Лучистая теплота

Определение "Лучистая теплота" в словаре Брокгауза и Ефрона

Лучистая теплота
Лучистая теплота*

— Если какое-либо тело нагрето до температуры более высокой, чем окружающие его тела, то опыт показывает, что его температура понижается, а окружающих тел возвышается; следовательно, данное тело теряет теплоту, которую приобретают другие тела. Эта передача теплоты происходит и тогда, когда тела отделены друг от друга пустым пространством. Граф Румфорд (1753-1814) нашел, что температура термометра, помещенного в резервуар, из которого удален совершенно воздух, немедленно возвышается, как только опустить этот резервуар в горячую воду. Теплота, передающаяся через так называемую пустоту, распространяется так же, как и свет, прямолинейно, лучами, и называется Л. теплотой; допускают, что передача ее происходит при посредстве весьма тонкого вещества, наполняющего вселенную, — светового эфира. Когда тело находится в газообразной или жидкой среде или касается твердых тел, имеющих другую температуру, чем оно само, то передача теплоты происходит здесь непосредственно от одного тела к другому, причем теплота распространяется затем далее медленно — от слоя к слою, при помощи так называемой теплопроводности, а в жидкостях и газах еще при помощи течений. Но при этом существует и быстрая передача тепла телам, находящимся на расстоянии, не сопровождаемая заметным нагреванием промежуточной среды; она производится при помощи Л. теплоты, распространяющейся в эфире, наполняющем промежутки между частицами тел. Это показывает прямой опыт Прево (1751-1839), который между источником теплоты и термометром поместил две стеклянные пластинки, между которыми протекала холодная вода; термометр возвышался, несмотря на то, что вода оставалась холодной. Точно так же он показал, что при помощи ледяной чечевицы можно в ее фокусе зажечь дерево. По идее Прево, всякое тело постоянно испускает тепловые лучи, а взамен этого получает теплоту от лучеиспускания окружающих тел; темп. его возвышается, или понижается, или остается постоянной — это зависит от относительной величины прихода и расхода тепла.

Для исследования Л. теплоты, кроме ртутного термометра, употребляется воздушный, в форме так наз. дифференциального термометра Румфорда и Лесли (1766-1832), состоящего из двух резервуаров, соединенных горизонтальной стеклянной трубкой, в которой находится столбик жидкости, перемещающийся в ту или другую сторону, смотря по тому, который из резервуаров нагрет сильнее; затем более чувствительные приборы: термоэлектрический столбик Нобили (1784-1835, см. Термоэлектричество) и самые чувствительные и совершенные приборы этого рода — болометр (см.) Ланглея (1879) и радиомикрометр Бойса (1887), позволяющие замечать миллионные доли градуса. При помощи этих инструментов получилась возможность наблюдать явления интерференции, дифракции и поляризации (см.) и для Л. теплоты, чем доказывается несомненно, что эта последняя, подобно свету, представляет собой колебательное движение, распространяющееся в эфире, причем колебания происходят перпендикулярно направлению распространения лучей. Впервые явление интерференции тепловых лучей было наблюдено французскими учеными Физо и Фуко (1847) при помощи зеркал Френеля (см. Интерференция) и ртутного термометра с резервуаром, всего 1,1 мм диаметра. Более полно эти явления (18 5 9), так же как и явления дифракции (1846), были исследованы Кноблаухом при помощи термоэлектрического столбика. Явления поляризации тепловых лучей при отражении были открыты Бераром (1812), при простом преломлении Форбсом (1835) и Меллони (1836) и при двойном преломлении Форбсом (1835). Впоследствии эти явления были исследованы Кноблаухом (1848), Провосте и Дезеном (Desains, 1849), Мутоном (1879) и др., и эти исследования показали, что лучи тепловые следуют тем же законам, что и световые. Таким образом, Л. теплота — явление того же рода, что и свет. Все остальные явления, как то: отражение, преломление и проч. тепловых лучей, подчиняются тем же законам, что и для света. Ламберт (1777) и Меллони (1836) доказали, что тепловое действие, производимое источником теплоты, обратно пропорционально квадрату его расстояния от данной поверхности; Меллони же показал, что это действие пропорционально как синусу угла, образуемого лучами с поверхностью, испускающей лучи, так и синусу угла, образуемого лучом с поверхностью, на которую они падают, так что тепловое действие элемента ds поверхности источника тепла на элемент поверхности данного тела ds₁ выражается формулой: k(dsds₁/r²)Sin ε Sin ε ₁, где r — расстояние элементов ds и ds₁, a ε и ε ₁ — углы, образуемые лучами с элементами ds и ds₁. Законы отражения от зеркальных поверхностей для тепловых лучей были найдены Меллони непосредственно (1835). Фиг. 1 изображает расположение приборов.

