Солнце можно разделить на внутреннюю часть и атмосферу. Температура внутренней части превышает 5 ∙10 6 . Здесь возника­ют термоядерные реакции перехода водорода в гелий. Энергия этих реакций распространяется из недр Солнца путем поглощения и пе­реизлучения световых квантов вышележащими слоями. В верхнем слое (толщиной около 100 000 км) этой части, называемом конвек­тивной зоной, перенос энергии осуществляется также путем кон­векции (скорость подъема горячих масс газа и опускания холодных масс -1- 2м/с).

Атмосфера Солнца состоит из трех слоев. Самый нижний слой толщиной 100-300 км носит название фотосферы. Она представля­ет собой сильно ионизированный газ с температурой 5000-6000 К и давлением на верхней границе около 100 гПа. Фотосфера излучает практически всю энергию, поступающую на Землю от Солнца. Выше фотосферы расположена хромосфера, простирающаяся до вы­соты 10 000-15 000 км, и солнечная корона, представляющая со­бой почти полностью ионизированный газ - плазму (с числом час­тиц в 1 см 3 около 3 ∙10 7 у основания короны и около 200 вблизи ор­биты Земли).

Температура Солнца понижается с увеличением расстояния от центра его лишь до верхней границы фотосферы. В хромосфере тем­пература возрастает с увеличением высоты, сначала медленно (до десятков тысяч Кельвинов), а затем быстро, и достигает миллиона Кельвинов на границе между хромосферой и солнечной короной.

Повышение температуры в хромосфере и короне принято объяс­нять рассеянием энергии звуковых и других волн, которые возника­ют в конвективной зоне.

Скорость истечения плазмы вблизи Солнца относительно мала (порядка десятков километров в секунду), затем она возрастает и вблизи орбиты Земли достигает нескольких сотен километров в се­кунду. Поток заряженных частиц - корпускул, летящих от Солнца во всех направлениях, получил название солнечного ветра.

Солнечная атмосфера, и в частности фотосфера, весьма неодно­родна и неспокойна. В ней наблюдаются факелы, флоккулы, хромосферные вспышки и другие процессы, являющиеся источниками корпускулярных потоков, более сильных, чем солнечный ветер. Особенно резко возрастает корпускулярное и электромагнитное из­лучение Солнца при хромосферных вспышках продолжительностью от нескольких минут до нескольких часов. Плотность вещества в местах вспышки значительно больше, чем в окружающих областях хромосферы, а скорость движения корпускул достигает 1000 км/с. При определенной ориентации такой поток корпускул через 1-2 сут достигает Земли и вызывает магнитные бури, полярные си­яния и другие геофизические явления. Во время вспышки сильно возрастает интенсивность рентгеновского и радиоволнового излуче­ния, а также излучения в некоторых участках ультрафиолетовой и видимой областей спектра.

В фотосфере возникают относительно холодные образования (с температурой около 4600 К) неправильной формы с очень сильны­ми магнитными полями, получившими название солнечных пятен. Они обычно появляются группами в широтных зонах 35-5° по обе стороны от солнечного экватора и существуют от нескольких часов до нескольких месяцев.

Весь комплекс кратко описанных нестационарных явлений в солнечной атмосфере называют солнечной активностью. Для ее ко­личественной характеристики используются различные индексы. Наиболее распространенный среди них - число Вольфа W , пропор­циональное сумме общего числа пятен f удесятеренного числа их групп g:

где k - эмпирический коэффициент.

Число Вольфа обнаруживает колебания во времени со средним периодом около 11 лет (при изменении отдельных периодов от 7 до 17 лет). Такие колебания свойственны и другим проявлениям сол­нечной активности и обусловленным ею геофизическим явлениям. Число Вольфа во время минимума солнечной активности изменяет­ся от 0 до 11, а во время максимума - от 40 до 240. В течение 11-летнего цикла меняется не только число солнечных пятен, но и положение зоны их образования. Кроме колебания с периодом око­ло 11 лет, наблюдения позволили выявить ряд колебаний солнечной активности с другими периодами (27 сут, 22 года, 80-90 лет).

Важнейшее значение имеет проблема выяснения связи солнеч­ной активности с процессами и явлениями в земной атмосфере - так называемая проблема солнечно-земных связей. По этой пробле­ме за последние десятилетия выполнено много исследований. Одна­ко в целом она еще не решена. В частности, остается неясным меха­низм связи с солнечной активностью погодообразующих процессов, наблюдаемых в тропосфере и стратосфере.

Весь спектр излучения Солнца принято делить на ряд областей (в скобках указаны граничные длины волн λ):

    гамма-излучение (λ < 10 -5 мкм);

    рентгеновское излучение (10 -5 мкм < λ < 10 -2 мкм);

    ультрафиолетовая радиация (0,01 мкм < λ < 0,39 мкм);

    видимое излучение спектра или видимый свет (0,39 мкм < λ << 0,76 мкм), который, в свою очередь, подразделяется на семь цве­тов:

инфракрасная радиация (0,76 мкм < λ < 3000 мкм);

радиоволновое излучение (λ > 0,3 см).

Выделяют также ближний ультрафиолетовый (0,29-0,39 мкм) и ближний инфракрасный (0,76-2,4 мкм) участки спектра.

Большая часть(свыше 95 %) излучения Солнца приходится на область так называемого оптического окна (0,29-2,4 мкм), включа­ющего видимый, ближние ультрафиолетовый и инфракрасный уча­стки спектра. Эта область носит название оптического окна по той причине, что именно здесь земная атмосфера наиболее прозрачна для солнечного излучения (пропускает около 80 %), в то время как излучение в дальних ультрафиолетовой и инфракрасной областях (на которые приходится около 1 и 3,6 %) полностью или почти пол­ностью поглощается атмосферой. Отметим попутно, что, помимо волн оптического диапазона атмосфера прозрачна также для радио­волнового излучения в интервале длин волн 1-20 см.

Излучательная способность Солнца близка к излучательной спо­собности абсолютно черного тела с температурой около 5800 К. В табл. 5.1 и на рис. 5.3 приведено распределение по длинам волн сол­нечной радиации на верхней границе земной атмосферы. Однако из­лучение Солнца близко к излучению абсолютно черного тела только в видимой и ближних инфракрасной и ультрафиолетовой областях спектра. В интервале 0,29-0,21 мкм излучение Солнца убывает с длиной волны быстрее, чем у черного тела. Однако далее оно убыва­ет медленнее, и уже вблизи λ≈ 0,1 мкм Солнце излучает в 2-3 раза больше энергии, чем черное тело.

При λ < 0,05 мкм излучение Солнца резко отличается от излуче­ния черного тела. Это объясняется тем, что в области λ < 0,2 мкм интенсивность излучения фотосферы снижается до минимума и основным источником излучения служит горячая плазма верхней хромосферы и нижней короны Солнца.

Таблица 5.1 . Спектральная плотность потока I * λ0 сол.радиации на верх­ней границе атмосферы (при I * 0 = 1,353 кВт/м2) и доля (D λ) потока солнечной радиации во всем интервале длин волн короче λ

Рис. 5.3. Спектральная плотность I * λ0 потока солнечной радиации на верхней границе

атмосферы. I-по данным Такаекары и Драммонда (1970), 2 - по данным Джонсона (1954).

Интенсивность излучения Солнца в области очень коротких волн (особенно интенсивность рентгеновского излучения) подвержена резким колебаниям во времени - в десятки и сотни раз в 11-летнем цикле солнечной активности. Эти колебания, несмотря на малую энергию, оказывают определенное влияние на процессы, протекаю­щие в самых верхних слоях земной атмосферы. Однако вклад рент­геновского излучения, равно как и радиоволнового, которое подвер­жено еще более значительным колебаниям, в общий поток солнеч­ной радиации ничтожно мал. По этой причине даже резкие колеба­ния этих излучений практически не сказываются на интегральном потоке солнечной радиации, для которого характерно постоянство во времени.

