태양 상수

Solar constant
대기 상단의 태양 복사 강도 스펙트럼, 선형 척도로 파장에 대해 표시된다.

태양 상수(GSC)는 단위 면적당 평균 태양 전자파 복사(총 태양 복사 강도)를 측정하는 플럭스 밀도이다.이것은 태양으로부터 1 천문단위(au)의 광선에 수직인 표면에서 측정됩니다(태양에서 지구까지의 대략적인 거리).

태양 상수는 전체 전자기 스펙트럼에 걸친 방사선을 포함한다.위성에 의해 측정되는 이 값은 태양 최소값(태양 흑점 수가 최소값인 11년 태양 주기의 시간)에서 평방미터당 1.361kW(kW/m2)이고 태양 [1]최대값에서 약 0.1% 더 큰(대략 1.362kW/m2)이다.

태양 "상수"는 현대의 CODATA 과학적 의미에서 물리적 상수가 아니다; 즉, 그것은 물리학에서 절대적으로 일정한 플랑크 상수나 빛의 속도와 같지 않다.태양 상수는 다양한 값의 평균입니다.지난 400년 동안 그것은 0.2퍼센트 [2]미만으로 변화했다.수십억 년 전에는 훨씬 더 낮았다.

이 상수는 태양 돛의 힘을 계산하는 데 도움이 되는 방사선 압력 계산에 사용됩니다.

계산

태양 복사 강도는 지구 [3]대기 위의 위성에 의해 측정되며, 태양 [4]상수를 평가하기 위해 하나의 천문 단위(au)에서 태양 복사 강도의 크기를 추론하기 위해 역제곱 법칙을 사용하여 조정됩니다.인용된 [1]대략적인 평균값인 1.3608 ± 0.0005 kW/m은22 평방 센티미터 당 분당 약 1.951 칼로리 또는 분당 1.951 랭글리에 해당한다.

태양 생산량은 거의 일정하지는 않지만 일정하지는 않다.총 태양 방사선 강도(TSI)의 변화는 작았고 위성 시대 이전에 사용 가능한 기술로는 정확하게 검출하기 어려웠다(1954년 ±2%)현재 총 태양 출력은 약 0.[5]1%의 변동(지난 3번의 11년 태양 흑점 주기 동안)으로 측정된다. 자세한 내용은 태양 변동을 참조하십시오.

이력 측정

1838년, 클로드 푸이레는 태양 상수를 처음으로 추정했다.그가 개발한 매우 간단한 열전도계를 사용하여, 그는 현재의 추정치에 가까운 1.228 kW/m의2 [6]값을 얻었다.

1875년, 쥘 비올레는 푸아일레의 작업을 재개하여 프랑스의 몽블랑에서 측정하여 1.7kW/m로2 다소 더 큰 추정치를 제시하였다.

1884년, 새뮤얼 피어폰트 랭글리는 캘리포니아 휘트니 산에서 태양 상수를 추정하려고 시도했다.하루 중 다른 시간에 판독을 함으로써, 그는 대기 흡수에 의한 효과를 보정하려고 했다.그러나 그가 제안한 최종 값인 2.903 kW/m는2 너무 컸다.

1903년 2.54Cal/분/평방센티미터의 오태양정수를 가진 랭글리 볼로그래프.

1902년과 1957년 사이에 찰스 그릴리 애벗과 다른 사람들이 다양한 고지대 현장에서 측정한 결과 1.322와 1.465 kW/m2 사이의 값이 발견되었다.애벗은 랭글리의 수정사항 중 하나가 잘못 적용되었다는 것을 보여주었다.애벗의 결과는 지구의 [7]대기가 아닌 태양에 의한 것으로 보이는 1.89에서 2.22 칼로리 (1.318에서 1.548 kW/m2)의 변화였다.

1954년에 태양 상수는 2.00 cal/min/cm2 ± 2%[8]로 평가되었다.현재 결과는 약 2.5퍼센트 낮다.

