| | | 表示太阳辐射能量的物理常数。即在地球大气圈外侧，当日地距离为1个天文单位时，每单位面积上，1分钟内所得到的太阳辐射能量。近年由气象卫星测定其值为138千瓦/米2。由于太阳的周期性活动，这一数值可能有约1%的变化。 | | 太阳常数(solar constant)，表征的是到达大气顶(大气层上界)的总太阳能量(即包含整个太阳光谱)值。
定义：
在日地平均距离(一天文单位）处，与太阳光束方向垂直的单位面积上，单位时间内所接受到的太阳总辐射能。所使用的单位为w/m2，或卡/平方厘米/分钟（cal/cm2/min)。
解释：
太阳辐射通过星际空间到达地球，但由于地球以椭圆形轨道绕太阳运行，因此太阳与地球之间的距离不是一个常数，而且一年里每天的日地距离也不一样。众所周知，某一点的辐射强度与距辐射源的距离的平方成反比，这意味着地球大气上方的太阳辐射强度会随日地间距离不同而异。然而，由于日地间距离太大（平均距离为1.5 x 108km），所以地球大气层外的太阳辐射强度几乎是一个常数。因此人们就采用“太阳常数”来描述地球大气层上方的太阳辐射强度。
测定：
1881年，第一次试图直接测定太阳常数的是法国物理学家claude pouillet(1790-1868)和英国天文学家john herschel(1792-1871)。两人分别独立地设计了不同的测定装置。但原理都一样：利用已知质量的水在太阳光下放置一定时间，用温度计测量升温过程，水的比热已知，则可以计算得出光照强度。(附图为pouillet日温计)。他们推定的值是现在所用值1367(±4) w/m2的一半左右，这是因为他们都没有考虑地球大气对光的吸收。
1875年，法国物理学家jules violle(jules louis gabriel violle)以在位于法国和瑞士交界的阿尔卑斯山mont blanc第一个开展高海拔区测定太阳常数而闻名.
1902-1957, 斯密森研究所的科学家c.g. abbot(charles greeley abbot)等人在根据多年高海拔地区观测结果，基于地基法确定的数值为1322-1465w/m2。近年来通过各种先进手段,基于地基法测得的太阳常数的标准值为1353w／m2。
1976年，美国宇航局根据高空平台的观测结果,发布的太阳常数值为1353(±21)w/m2(thekaekara,1976);
根据1978-1998年6颗卫星上的观测平台近20年连续不断的观测结果，得出的太阳常数值为1366.1 w/m2,标准差为425ppm, 0.37%的波动范围(1363-1368 w/m2)(lean and rind,1998)。20年卫星数据也揭示了太阳常数也存在不同时间尺度的波动。
1957年国际地球物理年决定采用1380w/m2。
世界气象组织 (wmo)1981年公布的太阳常数值是1368w/m2。
多数文献上采用1367w/m2。
太阳常数也有周期性的变化，变化范围在1％—2％，这可能与太阳黑子的活动周期有关。 | | 太阳常数(solar constant)，表征的是到达大气顶(大气层上界)的总太阳能量(即包含整个太阳光谱)值。由于太阳表面常有有黑子等太阳活动的缘故，太阳常数并不是固定不变的，一年当中的变化幅度在1%左右。
定义：
第１种：在日地平均距离(一天文单位）处，与太阳光束方向垂直的单位面积上，单位时间内所接受到的太阳总辐射能。所使用的单位为W/m2，或卡/平方厘米/分钟（cal/cm2/min)。
第２种：在日地平均距离处，地球大气外界垂直于太阳光束方向上接收到的太阳辐照度（在单位时间内，投射到单位面积上的辐射能，即观到的瞬时值．），称为太阳常数，用Ｓ0表示．
解释：
太阳辐射通过星际空间到达地球，但由于地球以椭圆形轨道绕太阳运行，因此太阳与地球之间的距离不是一个常数，而且一年里每天的日地距离也不一样。众所周知，某一点的辐射强度与距辐射源的距离的平方成反比，这意味着地球大气上方的太阳辐射强度会随日地间距离不同而异。然而，由于日地间距离太大（平均距离为1.5 x 108km），所以地球大气层外的太阳辐射强度几乎是一个常数。因此人们就采用“太阳常数”来描述地球大气层上方的太阳辐射强度。
测定：
1881年，第一次试图直接测定太阳常数的是法国物理学家Claude Pouillet(1790-1868)和英国天文学家John Herschel(1792-1871)。两人分别独立地设计了不同的测定装置。但原理都一样：利用已知质量的水在太阳光下放置一定时间，用温度计测量升温过程，水的比热已知，则可以计算得出光照强度。(附图为Pouillet日温计)。他们推定的值是现在所用值1367(±4) w/m2的一半左右，这是因为他们都没有考虑地球大气对光的吸收。
1875年，法国物理学家Jules Violle(Jules Louis Gabriel Violle)以在位于法国和瑞士交界的阿尔卑斯山Mont Blanc第一个开展高海拔区测定太阳常数而闻名.
