Измерения солнечной постоянной

За меру приходящей на верхнюю границу атмосферы солнечной радиации принята солнечная постоянная. Под солнечной постоянной

понимают суммарный поток солнечного излучения, проходящий в единицу времени через единичную площадку, которая ориентирована перпендикулярно потоку на расстоянии 1 а. е. от Солнца вне земной атмосферы. Солнечная постоянная определяется как.

В последнем соотношении, а — постоянная Стефана — Больцмана; А — астрономическая единица; R — радиус Солнца; Г_Эфф — эффективная температура фотосферы. Есть мнение, что солнечную постоянную стоит именовать интенсивностью суммарного потока солнечного излучения.

История измерений солнечной постоянной включает два этапа: первый — с земной поверхности, второй — из атмосферы (с самолетов и аэростатов) и внеатмосферные измерения (со спутников и ракет). В метеорологии радиометрические измерения начались в конце XIX столетия. Для решения вопросов точности и обеспечения возможности сравнения результатов измерений на различных станциях и на разных приборах были введены специальные шкалы, которые в течение многих лет подвергались ряду коррекций, отражающих усовершенствования в радиометрии. До середины прошлого столетия обычно использовались две такие шкалы: Онгстрёма (1905 г.) и Смитсонианская шкала (1913 г.). В 1957 г. была введена новая Международная пиргелиометрическая шкала, основанная на этих шкалах.

С начала прошлого столетия в Смитсонианской астрофизической обсерватории началось проведение серии высокогорных измерений солнечной постоянной. Согласно полученным данным вариации солнечной постоянной составили от 0,1 до 1%. Также было обнаружено долговременное увеличение среднего значения солнечной постоянной примерно на 0,25% за 50 лет. Анализ полученных результатов за четыре солнечных цикла (с 1908 по 1952 г.) показал, что пределы возможных вариаций солнечной постоянной находятся в диапазоне ± 1% (от средней величины солнечной постоянной).

Первые прямые измерения солнечной постоянной вне тропосферы были выполнены в Санкт-Петербурге (тогда в Ленинградском университете) в 1961 г.: комплекс приборов поднимался аэростатом на высоту до 32 км, всего до 1967 г. было проведено 28 подъемов аэростата. Результатом этих измерений было обнаружение весьма заметной вариации солнечной постоянной (2,5%), связанной с ошибками в измерениях. Среднее значение солнечной постоянной по результатам всего комплекса измерений составило 1356 ± 14 Вт/м².

В 1966 г. Лабораторией реактивного движения (Калифорнийский технологический институт) и лабораторией Эппли была предложена программа измерений солнечной постоянной. Среднее значение по всем измерениям с самолетов составило 1378 ±26 Вт/м². В период 1968—1969 гг. также были проведены аэростатные измерения солнечной постоянной. Среднее значение солнечной постоянной (по трем аэростатным измерениям) составило 1373 ± 14 Вт/м². В 1969 г. в рамках продолжения аэростатных измерений было получено значение, равное 1369 Вт/м². Точность аэростатных измерений оценивается величиной 0,2—0,5%.

Результаты измерений вариаций солнечной постоянной с использованием космических аппаратов являются более достоверными, так как этот сбор данных проводится за пределами земной атмосферы. Такие измерения исключают атмосферную экстинкцию (поглощение и рассеяние), и они осуществляются в течение достаточно большого числа суток. Например, первое длительное измерение солнечной постоянной за пределами земной атмосферы было выполнено в эксперименте, который поставили ученые Лаборатории реактивного движения на искусственных спутниках Земли «Маринер-6» и «Маринер-7» в 1969 г. На основе данных измерений был сделан вывод, что величина солнечной постоянной не изменялась больше, чем в пределах точности измерений (около ±0,25%) вблизи максимума солнечного цикла, при этом в течение данного периода суточное число солнечных пятен принимало как экстремально большие, так и экстремально малые значения.

