формулы солнечной постоянной?

Солнечная постоянная - количество энергии, падающей на единицу поверхности Земли в единицу времени.
Считая Солнце абсолютно чёрным телом, получаем светимость единицы поверхности: W = σT^4.
Умножаем это дело на площадь поверхности Солнца: P = 4πR²σT^4.
А потом делим на площадь сферы с радиусом орбиты Земли:
q = P / 4πr² = (R/r)²σT^4
Подставим всё это дело (R = 696 тыс. км, r = 149600 тыс. км, T = 5780 К, σ = 5,67 * 10^-8 Вт / К^4 * м^2) и получим 1370 Вт/м².

вопрос не совсем понятен, поэтому, вот... ответ на то, как я это понимаю

ндекс Вольфа определяется по формуле; W=R*(10g+f), где: R коэффициент корреляции, определяемый из условий наблюдения и характеристик вашего телескопа, но лично я посоветовал вам брать его равным 1; g – количество групп на диске; f – общее число пятен. Коэффициент INTER SOL определяется по формуле IS=g+grfp+grfn+efp+ef, где: grfp – число пятен с полутенями в группах; Grfn - число пятен без полутеней в группах; efp – число одиночных пятен с полутенями; ef – число одиночных пятен без полутеней;

Значение солнечной постоянной играет исключительно важную роль в астрофизике, геофизике и биологических процессах. Оно характеризует мощность излучения Солнца, что вместе с другими данными позволяет судить о физических условиях на поверхности и в недрах Солнца. Наконец количество солнечной энергии, доходящей до Земли необхадимо знать для объяснения астрофизических, геофизических и биологических явлений. Солнечная постоянная – полное количество солнечной энергии, проходящее за одну минуту через площадку в 1см2 расположенную перпендикулярно к его лучам и находящуюся вне атмосферу Земли. Измерение солнечной постоянной сложная задача, требующая целой серии приборов двух типов. Приборы первого типа – перигелиометр - предназначены для измерения в абсолютных энергетических единицах полного количества солнечной энергии. Однако вследствие поглощения атмосферой приходится использовать приборы второго типа – спектробалометр - обладающие одинаковой чувствительностью к лучам различной длины волны. В отличии от перигелиометра, спектробалометр дает значение интенсивности только в относительных единицах, поэтому можно найти лишь отношение наблюдаемого и внеатмосферного значения интенсивности. Отношение площадей, ограниченным внеатмосферным наблюдаемым распределением энергии равно поправочному множителю на которых необходима умножить показания перилелиоматра, чтобы получить значение солнечной постоянной. К полученному результату прибавляют поправку учитывающую излучение в областях спектра полностью поглощаемых атмосферой и следовательно не регистрируемыми показаниями болометрии. Измерениями было определенно, что значение солнечной постоянной равно - Q = 1,95 кал/см2*мин = 136100 эрг /см2 = 0,136 Вт/см2. Умножив эту величину на площадь сферы с радиусом в одну астрономическую единицу (1 а. е. = расстоянию от Солнца до Земли) получили полное количество излучение испускаемое во всех направлениях Солнцем. Оно равно 3,9×1033эрг/сек. Слабые колебания солнечной постоянной не превышают 7% и как правило вызваны проявлениями солнечной активности в частности солнечными вспышками.