Считая Солнце по своим характеристикам близким к абсолютно черному телу, можно оценить температуру Солнца. При этом раз­ные методы дают несколько различные результаты. Максимум излучательной способности Солнца приходится на видимый участокспектра, на длину волны λ т =0,4738мкм. На основании закона Вина получаем так называемую цветовую температуру Солнца: Т с = 6116 К

Второй метод определения температуры Солнца основан на фор­муле (5.1.17) для потока излучения и на понятии солнечной посто­янной. Количество солнечной радиации, поступающее в единицу времени на единичную поверхность на верхней границе земной ат­мосферы, перпендикулярную солнечным лучам, при среднем рас­стоянии Земли от Солнца, называется солнечной постоянной. Обо­значим солнечную постоянную через I * 0 значение солнечной постоянной вследствие тех больших трудностей, которые возника­ют при ее определении, не установлено до настоящего времени.

Широкие возможности для определения I* 0 оявились в послед­ние десятилетия на основе наблюдений потока солнечной радиации с помощью ИСЗ. Согласно новейшим данным актинометрических измерений на спутниках, наиболее вероятное значение солнечной постоянной заключено в интервале 1,368 - 1,377 кВт/м 2 (макси­мальный разброс составляет 1,322 - 1,428 кВт/м 2 при отсутствии какой-либо регулярности изменения во времени - отсюда и термин „солнечная постоянная").

К. Я. Кондратьев и Г. А. Никольский на основе данных измере­ний на аэростатах, поднимавшихся до высоты около 30 км, получили (путем экстраполяции аэростатных данных за пределы атмосфе­ры) для I*0 6 кВт/м2. Не исключено, что солнечная по­стоянная испытывает некоторые изменения во времени под влияни­ем колебаний активности Солнца. По К. Я. Кондратьеву и Г. А. Ни­кольскому, наибольшее значение /0 наблюдается при W = 90... 100. При значениях числа Вольфа вне этого интервала солнечная посто­янная уменьшается, при этом максимальное отклонение достигает 2 %.

Наряду с понятием солнечной постоянной, включающей энер­гию всех длин волн (ее называют также астрономической солнечной постоянной), некоторые авторы (Дж. Джордж, С. И. Сивков) пред­ложили ввести понятие метеорологической солнечной постоянной. Последняя представляет собой поток солнечной радиации на верх­ней границе атмосферы в спектральном интервале 0,346-2,4 мкм. Из спектра солнечной радиации исключается, таким образом, та часть излучения, которая никогда не достигает тропосферы и не оказывает влияния на ее тепловой режим. Метеорологическая сол­нечная постоянная равна по Джорджу 1,26 кВт/м 2 , по Сивкову 1,25 кВт/м 2 .

Если известно значение солнечной постоянной, то можно под­считать поток излучения Солнца B с. Обозначим через г 0 среднее расстояние Земли от Солнца (г 0 = 149,5 млн. км), через а радиус Солнца (а = 696,6 тыс. км).

Каждый квадратный метр сферы радиусом г 0 получает за 1 с энергию I* 0 ; количество энергии, получаемое всей сферой радиусом Го, равно количеству энергии, излучаемой Солнцем

Зная поток B с и приравнивая его σТ с 4 , находим температуру фо­тосферы Солнца: T с = 5805 К. Температура Солнца, определенная по значениям I * 0 и B с, носит название эффективной или радиаци­онной температуры. При практических расчетах температуру Солнца полагают равной 6000 К.

Количество энергии, излучаемое Солнцем, распределяется меж­ду различными участками спектра следующим образом: ультрафио­летовая область (λ < 0,39 мкм) - около 9 % , видимый участок спектра (0,39 мкм ≤ λ ≤0,76 мкм) - 47 %, инфракрасная область (Х> 0,76 мкм) - 44 %.

Из изложенного выше следует, что Солнце излучает энергию в широком диапазоне длин волн. Однако свыше 99 % этой энергии приходится на участок спектра, заключенный между 0,10 и 4 мкм. Солнечную радиацию по этой причине часто называют коротковол­новой, в отличие от инфракрасной (длинноволновой ) радиации Зем­ли и атмосферы, свыше 99 % которой приходится на интервал длин волн от 3-4 до 80-120 мкм.

Для многих задач астрофизики и геофизики важно знать точную величину мощности солнечного излучения. Поток излучения от Солнца принято характеризовать так называемой солнечной постоянной, под которой понимают полное количество солнечной энергии, проходящей за 1 минуту через перпендикулярную к лучам площадку в 1 см2, расположенную на среднем расстоянии Земли от Солнца. Согласно большому количеству измерений, значение солнечной постоянной Q в настоящее время известно с точностью до 1%: Q = 1,95 кал/см2× мин = 1,36 ×106 эрг/см2× сек = 1360 вт/м2. Умножая эту величину на площадь сферы с радиусом в 1 а.е., получим полное количество энергии, излучаемой Солнцем по всем направлениям в единицу времени, т. е. его интегральную светимость, равную 3,8×1033 эрг/сек. Единица поверхности Солнца (1 см2) излучает 6,28×1010 эрг/см2× сек. На основании большого числа тщательных измерений можно сказать, что интегральная светимость Солнца отличается исключительным постоянством. Если и существуют слабые колебания солнечной постоянной, то они должны быть заведомо меньше 1%. У поверхности Земли поток солнечного излучения уменьшается из-за поглощения и рассеяния в земной атмосфере и в среднем составляет 800−900 вт/м2. Измерение солнечной постоянной - очень сложная задача, требующая проведения целой серии тщательных наблюдений с приборами двух различных типов. Приборы первого типа называются пиргелиометрами. Их задача - измерить в абсолютных энергетических единицах полное количество солнечной энергии, падающей за определенное время на площадку известной величины. Однако показание пиргелиометра не дает еще непосредственного значения солнечной постоянной из-за того, что часть излучения Солнца поглощается при прохождении сквозь земную атмосферу. Чтобы учесть это поглощение, одновременно с измерениями на пиргелиометре проводят серию измерений распределения энергии в спектре Солнца на другом приборе - спектроболометре, обладающем одинаковой чувствительностью к лучам различных длин волн. Эти измерения проводятся для нескольких значений зенитных расстояний Солнца, когда его лучи проходят сквозь различную толщину слоя воздуха. Для каждой длины волны можно построить в виде графика зависимость интенсивности солнечного излучения от воздушной массы (126). Воздушной массой называется отношение оптической толщины слоя воздуха в данном направлении и в направлении на зенит. Из геометрических соображений (127) видно, что для плоскопараллельных слоев атмосферы воздушная масса пропорциональна секансу зенитного расстояния (sec z). Продолжая (экстраполируя) график, изображенный на 126, до оси ординат (пунктирная линия), получаем интенсивность, какую имело бы излучение, если бы воздушная масса равнялась нулю. Это и есть искомое значение интенсивности, не искаженное поглощением в земной атмосфере. Выполняя эту операцию для всех участков спектра, можно записанное спектроболометром распределение энергии в спектре Солнца (128) исправить и учесть поглощение, вызванное прохождением сквозь земную атмосферу. В отличие от пиргелиометра, спектроболометр дает значения интенсивности только в относительных единицах. Поэтому описанным способом можно найти лишь отношение наблюдаемого и внеатмосферного значений интенсивности. Площадь, ограничиваемая кривой распределения энергии и осью абсцисс (см. 128), пропорциональна полной энергии, излучаемой во всем спектре. Поэтому отношение площадей, ограниченных внеатмосферным и наблюдаемым распределением энергии, равно тому поправочному множителю, на который необходимо умножить показание пиргелиометра, чтобы получить истинное значение солнечной постоянной. К полученному результату следует прибавить небольшую поправку, учитывающую излучение в областях спектра, полностью поглощаемых земной атмосферой и, следовательно, не регистрируемых болометром. Это излучение расположено в ультрафиолетовой и инфракрасной областях спектра и может быть измерено по наблюдениям с ракет, искусственных спутников или баллонов. Заатмосферные наблюдения позволяют сразу получить истинное значение солнечной постоянной, так что необходимость применения описанной методики в последние годы постепенно отпадает.