Фиг. 1. Прибор Меллони.

При помощи диафрагмы D выделяется узкий пучок лучей, который от лампы падает на зеркальце S, помещаемое вертикально на столике, снабженном кругом с делениями. Термоэлектрический столбик помещается на особой линейке P, вращающейся вокруг ножки столика ОТ по кругу с делениями, по которым можно определить угол, образуемый ею с линейкой L, т. е. с лучами, падающими на зеркало S. Опыт показывает, хотя и с небольшой точностью, что тепловые лучи отражаются так же, как и лучи света (см. Катоптрика). Провосте и Дезен (1849) нашли, что при отражении от стекла тепловые лучи следуют законам Френеля, тем же, что и для света. Разные тела, напр. металлы, обладают неодинаковой отражательной способностью, которая зависит, кроме того, от угла падения; так, при угле падения в 60° полированное серебро отражает 97-96% падающих на него лучей, медь 93, зеркальный металл 86, сталь 83, ртуть 77. При падении лучей на поверхность незеркальную происходит рассеивание, т. е. отражение по всем направлениям. Явление это для тепловых лучей было открыто и исследовано Меллони (1840) при помощи описанного выше прибора. Это явление было исследовано еще более подробно Кноблаухом (1847-60), Провосте и Дезеном (1848) и Онгстремом (1885). Разные тела рассеивают теплоту, так же как и свет, различно: всего менее рассеивает поверхность, покрытая сажей (не более 2% падающей теплоты), и притом одинаково лучи всех источников теплоты; другие же тела неодинаково от разных источников или от одного источника, но пропущенные предварительно сквозь пластинки из различных веществ, напр. свинцовые белила, рассеивают хорошо светлые лучи солнца, меньше — лучи накаленной платины и почти так же мало, как и сажа, — темные лучи металлического куба, наполненного кипящей водой (куб Лесли); это показывает, что тела, подобно различию в цвете, обладают различной теплоцветностью. Количество же отраженных лучей в этом случае зависит как от угла падения, так и от угла отражения.

Вильгельму Гершелю (1800) первому пришла мысль поместить чувствительный термометр в разных частях спектра, получаемого преломлением солнечных лучей стеклянной призмой, и он нашел, что температура повышается, но неодинаково в разных частях спектра: возвышение увеличивается по мере приближения к красному концу и достигает наибольшей величины за красным концом, вне видимого спектра; постепенно ослабевая, оно продолжается еще значительно дальше видимой части спектра. Этим опытом Гершель доказал, что лучи теплоты преломляются подобно свету и обладают разными показателями преломления и, далее, что существуют темные, или невидимые, тепловые лучи, так называемые ультракрасные, обладающие меньшим показателем преломления или большей длиной волны, чем световые лучи. В новейшее время Ланглей (1881) при помощи своего болометра мог наблюдать в спектре солнца при флинтгласовой призме повышение температуры в невидимой части спектра на расстоянии от красного конца, почти равном длине всего видимого спектра. Еще более длинный спектр темных лучей получается тогда, когда взята призма не стеклянная, а из каменной соли или сильвина, как это сделали Мюллер (1858), Франц (1862) и Кноблаух (1863 — 1875), потому что эти вещества менее поглощают темные тепловые лучи, чем стекло. Но темная часть в призматическом спектре является укороченной; если же воспользоваться свойством так называемых дифракционных решеток (см. Дифракция) давать спектр, в котором расстояние известных лучей пропорционально разности их длин волн, то можно получить спектр темных лучей весьма значительной длины. Фиг. 2 изображает такой, дифракционный (нормальный), спектр, полученный Ланглеем (1881).

