太陽常數是指在日地平均距離（D=1.496x10^8km）上，大氣頂界垂直於太Sunny線的單位面積每秒鐘接受的太陽輻射。 太陽常數要在地球大氣層之外，垂直於入射光的平面上測量。以人造衛星測得的數值是每平方米大約1367瓦特，地球的截面積是127,400,000 平方公里，因此整個地球接收到的功率是1.740×10^17瓦特。由於太陽表面常有有黑子等太陽活動的緣故，太陽常數並不是固定不變的，一年當中的變化幅度在1%左右。

太陽常數是指在日地平均距離（D=1.496x10^8km）上，大氣頂界垂直於太Sunny線的單位面積每秒鐘接受的太陽輻射。 太陽常數要在地球大氣層之外，垂直於入射光的平面上測量。以人造衛星測得的數值是每平方米大約1367瓦特，地球的截面積是127,400,000 平方公里，因此整個地球接收到的功率是1.740×10^17瓦特。由於太陽表面常有有黑子等太陽活動的緣故，太陽常數並不是固定不變的，一年當中的變化幅度在1%左右。

概述：

在地球大氣外距離太陽一個天文單位的地方，垂直於太Sunny束方向的單位面積上在單位時間內接收到的所有波長的太陽總輻射能量。通常用符號S來表示，單位為卡/（釐米2·分鐘），或瓦/米2。它隨波長的分佈稱為“大氣外太陽分光輻照”，其單位常用瓦/（平方釐米·微米）表示。太陽輻射的能量主要集中於可見光波段，因此太陽常數涉及的波段並不太寬，0.2～10.0微米波段的輻射已佔太陽常數的99.9％，其中0.3～3.0微米就佔97％左右。精確測定太陽常數和大氣外太陽分光輻照，不僅對於研究太陽和地球大氣結構十分重要，而且還可應用於氣象﹑航天﹑太陽能利用和環境科學等許多領域。太陽常數約為1.97卡/（平方釐米·分鐘）。

測量方法：

精確測定太陽常數比較困難，原因是必須考慮地球大氣對太陽輻射的吸收效應。目前所用的測量方法基本上有以下兩種。

地面分光和總輻射測量法 在地面（一般都在大氣稀薄的高山上）用太陽分光輻射儀測定太陽在不同高度（不同大氣質量）時輻射強度隨波長的相對分佈（稱為相對分光輻照），觀測達到的波段範圍大約為0.295～2.5微米。與此同時，用一架絕對能量標度的太陽總輻射儀測定同樣波段的總輻射能量，作為上述相對分佈的絕對能量定標。然後，對每一波長按照指數消光定律外推得到地球大氣外的太陽分光輻照，再對波長積分就得到大氣外0.295～2.5微米波段的太陽輻射能量（必須進行分光測量是因為指數消光定律只適用於單色輻射）。至於波長短於0.295微米和大於2.5微米的太陽輻射，則因地球大氣中臭氧﹑水汽和其他大氣分子的強烈吸收，不能到達地面，只能利用高空探測或理論推算得到。把所有波長的能量加在一起，並作日地距離改正後，即得到太陽常數。也可以用飛機（約在11～13公里高度）進行太陽分光和總輻射測量，要作的大氣吸收改正量比高山測量為小，但也存在一些問題，如需作飛機視窗改正，觀測的時間太短和大氣質量的變化範圍太小， 因而具有隨機性和不利於外推等等。

高空總輻射測量法 在幾十公里以上的高空直接測量太陽的總輻射來獲得太陽常數。例如，在高空火箭（60公里以上高度）﹑人造衛星和宇宙飛船上測量太陽輻射，便無需作大氣消光改正，測得的結果作日地距離改正後即為太陽常數。如果用氣球在20～40公里的高空測量輻射，仍然需要作很小的大氣消光改正。其中的波長短於0.295微米的輻射因被高度約為12～50公里的大氣臭氧層所吸收，仍然觀測不到，它們的輻射能量也只能採用火箭觀測結果或者進行理論推算。

太陽常數的觀測已有七十多年曆史。六十年代以前多用經典的地面測量方法，美國史密森天文臺的艾博特等人從二十世紀初到五十年代曾經進行長期和大量的測量。六十年代以後，由於高空技術的發展，更多地採用高空測量。在太陽常數的測量和推算中，由於所用的儀器裝置﹑觀測步驟﹑觀測點的大氣條件和大氣消光改正的方法等各不相同，同時在絕對標度校準和不同標度系統換算上也往往存在誤差，因此得到的最終結果很不一致。例如，1954年F.S.約翰遜主要根據五十年代以前的地面觀測結果整理，得到S=2.00卡/（釐米2·分鐘），這一數值在五十年代和六十年代曾被廣泛引用；1971年拉布斯和內克爾綜合六十年代地面和高空測量結果，得到S=1.95卡/（釐米2·分鐘）；1977年弗羅利希詳細研究了1966～1976年間的高空觀測結果和進行標度換算之後，得到了最可幾值為1.97卡/（釐米2·分鐘）。

歷史：

1881年，第一次試圖直接測定太陽常數的是法國物理學家Claude Pouillet（1790-1868）和英國天文學家John Herschel（1792-1871）。兩人分別獨立地設計了不同的測定裝置。但原理都一樣：利用已知質量的水在太Sunny下放置一定時間，用溫度計測量升溫過程，水的比熱已知，則可以計算得出光照強度。他們推定的值是現在所用值1367（±4） 瓦/平方米的一半左右，這是因為他們都沒有考慮地球大氣對光的吸收。

1875年，法國物理學家Jules Violle（Jules Louis Gabriel Violle）以在位於法國和瑞士交界的阿爾卑斯山Mont Blanc第一個開展高海拔區測定太陽常數而聞名

1902-1957, 斯密森研究所的科學家C.G. Abbot（Charles Greeley Abbot）等人在根據多年高海拔地區觀測結果，基於地基法確定的數值為1322-1465瓦/平方米。近年來透過各種先進手段，基於地基法測得的太陽常數的標準值為1353w／m2。

1976年，美國宇航局根據高空平臺的觀測結果，釋出的太陽常數值為1353。根據1978-1998年6顆衛星上的觀測平臺近20年連續不斷的觀測結果，得出的太陽常數值為1366.1 瓦/平方米,標準差為425ppm, 0.37%的波動範圍（1363-1368 瓦/平方米）（Lean and rind,1998）。20年衛星資料也揭示了太陽常數也存在不同時間尺度的波動。

1957年國際地球物理年決定採用1380瓦/平方米。世界氣象組織（WMO）1981年公佈的太陽常數值是1368瓦/平方米。多數文獻上採用1367瓦/平方米。

太陽常數也有周期性的變化，變化範圍在1％—2％，這可能與太陽黑子的活動週期有關。