СОЛНЕЧНАЯ АКТИВНОСТЬ

ИСТОРИЧЕСКИЕ ЭТАПЫ В ИЗУЧЕНИИ МНОГОЛЕТНИХ ВАРИАЦИЙ
СОЛНЕЧНОЙ АКТИВНОСТИ

В.М. Федоров

Московский государственный университет имени М.В. Ломоносова

Обобщены результаты истории изучения многолетних вариаций солнечной активности за четыре столетия. В истории исследований выделены два основных направления: история наблюдений солнечной активности (с начала XVII века до настоящего времени) и история непосредственных измерений (с начала XX века до настоящего времени). При этом история измерений многолетних вариаций солнечной активности (солнечной постоянной) подразделяется на хронологические этапы, отражающие различные физико-технические уровни измерений (с земной поверхности, из атмосферы, из космоса).

Солнце излучает энергию, которая обеспечивает Землю теплом и светом. Лучистая энергия Солнца является основным источником энергии гидрометеорологических и многих других процессов, происходящих в атмосфере, гидросфере, на земной поверхности. Энергия Солнца является важнейшим фактором развития жизни на Земле, обеспечивая необходимые для жизни термические условия и фотосинтез. Поэтому изучение изменений инсоляции имеет важное значение для исследования происходящих в географической оболочке Земли процессов, причин формирования и изменения климатических условий существования жизни на планете.

Годовой приход солнечной радиации на верхнюю границу атмосферы Земли составляет 5,49 10 24 Дж. (Дроздов и др., 1989; Хромов, Петросянц, 2006; Абдусаматов, 2009 ). Этот приход не является постоянным, он подвержен многолетним и вековым вариациям. Вариации приходящей к Земле лучистой энергии в основном определяются двумя причинами, имеющими различную физическую природу. Одной из причин является изменение активности в излучении Солнца. Другой причиной, определяющей изменение приходящей к Земле энергии, являются небесно-механические процессы, вызывающие изменения элементов земной орбиты (Миланкович, 1939; Монин, 1980; Монин, Шишков, 2000 ) и наклона оси вращения. В соответствии с этими причинами, в разделе «Солнечная активность» излагается история изучения вариаций, связанных с изменением излучающей активности Солнца. В разделе «Астрономическая теория климата» рассматривается история изучения вариаций, связанных с небесно – механическими процессами, и современное состояние этого вопроса.

1.Наблюдения солнечной активности

В истории исследований излучательной способности Солнца (солнечной активности) можно выделить два основных этапа. Первый (с начала XVII до настоящего времени) отражает научные наблюдения за состоянием солнечной активности. Второй (с начала XX века до настоящего времени) этап включает еще и непосредственные измерения солнечной радиации. Эти основные этапы подразделяются на отдельные исторические фрагменты, маркируемые во времени характерными реперами, отражающими моменты определенных технических достижений в области наблюдения и измерения солнечной активности.

Относительно регулярные наблюдения Солнца ведутся на протяжении более четырех столетий. В результате этих наблюдений был определен 11-ти летний цикл солнечной активности, проявляющийся в квазипериодическом изменении числа солнечных пятен и составляющий основу представлений о Солнце и многих явлениях солнечно – земной физики (рис. 1). Эта цикличность в образовании пятен на Солнце является наиболее известным эффектом; она достаточно хорошо документирована и в астрономии представляет собой широко наблюдаемое явление. Однако, следует отметить, что непрерывные и достаточно точные ряды наблюдений солнечных пятен имеются только для периода немногим более ста лет. Данные для эпохи ранее 1850 года оказываются в значительной степени неопределенными. Для более отдаленных эпох существует мало или вообще нет доказательств того, что современный 11-ти летний цикл – постоянное солнечное явление (Эдди, 1980 а, б ). Тем не менее, солнечные пятна – это наиболее легко наблюдаемый индикатор уровня солнечной активности и источник наиболее длительно регистрируемых непосредственных данных об истории активности Солнца (Витинский и др.. 1976; Витинский, 1983; Foukal, 2004 ).

Достоверно известно, что телескоп был изобретен в Голландии в 1608 году. Исследование небесных объектов с помощью телескопа начали почти одновременно английский математик Томас Гарриот, немецкий ученый Симон Мариус и Галилео Галилей. Свои первые телескопические наблюдения Галилей обнародовал в начале 1610 года в книге «Sidereus Nuntius» («Звездный вестник»). Это были результаты телескопических наблюдений Луны, открытие четырех спутников Юпитера. Также Галилеем наблюдались в телескоп Венера и Сатурн. Ряд телескопических наблюдений завершился открытием темных пятен на Солнце. По собственному утверждению Галилея, он впервые заметил их в конце 1610 года (Берри, 1904 ) но, по-видимому, не обратил на них особенного внимания (в письме от 4 мая 1612 года он пишет, что наблюдал их восемнадцатью месяцами ранее; в «разговоре о двух системах» он отмечает, что видел их еще в то время, когда читал лекции в Падуе, т.е. не позже сентября 1610 года). Однако формальное объявление об открытии пятен на Солнце было сделано Галилеем в мае 1612 года, когда это открытие было сделано независимо от него Томасом Гарриотом в Англии, Иоаном Фабрицием в Голландии и иезуитом Христофором Шейнером в Германии и обнародовано Фабрицием в июле 1611 года (Берри, 1904 ). Именно Шейнеру принадлежит честь открытия факелов. Кроме того, он произвел ряд наблюдений над движениями и появлением пятен (Берри, 1904 ).

О цикличности проявления солнечных пятен не было известно до 1843 г., когда немецкий астроном – любитель Генрих Швабе указал на явную 10-ти летнюю периодичность, выявленную на основании его 17-ти летних наблюдений. Это открытие, тем не менее, оставалось незамеченным до тех пор, пока известный немецкий географ Александр Гумбольдт не опубликовал выводы Швабе (по 25-ти летним наблюдениям) в своем многотомном труде «Космос», изданном в 1851 году (Гумбольдт, 1866; Силкин, 1967; Максимов и др., 1970 ).

С учетом полученных Швабе (и ставших известными) результатов, была разработана международная программа наблюдений Солнца (продолжающихся в настоящее время). Основной целью этой программы стали исследования и наблюдения для определения того, является ли найденная Швабе цикличность реальным и непрерывным эффектом. Инициатором и организатором этих наблюдений был Рудольф Вольф из цюрихской обсерватории (его показатель чисел солнечных пятен – индекс или числа Вольфа – используется и в настоящее время). Вольф провел обширные исследования исторических данных о регистрации солнечных пятен для определения существования цикла в прошлом. После длительных и целенаправленных исследований им были собраны исторические доказательства, относящиеся к промежутку времени между наблюдениями Швабе и открытием пятен при помощи телескопа (в начале XVII в.). Вольф пришел к заключению, что 11-ти летний цикл действительно существовал, начиная с 1700 г., а возможно, и раньше. Восстановленные им числа солнечных пятен за этот ранний период признаны реальными во всех последующих работах, посвященных истории Солнца. Более половины данных, приведенных на рис. 1, являются результатом этих исследований Вольфа.

