Сонячна постійна, кількість променистої енергії Сонця, що поступає за 1 мін на 1 см 3 площі, що перпендикулярної до сонячних променів і знаходиться поза земною атмосферою на середній відстані Землі від Сонця.
Для вивчення процесів теплообміну в земній атмосфері, а також для дослідження процесів, що відбуваються на Сонці, дуже важливе знання точного значення С. п. Перша спроба визначення С. п. була зроблена французьким ученим К. М. Пуйе в 1837, значний вклад в первинні дослідження С. п. був внесений російськими ученими Р. Н. Савельевим і А. П. Ганою. До середини 20 ст С. п. визначалася за результатами вимірів сонячного випромінювання в поверхні Землі при різних висотах Сонця над горизонтом, що дозволяє враховувати поглинання і розсіяння сонячного світла земною атмосферою. У 60-х рр. 20 ст, коли з'явилася технічна можливість винесення приладів за межі земної атмосфери за допомогою геофизичних ракет і штучних супутників Землі, були початі безпосередні визначення С. п. На основі аналізу результатів великої кількості робіт, проведених в СРСР, США і ін. країнах, було виведено значення С. п.: 1,95 кал /( см 2 × мін ), або 136 мвт / см 2 , точність якого — близько 1%. С. п., мабуть, злегка змінюється з часом. Але лише багатолітні ретельні виміри дозволять з'ясувати, як відбуваються ці зміни.
Літ.: Кондратьев До. Я., Актинометрія, Л., 1965; Макарова Е. А., Харітонов А. Ст, Розподіл енергії в спектрі Сонця і сонячна постійна, М., 1972.
