Сонячна стала — сумарний потік сонячного випромінювання, що проходить за одиницю часу через одиничну площу, орієнтовану перпендикулярно до потоку, на відстані однієї астрономічної одиниці від центру Сонця зовні земної атмосфери. За даними позаатмосферних вимірювань сонячна стала становить 1367 Вт/м² або 1,959 кал/(см² • хв). Сонячна стала змінюється на десяті долі відсотків в межах 11-річного сонячного циклу, вона зростає разом з ростом кількості плям і сонячних спалахів.
У 1838 році Клод Пуйє зробив першу оцінку сонячної сталої. Використовуючи дуже простий піргеліометр власної розробки, він отримав значення 1,228 кВт/м2[2], близьке до поточної оцінки.
У 1875 році Жюль Віолль відновив роботу Пуйє і запропонував дещо вищу оцінку 1,7 кВт/м2, в тому числі, на основі вимірювань, які він зробив на Монблані у Франції.
У 1884 році Семюел Пірпонт Ленглі спробував оцінити сонячну сталу на горі Вітні в Каліфорнії. Роблячи вимірювання в різний час доби, він намагався зробити корекцію на атмосферне поглинання. Однак остаточне значення, яке він запропонував, 2,903 кВт/м2, було занадто високим.
Між 1902 і 1957 роками вимірювання Чарльза Грілі Еббота та інших на різних високогірних місцях виявили значення від 1,322 до 1,465 кВт/м2. Еббот показав, що одна з корекцій Ленглі була застосована помилково. Результати Еббота коливалися від 1318 до 1548 кВт/м2[3].
У 1954 році сонячна стала була оцінена як 2,00 кал/хв/см2 ± 2%[4]. Поточні результати приблизно на 2,5 відсотка нижчі.
Минулі коливання сонячного опромінення
Космічні спостереження сонячного випромінювання почалися в 1978 році. Ці вимірювання показують, що "сонячна стала" насправді не є сталою. Вона змінюється залежно від 11-річного циклу сонячної активності. Повертаючись далі в минуле, потрібно покладатися на реконструкції опромінення, використовуючи сонячні плями за останні 400 років або космогенні радіонукліди для повернення за останні 10 000 років. Такі реконструкції показують, що сонячне опромінення змінюється з чіткою періодичністю. Ці цикли становлять 11 років (Швабе), 88 років (цикл Глейсберга), 208 років (цикл ДеВріза) і 1000 років (цикл Едді)[5][6][7][8][9].
Протягом мільярдів років Сонце поступово розширюється та випромінює більше енергії з більшої площі поверхні. Невирішене питання про те, як пояснити чіткі геологічні докази рідкої води на Землі мільярди років тому, у той час, коли яскравість Сонця становила лише 70% від його поточного значення, відоме як парадокс слабкого молодого Сонця.
Зміни через атмосферні умови
Земної поверхні фактично досягає щонайбільше близько 75% сонячної енергії[10], оскільки навіть за безхмарного неба вона частково відбивається та поглинається атмосферою. Навіть легкі перисті хмари зменшують цей показник до 50%, сильніші перисті хмари – до 40%. Таким чином, сонячна енергія, що надходить на поверхню з сонцем в зеніті, може коливатися від 550 Вт/м2 з перистими хмарами до 1025 Вт/м2 при ясному небі.