Относительное число солнечных пятен (индекс Вольфа – W) вычисляется, как сумма числа пятен (a) и удесятеренного числа всех групп пятен (b), т.е. W= a+10b (Эйгенсон и др.. 1948; Витинский, 1983 ). Или R = k (f + 10g) где f – число отдельных пятен, которые объединяются в g групп, k – эмпирический коэффициент (Кондратьев, 1954, 1965; Бакулин и др.. 1983; Абдусаматов, 2009 ). Важность этого индекса определяется, во-первых, его простотой. Во-вторых, тем, что его значения, благодаря работам Вольфа, известны с 1700 года – годичные данные или с 1749 г. – месячные данные (Chernosky, Hagan, 1958; Эйгенсон, 1963; Кондратьев, 1965; Климишин, 1976 ).

Около 160 лет назад было установлено, что 11-ти летний цикл солнечной активности проявляется не только в изменении числа солнечных пятен (факельных площадок и солнечных вспышек), но и в изменении во времени широты групп пятен (рис. 2). В 1852 году три исследователя: Эдуард Сабин в Англии, Рудольф Вольф и Альфред Готье из Швейцарии независимо друг от друга обратили внимание на определенное соответствие между периодическими изменениями солнечных пятен и земными магнитными явлениями. Кроме того, выяснилось, что их периоды одинаковы, и неизменно случается так, что в эпохи с большим количеством солнечных пятен на Земле отмечаются сильнейшие магнитные бури. Также совпадают и периоды ослабления этих явлений (Берри, 1904 ).

Это распределение было изучено английским исследователем Солнца Ричардом Кэррингтоном (результаты опубликованы в 1863 году в монографии «Наблюдение пятен на Солнце») из Королевской обсерватории Гринвича (Royal Greenwich Observatory). Он обнаружил, что в начале 11-ти летнего цикла пятна обычно появляются в относительно высоких широтах (в среднем на расстоянии ± 25°–30° от солнечного экватора), тогда как в конце цикла они концентрируются вблизи экватора (в среднем на широтах ± 5°–10°). Позже (1880 г.) этот эффект был детальнее исследован немецким ученым Густавом Шпёрером. Оказалось, что среднюю продолжительность 11-ти летнего цикла можно гораздо точнее определить по изменению широты групп солнечных пятен, чем по вариациям чисел Вольфа. Исследования Кэррингтона и Шперера, показывающие характер изменения широты групп пятен в ходе 11-ти летнего цикла числа пятен, наряду с открытием Швабе – Вольфа 11-ти летнего цикла образования пятен, представляют основные, достоверно известные закономерности в многолетней изменчивости солнечной активности (Эйгенсон и др., 1948; Витинский, 1983; Foukal, 2004; Абусаматов, 2009 ).

В конце XIX века Густав Шпёрер и Эдвард Маундер при изучении архивов наблюдения Солнца обратили внимание на приблизительно 70-ти летний период (с середины XVII века), когда сообщений о солнечных пятнах практически не было (Eddy, 1976; Сун, Яскелл, 2008 ). В опубликованных позже статьях Маундер сделал вывод о том, что в течение этого времени примерно с 1645 по 1715 гг., нормальный солнечный пятнообразовательный цикл был полностью или почти полностью подавлен. Он указал, что это явление, если оно реально, заставляет сомневаться в отношении постоянного характера 11-ти летнего цикла солнечной активности.

Более поздние исследования этого вопроса подтвердили справедливость вывода Маундера и выявили некоторые дополнительные факты, неизвестные во времена Маундера (например, по изучению частоты полярных сияний, для которой характерна высокая корреляционная связь с уровнем солнечной активности и др.). В течение всего периода (с 1645 по 1715 гг.) солнечная активность характеризовалась уровнями более низкими, чем минимумы современных циклов (Сун, Яскелл, 2008 ). Поскольку относительные значения чисел пятен в этот период изменялись в пределах от 0 до 5, не представляется возможным выделить их максимальное значение, и вопрос о существовании 11-ти летнего цикла для этого периода, таким образом, остается открытым.

Регулярные наблюдения магнитных полей солнечных пятен, отрытых в начале прошлого столетия (1913 г.) американским астрономом Дж. Хейлом, привели к признанию реальности 22-х летнего цикла солнечной активности. Для 14-го (по цюрихской нумерации) цикла Хейл определил, что полярность магнитных полей ведущих (хвостовых) пятен северного (южного) полушария Солнца изменяется на противоположную при переходе от одного 11-ти летнего цикла к другому (Струве и др., 1967 ). Первоначальная полярность восстанавливается, следовательно, через 22 года. В дальнейшем такие изменения наблюдались в течение всех последующих 11-ти летних циклов. В нечетных (по цюрихской нумерации) циклах полярность магнитного поля ведущих пятен групп северного полушария положительная (северная), а в четных циклах – отрицательная (южная). В южном полушарии отмечается противоположная картина (Anderson, 1939 ).

Таким образом, 11-ти летний и 22-х летний циклы солнечной активности считаются (для настоящего времени) надежно установленными. Существование более длинных циклов солнечной активности является пока предположением. Так, например, рядом исследователей выделяется вековой (80 – 90-летний) цикл солнечных пятен – цикл Глейсберга (Gleissberg, 1958; Эйгенсон, 1963; Абдусаматов, 2009 ). Наиболее четко 80 – 90-летняя вариация выделяется по сумме среднегодовых чисел Вольфа в 11-ти летнем цикле или по максимальным их значениям. С 1749 года по среднегодовым относительным числам пятен было выделено два минимума и три максимума вековых циклов. Согласно цюрихской нумерации 11-ти летних циклов, минимумы были в 6-м и 14-м циклах, а максимумы в 3-м, 9-м и, вероятно, в 19-м циклах. При разложении чисел Вольфа на их основные составляющие – число групп пятен и среднюю продолжительность их существования, оказывается, что первая в основном показывает изменения со средним периодом 11 лет, а вторая – со средним периодом 80 – 90 лет. Из этого следует, что 11-ти летний цикл характерен для частоты явлений солнечной активности, а вековой – для их мощности (амплитуды). Однако окончательно вопрос о существовании вековой вариации солнечной активности не решен. Отдельными исследователями отмечается существование вариаций солнечной активности и с более длительными периодами, например 200-летний цикл Зюсса (Schove, 1955; Абдусаматов, 2009 ).

В настоящее время ряд организаций проводит сбор данных и регулярные наблюдения солнечного цикла, и подсчет числа пятен на Солнце. Например, Solar Influences Data Analysis Center (SIDC) в Бельгии (http://www.sidc.be ; http://www.icsu-fags.org/ps11sidc.htm). В этом отделе физики Королевской обсерватории определяется так называемое международное число солнечных пятен – International Sunspot Number. Кроме этого, подсчет числа пятен ведется в National Oceanic and Atmospheric Administration (NOAA) в США (http://www.noaa.gov). Число пятен, определяемых в Национальном управлении океанических и атмосферных исследований, имеет название NOAA sunspot number.