Фиг. 2.

Затушеванная часть представляет невидимую глазом часть спектра, и эта часть почти в шесть раз длиннее видимой. Темные линии и полоски соответствуют местам, где тепловое действие слабее сравнительно с соседними частями; в видимой части спектра они называются Фраунгоферовыми линиями. Кривая линия (сплошная), наверху, изображает распределение теплового действия в спектре; цифры, поставленные над спектром, показывают длины волн в стотысячных долях миллиметра. Наибольшая напряженность теплового действия соответствует лучам, лежащим в видимой части спектра, наиболее яркой, а именно в желтой части, между Фраунгоферовыми линиями C и D по обе стороны этого максимума тепловое действие уменьшается, но не непрерывно, а скачками. Подобные места со слабым нагреванием были замечены в спектре солнца еще Джоном Гершелем (1840) и Дрэпером (1843), но ближе исследованы только С. Ламанским (1872). Эссельбах (1858), Маскар (1863) и Мутон (1888) нашли, что рассеивание тепловых лучей призмами, подобно свету, подчиняется закону, выражаемому формулой:

n² — 1 = - Рλ ² + Q(λ ⁴/ λ ² — λ ²_m), где n — показатель преломления, λ — длина волны, а Р , Q и λ _m — некоторые постоянные, различные для разных призм. Темные, ультракрасные лучи обладают способностью действовать на фотографические пластинки, приготовленные особым способом. Дрэпер (1843) и Беккерель (1868) заметили это действие на дагерротипных пластинках, но только в новейшее время Абнею (1880) удалось получить сухие пластинки, при помощи которых возможно было сфотографировать лучи с длиной волны в 0,0027 мм, т. е. почти в 5 раз большей, чем у лучей пламени натрия (линия D). В этих снимках солнечного спектра в темной части, подобно тому, как и в видимой глазом части, получились темные линии, соответствующие Фраунгоферовым. Непосредственно преломление темных лучей, исходящих из земных источников тепла, было доказано еще Меллони (1833). Для этого в его приборе (фиг. 1) вместо зеркальца S была поставлена призма из каменной соли; источниками тепла служили: 1) наполненный кипящей водой металлический куб, 2) медный лист, нагретый до 390°, 3) накаленная спиртовой лампой платиновая проволока, свернутая спиралью, и 4) лампа Локателли. Пользуясь термоэлектрическим столбиком, помещенным на подвижной линейке Р, Меллони показал, что тепловые лучи от всех названных источников преломляются призмой, а Форбс (1838) пытался даже определить показатели преломления. Оказалось, что показатели преломления лучей, производящих наибольшее тепловое действие, для разных источников теплоты различны, следовательно, источники теплоты, испуская лучи разной преломляемости, обладают разной теплоцветностью, подобно тому как источники света бывают разного цвета. Однако только в новейшее время удалось исследовать спектр темных тепловых лучей, испускаемых земными источниками. С. Ламанский (1872) исследовал тепловой спектр Друммондова света, Ланглей (1883) и Пашен (1893) для накаленной платины; тепловые спектры газов и паров были изучены весьма многими наблюдателями, наприм. Сноу (1892), Онгстремом (1893), Кайзером и Рунге (1893), Шуманом (1893), Пашеном (1893-94) и др. Вообще говоря, накаленные твердые и жидкие тела дают сплошные тепловые спектры, а газы и пары прерывчатые, т. е. такие, в которых места с сильным тепловым действием чередуются с местами со слабым действием. Совершенно то же наблюдается и для световых лучей. Взгляд на кривую (фиг. 2) показывает ясно, что тепловое и световое действия в видимой части спектра, лежащей между линиями А и Н, вполне совпадают: каждой темной Фраунгоферовой линии соответствует понижение теплового действия, и наоборот. Длины волн светлых лучей лежат между 0,7604μ (линия А) и 0,3933μ (линия Í) [ μ = 0,001 мм], или числа колебаний между 395 и 763 биллионами (10 ¹²) в секунду; лучи, числа колебаний которых не лежат между указанными пределами, недоступны нашему глазу; эти лучи — ультракрасные и ультрафиолетовые, — действующие на термометр (болометр) или фотографическую пластинку, отличаются, следовательно, от световых только числом колебаний. В тождестве природы световых и тепловых лучей можно убедиться еще иначе. Обширные исследования, в особенности Меллони (1832-1836) и Кноблауха (1847), показали, что когда тепловые лучи проходят через какое-либо (прозрачное) тело, то, подобно свету, часть их задерживается или поглощается этим телом и только часть проходит и притом различная для разных тел — тела обладают разной теплопрозрачностью (тела теплопрозрачные, или диатермические, и нетеплопрозрачные, или адиатермические). Меллони убедился, что одно и то же тело неодинаково пропускает лучи теплоты от разных источников; тела, следовательно, обладают, как и при отражении, разной теплоцветностью. Все сказанное можно ясно видеть из прилагаемой таблички, где даются в % количества теплоты, проходящей через пластинки в 2,6 мм толщины.

