태양상수란 일평균거리(D=1.496x10^8km)에서 대기의 꼭대기가 태양광선에 수직인 단위면적당 초당 태양복사를 받습니다.
태양 상수는 지구 대기권 밖에서 입사광의 평면에 수직으로 측정해야 합니다. 인공위성으로 측정한 값은 제곱미터당 약 1367와트입니다. [1353 (±21) W/m2(1976년, NASA)] 지구의 단면적은 127,400,000km²이므로 지구 전체가 받는 출력은 1.740×10^17W입니다. 태양 표면에는 흑점 등 태양이 자주 움직이기 때문에 태양 상수가 고정불변인 것은 아닙니다. 1년에 1% 정도 변화합니다.
일지 평균 거리 조건에서 지구 대기 상계가 태양 광선의 면에 수직으로 수용되는 태양 복사 통과 밀도를 태양 상수라고 합니다. S.로 표시되며, 단위는 W/m2입니다. 태양 상수는 비교적 안정된 상수입니다. 태양 흑점의 활동 변화에 따라 그가 영향을 미치는 것은 기후의 장기 변화이지 단기적인 날씨 변화가 아닙니다.
태양 상수는 모든 형태의 태양 복사를 포함합니다. 가시광선의 범위만 있는 것이 아닙니다. 태양의 시성 등과 연결될 수 있다. -26.8 등 태양 상수와 태양의 시성 등은 태양의 밝기를 기술하는 두 가지 방법이지만, 시성 등은 가시광선 부분에서 태양의 에너지 출력을 측정하는 방법밖에 없습니다.
태양에서 지구를 보는 각직경은 1/11,000호밖에 되지 않습니다. 따라서 태양에서 보는 지구의 입체각은 1/140,000,000구면도 밖에 안됩니다. 그래서 태양이 방사하는 에너지는요.지구가 얻는 20억 배입니다.
주의할 점은 태양상수란 이론에서 도출된 엄격한 물리적 함량이 있는 상수가 아니라는 것입니다. 그 자체는 태양 자신의 활동에 제약을 받으며 시간별 척도의 변화를 가지고 있다는 것입니다. 이는 일부 연구자들이 각자 설계한 기기로 상황별 측정 결과를 비교하는 데 어려움을 주고 있습니다.
원리
지구는 타원형 궤도로 태양을 돌고 있기 때문에 태양과 지구 사이의 거리는 상수가 아닙니다. 또한 1년 동안 매일의 일지 거리도 다릅니다. 아시다시피 어느 한 점의 복사 강도입니다. 방사선원으로부터의 거리의 제곱에 반비례한다는 것은 지구 대기 위의 태양의 복사 강도가 일지간 거리에 따라 달라질 수 있다는 뜻입니다. 하지만 일지간 거리(평균 거리는 1.5108km)가 너무 커 지구 대기권 바깥의 태양 복사 강도는 거의 상수(常數)입니다. 그래서 이른바 '태양상수'를 써서 지구 대기권 위쪽의 태양 복사 강도를 설명합니다. 평균 일지거리일 때 지구 대기권 상계에서 태양에 수직으로 방사되는 단위 표면적에 수용되는 태양 복사 에너지를 말합니다. 여러 가지 선진적인 수단을 통해서 측정한 태양 상수의 표시입니다. 기준치는 1367±7W/m2, 1년 동안 일지거리 변화로 인한 태양방사강도 변화는 3.4%를 넘지 않습니다.
지구의 공전
밤낮은 지구가 자전하기 때문에 생기지만 계절은 지구의 자전축과 지구가 태양 주위를 공전하는 궤도의 회전축이 23°27′의 협각(황적교각)을 이루기 때문에 발생합니다. 지구는 그 자체인 남극과 북극을 통과하는 '지축'을 서에서 동쪽으로 매일 일주합니다. 1주일은 밤낮으로 돌아갑니다. 그래서 지구는 시간당 15°씩 자전합니다. 지구는 자전 외에도 편심률이 매우 작은 타원궤도를 따라 매년 태양 주위를 한 바퀴 돌고 있습니다. 지구의 자전축은 공전궤도면의 법선과 23.5°다.지구가 공전할 때 자전축의 방향은 변하지 않고 항상 지구의 북극을 향합니다. 따라서 지구가 궤도를 달리할 때 태양빛이 지구상에 투사되는 방향이 달라져 지구상의 사계절 변화가 이루어집니다. 매일 정오 무렵, 태양입니다.높이가 항상 제일 높습니다. 열대 저위도 지역(즉, 적도 남북위도 23°27′ 사이의 지역)에서는 1년에 두 번 태양이 수직으로 입사하는데, 비교적 높은 위도 지역에서는 태양이 항상 적도 쪽에 가깝습니다. 북극과 남극지역(남북반구 90~23°27°)에서는 겨울에는 태양이 지평선보다 낮으면 길고 여름에는 지평선보다 높으면 깁니다.