2.Измерения солнечной постоянной

Мерой приходящей на верхнюю границу атмосферы солнечной радиации является солнечная постоянная. Под солнечной постоянной понимается суммарный поток солнечного излучения, проходящий за единицу времени через единичную площадку, ориентированную перпендикулярно потоку на расстоянии 1 а.е. от Солнца вне земной атмосферы (Кондратьев, 1965; Перрен де Бришамбо, 1966; Алисов, Полтараус, 1974 ). Солнечная постоянная определяется соотношением:

где - постоянная Стефана – Больцмана, – астрономическая единица, – радиус Солнца, – эффективная температура фотосферы (Абдусаматов, 2009). По нашему мнению, правильнее было бы называть солнечную постоянную интенсивностью суммарного потока солнечного излучения.

История измерений солнечной постоянной включает измерения с земной поверхности, из атмосферы (с самолетов и аэростатов) и внеатмосферные измерения (со спутников и ракет) (Поток энергии Солнца и его изменения, 1980). В метеорологии радиометрические измерения начались в конце XIX столетия. Для решения проблемы точности и обеспечения возможности сравнения результатов измерений на различных приборах и на различных станциях были введены специальные радиометрические шкалы. В течение многих лет эти стандарты или шкалы подвергались ряду ревизий, отражающих усовершенствования в радиометрии. До середины прошлого столетия обычно использовались две такие шкалы: Онгстрёма (1905 г.) и Смитсонианская шкала (1913 г.). Накануне Международного геофизического года была введена новая Международная пиргелиометрическая шкала (МПШ, 1956), основанная на этих шкалах.

В начале прошлого столетия в Смитсонианской астрофизической обсерватории началось проведение серии высокогорных измерений солнечной постоянной. Согласно полученным (более чем за полвека) данным, вариации солнечной постоянной составили от 0,1 до 1%. Проведенными измерениями также обнаружено долговременное увеличение (тренд) среднего значения солнечной постоянной примерно на 0,25% за 50 лет (Abbot, 1957 ). Анализ полученных результатов за четыре солнечных цикла (с 1908 по 1952 гг.) показал, что пределы возможных вариаций солнечной постоянной находятся в диапазоне ± 1% (от средней величины солнечной постоянной). Это было подтверждено и повторным анализом полученных в Смитсонианской обсерватории результатов. Средняя многолетняя величина солнечной постоянной, полученная в Смитсонианской обсерватории, составила 1,94 кал/см 2 мин или 1352 Вт/м 2 (Кондратьев, 1965, Макарова и др., 1991 ).

Исторически первые прямые измерения солнечной постоянной вне тропосферы были выполнены в Ленинградском университете в 1961 году (группой под руководством К.Я. Кондратьева). Комплекс приборов поднимался аэростатом на высоту до 32 км. Всего до 1967 года было проведено 28 подъемов аэростата. Методика наблюдений и результаты подробно изложены в ряде публикаций (Кондратьев, 1965; Кондратьев и др., 1966; Кондратьев, Никольский, 1970, 1982; Макарова, Харитонов, 1972; Поток энергии Солнца и его изменения, 1980 ). В результате этих измерений была обнаружена весьма заметная вариация солнечной постоянной (2,5%), вероятно, связанная с ошибками в измерениях. Среднее значение солнечной постоянной по результатам всего комплекса измерений составило 1356 ± 14 Вт/м 2 .

В 1966 году Лабораторией реактивного движения (Калифорнийский технологический институт) и лабораторией Эппли была предложена программа измерений солнечной постоянной, в рамках выполнения которой Драммондом (Drammond) было получено среднее значение солнечной постоянной по результатам шести полетов на реактивном исследовательском самолете NASA равное 1359 ± 13 Вт/м 2 . В 1968 году Кендaлл (Kendall) провел измерения с радиометром PACRAD c борта самолета NASA. Окончательное значение, полученное в результате этих измерений, оказалось равным 1373 ± 14 Вт/м 2 . Среднее значение по всем измерениям с самолетов составило 1378 ± 26 Вт/м 2 .

В период 1968 – 1969 гг. Р. Уилсоном (Willson) также были проведены аэростатные измерения солнечной постоянной. Среднее значение солнечной постоянной (по трем аэростатным измерениям) составило 1373 ± 14 Вт/м 2 . В 1969 году им же было выполнено определение солнечной постоянной вблизи максимума цикла № 20 и получено значение равное 1369 Вт/м 2 . Точность аэростатных измерений оценивается величиной 0,2 – 0,5% (Willson, 1972, 1973, 1978; Фрёлих, 1980 ).

Измерения вариаций солнечной постоянной с использованием космических аппаратов обладают большей достоверностью, прежде всего, в связи с тем, что они проводятся за пределами земной атмосферы. Эти измерения, во-первых, исключают атмосферную экстинкцию (поглощение и рассеяние) и, во-вторых, осуществляются в течение многих суток. Первое длительное измерение солнечной постоянной за пределами земной атмосферы выполнено в эксперименте, поставленном Лабораторией реактивного движения на искусственных спутниках Земли «Маринер – 6» и «Маринер – 7» в 1969 году. Измерения показали, что величина солнечной постоянной не изменялась больше, чем в пределах точности измерений (около ± 0,25%) вблизи максимума солнечного цикла, причем в течение этого времени суточное число солнечных пятен принимало как экстремально большие, так и экстремально малые значения (Уилсон, Хики, 1980; Willson et al., 1980; Макарова и др., 1991 ).

В соответствии с реализацией программы эксперимента «Радиационный баланс Земли» (ERB), проведенного с борта космического аппарата «Нимбус – 6», запущенного в 1975 г., были получены значения солнечной постоянной в диапазоне от 1388 до 1392 Вт/м 2 . В 1976 году проводились одновременные измерения солнечной постоянной с зондирующей ракеты (высота около 100 км) и космического аппарата «Нимбус – 6». Среднее значение по ракетным данным составило 1376 ± 7 Вт/м 2 , по данным космического аппарата – 1376 ±14 Вт/м 2 . С учетом поправок абсолютное значение определяется в 1367 Вт/м 2 . Эта величина сравнима со значением 1369 Вт/м 2 , полученным Уилсоном в 1969 г. Поскольку эти два измерения, совершенные в минимуме и максимуме солнечной активности, согласуются в пределах ошибок абсолютного радиометра, то это показывает, что солнечная постоянная оставалась неизменной в пределах 0,75% в течение второй половины цикла № 20 (Уилсон, Хики, 1980 ). Среднее значение скорректированных величин солнечной постоянной, полученных при измерениях с помощью самолетов, ИСЗ «Маринер - 6», «Маринер - 7», «Нимбус – 6» и ракет («Аэроби»), составило для периода 1962 – 1980 гг. 1369 ± 6 Вт/м 2 (Макарова и др., 1991 ). Данные ракетных наблюдений солнечной постоянной, проведенных в 1976 году с помощью четырех абсолютных радиометров различной конструкции, приводятся в работе Кондратьева и Никольского (1982). Значение, осредненное по записям трех согласованных радиометров, оказалось равным 1367±6 Вт/м 2 .

По оценкам Фрёлиха (Frohlich), основанным на обзоре всех измерений, выполненных с помощью самолетов, аэростатов и космических аппаратов, наиболее вероятное значение солнечной постоянной равно 1373 ± 20 Вт/м 2 (Фрёлих, 1980 ). Это среднее сравнимо со средневзвешенным значением 1370 ± 1 Вт/м 2 , которое было получено по всем измерениям, включая данные ракетного эксперимента в 1976 г. и исправленные данные эксперимента ERB («Нимбус – 6»). При учете всех данных за 1976 г. величина солнечной постоянной была заключена в диапазоне 1368 – 1379 Вт/м 2 . При этом отмечается, что данные измерений с аэростата и самолета заметно отличаются от данных космических измерений (табл. 1).