Количество и качество (т. е. длина волн) испускаемой телом теплоты зависит как от величины и природы самого тела, свойств его поверхности и т. п., так и от его температуры. Называют лучеиспускательной способностью тела количество теплоты, испускаемой единицей поверхности тела в единицу времени, если его темп. на 1° выше температуры окружающих тел. Нужно различать лучеиспускание в нормальном направлении (перпендикулярно к поверхности испускающего теплоту тела) от полного лучеиспускания (по всем направлениям): последнее равно первому, умноженному на величину π — отношение длины окружности к диаметру. Эта лучеиспускательная способность для различных тел неодинакова, что легко обнаружить, помещая между резервуарами дифференциального термометра на равном расстоянии от них жестяной куб, наполненный горячей водой (куб Лесли), противоположные стороны которого покрыты различными веществами; тeмпeрaтурa того резервуара возвышается быстрее, к которому обращена сторона куба, покрытая веществом, сильнее испускающим теплоту. Лесли (1804) первый сравнил лучеиспускательную способность тел и нашел, что наибольшей лучеиспускательной способностью обладает сажа; если принять ее лучеиспускательную способность за 100, лучеиспускательная способность бумаги, по Лесли, 98, стекла 90, сукна 88, льда 85, ртути 20, полированного железа 15, серебра, золота, меди 12. Исследования Меллони (1835-1842), Провосте и Дезена (1846), Кноблауха (184 7), Магнуса (1865), Тиндаля (1866) и др. в общем подтвердили результаты исследований Лесли, но показали, кроме того, что лучеиспускание зависит от толщины испускающего слоя и состояния его поверхности; обнаружилось еще, что почти такой же лучеиспускательной способностью, как сажа, обладают и свинцовые белила. Что касается абсолютной величины лучеиспускания, то, напр., Грец (1880) нашел, что для стекла оно равно 1,0846∙10 ^-12, т. е. что 1 кв. см поверхности стекла при абсолютной температуре 1° (= -272° Ц.) и температуре окружающих тел — 0° (= -273° Ц.) испускает в 1 сек. количество теплоты, равное 1,0846∙10 ^-12 гр. калорий. В тех же мерах Боттомлей (1894) нашел для сажи 3∙10 ^-4 и для серебряной, тщательно полированной поверхности 7∙10 ^-5. По Христианзену (1883), 1 кв. см абсолютно черного тела (сажа) при 0° Ц. в 1 сек. излучает 0,004 гр. калорий тепла. Простейшее допущение относительно зависимости лучеиспускания от температуры — это допущение Ньютона, что потеря теплоты телом пропорциональна разности его температуры и температуры окружающих тел. Многочисленные исследования, однако, показали, что этот закон может быть применяем только для небольших разностей температур, не превосходящих нескольких градусов. Первое полное исследование вопроса было произведено Дюлонгом и Пти (1817). Для этой цели они наблюдали охлаждение ртутного термометра (нагретого предварительно до 350° Ц.) в полом латунном шаре, поддерживаемом водой при постоянной температуре. Производя в шаре пустоту (до 3-4 мм) или наполняя его разными газами при различных давлениях, они пришли к результатам, выражающимся формулой:

Q = Hа ^θ (a — 1) + Kp^ct^1,233

где Q количество теплоты, теряемой 1 ед. поверхности тела в 1 ед. времени, θ — температура оболочки, t — разность температур термометра и оболочки, p — упругость газа, а = 1,0077, с — постоянная, различная для разных газов (для воздуха с = 0,45, для водорода = 0,38), величины Н и К постоянные, из которых первая зависит от свойств поверхности, а вторая не зависит. Первый член приведенной формулы выражает потерю теплоты от лучеиспускания, второй — от охлаждающего действия газов. Таким образом потеря тепла лучеиспусканием равна Hа ^θ (a — 1) или На ^{t+ θ} — На ^t: первый член выражает лучеиспускание термометра, а второй оболочки. Исследования Дюлонга и Пти доведены были до разности температур термометра и оболочки (t) равной 240°. Позднейшие исследования при большей разности температур, а именно Дрэпера (1847), Тиндаля (1863), Боттомлея (1884-92), Шнебели (1884), Шлейермахера (1888), Айртона и Кильгоура (1893), Терешина (1894) и др., доведенные до 1775° Ц., показали недостаточную точность этого закона. Стефан (1879) на основании опытов Тиндаля, Дрэпера и др. вывел закон, что лучеиспускание тела пропорционально 4-й степени его абсолютной температуры, так что потеря теплоты тела выражается через А(Т ⁴ — Т ₁⁴), где Т абсолютная температура данного тела, а Т ₁ — температура окружающих тел. Больтцманн (1884) вывел этот же закон теоретически из электромагнитной теории света Максуэлля. Опыты Боттомлея (1884-1892) над лучеиспусканием платиновой проволоки, нагреваемой током, подтверждают справедливость этого закона до 900°. К тому же выводу пришел Шнебели (1884) при помощи опытов с воздушным термометром. Однако исследования Шлейермахера (1885) и др. показали отступления и от этого закона, в особенности выше 500°. Все сказанное выше относится к полному лучеиспусканию, т. е. к совокупности лучей всех длин волн; на самом же деле количество лучей разных длин волн растет с температурой неодинаково. Опыты Дрэпера (1847), Мутона (1879), Жака (187 9), Ланглея (1881), Пашена (1893) и др. показали, что при низких температурах тела испускают лучи, имеющие более длинные волны, а по мере возвышения температуры, при общем возрастании напряженности испускаемой теплоты, прибавляются лучи с более и более короткими волнами, так что максимум температурного действия все более и более передвигается в сторону лучей большей преломляемости, пока, наконец, не появляются лучи видимые, что наступает, по Г. Веберу (1887), при 390° Ц. (по опытам Терешина 1894 г., при 358 ° Ц.). Все это выражается формулой Г. Вебера (1888):