의미 연구
태양이 내는 복사는 지구상의 모든 생명에 매우 중요합니다. 지구상의 날씨·기후는 그 입사량과 그에 따른 지구의 대기·해양·육지와의 상호작용에 완전히 제약을 받습니다. 지구가 받아들이는 태양열은 1000분의 1의 변화만 있어도 계속되는 한 날씨·기후에 중요한 영향을 미치기 때문에 기상학에서 태양상수 측정 작업은 보편적인 주목을 받아왔습니다.
다른 한편, 태양 스펙트럼의 변화로부터 태양의 대기 중에 일어나는 변화를 알 수 있고, 태양 상수의 단기 변화를 알 수 있는 것은 태양 자체의 내부 메커니즘을 추지하는 데 도움이 되기 때문에 태양 상수의 측정도 너무 많습니다. 양물리학계의 관심이 높은 과제입니다.
태양 상수의 측정
측정오차
방사선 측정 정확도에 제약을 받습니다. 국제단위제에서 몇 가지 기본단위의 측정오차를 비교해보면 시간의 측정오차는 가장 작습니다. 이미 이러한 양급에 도달했습니다. 그다음은 길이, 퀄리티 등이고요. 스펙트럼 복사도의 측정 오차가 가장 크며, 과학 기술자들이 다년간 꾸준히 노력한 결과 세계 최고 수준도 불과합니다. 태양방사선 측정은 방사도가 더 높고 측정 환경이 제어하기 어려워 정확도가 한 단계 낮습니다.
역사
1837-1838년 프랑스 물리학자 클로드 푸일렛(1790-1868)과 영국 천문학자 존 허쉘(1)입니다.792-1871) 처음으로 태양상수를 직접 측정하려고 시도했습니다. 두 사람은 각자 다른 측정 장치를 따로 설계했지만 원리는 같았습니다. 이미 알려진 질량의 물을 태양빛에 일정 시간 두고 온도계로 가열 과정을 측정하는 것인데, 물의 비열에 의해 이미 알려져 있으면 빛의 세기를 계산할 수 있습니다. 지구 대기의 빛 흡수를 고려하지 않아 이들이 추정하는 값은 현재 쓰이는 값인 1367(±4)W/m2의 절반 정도입니다.
1875년 프랑스의 물리학자 Jules Violle(Jules Louis Gabriel Violle)은 프랑스와 스위스의 경계에 있는 아로 태어났습니다. 엘프스 몬블랑에서 처음으로 고지대 태양상수를 측정하기로 유명합니다.
1884년 캘리포니아주 휘트니 마운틴에서 처음으로 태양상수를 측정하고, 다른 날과 시간에 측정해 지구의 크기를 없애려고 했습니다. 기층 흡수의 영향입니다. 하지만 그가 받은 수치는 수학적 오류 때문일지도 모르는 2903W2입니다.
1902년과 1957년 찰리스 애벗이 1322W/m2를, 다른 사람들이 1465W/m2를 측정했습니다.
1978-1998년 6개의 위성에서 20년 동안 관측한 결과에 따르면 태양의 상수치는 1366.1 W/m2, 표준차는 425p입니다. pm, 0.37%의 변동범위(1363-1368 W/m2)(Lean and Rind, 1998)다.20년 관측은 태양상수가 서로 다른 시간 척도의 파동이 있음을 보여줍니다.
1902-1957. 스미스슨 연구소의 과학자 C.G. Abbot(Charles Greeley Abbot) 등이 다년간 고지대입니다. 구 관측결과 지반법에 의거하여 결정된 수치는 1322-1465W/m2입니다. 근래 여러 가지 첨단 수단을 통해 지반법에 의해 측정된 태양상수의 기준치는 1,353W/m2입니다.
1976년 NASA는 고고도 관측 결과에 따라 태양 상수치가 1353(±21) W/m2(TheKaekara, 1976)이라고 발표했습니다. 1978-1998년 6개 위성의 관측 플랫폼이 최근 20년간 계속된 관측 결과 태양의 상수치는 1366.1 W/m2, 표준차는 425ppm, 0.37%의 파동범위(1363-1368 W/m2)(Lean and Rind, 1998)입니다. 태양상수에도 시간별 척도의 변동이 있음을 20년 위성 데이터에서도 밝혀냈습니다. 1981년 세계기상기구(WMO)가 발표한 태양 상수치는 1367±7W/m2입니다.
