Stała słoneczna - Polski Serwis Naukowy

Zmiany w stałej słonecznej. Oznaczenia wykresów: Irradiancja (dzienna/roczna), Plamy słoneczne, Rozbłysk słoneczny, Strumień radiowy 10,7 cm

Stała słoneczna (całkowita irradiancja słoneczna) – całkowita energia, jaką promieniowanie słoneczne przenosi w jednostce czasu przez jednostkową powierzchnię ustawioną prostopadle do promieniowania w średniej odległości Ziemi od Słońca (1 j.a.) przed wejściem promieniowania do atmosfery. Średnia wartość stałej słonecznej wynosi około 1366,1 W/m². Ze względu na zmiany w czasie stałej słonecznej poprawniejszą nazwą jest całkowita irradiancja Słońca (Total Solar Irradiance – TSI). Obecnie stałą słoneczną mierzy się za pomocą pomiarów satelitarnych dzięki czemu omija się wpływ atmosfery na otrzymane wyniki.

Jednostka astronomiczna (skrót j.a., po angielsku AU, astronomical unit) jest to jednostka odległości używana w astronomii, równa 149 597 870 691 ± 30 m. Dystans ten odpowiada średniej odległości Ziemi od Słońca.
Albert Abraham Michelson (ur. 19 grudnia 1852 Strzelno, Kujawy, zm. 9 maja 1931 Pasadena, Kalifornia, USA) – amerykański fizyk polskiego pochodzenia, laureat Nagrody Nobla z dziedziny fizyki w 1907 r. za konstrukcję interferometru.

Bezpośrednie promieniowanie słoneczne jest pochłaniane i rozpraszane w atmosferze przez aerozole, hydrometeory oraz cząsteczki gazów. Z tego względu pomiar stałej słonecznej na powierzchni Ziemi jest trudny, gdyż musi uwzględniać opisany wyżej wpływ atmosfery. Istnieje jednak metoda pomiaru stałej słonecznej z powierzchni Ziemi oparta na tzw. metody Langleya (patrz sekcja Historia pomiaru stałej słonecznej).

Hydrometeor - jakikolwiek produkt kondensacji lub depozycji pary wodnej w atmosferze lub na powierzchni Ziemi; dowolna cząstka wodna porwana z powierzchni Ziemi.
Merkury – najmniejsza i najbliższa Słońcu planeta Układu Słonecznego. Jako planeta wewnętrzna znajduje się dla ziemskiego obserwatora zawsze bardzo blisko Słońca, dlatego jest trudna do obserwacji. Mimo to należy do planet widocznych gołym okiem i była znana już w starożytności. Merkurego dojrzeć można jedynie tuż przed wschodem lub tuż po zachodzie Słońca.

Stałą słoneczną można również definiować dla innych odległości od Słońca, np. dla poszczególnych planet. Na średniej odległości Merkurego od Słońca stała ta wynosi 9937 W/m², a dla Neptuna zaledwie 1,5 W/m².

Stała słoneczna nie jest w dosłownym sensie stałą, promieniowanie słoneczne zmienia się w cyklu około 11-letnim związanym z aktywnością słońca, a zmiany wynoszą około 0,1% wartości promieniowania całkowitego, co przekłada się na wahania temperatury troposfery o około 0,1 K. Około 30% tej różnicy pochodzi od fluktuacji promieniowania w ultrafiolecie (< 300 nm), a pozostałe 70% od zmian w promieniowaniu widzialnym i podczerwonym. Natomiast 27-dniowy cykl związany z obrotem Słońca powoduje zmiany około 0,2%. Pomiary te wykonane zostały satelitarnie po 1978 roku, a wyniki wskazują na mniejsze zmiany niż uprzednie oceny, które musiały uwzględniać poprawki atmosferyczne.

