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.