太陽常數

概述在地球大氣外距離太陽一個天文單位的地方，垂直於太陽光束方向的單位面積上在單位時間內接收到的所有波長的太陽總輻射能量。通常用符號S來表示，單位為卡/（厘米2·分鐘），或瓦/米2。它隨波長的分佈稱為“大氣外太陽分光輻照”，其單位常用瓦/（平方厘米·微米）表示。太陽輻射的能量主要集中於可見光波段，因此太陽常數涉及的波段並不太寬，0.2～10.0微米波段的輻射已佔太陽常數的99.9％，其中0.3～3.0微米就佔97％左右。精確測定太陽常數和大氣外太陽分光輻照，不僅對於研究太陽和地球大氣結構十分重要，而且還可應用於氣象﹑航天﹑太陽能利用和環境科學等許多領域。太陽常數約為1.97卡/（平方厘米·分鐘）。測量方法精確測定太陽常數比較困難，原因是必須考慮地球大氣對太陽輻射的吸收效應。目前所用的測量方法基本上有以下兩種。地面分光和總輻射測量法 在地面（一般都在大氣稀薄的高山上）用太陽分光輻射儀測定太陽在不同高度（不同大氣質量）時輻射強度隨波長的相對分佈（稱為相對分光輻照），觀測達到的波段範圍大約為0.295～2.5微米。與此同時，用一架絕對能量標度的太陽總輻射儀測定同樣波段的總輻射能量，作為上述相對分佈的絕對能量定標。然後，對每一波長按照指數消光定律外推得到地球大氣外的太陽分光輻照，再對波長積分就得到大氣外0.295～2.5微米波段的太陽輻射能量（必須進行分光測量是因為指數消光定律只適用於單色輻射）。至於波長短於0.295微米和大於2.5微米的太陽輻射，則因地球大氣中臭氧﹑水汽和其他大氣分子的強烈吸收，不能到達地面，只能利用高空探測或理論推算得到。把所有波長的能量加在一起，並作日地距離改正後，即得到太陽常數。也可以用飛機（約在11～13公里高度）進行太陽分光和總輻射測量，要作的大氣吸收改正量比高山測量為小，但也存在一些問題，如需作飛機窗口改正，觀測的時間太短和大氣質量的變化範圍太小，因而具有隨機性和不利於外推等等。高空總輻射測量法 在幾十公里以上的高空直接測量太陽的總輻射來獲得太陽常數。例如，在高空火箭（60公里以上高度）﹑人造衛星和宇宙飛船上測量太陽輻射，便無需作大氣消光改正，測得的結果作日地距離改正後即為太陽常數。如果用氣球在20～40公里的高空測量輻射，仍然需要作很小的大氣消光改正。其中的波長短於0.295微米的輻射因被高度約為12～50公里的大氣臭氧層所吸收，仍然觀測不到，它們的輻射能量也只能採用火箭觀測結果或者進行理論推算。太陽常數的觀測已有七十多年歷史。六十年代以前多用經典的地面測量方法，美國史密森天文台的艾博特等人從二十世紀初到五十年代曾經進行長期和大量的測量。六十年代以後，由於高空技術的發展，更多地採用高空測量。在太陽常數的測量和推算中，由於所用的儀器設備﹑觀測步驟﹑觀測點的大氣條件和大氣消光改正的方法等各不相同，同時在絕對標度校準和不同標度系統換算上也往往存在誤差，因此得到的最終結果很不一致。例如，1954年F.S.約翰遜主要根據五十年代以前的地面觀測結果整理，得到S=2.00卡/（厘米2·分鐘），這一數值在五十年代和六十年代曾被廣泛引用；1971年拉布斯和內克爾綜合六十年代地面和高空測量結果，得到S=1.95卡/（厘米2·分鐘）；1977年弗羅利希詳細研究了1966～1976年間的高空觀測結果和進行標度換算之後，得到了最可幾值為1.97卡/（厘米2·分鐘）。歷史1881年，第一次試圖直接測定太陽常數的是法國物理學家Claude Pouillet（1790-1868）和英國天文學家John Herschel（1792-1871）。兩人分別獨立地設計了不同的測定裝置。但原理都一樣：利用已知質量的水在太陽光下放置一定時間，用溫度計測量升溫過程，水的比熱已知，則可以計算得出光照強度。他們推定的值是現在所用值1367（±4）瓦/平方米的一半左右，這是因為他們都沒有考慮地球大氣對光的吸收。1875年，法國物理學家Jules Violle（Jules Louis Gabriel Violle）以在位於法國和瑞士交界的阿爾卑斯山Mont Blanc第一個開展高海拔區測定太陽常數而聞名1902-1957, 斯密森研究所的科學家C.G. Abbot（Charles Greeley Abbot）等人在根據多年高海拔地區觀測結果，基於地基法確定的數值為1322-1465瓦/平方米。近年來通過各種先進手段，基於地基法測得的太陽常數的標準值為1353w／m2。1976年，美國宇航局根據高空平台的觀測結果，發布的太陽常數值為1353。根據1978-1998年6顆衛星上的觀測平台近20年連續不斷的觀測結果，得出的太陽常數值為1366.1 瓦/平方米，標準差為425ppm, 0.37%的波動範圍（1363-1368 瓦/平方米）（Lean and rind,1998）。20年衛星數據也揭示了太陽常數也存在不同時間尺度的波動。1957年國際地球物理年決定採用1380瓦/平方米。世界氣象組織（WMO）1981年公布的太陽常數值是1368瓦/平方米。多數文獻上採用1367瓦/平方米。太陽常數也有周期性的變化，變化範圍在1％—2％，這可能與太陽黑子的活動周期有關。