s = c π F(1/ λ ²e) — aT — 1/b²T² λ ², где s означает энергию лучей с длиной волны λ, испускаемых во все стороны поверхности F в един. времени при абсолютной температуре Т; а, b и с — постоянные одинаковые, кроме с, для всех тел, π — отношение окружности к диаметру. Общее лучеиспускание выражается тогда интегралом . Если тело окружено оболочкой, имеющей поверхность F₁ и температуру Т ₁, то потеря энергии данным телом в един. времени равна Δ s = [CF/(1 + (1 — α ₁)(α / α ₁)(F/F₁)] (е^аТТ — е ^aT1T₁), где α и α ₁ коэффициенты поглощения всех лучей телом и оболочкой. Формулы эти хорошо выражают наблюдения Шлейермахера, Боттомлея и Ланглея от 0° до 1775° и от λ = 0,0004 мм до 0,015 мм. Из наблюдений Шлейермахера α = 0,0043; с для платины = 2,29∙0 ^-6 (гр. калория, кв. см, сек.), для окиси меди = 9,75∙10 ^-6; а b² из наблюдений Ланглея, Гарба и Свана заключается между 0,191∙10 ^-6 и 0,201∙10 ^-6 (λ выражено в 0,001 мм). Позднейшие наблюдения Стевенса (1892) подтвердили преимущества формулы Вебера сравнительно с другими. Вл. Михельсон (1887) на основании кинетической теории газов вывел следующую формулу, выражающую зависимость от температуры напряженности лучей, имеющих длину волны λ:

Ld λ = Вθ ^—3/2f( θ )e^{—(c/ θλ 2)} λ ^—(2p+4)d λ,

где θ - абсолютная температура, В, С, p — некоторые постоянные, имеющие теоретическое значение, f( θ ) — функция, выражающая зависимость полного лучеиспускания от температуры. Если принять закон Стефана, эта формула обращается в такую:

Ld λ = ВKθ ^—3/2f( θ )e^{—(c// θλ 2)} λ ^—6d λ ,

в общем удовлетворительно выражающую собой наблюдения Ланглея над распределением энергии в спектре. Кевелигети (1890) вывел теоретически другую формулу:

L = (4/ π D) μ ⁴ θ ⁴[ λ ²/ λ ² + μ ²)²],

где μ — длина волны лучей, имеющих наибольшую напряженность, а D — постоянная. Клаузиус (1864) нашел, кроме того, что лучеиспускательная способность тела зависит от среды, в которой оно находится, а именно от показателя преломления ее е ₁ = en², где е — лучеиспускание в пустоте, а п — показатель преломления среды. Наблюдения Квинтуса Ицилиуса (1866) подтвердили заключение Клаузиуса.

Когда лучи теплоты падают на поверхность какого-либо тела, то, подобно свету, часть их отражается или рассеивается, другая же часть, если тело нетеплопрозрачно, поглощается вполне его поверхностью, а если теплопрозрачно, то проходит через него, только отчасти поглощаясь. О последнем явлении, так же как об отражении, было говорено выше. Что касается до поглощения теплоты при отражении от поверхности непрозрачных тел, то и здесь отношение напряженности теплового действия лучей поглощенных к напряженности падающей теплоты определяет собою так назыв. поглощательную способность. Она различна для разных тел. Показать это легко, например, при помощи дифференциального термометра (фиг. 3), цилиндрические резервуары которого G и G₁ на сторонах, обращенных внутрь, покрываются для этого слоями исследуемых веществ; посредине же находится резервуар ЕЕ ¹ с горячей водой, оба основания которого покрыты, например, сажей; жидкость перемещается в соединительной трубке, так как температура того термометра возвышается быстрее, резервуар которого покрыт веществом, обладающим большей поглощательной способностью.

Фиг. 3.

