 ppm, která ale během mise degraduje.^[7] Radiační působení vztažené oproti hodnotám k roku 1750 is méně než 2 W/m^2[8] a asi 0.2 W/m^2[9].

Sluneční konstanty planet

Reference

Související články

• Sluneční aktivita

Externí odkazy

• Obrázky, zvuky či videa k tématu Sluneční konstanta na Wikimedia Commons