在日地平均距離條件下，地球大氣上界垂直於太陽光線的面上所接受的太陽輻射通量密度，稱為太陽常數。以S.表示，單位為W/m。太陽常數是一個相對穩定的常數，依據太陽黑子的活動變化，他所影響到的是氣候的長期變化，而不是短期的天氣變化。

太陽常數包括所有形式的太陽輻射，不是只有可見光的範圍(更詳細的內容可以參考電磁頻譜)，它可以聯繫到太陽的視星等是-26.8等。太陽常數和太陽的視星等是描述太陽亮度的兩種方法，但是視星等只有測量太陽在可見光部分的能量輸出。

從太陽看地球的角直徑只有1/11,000弧，所以從太陽看地球的立體角只有1/140,000,000球面度。因此，太陽輻射出的能量是地球獲得的20億倍。

需要注意的是，所謂的太陽常數並非是一個從理論推導出來的、有嚴格物理內涵的常數，它本身受太陽自身活動的制約，具有不同時間尺度的變化。這給一些研究者用各自設計的儀器在不同情況下的測定結果進行比較帶來困難。

由於地球以橢圓形軌道繞太陽運行，因此太陽與地球之間的距離不是一個常數，而且一年裡每天的日地距離也不一樣。眾所周知，某一點的輻射強度與距輻射源的距離的平方成反比，這意味著地球大氣上方的太陽輻射強度會隨日地間距離不同而異。然而，由於日地間距離太大（平均距離為1.5×10km），所以地球大氣層外的太陽輻射強度幾乎是一個常數。因此人們就採用所謂“太陽常數”來描述地球大氣層上方的太陽輻射強度。它是指平均日地距離時，在地球大氣層上界垂直於太陽輻射的單位表面積上所接受的太陽輻射能。通過各種先進手段測得的太陽常數的標準值為1367±7W/m。一年的時間中由於日地距離的變化所引起太陽輻射強度的變化不超過上3.4%。

