Constante solar - Solar constant
A constante solar ( G SC ) é uma densidade de fluxo que mede a radiação eletromagnética solar média ( irradiância solar total ) por unidade de área. É medido em uma superfície perpendicular aos raios, uma unidade astronômica (au) do Sol (aproximadamente a distância do Sol à Terra).
A constante solar inclui todos os tipos de radiação solar e não apenas a luz visível (embora, por convenção, os neutrinos , sendo eletricamente neutros, não irradiem). É medido por satélite como sendo 1.361 quilo watts por metro quadrado (kW / m 2 ) no mínimo solar (o tempo no ciclo solar de 11 anos quando o número de manchas solares é mínimo) e aproximadamente 0,1% maior (cerca de 1.362 kW / m 2 ) no máximo solar .
A "constante" solar não é uma constante física no sentido científico moderno do CODATA ; isto é, não é como a constante de Planck ou a velocidade da luz, que são absolutamente constantes na física. A constante solar é uma média de valor variável. Nos últimos 400 anos, ela variou menos de 0,2 por cento. Há bilhões de anos, era significativamente menor .
Essa constante é usada no cálculo da pressão de radiação , que auxilia no cálculo de uma força em uma vela solar .
Cálculo
A irradiância solar é medida por satélites acima da atmosfera da Terra e, em seguida, é ajustada usando a lei do inverso do quadrado para inferir a magnitude da irradiância solar em uma Unidade Astronômica (au) para avaliar a constante solar. O valor médio aproximado citado, 1,3608 ± 0,0005 kW / m 2 , que é 81,65 kJ / m 2 por minuto, é equivalente a aproximadamente 1.951 calorias por minuto por centímetro quadrado, ou 1.951 langleys por minuto.
A produção solar é quase, mas não totalmente, constante. As variações na irradiância solar total (TSI) eram pequenas e difíceis de detectar com precisão com a tecnologia disponível antes da era do satélite (± 2% em 1954). A produção solar total agora é medida variando (nos últimos três ciclos de manchas solares de 11 anos ) em aproximadamente 0,1%; veja variação solar para detalhes.
Medições históricas
Em 1838, Claude Pouillet fez a primeira estimativa da constante solar. Usando um pireliômetro muito simples que ele desenvolveu, ele obteve um valor de 1,228 kW / m 2 , próximo da estimativa atual.
Em 1875, Jules Violle retomou o trabalho de Pouillet e ofereceu uma estimativa um pouco maior de 1,7 kW / m 2 com base, em parte, em uma medição que ele fez no Monte Branco, na França.
Em 1884, Samuel Pierpont Langley tentou estimar a constante solar do Monte Whitney, na Califórnia. Fazendo leituras em diferentes horas do dia, ele tentou corrigir os efeitos devidos à absorção atmosférica. No entanto, o valor final que ele propôs, 2,903 kW / m 2 , era muito grande.
Entre 1902 e 1957, medições por Charles Greeley Abbot e outros em vários locais de alta altitude encontraram valores entre 1,322 e 1,465 kW / m 2 . Abbot mostrou que uma das correções de Langley foi aplicada erroneamente. Os resultados de Abbot variaram entre 1,89 e 2,22 calorias (1,318 a 1,548 kW / m 2 ), uma variação que parecia ser devida ao Sol e não à atmosfera da Terra.
Em 1954, a constante solar foi avaliada como 2,00 cal / min / cm 2 ± 2%. Os resultados atuais são cerca de 2,5 por cento mais baixos.