Mount Whitney — szczyt w Sierra Nevada w Kalifornii (USA). Wysokość góry wynosi 4421 m (14 505 stóp) n.p.m., dzięki czemu jest to najwyższy szczyt w całej Kalifornii i najwyższy szczyt USA poza Alaską. Góra jest zbudowana z granitu.
Pierre Bouguer (polska wersja imienia – Piotr); (ur. 16 lutego 1698, zm. 15 sierpnia 1758) – francuski matematyk, astronom i geodeta. Nazywany jest "ojcem nauki o architekturze okrętów".

Historia pomiaru stałej słonecznej

Pierwsza definicja stałej słonecznej wykorzystywała fakt, że promieniowanie słoneczne ogrzewa powierzchnię na jaką pada. Stała słoneczna była zdefiniowana jako zmiana temperatury jednego grama wody, wówczas ciepło mierzono w kaloriach, ogrzewanego przez otwór 1 cm², przez promienie słońca padające prostopadle do powierzchni, w czasie 1 minuty i umieszczonego w przestrzeni poza ziemią. Pierwsze eksperymenty (na ziemi) zapoczątkował w 1835 roku Claude Pouilett i John Herschel. Eksperymenty były kontynuowane przez Forbesa, Crova, Violle, Radau, Samuel Pierpont Langley, Knut Johan Ångströma, Chwolsona, W. A. Michelsona, Rizzo, Hanskego, Schneidera, i innych. Wyniki zawierały się w granicach 1,76-3,4 kalorii na centymetr kwadratowy na minutę (nie uwzględniając błędnego pomiaru Ångströma z 1890 roku). Pomiary stałej słonecznej obarczone były błędami związanymi z pomiarem ilości ciepła oraz wpływem atmosfery.

John Frederick William Herschel (ur. 7 marca 1792 w Slough (Anglia), zm. 11 maja 1871 w Collingwood w hrabstwie Kent) – angielski astronom, chemik i fizyk, syn Mary Pitt i Williama Herschela.
Irradiancja jest terminem radiometrycznym określonym jako strumień promieniowania na jednostkę powierzchni. Odpowiada to mocy jaką przenosi promieniowanie przez płaszczyznę jednostkową. Jednostką SI jest wat na metr kwadratowy (W/m2). Czasami irradiancja jest nazywana natężeniem lub intensywnością.

Instrumenty

Duże różnice w pomiarze stałej słonecznej spowodowały stały rozwój aparatury pomiarowej. Około roku 1835 Pouilett wynalazł instrument nazwany pyrheliometrem, używanym do pomiaru stałej słonecznej. Instrument ten wykorzystywał początkowo zbiornik wody podgrzewany przez padające promienie słońca. W Smithsonian Astrophysical Observatory instrument ten został zmodyfikowany i zbiornik wody został zastąpiony srebrnym dyskiem. Problem z tego typu pomiarem polegał na tym, że zarówno srebrny dysk i powierzchnia wody nie absorbowały całkowicie padającego promieniowania. Wobec tego w 1894 roku Albert Abraham Michelson opracował pyrheliometr wykorzystujący spostrzeżenie Gustawa Kirchhoffa, że wnętrze cylindra powinno absorbować idealnie promieniowanie (patrz ciało doskonale czarne). Pusty cylinder otoczony był mieszaniną wody i lodu, a ogrzewanie słoneczne mierzone było na podstawie ilości stopionego lodu. Niezależnie, około 1904 roku, podobny instrument skonstruował Charles Greeley Abbot, który wykorzystał przepływająca wodę do oceny ilości ciepła pobranego od promieniowania słonecznego.

