Teleskopie XXIII: Měříme sluneční konstantu

1.11.2009 | Ivo Zajonc

Sluneční (solární) konstanta je celkové množství sluneční energie, které dopadne za sekundu na plochu 1 m^2 kolmou na směr slunečních paprsku nacházející se nad zemskou atmosférou ve střední vzdálenosti Země od Slunce.

Její hodnota se obvykle vyjadřuje v joulech na metr čtvereční za sekundu:

K = 1,36 x 10^3 J m^-2 s^-1

Tato veličina má rozhodující význam pro:

1) tepelnou bilanci zemského povrchu,

2) objasnění podmínek, které panují ve sluneční atmosféře,

3) poznání vyzařování vnitřních vrstev Slunce, protože množství záření, které opouští Slunce, se rovná množství, které se uvolňuje z jeho vnitřních vrstev.

Představme si kouli okolo Slunce, která má poloměr 150 milionů km, potom každým jejím čtverečním metrem proudí za sekundu energie, která se rovná sluneční konstantě. Můžeme potom snadno vypočítat celkové množství energie procházející touto kulovou plochou. Určíme tak celkovou zářivost Slunce, což je celkové množství energie vyzařované naší hvězdou do prostoru. Slunce je zdrojem energie s výkonem takřka bilion bilionů kW.

Průkopnické práce při určování sluneční konstanty byly vykonány koncem 19. a začátkem 20. století. Z pozemských pozorování byla sluneční konstanta určena s nepřesností 2%, protože zemská atmosféra nepropouští sluneční záření v celém rozsahu a kromě toho se podmínky v atmosféře rychle mění. Přesnější hodnoty poskytly pozdější měření, vykonaná v balónech ve velkých výškách. Podmínky měření sluneční konstanty nad zemskou atmosférou byly splněny, až když byly k dispozici umělé satelity Země s potřebným přístrojovým vybavením. Za těchto podmínek bylo možné registrovat 99,9% spektrálního rozsahu slunečního záření. Jen potom bylo možné zjistit, že sluneční konstanta podléhá malým změnám v rozsahu 0,1% v závislosti na sluneční aktivitě.

Protože Země mění v průběhu roku svojí vzdálenost od Slunce při oběhu po svojí eliptické dráze, mění se i hodnota sluneční konstanty:

Graf 1: Sluneční konstanta v průběhu roku

Sluneční konstanta (K) představuje měřitelné množství slunečního záření na plošnou jednotku (A):

K = P/A

Zářivá sluneční energie může být přeměněná např. na elektrickou energii nebo na tepelnou energii. Pro měření sluneční konstanty využijeme druhého způsobu. Pokud se bude měřit energie slunečního záření (P) v podobě tepelné energie (T), potom platí:

P = T / t

a po dosazení do původní rovnice dostáváme:

K = T / (t * A)

(t – časová jednotka).

Tepelnou energii můžeme vypočítat podle rovnice:

T = m * c * Δθ

kde m je hmotnost zahřívané látky, c je měrná tepelná kapacita zahřívané látky a Δθ je změna teploty látky. S použitím rovnice (1) dostáváme potom solární konstantu v následující podobě:

K = (m * c * Δθ) / (Δt * A)

Abychom mohli stanovit údaje pro rovnici (2), naplníme nádobu se základnou, která má plochu A, vodou o hmotnosti m. Základna nádoby bude vystavená po dobu záření Slunce a změna teploty se bude měřit ve °C. Měrná tepelná kapacita vody se rovná 4,186 J = 1 cal.

Jednoduché zařízení, které použijeme, stejně jako nedostatky jednoduché metody, nedovolují určit přesnou hodnotu sluneční konstanty. Chceme však ukázat, že jednoduchými prostředky je možné přiblížit metodu zjišťování sluneční konstanty, případně ji i využít na sledování stavu atmosféry a vlivu polohy Slunce na její změny.

Přípravy zařízení

Obr. 1

Dno chemické Erlenmeyerovy baňky (obr. 1) polepíme matným černým papírem. K tomuto účelu použijeme tenkou vrstvu čirého lepidla (kanagon apod.). Plášť baňky pokryjeme hliníkovou fólií (např. alobalem). Tím dosáhneme poměrně dokonalé absorpce záření na dně nádoby, zatímco výměna tepla mezi obsahem nádoby a okolím jejího pláště bude velmi omezená. Baňku naplníme vodou tak, aby po zatlačení zátky do jejího hrdla nezůstaly ve vodě vzduchové bubliny. Použitá zátka musí být vhodné velikosti, aby dobře ucpala hrdlo nádoby. Do otvoru, který do zátky vyvrtáme, zasuneme teploměr.

Obr. 2

Erlenmeyerovu baňku, upravenou uvedeným způsobem, upevníme do chemického stojanu tak, aby sluneční paprsky dopadali kolmo na plochu dna baňky (obr. 2). Použitá voda má mít teplotu okolního vzduchu, aby se odstranila možnost působení teploty okolí na teplotu vody.

Příprava, průběh měření a výpočet

Měření uskutečníme v době vrcholení Slunce, které si zjistíme podle Hvězdářské ročenky. Teplotu bude měřit v pravidelných intervalech, vždy po jedné minutě. Před měřením zatřeseme baňkou, aby se teplota vody v celém objemu vyrovnala. Experiment by neměl trvat déle než 8 až 10 minut.

Do tabulky zaznamenáváme čas měření a naměřenou teplotu. Podle tabulky nakreslíme diagram (obr. 3).

Obr. 3

Podle rovnice (2) je solární konstanta konstantou jen tehdy, pokud je kvocient konstantní, tedy pokud má křivka v diagramu charakter přímky. Na diagramu potom zvolíme přibližně lineární úsek křivky hodnot pro a a podle toho určíme hodnotu konstanty výpočtem, přitom použijeme rovnici (2). Hmotnost vody vyjádříme v gramech (m), měrná tepelná kapacita vody , ve °C a v minutách, plochu nádoby A v cm2. Konstanta potom bude vyjádřená v . Pro přepočet na jiné jednoty použijeme známé koeficienty.

Původní článek byl publikován v Astronomické ročenke (SK).

Články ze seriálu TELESKOPIE byly v minulých letech postupně uveřejňovány v Astronomické ročenke vydávané Slovenskou ústrednou hvezdárňou v Hurbanove. Děkujeme vedení tohoto ústavu za souhlas se zveřejněním těchto příspěvků na webu Jihlavské astronomické společnosti. Seriál je třeba chápat především v historických souvislostech. Mnohé informace jsou dnes již neaktuální.


Webové stránky vytvořil DUOWEB.cz