다른 측정과의 관계

태양 복사 강도

주요 기사:태양 복사 강도
다음 항목도 참조하십시오.지구의 에너지 예산

대기 상층에서의 실제 직접 태양 복사 강도는 지구의 태양으로부터의 다양한 거리로 인해 1년 동안 약 6.9%(1월 초 1.412 kW/m에서2 7월 초 1.321 kW/m2) 변동하며, 일반적으로 매일 0.1% 미만이다.따라서 전체 지구(단면 127,400,000km2)에 대해 전력은 1.730×10W17(또는 173,000테라와트)[9]에 ±3.5%(연간 약 6.9% 범위의 절반)이다.태양 상수는 오랜 시간 동안 일정하게 유지되지 않지만(태양 변화 참조), 1년 동안 태양 상수는 대기 상단에서 측정된 태양 복사 강도보다 훨씬 적게 변한다.이는 태양 상수가 1 천문단위(au)의 고정된 거리에서 평가되는 반면 태양 복사 강도는 지구 궤도의 이심률에 의해 영향을 받기 때문이다.태양까지의 거리는 근일점 147.1·10km에서6 원일점 152.1·10km6 사이에서 매년 변화한다.또한, 지구 궤도(밀란코비치 주기)의 몇 가지 장기(수십억에서 수 천년)의 미묘한 변동 주기는 태양 복사 강도와 일사에 영향을 미친다(태양 상수에는 영향을 미치지 않음).

지구는 횡단면(θE2·R)에 의해 결정되는 총 방사선량을 받지만, 이 에너지는 회전하면서 표면적(4·θE2·R) 전체에 분산된다.따라서 광선이 부딪히는 각도와 행성의 절반이 태양 복사를 받지 못하는 한 순간에 평균 입사 일사량은 태양 상수(약 340 W/m2)의 4분의 1이다.지구 표면에 도달하는 양(일사량)은 대기 감쇠에 의해 더욱 감소하며, 이 감쇠량은 다양합니다.어느 순간이라도, 지구 표면의 한 지점에서 받는 태양 복사의 양은 대기 상태, 그 위치의 위도, 그리고 하루 중 시간에 따라 달라진다.

겉보기 등급

태양 상수에는 가시광선뿐만 아니라 모든 파장의 태양 전자기 방사선이 포함됩니다(전자파 스펙트럼 참조).이는 태양의 겉보기 등급 -26.8과 확실히 상관관계가 있다.태양 상수와 태양의 등급은 태양의 겉보기 밝기를 설명하는 두 가지 방법이지만, 그 등급은 태양의 시각적 출력에 기초합니다.

태양의 총 방사선량

태양에서 본 지구의 각 지름은 약 1/11,700 라디안(약 18초)으로, 태양에서 본 지구의 단단한 각도는 스테라디안의 약 1/175,000,000입니다.따라서 태양은 지구에 포착된 방사선의 약 22억 배, 즉 약 3.846×10와트를26 방출한다.

과거 태양 복사 강도 변화

우주 기반 태양 복사 강도 관측은 1978년에 시작되었다.이러한 측정은 태양 상수가 일정하지 않다는 것을 보여준다.그것은 11년의 태양 흑점 주기에 따라 달라집니다.과거로 거슬러 올라가면 과거 400년 동안의 태양 흑점 또는 10,000년 전의 우주 발생 방사성핵종을 사용한 방사선 강도 재구성에 의존해야 한다.이러한 재구성은 태양 복사 강도가 뚜렷한 주기에 따라 달라진다는 것을 보여준다.이러한 주기는 11년(Schwave), 88년(Gleisberg 주기), 208년(DeVries 주기), 1,000년(Eddy 주기)[10][11][12][13][14]입니다.