Komora Wilsona (inaczej komora kondensacyjna, komora mgłowa) – urządzenie służące do detekcji promieniowania jądrowego poprzez obserwację śladów cząstek elementarnych (promieniowania jonizującego), zaprojektowane przez szkockiego fizyka Charlesa Wilsona w 1900 r. Zarejestrowane fotografie śladów cząstek elementarnych w komorze Wilsona były tak przekonującym dowodem ich istnienia, że usunęły wszelkie wątpliwości co do konkluzji Becquerela, Curie i innych. W roku 1932 Carl David Anderson za pomocą komory Wilsona udowodnił istnienie pozytonu. W drugiej połowie XX wieku komory Wilsona zostały zastąpione przez komory pęcherzykowe.
Minimum Maundera – okres trwający od 1645 do 1717 roku, podczas którego zaobserwowano znacznie mniej plam słonecznych (około 50) w porównaniu z pierwszą połową wieku. Okres ten nazwany został na cześć angielskiego astronoma Edwarda W. Maundera (1851–1928).

Obecnie stosowanym instrumentem mierzącym irradiację Słońca jest pyranometr stosowany w meteorologii oraz klimatologii.

Poprawka atmosferyczna

Poprawka atmosferyczna wymagana do oceny stałej słonecznej z pomiarów na ziemi wykorzystuje prawo Lamberta-Beera, którzy około 1760 roku dowiedli, że transmitancja światła w jednorodnym ośrodku zanika wykładniczo. Pouillet zastosował wzór Bouguera do atmosfery ziemskiej. Następnie Radau i Langley pokazali, że prawo Bouguera stosuje się tylko do promieniowania monochromatycznego, podczas gdy promieniowanie słoneczne nie jest monochromatyczne.

Kaloria (łac. calor – ciepło) — historyczna jednostka ciepła, obecnie gdy ciepło jest utożsamiane z energią jest pozaukładową jednostką energii (skrót cal); często używana jest jednostka wielokrotna kilokaloria (skrót kcal); 1 kcal = 1000 cal.
Pyranometr (pyranometer) jest instrumentem do pomiaru hemisferycznego (czyli przychodzącego z półkuli) promieniowania całkowitego, rozproszonego i odbitego, najczęściej całego widma światła słonecznego, chociaż możliwe jest ograniczenie zakresu widma poprzez używanie kolorowych kopuł lub filtrów. Nazwa pyranometr pochodzi od greckiego pyr, co oznacza płomień i ano, co oznacza niebo. Pyranometr mierzy irradiancję czyli strumień przychodzącej energii słonecznej (w watach na metr kwadratowy).

Samuel Pierpont Langley, około roku 1880 wynalazł aparaturę i metodę do oceny promieniowania słonecznego przed wejściem do atmosfery za pomocą wielokrotnych pomiarów, przy różnych warunkach przejścia promieniowania przez atmosferę. Wynalazł też instrument nazwany bolometrem, w którym wykorzystał dwie płytki platynowe, osmolone sadzą, jedna z tych płytek oświetlana była przez promieniowanie słoneczne, druga pozostawała w cieniu, płytki były opornikami elektrycznymi. Różnicę temperatur, która była zależna od energii pochłoniętego promieniowania, wyznaczano poprzez pomiar różnicy oporów w układzie mostek Wheatstone'a. Bolometr Langleya mierzył widmo promieniowania słonecznego od około 0,3 mikrometrów do około 3,0 mikrometrów był znacznie prostszy w obsłudze, a po wykalibrowaniu dokładniejszy od wcześniej stosowanych przyrządów.

Księżyc (, nieco więcej niż 1/4 średnicy Ziemi. Oznacza to, że objętość Księżyca wynosi około 1/50 objętości kuli ziemskiej. Przyspieszenie grawitacyjne na jego powierzchni jest blisko 6 razy słabsze, niż na Ziemi. Księżyc wykonuje pełny obieg wokół Ziemi w ciągu 27,3 dnia (tzw. miesiąc syderyczny), a okresowe zmiany w geometrii układu Ziemia-Księżyc-Słońce powodują występowanie powtarzających się w cyklu 29,5-dniowym (tzw. miesiąc synodyczny) faz Księżyca.
Pyrheliometr(pirheliometr) – astronomiczny instrument służący do pomiarów ilości energii słonecznej padającej na daną jednostkę powierzchni. Energia promieniowania otrzymywana od Słońca jest przekształcana na energię cieplną i mierzona jest metodami kalorymetrycznymi.