Табл. 1. Сравнение результатов определения солнечной постоянной,
полученных различными экспериментальными методами (Фрёлих, 1980 ).

Числа в скобках соответствуют стандартным отклонениям от средневзвешенных значений. Измерения при помощи самолета производятся на высотах 10 – 12 км, на аэростатах – 20 – 36 км.

Начиная с запуска американских спутников «Нимбус – 7» (1978 г.), а затем и SMM (1980 г.), оснащенных полостными радиометрами (радиометр H – F из серии ЕРБ и активный полостной радиометр АКРИМ соответственно), начался новый этап в измерении солнечной постоянной (рис.3)

Впервые за всю историю определения солнечной постоянной ее измерения достигли точности в сотые доли процента (Willson, 1978, 1982, 1984 а, б; Willson, Hudson, 1988, 1991; Pap., Frohlich, 1999; Willson et al., 1981; Frohlich et al., 1991; Livingston et al., 1991; Frohlich, 1988, 1989, 2000 ). Совершенствование измерений солнечной постоянной в это время определяется в основном тремя факторами: усовершенствованием измерительных приборов (пиргелиометры) и увеличением точности каждого измерения; выносом приборов за пределы атмосферы (чем полностью устранен важнейший источник ошибок наземных наблюдений – атмосферная экстинкция); автоматизацией наблюдений и широким применением компьютерной техники. В результате достигнута высокая внутренняя точность наблюдений на одном и том же спутниковом приборе в ± 0,3 – 0,7 Вт/м 2 , что составляет 0,02 – 0,05% значения солнечной постоянной (Макарова и др., 1991 ). Необходимость такой точности определяется полученными результатами, подтверждающими весьма малые изменения потока 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 «Шатл»). При этом, наиболее информативный материал был получен с «Нимбуса – 7» (запущен в ноябре 1978 года) и SMM – Solar Maximum Mission (запущен в феврале 1980 года). Абсолютное значение солнечной постоянной в рассматриваемый период было заключено в пределах 1367 – 1373 Вт/м 2 , а среднее значение – 1370,59 Вт/м 2 – в шкале прибора ЕРБ на «Нимбусе – 7» и 1370,62 Вт/м 2 – 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/м 2 . Годовой ход в среднем составил 0,02% (Willson, 1984 a, б; Макарова и др., 1991 ).

К настоящему времени получен непрерывный ряд непосредственных измерений солнечной постоянной, выполненных несколькими специальными космическими аппаратами с 1978 года (Chapman et al., 1996; Willson, 1997; Willson, Mordvinov, 2003 ). Эти (технически сложные) измерения выполнены для трех полных циклов солнечной активности (21 – 23) и продолжаются в текущем 24 цикле (рис. 4).

Амплитуда 11-ти летних сглаженных циклических вариаций солнечной постоянной, по данным этих измерений, составляет около 1,0 Вт/м 2 , или приблизительно 0,07% от среднего значения солнечной постоянной (рис. 4). Среднее для минимумов (21 – 23 циклы) значение составляет 1365,458 ± 0,016 Вт/м 2 , среднее значение солнечной постоянной для 22-го цикла равно 1365,99 Вт/м 2 , для 23-го цикла – 1365,82 Вт/м 2 (Абдусаматов, 2009 ; http://www.pmodwrc.ch/).

В настоящее время с учетом того, что солнечная постоянная не является неизменной величиной, ее определение изменилось. 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 (под которым ранее понималась солнечная постоянная) теперь обозначается как TSI (суммарный или общий поток излучения, хотя по нашему мнению, это его интенсивность). Под солнечной постоянной понимается среднее многолетнее значение TSI, общего потока излучения. Принятое IPCC значение солнечной постоянной составляет 1361 Вт/м 2 (Koop, Lean, 2011; Frohlich, 2012; Koop et al., 2012 ). Реконструированные значения TSI (Lean et al., 1995) рекомендуются IPCC в проекте физико-математических моделей климата CMIP-5 в качестве данных радиационного блока (http://solarisheppa.geomar.de/cmip5). Они представлены с годовым разрешением по времени с 1610 г. и с месячным разрешением с 1882 г. Реконструкция выполнена на основе данных радиометрических наблюдений с 1978 г. (рис. 4), чисел Вольфа (рис. 1) и чисел факельных вспышек (Lean et al., 1995 ). Среднее многолетнее значение TSI, по данным реконструкции, составляет 1361 Вт/м 2 (Koop, Lean, 2011 ). То есть, в качестве входного энергетического сигнала в современных моделях климата используются данные реконструированные по вариациям солнечной энергии, физическую природу которых (до 1978 года) составляет изменение активности Солнца.

Следует отметить, что поиски связи 11-ти летней вариации с изменениями климатических характеристик, геофизическими и биофизическими параметрами проводились на протяжении всего периода с момента обнаружения этого цикла солнечной активности (т.е. полутора столетий). Результаты этих исследований представлены в многочисленных публикациях. Однако, в связи с получением малых значений амплитуды солнечной постоянной в 11-ти летнем цикле и нестабильностью амплитудно-периодических характеристик, интерес к исследованию солнечно-земных связей в этом диапазоне в настоящее время существенно снизился. Кроме отсутствия перспектив по модуляции климатических изменений 11-ти летней вариацией солнечной постоянной, снижению ее значимости способствовали возрастающая неоднозначность прямых корреляционных сопоставлений при удлинении рядов наблюдений, а также отсутствие убедительных доказательств существования этого цикла в прошлом (его устойчивости во времени). Кроме того, следует обратить внимание на то, что увеличение или сокращение интенсивности приходящей солнечной радиации в разных фазах 11-ти летнего цикла по широтам распределяется правильным образом. В фазе высокой активности приход радиации увеличивается во всех широтных зонах по закону косинуса (убывая от экватора к полюсам). В фазе низкой активности, приход радиации сокращается во всех широтах в соответствие с законом косинуса. Поэтому этот цикл, с амплитудой в настоящее время около 1 Вт/м 2 , вероятно, мало влияет на сезонные и широтные различия в инсоляции. А именно с этими различиями в инсоляции Земли связано само определение климата. Однако если активность Солнца будет существенно возрастать или ослабевать (как в минимуме Маундера, например) то, вероятно, отклик климатической системы Земли на эти изменения станет заметным.