수십억 년에 걸쳐, 태양은 점차적으로 팽창하고 있으며, 결과적으로 더 큰 표면적에서 더 많은 에너지를 방출하고 있다.태양의 광도가 현재 가치의 70%에 불과했던 수십억 년 전 지구에 액체 상태의 물이 존재한다는 명백한 지질학적 증거를 어떻게 설명할 것인가에 대한 해결되지 않은 문제는 희미한 젊은 태양의 역설로 알려져 있다.

대기 조건에 따른 변화

태양 에너지의 약 75%는 구름이 없는 하늘에서도 대기에 의해 부분적으로 반사되고 흡수되기 때문에 실제로 지구 [15]표면에 도달한다.심지어 가벼운 권운도 이것을 50%로 줄이고, 더 강한 권운은 40%로 줄인다.따라서 태양이 바로 머리 위에 있는 지표면에 도착하는 태양 에너지는 권운의 경우 550 W/m에서2 맑은 하늘의 경우 1025 W/m까지2 다양할 수 있다.

「 」를 참조해 주세요.

레퍼런스

  1. ^ a b Kopp, G.; Lean, J. L. (2011). "A new, lower value of total solar irradiance: Evidence and climate significance". Geophysical Research Letters. 38 (1): n/a. Bibcode:2011GeoRL..38.1706K. doi:10.1029/2010GL045777.
  2. ^ http://lasp.colorado.edu/home/sorce/data/tsi-data/ 총 태양 조사 조도 데이터, SUSCAR
  3. ^ "Satellite observations of total solar irradiance". acrim.com.
  4. ^ "NOAA Status Alert".
  5. ^ Willson, Richard C.; H.S. Hudson (1991). "The Sun's luminosity over a complete solar cycle". Nature. 351 (6321): 42–4. Bibcode:1991Natur.351...42W. doi:10.1038/351042a0. S2CID 4273483.
  6. ^ 클로드 푸일레, J-L 뒤프레네, La Météorologie Archived 2010-03-05의 Wayback Machine, No. 60, 페이지 36-43, 2008년 2월 태양 상수 측정.
  7. ^ 앞의 문장 중 하나 이상에는 현재 퍼블릭 도메인에 있는 출판물의 텍스트가 포함되어 있습니다.
  8. ^ Francis S. Johnson (December 1954). "The Solar Constant". Journal of Meteorology. 11 (6): 431–439. Bibcode:1954JAtS...11..432J. doi:10.1175/1520-0469(1954)011<0431:TSC>2.0.CO;2.
  9. ^ Archer, D. (2012). Global Warming: Understanding the Forecast. ISBN 978-0-470-94341-0.
  10. ^ Wang; et al. (2005). "Modeling the Sun's Magnetic Field and Irradiance since 1713". The Astrophysical Journal. 625 (1): 522–538. Bibcode:2005ApJ...625..522W. doi:10.1086/429689.
  11. ^ 스타인힐버 외(2009), 지구물리연구레터, 제36권, L19704, doi:10.1051/0004-6361/200811446
  12. ^ Vieira; et al. (2011). "Evolution of the solar irradiance during the Holocene". Astronomy & Astrophysics. 531: A6. arXiv:1103.4958. Bibcode:2011A&A...531A...6V. doi:10.1051/0004-6361/201015843. S2CID 119190565.
  13. ^ Steinhilber; et al. (2012). "9,400 years of cosmic radiation and solar activity from ice cores and tree rings". Proceedings of the National Academy of Sciences. 109 (16): 5967–5971. Bibcode:2012PNAS..109.5967S. doi:10.1073/pnas.1118965109. PMC 3341045. PMID 22474348.
  14. ^ Vieira, L. E. A.; Norton, A.; Kretzschmar, M.; Schmidt, G. A.; Cheung, M. C. M. (2012). "How the inclination of Earth's orbit affects incoming solar irradiance" (PDF). Geophys. Res. Lett. 39 (16): L16104. Bibcode:2012GeoRL..3916104V. doi:10.1029/2012GL052950.
  15. ^ 레이만, 한스조르그; 바이프레흐트, 위르겐 콤펜디움 für das Astronomische Praktikum