Langley podjął próbę oceny natężenia promieniowania słonecznego, umieszczając aparaturę na szczycie Mount Whitney, a poprzez dokonywanie pomiarów o różnej porze dnia próbował uwzględnić wpływ pochłaniania i rozpraszania atmosfery. Otrzymana przez niego wartość stałej słonecznej 2903 W/m², jest nieprawidłowa prawdopodobnie z powodu błędów matematycznych lub niepoprawnej oceny ilości wydzielanego ciepła.

Mostek jest równoległym połączeniem co najmniej dwóch dzielników napięcia. Napięciem wyjściowym mostka jest napięcie pomiędzy punktami wyjściowymi dzielników napięcia.
Promieniowanie kosmiczne – promieniowanie złożone, zarówno korpuskularne jak i elektromagnetyczne, docierające do Ziemi z otaczającej ją przestrzeni kosmicznej. Korpuskularna część promieniowania składa się głównie z protonów (90% cząstek), cząstek alfa (9%), elektronów (ok 1%) i nielicznych cięższych jąder. Promieniowanie docierające bezpośrednio z przestrzeni kosmicznej nazywamy promieniowaniem kosmicznym pierwotnym. Cząstki docierające do Ziemi w wyniku reakcji promieniowania kosmicznego pierwotnego z jądrami atomów gazów atmosferycznych, to promieniowanie wtórne.

Ponieważ bolometr umożliwiał wyliczenie poprawki atmosferycznej w różnych długościach widma była to metoda umożliwiająca ocenę stałej słonecznej w przestrzeni kosmicznej, przed wejściem do atmosfery. Kombinacja bolometrycznej metody spektralnej z pomiarem pyrheliometrem umożliwiało na dokładne wyznaczenie stałej słonecznej (Abbot, 1911). Jedne z pierwszych pomiarów stałej słonecznej zostały dokonane przez Abbota, Fowle, Aldricha, i Hoovera w Obserwatorium Astrofizycznym Smithsonian Institution za pomocą techniki bolometryczno-pyrheliometrycznej. W 1913 roku Abbot, Aldrich i Fowle skonstruowali Smithsonian Radiation Scale of 1913. Po 1922 roku pomiary były wykonywane w 40 pasmach dla długości fal mniejszych niż 0,35 mikrometra i większych niż 2,3 mikrometra (w celu oceny wpływu ozonu). Do lat 70. XX w. ich instrumenty i metodologia były wykorzystywane do wyznaczania stałej słonecznej.

Platyna (Pt, łac. platinum) - pierwiastek chemiczny z grupy metali przejściowych w układzie okresowym, metal szlachetny. Nazwa pochodzi od hiszpańskiego słowa platina, zdrobnienia słowa oznaczającego srebro. Pierwiastek ten był znany w Ameryce jeszcze w czasach prekolumbijskich. Do Europy został sprowadzony w 1750 roku przez Hiszpanów, którzy sądzili, że jest to tylko odmiana srebra. Platyna posiada 36 izotopów z zakresu mas 172-201. W naturalnym składzie izotopowym występują izotopy 190, 192, 194, 195, 196 i 198, z których 194, 195, 196 i 198 są trwałe i stanowią główną część składu.
Ozon, tritlen (O3) - jedna z odmian alotropowych tlenu, posiadające silne własności aseptyczne i toksyczne. Stosowany jest przy wyjaławianiu wody oraz pełni ważną rolę w pochłanianiu części promieniowania ultrafioletowego dochodzącego ze Słońca do Ziemi (patrz dziura ozonowa).

Pomiary satelitarne

Pierwsze pomiary satelitarne irradiancji Słońca zaczęto w latach 50. XX w. i w latach 60. osiągnęły one pewne sukcesy, m.in. zaobserwowano cały dysk słoneczny. W roku 1978 na satelicie Nimbus 7 rozpoczęto pierwsze nowoczesne pomiary z przestrzeni kosmicznej, które zrewolucjonizowały zrozumienie całkowitej irradiancji i jego związku z aktywnością Słońca.