Литература

Абдусаматов Х.И. Солнце диктует климат Земли. – СПб.: – Логос, 2009. – 197 с.
Бакулин П.И., Кононович Э.В., Мороз В.И. Курс общей астрономии. – М.: Наука, 1983. – 560 с.
Берри А. Краткая история астрономии. – М.: Типография И.Д.Сытина, 1904. – 606 с.
Витинский Ю.И. Солнечная активность. – М.: Наука, 1983. – 192 с.
Гумбольдт А. Космос (опыт физического мироописания). – М.: Братья Салаевы, 1866. – 408 с.
Дроздов О.А., Васильев Н.В., Раевский А.Н., Смекалова Л.К., Школьный В.П. Климатология. – Л.: Гидрометеоиздат, 1989. – 568 с.
Климишин И.А. Астрономия наших дней. – М.: Наука, 1976. – 456 с.
Кондратьев К.Я. Лучистая энергия Солнца. – Л.: Гидрометеоиздат, 1954. – 600 с.
Кондратьев К.Я. Актинометрия. – Л.: Гидрометеоиздат, 1965. – 692 с.
Кондратьев К.Я., Никольский Г.А., Есипова Е.Н. Аэростатные исследования радиационных потоков в свободной атмосфере // Известия АН СССР. – Физика атмосферы и океана, 1966. – т. 2. – № 4. – с. 380 – 393.
Кондратьев К.Я., Никольский Г.А. Вариации солнечной постоянной по аэростатным исследованиям в 1962–1968 гг. // Известия АН СССР. – Физика атмосферы и океана, 1970. – т. 6. – № 3. – с. 227 – 238.
Кондратьев К.Я., Никольский Г.А. Стратосферный механизм солнечного и антропогенного влияния на климат / Солнечно-земные связи, погода и климат. – М.: Мир, 1982. – с. 354 – 360.
Макарова Е.А., Харитонов А.В., Казачевская Т.В. Поток солнечного излучения. –М.: Наука, 1991. – 400 с.
Макарова Е.И., Харитонов А.В. Распределение энергии в спектре Солнца и солнечная постоянная. – М.: Наука, 1972. – 288 с.
Максимов И.В., Саруханян Э.И., Смирнов Н.П. Океан и космос. – Л.: Гидрометеоиздат, 1970. – 216 с.
Поток энергии Солнца и его изменения / Ред. О.P. Уайт. – М.: Мир, 1980. – 560 с.
Силкин Б.И. Земля и Солнце. М.: Просвещение, 1967. – 102 с.
Струве О., Линдс Б., Пилланс Э. Элементарная астрономия. – М.: Наука, 1967. – 468 с.
Сун В., Яскелл С. Минимум Маундера и переменные солнечно-земные связи. – М. – Ижевск, НИЦ "Регулярная и хаотическая динамика", Институт компьютерных исследований, 2008. – 336 с.
Уилсон Р.К., Хики Дж.Р. Ракетные измерения солнечной постоянной в 1976 г. и данные об изменении потока солнечной энергии за время цикла № 20 / Поток энергии Солнца и его изменения. – М.: Мир, 1980. С. 128 – 133.
Федоров В.М. Теоретический расчет межгодовой изменчивости солнечной постоянной // Астрономический вестник, т. 46, № 2, 2012, с. 184 – 189.
Фрёлих К. Современные измерения солнечной постоянной / Поток энергии Солнца и его изменения. Ред. О. Уайт. – М.: Мир, 1980. – с. 110 – 127.
Хромов С.П., Петросянц М.А. Метеорология и климатология. – М.: МГУ, 2006. – 582 с.
Эдди Дж.А. Интегральный поток солнечной энергии / Поток энергии Солнца и его изменения. Ред. О. Уайт. – М.: Мир, 1980 а. – с. 32 – 36.
Эдди Дж.А. Исторические свидетельства существования цикла солнечной активности / Поток энергии Солнца и его изменения. Ред. О. Уайт. – М.: Мир, 1980 б. – с. 64 – 87.
Эйгенсон М.С. Солнце, погода и климат. – Л.: Гидрометеоиздат, 1963. – 276.
Эйгенсон М.С., Гневышев М.Н., Оль А.И., Рубашев Б.М. Солнечная активность и ее земные проявления. – М.–Л.: Гостехиздат, 1948. – 286 с.
Abbot C.G. Weather and solar variation // J. Solar Energy Sci. and Eng., 1957. – v. 1. – pp. 3 – 5.
Anderson S.N. A representation of the sunspot cycle // Bell. System Tech. J., 1939. –v. 18. – pp. 292 – 299.
Chapman G.A., Cookson A.M., Dobias J.J. Variations in total solar irradiance during solar cycle 22 // J. Geophys. Res., 1996. – v. 101. – pp. 13541 – 13548.
Chernosky E.J., Hagan M.P. The Zurich sunspot number and its variations for 1700–1957 // J. Geophys. Research, 1958. – v. 63 (4). – pp. 775 – 788.
Eddy J.A. The Maunder Minimum // Science, 1976. – v. 192. – pp. 1189 – 1202
Foukal P.V. Solar astrophysics. – 2nd rev. ed. – Weinheim: Wiley-VCH, 2004. – 480 p.
Frohlich C., Foukal P.V., Hickey J.R., Hudson H.S., Willson R.C. Solar irradiance variability from modern measurements / The Sun in Time. – Univ. of Arizona Press. – Tucson., AZ., 1991. – pp. 11 – 29.
Frohlich C. Observations of irradiance variability // Space Science Reviews, 2000. – v. 94. – pp. 15 – 24.
Frohlich C. Variability of the solar constant. – In: Long and Short-Term Variability of Climate. – New York.: Springer – Verlag, 1988. – pp. 6 – 17.
Frohlich С. Solar Irradiance Variability // Atmospheric Research., 1989. – v. 23. – pp. 379 – 390.
Gleissberg W. The eighty-year sunspot cycle // J. Brit. Astron. Assoc., 1958. – v. 68. –pp. 148 – 152.
http://science.nasa.gov
http://www.sidc.be
Livingston W., Donnely R., Grigoryev V., Demidov M., Lean J., Steffen M., White O., Willson R. Total irradiance variability 1980–1988 / The Sun as a Star. Ed. By W. Livingston. – Univ. of Arizona Press. – Tucson, AZ, 1991. – pp. 1109 – 1160.
Pap J.M., Frohlich C. Total solar irradiance variations // Journal of Atmospheric and Solar-Terrestrial Physics, 1999. – v. 61. pp. 15 – 24.
Schove D.J. The sunspot cycle, 649 B.C. to A.D. 2000. // J. Geophys. Research, 1955. –v. 60. – pp. 127 – 146.
Willson R.C. Accurate solar «constant» determinations by cavity pyrheliometers // J. Geophys. Res., 1978. – 83 (C8). – pp. 4003 – 4007.
Willson R.C. Experimental comparisons of the International Pyrheliometric Scale with the Absolute Radiation Scale // Nature, 1972. – 239. – pp. 208 – 223.
Willson R.C. New radiometric techniques and solar constant measurements // J. Solar Energy, 1973. – 14. – pp. 203 – 207.
Willson R.C., Duncan C.H., Geist J. Direct measurement of solar luminosity variation // Science, 1980. – 207. – pp. 177 – 229.
Willson R.C. Solar irradiance variations and solar activity // J. Geoph. Res., 1982. – 86. – pp. 4319 - 4326.
Willson R.C. Measurement of solar total irradiance and its variability // Space Science Reviews, 1984 a. – 38. – pp. 203 – 242.
Willson R.C. Solar total irradiance observations by the SMM/ACRIM I experiment, solar irradiance variations on active region timescales. – NASA Conference publication 2310. – 1984 б. – pp. 1 – 42.
Willson R.C., Hudson H.S. Solar luminosity variations is solar cycle 21 // Nature, 1988. – 332. – pp. 810 – 812. DOI: 10.1038/332810a0.
Willson R.C., Hudson H.S.The Sun’s luminosity over a complete solar cycle // Nature, 1991. – 351. – pp. 42 – 44.
Willson R.C., Gulkis S., Janssen M., Hudson H.S., Chapman G.A. Observations of solar irradiance variability // Science, 1981. – 211. – p. 700.
Willson R.C., Mordvinov A.V. Secular total solar irradiance trend during solar cycles 21 and 22 // Geophys. Res. Let., 2003. – 30. – 1199–1202. DOI: 10.1029/2002GL016038
Willson R.C. Total solar irradiance trend during solar cycles 21 and 22 // Science, 1997. – 277. – pp. 1963 – 1965. DOI: 10.1126/science.277.5334.1963.
http://www.pmodwrc.ch/
http://www.tesis.lebedev.ru/

По данным внеатмосферных измерений солнечная постоянная составляет 1367 Вт / ², или 1,959 кал /см²·мин.