Таким образом, по оценкам, основанным на сборе всех данных, которые выполнены с помощью самолетов, аэростатов и космических аппаратов, наиболее вероятное значение солнечной постоянной получено равным 1373 ±20 Вт/м². Отмечено, что данные измерений с аэростата и самолета заметно отличаются от данных космических измерений (табл. 4.1, числа в скобках соответствуют стандартным отклонениям от средневзвешенных значений).

Таблица 4.1

Результаты определения солнечной постоянной.

Начиная с 1978 г. начался новый этап в измерении солнечной постоянной (рис. 4.6). Впервые за всю историю определения данной постоянной ее измерения достигли точности в сотые доли процента. Совершенствование измерений определяется в основном тремя факторами: усовершенствованием измерительных приборов и улучшением точности каждого измерения; выносом приборов за пределы атмосферы; автоматизацией наблюдений. В результате достигнута высокая внутренняя точность наблюдений на одном и том же спутниковом приборе в 0,02—0,05% значения солнечной постоянной.

Рис. 4.6. Сопоставление полных потоков солнечного излучения.

При достигнутой внутренней точности и обязательном применении контроля чувствительности оказалось возможным определить точное значение солнечной постоянной и наблюдать ее вариации — суточные, недельные и более долговременные (например, спутниковые наблюдения в экспериментах по измерению солнечной постоянной для программы NASA по исследованию активного Солнца и для космической программы «Шаттл»). При этом наиболее информативный материал был получен с американских спутников «Нимбуса-7» (запущен в ноябре 1978 г.) и SMM — Solar Maximum Mission (запущен в феврале 1980 г.). Абсолютное значение солнечной постоянной в рассматриваемый период было заключено в пределах 1367—1373 Вт/м², а среднее значение — 1370,59 Вт/м² в шкале прибора ERBS (Earth radiation budget satellite, или «Искусственный спутник Земли») на «Нимбусе-7» и 1370,62 Вт/м² — на SMM. Определено уменьшение солнечной постоянной от максимума 21-го цикла (1980 г.) к его минимуму (1986 г.) примерно на 0,15%, или 2 Вт/м². Годовой ход в среднем составил 0,02%.

К настоящему времени получен непрерывный ряд непосредственных измерений солнечной постоянной, выполненных несколькими специальными космическими аппаратами. Данные измерения выполнены для трех полных циклов солнечной активности и продолжаются в текущем цикле.

В современных исследованиях обязательно учитывается факт того, что солнечная постоянная не является неизменной величиной. Так, полное количество солнечной энергии по всему спектру, падающее за единицу времени на единицу площади, перпендикулярную солнечным лучам, на среднем расстоянии Земли от Солнца за пределами земной атмосферы обозначается как TSI. Под солнечной постоянной принято среднее многолетнее значение TSI общего потока излучения (и составляет 1361 Вт/м²). Важно отметить, что определение связи 11-летней вариации с модификациями климатических характеристик, изменениями геофизическими и биофизическими параметрами осуществлялось на протяжении всего периода с момента обнаружения данного цикла солнечной активности (т. е. есть полтора столетия). Но из-за получения достаточно малых значений амплитуды солнечной постоянной в 11-летнем цикле и самой нестабильности амплитудно-периодических характеристик интерес ученых к исследованию солнечно-земных связей в этом диапазоне существенно снизился в данный момент. При этом следует обратить внимание на тот факт, что при увеличении или сокращении интенсивности приходящей солнечной радиации (в различных фазах цикла) по широтам само распределение происходит по определенному правилу: например, в фазе высокой активности приход радиации увеличивается во всех широтных зонах по закону косинуса (с убыванием от экватора к полюсам), а в фазе низкой активности — сокращается. В результате этого данный цикл, с амплитудой, примерной равной 1 Вт/м², мало влияет на сезонные и широтные различия в инсоляции. Именно с этими различиями в инсоляции Земли непосредственно связано само установление климатического режима. Однако если активность Солнца будет значительно возрастать или ослабевать, то, наиболее вероятно, отклик климатической системы Земли на эти изменения станет явно ощутимым.