Glory – planowana na 2011 rok misja satelitarna NASA do badań stałej słonecznej i aerozoli atmosferycznych. Satelita miał zostać umieszczony na orbicie kołowej o wysokości 705±2 km, jednak w trakcie wynoszenia na orbitę z bazy wojskowej Vandenberg nie odłączyła się osłona aerodynamiczna ładunku powodując utratę urządzenia.
Sadza (pot. kopeć) - produkt powstający w trakcie niepełnego spalania paliw i innych materiałów zawierających w swoim składzie chemicznym znaczne ilości węgla. Głównym, choć nie jedynym składnikiem sadzy jest amorficzna postać węgla. Oprócz tego sadza zawiera zwykle drobne struktury grafitopodobne, niewielkie ilości fulerenów i struktur fulerenopodobnych oraz resztki spalanych substancji organicznych, np: tłuszcze i popiół.

Ze względu na pochłanianie światła w atmosferze ziemskiej współcześnie natężenie promieniowania słonecznego mierzy się za pomocą sztucznych satelitów. Nadal wykorzystuje się pomiary oparte na idei bolometru z tym, że stosuje się aktywną elektryczną metodę kompensacji temperatury w dwóch stożkowych wnękach, z których jedna przez krótki moment obserwuje Słońce, a druga jest izolowana od Słońca, może też być podgrzewana elektrycznie. Dzięki odpowiedniemu cyklowi obserwacji Słońca, stygnięcia oraz podgrzewania, można przyrząd skalibrować uwzględniając wpływ energii z innych obszarów niż wnęki pomiarowe.

Minimum Sporera – okres małej aktywności słonecznej, trwający od około 1420 do 1570 roku (lub 1460 - 1550). Istnienie tego minimum zostało wywnioskowane na podstawie badań obfitości izotopu węgla C w słojach drzew, którego w okresie mniejszej aktywności Słońca wytworzyło się więcej niż w innych okresach czasu. Minimum nazwano nazwiskiem niemieckiego astronoma Gustawa Spörera, badacza plam słonecznych.
Bolometr - przyrząd do pomiaru energii przenoszonej przez promieniowanie w jak najszerszym zakresie długości fal (intencjonalnie w pełnym zakresie). W praktyce większość bolometrów jest wrażliwa na promieniowanie w zakresie widzialnym i podczerwonym. Współczesne bolometry działają na zasadzie zmiany oporu elektrycznego czujnika pod wpływem zmiany temperatury wywołanej pochłanianiem padającego promieniowania. Czujnik stanowią cienkie druciki lub folia, wykonane z metalu, półprzewodnika albo materiału nadprzewodzącego; zmianę oporu elektrycznego czujnika, proporcjonalną do ilości pochłoniętej energii, mierzy się zwykle za pomocą mostka pomiarowego; próg czułości bolometru jest wysoki, rzędu 10-9 -10 -12 wata.

W roku 2006 pomiary energii całkowitego widma słonecznego były znacznie dokładniejsze niż pomiary widma Słońca (Gueymard, 2006). Doprowadziło to do sytuacji, w której pomiary widmowe i szerokopasmowe używane do wyznaczania stałej słonecznej są dokonywane całkowicie niezależnie.