Инструментальные измерения солнечной постоянной

Прямые инструментальные измерения солнечной постоянной стали производиться с развитием внеатмосферной астрономии, то есть с середины 1960-х, при проводившихся ранее наблюдениях с поверхности Земли приходилось вносить поправки на поглощение солнечного излучения атмосферой.

Вариации солнечной постоянной

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 изменения солнечной активности. 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, Гляйсберга 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 .

Влияние на климат Земли и косвенные методы измерения

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 .

Световая солнечная постоянная

Освещённость перпендикулярной потоку площадки, расположенной за пределами атмосферы на среднем расстоянии Земли от Солнца, в видимом диапазоне спектра называется световой солнечной постоянной. По оценке В. В. Шаронова середины XX века она равна 135000 люксов . В англоязычной литературе понятию «световая солнечная постоянная» соответствует термин «solar illuminance constant».

См. также

Напишите отзыв о статье "Солнечная постоянная"

Примечания

Ссылки

  • .
  • .

Отрывок, характеризующий Солнечная постоянная

Маленькая княгиня лежала на подушках, в белом чепчике. (Страдания только что отпустили ее.) Черные волосы прядями вились у ее воспаленных, вспотевших щек; румяный, прелестный ротик с губкой, покрытой черными волосиками, был раскрыт, и она радостно улыбалась. Князь Андрей вошел в комнату и остановился перед ней, у изножья дивана, на котором она лежала. Блестящие глаза, смотревшие детски, испуганно и взволнованно, остановились на нем, не изменяя выражения. «Я вас всех люблю, я никому зла не делала, за что я страдаю? помогите мне», говорило ее выражение. Она видела мужа, но не понимала значения его появления теперь перед нею. Князь Андрей обошел диван и в лоб поцеловал ее.
– Душенька моя, – сказал он: слово, которое никогда не говорил ей. – Бог милостив. – Она вопросительно, детски укоризненно посмотрела на него.
– Я от тебя ждала помощи, и ничего, ничего, и ты тоже! – сказали ее глаза. Она не удивилась, что он приехал; она не поняла того, что он приехал. Его приезд не имел никакого отношения до ее страданий и облегчения их. Муки вновь начались, и Марья Богдановна посоветовала князю Андрею выйти из комнаты.
Акушер вошел в комнату. Князь Андрей вышел и, встретив княжну Марью, опять подошел к ней. Они шопотом заговорили, но всякую минуту разговор замолкал. Они ждали и прислушивались.
– Allez, mon ami, [Иди, мой друг,] – сказала княжна Марья. Князь Андрей опять пошел к жене, и в соседней комнате сел дожидаясь. Какая то женщина вышла из ее комнаты с испуганным лицом и смутилась, увидав князя Андрея. Он закрыл лицо руками и просидел так несколько минут. Жалкие, беспомощно животные стоны слышались из за двери. Князь Андрей встал, подошел к двери и хотел отворить ее. Дверь держал кто то.
– Нельзя, нельзя! – проговорил оттуда испуганный голос. – Он стал ходить по комнате. Крики замолкли, еще прошло несколько секунд. Вдруг страшный крик – не ее крик, она не могла так кричать, – раздался в соседней комнате. Князь Андрей подбежал к двери; крик замолк, послышался крик ребенка.
«Зачем принесли туда ребенка? подумал в первую секунду князь Андрей. Ребенок? Какой?… Зачем там ребенок? Или это родился ребенок?» Когда он вдруг понял всё радостное значение этого крика, слезы задушили его, и он, облокотившись обеими руками на подоконник, всхлипывая, заплакал, как плачут дети. Дверь отворилась. Доктор, с засученными рукавами рубашки, без сюртука, бледный и с трясущейся челюстью, вышел из комнаты. Князь Андрей обратился к нему, но доктор растерянно взглянул на него и, ни слова не сказав, прошел мимо. Женщина выбежала и, увидав князя Андрея, замялась на пороге. Он вошел в комнату жены. Она мертвая лежала в том же положении, в котором он видел ее пять минут тому назад, и то же выражение, несмотря на остановившиеся глаза и на бледность щек, было на этом прелестном, детском личике с губкой, покрытой черными волосиками.
«Я вас всех люблю и никому дурного не делала, и что вы со мной сделали?» говорило ее прелестное, жалкое, мертвое лицо. В углу комнаты хрюкнуло и пискнуло что то маленькое, красное в белых трясущихся руках Марьи Богдановны.

Через два часа после этого князь Андрей тихими шагами вошел в кабинет к отцу. Старик всё уже знал. Он стоял у самой двери, и, как только она отворилась, старик молча старческими, жесткими руками, как тисками, обхватил шею сына и зарыдал как ребенок.

Через три дня отпевали маленькую княгиню, и, прощаясь с нею, князь Андрей взошел на ступени гроба. И в гробу было то же лицо, хотя и с закрытыми глазами. «Ах, что вы со мной сделали?» всё говорило оно, и князь Андрей почувствовал, что в душе его оторвалось что то, что он виноват в вине, которую ему не поправить и не забыть. Он не мог плакать. Старик тоже вошел и поцеловал ее восковую ручку, спокойно и высоко лежащую на другой, и ему ее лицо сказало: «Ах, что и за что вы это со мной сделали?» И старик сердито отвернулся, увидав это лицо.


Солнечная постоянная

 S 0 - интегральный поток солнечного излучения, проходящий через единичную площадку, перпендикулярную направлению лучей, за пределами земной атмосферы и на среднем расстоянии от Солнца (1 а.е.). При определении С.п. с поверхности Земли приходится вводить поправки, учитывающие (ослабление светового потока) в земной атмосфере. Чтобы уменьшить эти поправки, с середины 1960-х гг. измерения С.п. производились аппаратурой, поднятой на большие высоты, в частности с ракет и спутников. Согласно внеатмосферным измерениям, С.п. составляет (13676) Вт/м 2 , или 1,959 кал./(см 2 мин). Независимые определения С.п. по данным измерений распределения энергии в спектре Солнца дают величину (137314) Вт/м 2 . Зная С.п., можно определить светимость Солнца и его ср. . Действительно, энергия, излучаемая Солнцем по всем направлениям, проходит через поверхность сферы радиусом м. На каждый м 2 этой сферы приходится энергия Вт. Следовательно, светимость Солнца Вт (T э =5770 К). Земля получает лишь долю излучаемой Солнцем энергии.

С.п. не явл. истинно постоянной величиной. Ее вариации, обусловленные гл. обр. солнечными пятнами, составляют не более сотых долей %, причем сильнее всего поток излучения меняется в рентг. и радиодиапазонах. В пределах 11-летнего цикла солнечной активности С.п. может меняться, по-видимому, не более чем на неск. десятых долей %. Для выявления вариаций С.п. необходимы длинные ряды абс. измерений с погрешностью, не превышающей 0,1%.

Точные данные о С.п. необходимы многим смежным наукам: геофизике, климатологии, экологии; особенно важны сведения о том, как изменяется и изменялась в прошлом С.п. (напр., с 11-летним циклом солнечной активности), каковы ее вековые изменения. Изменения С.п. на 0,1% на протяжении одного года ведут к изменению глобальной температуры Земли не менее чем на 0,1 К, что уже влияет на климат (оценка сильно зависит от принятой модели атмосферы Земли). Полагают, что изменения климата Земли с характерными временами 2500 лет и 80-100 лет, по крайней мере частично, объясняются изменениями С.п. Точные измерения С.п., ее спектр. составляющих вне земной атмосферы и у поверхности Земли, помогут решить экологическую проблему влияния деятельности человека на климат Земли, на атмосферный слой озона (озоносферу) и т.п.