Первые исследования этого рода, с числовыми результатами, хотя неточными, были получены Лесли (1804), потом Меллони (1835); но только Провосте и Дезен (1850) произвели их при помощи более точного метода. Наибольшей поглощательной способностью и притом для всех лучей обладает сажа, другие тела имеют и меньшую поглощательную способность, и различную для разных лучей. Так, напр., по Меллони, поглощательные способности нижеозначенных тел, принимая поглощательную способность сажи за 100, выразятся следующими цифрами:

По электромагнитной теории света Максуэлля при распространении волн световых, тепловых, или электрических они оказывают на тела по направлению своего распространения давление, величина которого выражается через E/v, где E — энергия, сообщаемая телу в ед. времени, a v скорость распространения волн. По расчету П. Лебедева ("Wied. Ann.", В. 45, 1892), это давление может достигнуть заметной величины, если размеры тела очень малы; но до сих пор на опыте оно не обнаружено. Вращение крыльев радиометра (см. Радиометр) обусловливается течениями газа, образующимися вследствие неравномерного нагревания крыльев, и в пустоте не происходит.

Для измерения количества теплоты, доставляемой солнцем, существует целый ряд приборов, известных под именем актинометров и пиргелиометров (см.); таковы приборы Пулье (1838), Крова, Виолля, Онгстрема и мн. др. Употребляются еще приборы, дающие только относительную величину солнечного лучеиспускания, каковы, например, приборы Крова, Марье-Деви, Фрелиха, Онгстрема, О. Хвольсона и мн. др.: некоторые из них записывают результаты — это гелиографы (см.) [Подробнее см. О. Д. Хвольсон: "О современном состоянии актинометрии" (СПб., 1892).]. Необходимо заметить, что солнечная теплота, прежде чем достигнуть поверхности Земли, должна пройти слой земной атмосферы, поглощающий часть этой теплоты; на этом основании количество солнечной теплоты, падающей на 1 ед. поверхности Земли, может быть выражено формулой Ламберта (1729) Q = Ap^e, где е означает путь, проходимый солнечными лучами, в земной атмосфере, принимая толщину ее за единицу; этот путь зависит от высоты солнца над горизонтом и выражается формулой: е = (√[1+2 α + α ²])Cosz — α Cosz, где α — отношение радиуса Земли к высоте атмосферы, z зенитное расстояние солнца. Величины А и p — постоянные; первая известна в метеорологии под именем солнечной постоянной и означает количество теплоты, которое падало бы на 1 ед. поверхности Земли, если бы не было атмосферы, т. е., когда е = 0, а вторая, так называемый коэффициент прозрачности (земная, или атмосферная, постоянная), означает отношение количества теплоты, прошедшей через атмосферу, к количеству ее, падающему на поверхность атмосферы, в том случае, когда солнечные лучи вертикальны. Из своих опытов, приняв за единицы см, гр., минуту, Пулье (1837) нашел А = 1,763, а p = 0,75 (от 0,72 до 0,79 в разные дни). Это значит, что на 1 кв. см верхней границы атмосферы падает в 1 минуту количество теплоты, способное нагреть 1,763 гр. воды на 1° Ц., и из этого количества при вертикальном падении лучей ¹/₄ задерживается атмосферой и только ³/₄ доходят до поверхности Земли. Виолль дает величине А 2,5, а Кемц и Форбс 2,8. Новейшие тщательные наблюдения Ланглея (1884), произведенные на вершине и у подножия горы Уитней в Калифорнии при помощи болометра, дали для солнечной постоянной величину 3,068 гр. калор. в минуту на 1 кв. см, а для величины p различные значения, смотря по длине волны лучей: от 0,35 (для λ = 0,375 μ) до 0,97 (для λ = 1,200 μ); таким образом, например, фиолетовых лучей пропускается атмосферой около 0,4; оранжевых 0,64, а ультракрасных 0,80-0,97. Эти величины зависят, кроме того, от большей или меньшей прозрачности атмосферы. Если распределить все количество теплоты, падающей на земной шар, на всю его поверхность, то на каж