Pomiary satelitarne – stan w 2006 roku

Wyniki z satelitarnych pomiarów z eksperymentu SORCE są o 3-4W/m² niższe niż wyniki innych pomiarów satelitarnych stałej słonecznej od roku 1978. W 2006 r. nie było wiadomo dlaczego inne instrumenty pomiarowe dawały tak duże wartości w porównaniu z SORCE (źródło Greg Kopp)

Opornik, rezystor (z łac. resistere, stawiać opór) – najprostszy element rezystancyjny, element bierny obwodu elektrycznego. Jest elementem liniowym: spadek napięcia jest wprost proporcjonalny do prądu płynącego przez opornik. Przy przepływie prądu zamienia energię elektryczną w ciepło. Występuje na nim spadek napięcia. W obwodzie służy do ograniczenia prądu w nim płynącego.
Solar Radiation and Climate Experiment (SORCE) – eksperyment satelitarny do oceny całkowitego i widmowego rozkładu promieniowania słonecznego dochodzącego do atmosfery ziemskiej.

Pomiary satelitarne – program Glory

Program badawczy Glory ma na celu kontynuację badań stałej słonecznej w roku 2011 i później, używając instrumentu Total Irradiance Monitor (TIM). Nowa wersja tego instrumentu będzie w stanie dokładniej mierzyć absolutną wartość stałej słonecznej (Mishchenko, i inni, 2007), co umożliwi wyjaśnienie zmian absolutnej wartości stałej słonecznej uzyskanej z pomiarów satelitarnych, związanych ze zmiennością plam na Słońcu oraz wyjaśnienie rozbieżności związanych z błędami pomiarowymi.

Troposfera – jest najniższą i najcieńszą warstwą atmosfery, stanowi ok. 80% jej całkowitej masy. Górna jej granica zmienia się w zależności od pory roku i od szerokości geograficznej. Nad biegunami sięga ona do 7 km w zimie i do 9 km w lecie. W umiarkowanych szerokościach geograficznych od 10 km w zimie do 13 km w lecie. Nad równikiem zasięg troposfery waha się od 15 do 18 km przez cały rok. Zróżnicowana grubość troposfery wynika z różnic nagrzewania się obszarów leżących na różnych szerokościach geograficznych oraz różnej wartości siły odśrodkowej działającej na cząsteczki powietrza.
Aktywność słoneczna – zmiany zachodzące na powierzchni i atmosferze Słońca. Zmiany te powodują fluktuacje promieniowania, które dociera do Ziemi (zobacz stała słoneczna) w postaci fal elektromagnetycznych, w tym i światła oraz strumienia cząstek emitowanych przez Słońce (wiatr słoneczny). Do aktywności słonecznej zalicza się też zmiany w liczbie i rozmieszczeniu plam słonecznych oraz koronalnych wyrzutów masy.

Zmienność całkowitej irradiancji i wpływ na klimat

Historia wpływu stałej słonecznej na zmiany klimatyczne na Ziemi ma bardzo bogatą, prawie dwustuletnią historię. Poglądy o wpływie zmian promieniowania słonecznego i aktywności słonecznej na zjawiska atmosferyczne wyrażano wielokrotnie. Hipotezy korelacji plam na Słońcu w cyklu 11 letnim ze zjawiskami meteorologicznymi dotyczą m.in. wpływu na pokrywę chmur i burze (Wilson, 1899) czy na zmiany w stratosferze nad Arktyką (van Loon and Labitzke, 1998). Po dokładniejszej analizie, wiele z tych hipotez została odrzucona (Salby i Shea, 1991).

Równoważność masy i energii jest jednym z najważniejszych wniosków ze szczególnej teorii względności. Wyraża się on przez jeden z najsłynniejszych wzorów w historii ludzkości:
Instytut Smithsona (ang. Smithsonian Institution) – największy na świecie kompleks muzeów i ośrodków edukacyjno-badawczych, mieszczący się głównie w Waszyngtonie; powstał w roku 1846 jako fundacja na podstawie testamentu brytyjskiego chemika i mineraloga Jamesa Smithsona; finansuje i organizuje badania naukowe, wydawanie książek i czasopism, prowadzi wymianę publikacji z zagranicznymi ośrodkami naukowymi. Na cześć instytutu jedną z planetoid nazwano 3773 Smithsonian.