Relação com outras medidas
Irradiância solar
A irradiância solar direta real no topo da atmosfera flutua em cerca de 6,9% durante um ano (de 1.412 kW / m 2 no início de janeiro para 1.321 kW / m 2 no início de julho) devido à distância variável da Terra ao Sol, e normalmente em muito menos de 0,1% de um dia para o outro. Assim, para toda a Terra (que tem uma seção transversal de 127.400.000 km 2 ), a potência é 1.730 × 10 17 W (ou 173.000 terawatts ), mais ou menos 3,5% (metade da variação anual de aproximadamente 6,9%). A constante solar não permanece constante por longos períodos de tempo (veja a variação solar ), mas ao longo de um ano a constante solar varia muito menos do que a irradiância solar medida no topo da atmosfera. Isso ocorre porque a constante solar é avaliada a uma distância fixa de 1 Unidade Astronômica (au), enquanto a irradiância solar será afetada pela excentricidade da órbita da Terra. Sua distância ao Sol varia anualmente entre 147,1 · 10 6 km no periélio e 152,1 · 10 6 km no afélio . Além disso, vários ciclos de variação sutil de longo prazo (dezenas a centenas de milênios) na órbita da Terra ( ciclos de Milankovich ) afetam a irradiância solar e a insolação (mas não a constante solar).
A Terra recebe uma quantidade total de radiação determinada por sua seção transversal (π · R E 2 ), mas à medida que gira essa energia é distribuída por toda a superfície (4 · π · R E 2 ). Portanto, a radiação solar média incidente, levando em consideração o ângulo em que os raios atingem e que a qualquer momento metade do planeta não recebe nenhuma radiação solar, é um quarto da constante solar (aproximadamente 340 W / m 2 ). A quantidade que atinge a superfície da Terra (como insolação ) é ainda mais reduzida pela atenuação atmosférica, que varia. A qualquer momento, a quantidade de radiação solar recebida em um local da superfície da Terra depende do estado da atmosfera, da latitude do local e da hora do dia.
Magnitude aparente
A constante solar inclui todos os comprimentos de onda da radiação eletromagnética solar, não apenas a luz visível (consulte Espectro eletromagnético ). É positivamente correlacionado com a magnitude aparente do Sol, que é −26,8. A constante solar e a magnitude do Sol são dois métodos de descrever o brilho aparente do Sol, embora a magnitude seja baseada apenas na saída visual do Sol.
A radiação total do Sol
O diâmetro angular da Terra como pode ser visto a partir do Sol é de aproximadamente 1 / 11.700 radianos (cerca de 18 segundos de arco ), significando que o ângulo sólido da Terra como visto a partir do sol é de aproximadamente 1/175 milhões de um esferorradiano . Assim, o Sol emite cerca de 2,2 bilhões de vezes a quantidade de radiação que é captada pela Terra, em outras palavras, cerca de 3,846 × 10 26 watts.
Variações anteriores na irradiância solar
As observações espaciais da irradiância solar começaram em 1978. Essas medições mostram que a constante solar não é constante. Varia com o ciclo de manchas solares de 11 anos . Ao retroceder no tempo, é preciso contar com reconstruções de irradiância, usando manchas solares dos últimos 400 anos ou radionuclídeos cosmogênicos para retroceder 10.000 anos. Essas reconstruções mostram que a irradiância solar varia com periodicidades distintas. Esses ciclos são: 11 anos (Schwabe), 88 anos (ciclo de Gleisberg), 208 anos (ciclo de DeVries) e 1.000 anos (ciclo de Eddy).
Ao longo de bilhões de anos, o Sol está se expandindo gradualmente e emitindo mais energia da área de superfície maior resultante. A questão não resolvida de como explicar a clara evidência geológica de água líquida na Terra bilhões de anos atrás, em uma época em que a luminosidade do sol era de apenas 70% de seu valor atual, é conhecida como o débil jovem paradoxo do Sol .
Variações devido às condições atmosféricas
No máximo cerca de 75% da energia solar realmente atinge a superfície da Terra, já que mesmo com um céu sem nuvens, ela é parcialmente refletida e absorvida pela atmosfera. Mesmo nuvens cirros leves reduzem isso para 50%, e nuvens cirros mais fortes para 40%. Assim, a energia solar que chega à superfície com o sol diretamente acima pode variar de 550 W / m 2 com nuvens cirros a 1025 W / m 2 com céu claro.