晝夜是由於地球自轉而產生的，而季節是由於地球的自轉軸與地球圍繞太陽公轉的軌道的轉軸呈23°27′的夾角（黃赤交角）而產生的。地球每天繞著通過它本身南極和北極的“地軸”自西向東地球公轉自轉一周。每轉一周為一晝夜，所以地球每小時自轉15°。地球除自轉外還循偏心率很小的橢圓軌道每年繞太陽運行一周。地球自轉軸與公轉軌道面的法線成23．5°。地球公轉時自轉軸的方向不變，總是指向地球的北極。因此地球處於運行軌道的不同位置時，太陽光投射到地球上的方向也就不同，於是形成了地球上的四季變化。每天中午時分，太陽的高度總是最高。在熱帶低緯度地區（即在赤道南北緯度23°27′之間的地區），一年中太陽有兩次垂直入射，在較高緯度地區，太陽總是靠近赤道方向。在北極和南極地區（在南北半球大於90°~23°27′），冬季太陽低於地平線的時間長，而夏季則高於地平線的時間長。

太陽發出的輻射對於地球上所有的生命來說都是至關重要的。地球上的天氣、氣候則完全受其入射量及其與地球大氣、海洋和陸地相互作用的制約。地球接受的太陽能哪怕只有千分之一的變化，但只要是持續不斷的，就會對天氣、氣候產生重要的影響、也正因為如此，在氣象學中，太陽常數測定工作一直受到普遍的關注。在氣象學領域內。

另一方面，從太陽光譜的變化能了解太陽大氣中發生的變化，了解太陽常數的短期變化有助於推知太陽本身內部的機制，所以太陽常數的測定也是太陽物理學界極為關心的課題。

測定誤差

受輻射測量準確度的制約。比較國際單位制中幾個基本單位的測量誤差，時間的測量誤差是最小的，已經達到這樣的量級。其次是長度，質量等，而以光譜輻射度的測量誤差最大，經過科技工作者多年不懈的努力，世界最高水準也僅為。而太陽輻射測量由於其輻射度更高，且測量環境更難於控制，其準確度還要低一個量級。

測定歷史

1837-1838年，法國物理學家Claude Pouillet(1790-1868)和英國天文學家John Herschel(1792-1871)第一次試圖直接測定太陽常數。兩人各自獨立設計了不同的測定裝置，但原理一樣。就太陽常數是利用已知質量的水在太陽光下放置一定時間，用溫度計測量升溫過程，因水的比熱已知，則可以計算得出光照強度。由於都沒有考慮地球大氣對光的吸收，他們推定的值是“現在所用值1367(±4) W/m的一半左右”。

1875年，法國物理學家Jules Violle(Jules Louis Gabriel Violle)以在位於法國和瑞士交界的阿爾卑斯山Mont Blanc第一個開展高海拔區測定太陽常數而聞名.

1884年，塞繆爾·彭爾龐特·蘭利在加利福尼亞州的惠特尼山首度嘗試測量太陽常數，並經由在不同的日子與時刻進行測量，以試圖消除地球大氣層吸收的影響。但是他得到的數值並不正確，為2903W/m，或許是由數學上的錯誤造成的。

1902年和1957年，由查理斯·艾博特和其他人測量的數值分別是1322W/m和1465W/m。

根據1978-1998年6顆衛星上的觀測平台近20年連續不斷的觀測結果，得出的太陽常數值為1366.1 W/m,標準差為425ppm, 0.37%的波動範圍(1363-1368 W/m)(Lean and Rind,1998)。20年的觀測表明太陽常數存在不同時間尺度的波動。

1902-1957, 斯密森研究所的科學家C.G. Abbot(Charles Greeley Abbot)等人在根據多年高海拔地區觀測結果，基於地基法確定的數值為1322-1465W/m。近年來通過各種先進手段,基於地基法測得的太陽常數的標準值為1353W/m。

1976年，美國宇航局根據高空平台的觀測結果,發布的太陽常數值為1353(±21)W/m(TheKaekara,1976); 據1978-1998年6顆衛星上的觀測平台近20年連續不斷的觀測結果，得出的太陽常數值為1366.1 W/m2,標準差為425ppm, 0.37%的波動範圍(1363-1368 W/m)(Lean and Rind,1998)。20年衛星數據也揭示了太陽常數也存在不同時間尺度的波動。

1981年，世界氣象組織(WMO)公布的太陽常數值是1367±7W/m。