Podobnie, korelacja pomiędzy stała słoneczną i zmianami klimatycznymi na Ziemi jest tematem istotnych kontrowersji. Już w roku 1913 Charles Greeley Abbot twierdził, na podstawie pomiarów z Ziemi, że zmiany stałej słonecznej są istotnym powodem zmian klimatycznych na Ziemi. Uważał, że wieloletnie zmiany aktywności Słońca (cykl 11 letni) przyczyniają się do około 1% zmian całkowitej irradiacji.

Minimum Daltona – okres małej aktywności słonecznej, trwający od około 1790 do 1830 roku. wyznaczony na podstawie szacowanych zmian liczby plam słonecznych. Podobnie jak w przypadku minimum Maundera oraz minimum Spörera, odnotowano w tym czasie niższe średnie temperatury na Ziemi. Na ten okres przypada trzecie i ostatnie maksimum zasięgu lodowców górskich podczas małej epoki lodowej 1820-1850 (czas reakcji lodowców średniej wielkości to 17-40 lat). Mniejszej aktywności słonecznej przypisuje się związek z okresami chłodniejszymi na Ziemi.
Ziemia (łac. Terra) − trzecia licząc od Słońca, a piąta co do wielkości planeta Układu Słonecznego. Pod względem średnicy, masy i gęstości jest to największa planeta skalista Układu.

Jego przeciwnikiem był m.in. Samuel Pierpont Langley, który wprowadził pojęcie „stała słoneczna”. Aż do lat 60. XX w. Abbot był zwolennikiem hipotezy, że plamy na Słońcu są głównym czynnikiem cyklicznych zmian klimatycznych i pomiary zmienności stałej słonecznej mogą przyczynić do lepszego prognozowania pogody. Dopiero pomiary satelitarne prowadzone od 1978 roku dowiodły, że stała słoneczna zmienia się w mniejszym stopniu niż wieloletnie obserwacje Abbota, a jego wyniki można wytłumaczyć zmianami transmitancji w atmosferze spowodowanych m.in. wybuchami wulkanicznymi i transportem zanieczyszczeń do stratosfery. Mimo to istnieją korelacje pomiędzy aktywnością Słońca i stałą słoneczną (Mishchenko, i inni, 2007).

Ciałem szarym nazywane jest ciało, które pochłania określoną współczynnikiem absorpcji część promieniowania padającego na to ciało bez względu na długość fali padającego promieniowania i temperaturę ciała.
Słońce (łac. Sol) – gwiazda centralna Układu Słonecznego, wokół której krąży Ziemia, inne planety oraz mniejsze ciała niebieskie. Słońce to najjaśniejszy obiekt na niebie i główne źródło energii docierającej do Ziemi.

Proste oszacowanie wpływu zmienności stałej słonecznej na klimat można przeprowadzić za pomocą stosunkowo prostych modeli. Np. na powierzchni Księżyca, który nie ma atmosfery, temperatura wynikająca z założenia równowagi pomiędzy dochodzącym promieniowaniem słonecznym, a promieniowaniem cieplnym emitowanym przez powierzchnię Księżyca (zobacz ciało szare) prowadzi do wzoru:

Prawo Lamberta-Beera (prawo Beera-Lamberta-Bouguera) - opisuje pochłaniane promieniowania elektromagnetycznego przy przechodzeniu przez częściowo absorbujący i rozpraszający ośrodek.
Metr kwadratowy (symbol: m2) – jednostka pola powierzchni w układzie SI. 1 metr kwadratowy to pole równe polu kwadratu o boku 1 metra. W zestawie znaków Unicode metr kwadratowy ma kod: 33A1.

$T = { \left[ \frac{S (1-A) \cos(\theta)}{\epsilon \sigma} \right]}^{1/4}$

gdzie $S$ jest stałą słoneczną, $A$ jest średnim albedo Księżyca uwzględniającym odbicie części promieniowania, $\sigma$ jest stałą Stefana-Boltzmanna, $\epsilon$ jest średnią emisyjnością, $\cos(\theta)$ to kąt zenitalny Słońca.