1902-1957, 斯密森研究所的科学家C.G. Abbot(Charles Greeley Abbot)等人在根据多年高海拔地区观测结果，基于地基法确定的数值为1322-1465W/m2。近年来通过各种先进手段,基于地基法测得的太阳常数的标准值为1353w／m2。
1976年，美国宇航局根据高空平台的观测结果,发布的太阳常数值为1353(±21)W/m2(TheKaekara,1976);
根据1978-1998年6颗卫星上的观测平台近20年连续不断的观测结果，得出的太阳常数值为1366.1 W/m2,标准差为425ppm, 0.37%的波动范围(1363-1368 W/m2)(Lean and Rind,1998)。20年卫星数据也揭示了太阳常数也存在不同时间尺度的波动。
1957年国际地球物理年决定采用1380W/m2。
世界气象组织 (WMO)1981年公布的太阳常数值是1368w/m2。
多数文献上采用1367W/m2。
太阳常数也有周期性的变化，变化范围在1％—2％，这可能与太阳黑子的活动周期有关。 | | taiyang changshu
太阳常数
solar constant
在地球大气外距离太阳一个天文单位的地方，垂直于太阳光束方向的单位面积上在单位时间内接收到的所有波长的太阳总辐射能量。通常用符号S来表示,单位为卡/（厘米□·分钟），或瓦/米□。它随波长的分布称为“大气外太阳分光辐照”，其单位常用瓦/（厘米□·微米）表示。太阳辐射的能量主要集中于可见光波段，因此太阳常数涉及的波段并不太宽,0.2～10.0微米波段的辐射已占太阳常数的 99.9％，其中 0.3～3.0微米就占97％左右。精确测定太阳常数和大气外太阳分光辐照，不仅对于研究太阳和地球大气结构十分重要，而且还可应用于气象、航天、太阳能利用和环境科学等许多领域。太阳常数约为1.97卡/（厘米□·分钟）。
精确测定太阳常数比较困难，原因是必须考虑地球大气对太阳辐射的吸收效应。目前所用的测量方法基本上有以下两种。
地面分光和总辐射测量法 在地面（一般都在大气稀薄的高山上）用太阳分光辐射仪测定太阳在不同高度(不同大气质量)时辐射强度随波长的相对分布（称为相对分光辐照），观测达到的波段范围大约为0.295～2.5微米。与此同时，用一架绝对能量标度的太阳总辐射仪测定同样波段的总辐射能量，作为上述相对分布的绝对能量定标。然后，对每一波长按照指数消光定律外推得到地球大气外的太阳分光辐照，再对波长积分就得到大气外0.295～2.5微米波段的太阳辐射能量（必须进行分光测量是因为指数消光定律只适用于单色辐射）。至于波长短于0.295微米和大于2.5微米的太阳辐射，则因地球大气中臭氧、水汽和其他大气分子的强烈吸收，不能到达地面，只能利用高空探测或理论推算得到。把所有波长的能量加在一起，并作日地距离改正后，即得到太阳常数。也可以用飞机（约在11～13公里高度）进行太阳分光和总辐射测量，要作的大气吸收改正量比高山测量为小，但也存在一些问题，如需作飞机窗口改正，观测的时间太短和大气质量的变化范围太小，因而具有随机性和不利于外推等等。
高空总辐射测量法 在几十公里以上的高空直接测量太阳的总辐射来获得太阳常数。例如,在高空火箭（60公里以上高度）、人造卫星和宇宙飞船上测量太阳辐射，便无需作大气消光改正，测得的结果作日地距离改正后即为太阳常数。如果用气球在20～40公里的高空测量辐射，仍然需要作很小的大气消光改正。其中的波长短于0.295微米的辐射因被高度约为 12～50公里的大气臭氧层所吸收，仍然观测不到，它们的辐射能量也只能采用火箭观测结果或者进行理论推算。
太阳常数的观测已有七十多年历史。六十年代以前多用经典的地面测量方法，美国史密森天文台的艾博特等人从二十世纪初到五十年代曾经进行长期和大量的测量。六十年代以后，由于高空技术的发展，更多地采用高空测量。在太阳常数的测量和推算中，由于所用的仪器设备、观测步骤、观测点的大气条件和大气消光改正的方法等各不相同，同时在绝对标度校准和不同标度系统换算上也往往存在误差，因此得到的最终结果很不一致。例如，1954年F.S.约翰逊主要根据五十年代以前的地面观测结果整理,得到S=2.00卡/（厘米□·分钟）,这一数值在五十年代和六十年代曾被广泛引用；1971年拉布斯和内克尔综合六十年代地面和高空测量结果，得到S=1.95卡/（厘米□·分钟）；1977年弗罗利希详细研究了1966～1976年间的高空观测结果和进行标度换算之后，得到了最可几值为1.97卡/（厘米□·分钟）。
太阳常数本身是否变化的问题，至今仍未研究清楚。太阳表面活动在辐射方面引起的瞬间变化（例如太阳耀斑引起的辐 | | - : solar constant
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