Podobny model dla Ziemi prowadzi do następującego wzoru na średnią równowagową temperaturę Ziemi: $T= {\left[ \frac{S (1-A)}{4 \sigma} \right] }^{1/4}$

Złożoność zjawisk procesów wymiany energii w atmosferze sprawia, że wzór ten nie daje poprawnych wyników, chociaż może być użyty do oszacowania możliwych efektów.

Metoda Langleya (wykres Langleya) służy m.in. do określenia stałej słonecznej (ilości promieniowania słonecznego w przestrzeni kosmicznej) za pomocą pomiarów na powierzchni Ziemi, umożliwiając określenie pochłaniania promieniowania przez atmosferę. Metodę tę stosuje się standardowo przy pomiarach jasności gwiazd, tak aby uzyskać wartości nieobciążone ekstynkcją atmosferyczną.
Efekt cieplarniany – zjawisko podwyższenia temperatury planety powodowane obecnością gazów cieplarnianych w atmosferze. Zmiany powodujące wzrost roli efektu cieplarnianego mogą być jedną z przyczyn globalnego ocieplenia.

Np satelitarne pomiary zmian wartości stałej słonecznej dają wyniki w zakresie 0,1-0,2% co odpowiada zmianie równowagowej temperatury Ziemi o około 0,2 °C. Obliczenia wpływu zmian stałej słonecznej wykonywane są też z pomocą dokładniejszych modeli klimatu, a wyniki odgrywają istotną rolę w ocenie efektu cieplarnianego.

Charles Greeley Abbot (ur. 31 maja 1872 w Wilton, New Hampshire, USA, zm. 17 grudnia 1973 w Waszyngtonie) - amerykański astrofizyk i astronom. Autor prac z zakresu aktynometrii. Specjalizował się w badaniach fizyki Słońca.
Gustav Robert Kirchhoff (ur. 1824, zm. 1887) – niemiecki fizyk, twórca podstawowego prawa promieniowania cieplnego oraz praw dotyczących obwodów elektrycznych (pierwsze i drugie prawo Kirchhoffa). Razem z Robertem W. Bunsenem odkryli cez i rubid, wynaleźli spektroskop, a także opracowali metody analizy spektralnej.

Znając stałą słoneczną oraz rozmiar Ziemi, można obliczyć całkowitą moc z jaką Słońce ogrzewa Ziemię: 1,740×10 W. Znajomość odległości Ziemi od Słońca pozwala ze stałej słonecznej obliczyć całkowitą moc promieniowania emitowanego przez Słońce, która wynosi 3,86×10 W co odpowiada ubytkowi masy Słońca w tempie 4x10 kg/s.

Aerozol – odmiana gazozolu, układ koloidalny, w którym ośrodkiem rozpraszającym jest powietrze, a cząstkami koloidalnymi są substancje ciekłe lub stałe. Aerozole są najpowszechniejszą odmianą gazozoli. Aerozole dzieli się na mgły (cząstki ciekłe) i dymy (cząstki stałe).
Promieniowanie słoneczne – strumień fal elektromagnetycznych i cząstek elementarnych (promieniowanie korpuskularne) docierający ze Słońca do Ziemi. Natężenie promieniowania słonecznego docierającego do górnych granic atmosfery określone jest przez stałą słoneczną. Wielkość ta jest zdefiniowana dla średniej odległości Ziemia-Słońce i wynosi około 1366,1 W/m2. Natężenie promieniowania słonecznego zmienia się w cyklu rocznym ze względu na zmiany odległości pomiędzy Ziemią a Słońcem w zakresie ±3,4%. Chwilowa wartość natężenia promieniowania słonecznego docierającego do górnych granic atmosfery może być wyznaczona ze wzoru

czytaj dalej: [2], [3]

w oparciu o Wikipedię (licencja GFDL, CC-BY-SA 3.0, autorzy, historia, edycja)