Luminosidade solar

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Evolução da luminosidade solar, raio e temperatura efetiva em relação ao Sol atual. Depois de Ribas (2010)[1]

A luminosidade solar, (símbolo L), é uma unidade de fluxo radiante (energia emitida na forma de fótons) convencionalmente usada pelos astrônomos para medir a luminosidade de estrelas, galáxias e outros objetos celestes em relação ao Sol.

Uma luminosidade solar nominal é definida pela União Astronômica Internacional como sendo 3.828×1026 W.[2] Isso não inclui a luminosidade do neutrino solar, que somaria 0.023 L,[3] ou 8.8 x 1024 W, ou seja, um total de 3.916 x 1026 W (a energia média dos fótons solares é 26 MeV e a dos neutrinos solares 0.59 MeV, ou seja, 2.27%; o Sol emite 9.2 x 1037 fótons e o mesmo número de neutrinos a cada segundo, dos quais 6.5 x 1014 por m² chegam à Terra a cada segundo). O Sol é uma estrela fracamente variável e, portanto, sua luminosidade real flutua.[4] A maior flutuação é o ciclo solar de onze anos (ciclo de manchas solares) que causa uma variação quase periódica de cerca de ±0.1%. Acredita-se que outras variações nos últimos 200–300 anos sejam muito menores do que isso.[5]

Determinação[editar | editar código-fonte]

A luminosidade solar está relacionada à irradiância solar (a constante solar). A irradiância solar é responsável pelo forçamento orbital que causa os ciclos de Milankovitch, que determinam os ciclos glaciais terrestres. A irradiância média no topo da atmosfera da Terra é às vezes conhecida como constante solar, I. A irradiância é definida como a potência por unidade de área, então a luminosidade solar (potência total emitida pelo Sol) é a irradiância recebida na Terra (constante solar) multiplicada pela área da esfera cujo raio é a distância média entre a Terra e o Sol:

Onde A é a distância unitária (o valor da unidade astronômica em metros) e k é uma constante (cujo valor é muito próximo de um) que reflete o fato de que a distância média da Terra ao Sol não é exatamente uma unidade astronômica.

Ver também[editar | editar código-fonte]

Referências

  1. Ribas, Ignasi (fevereiro de 2010), «The Sun and stars as the primary energy input in planetary atmospheres» (PDF), Solar and Stellar Variability: Impact on Earth and Planets, Proceedings of the International Astronomical Union, IAU Symposium, 264, pp. 3–18, Bibcode:2010IAUS..264....3R, arXiv:0911.4872Acessível livremente, doi:10.1017/S1743921309992298 
  2. «Resolution B3 on recommended nominal conversion constants for selected solar and planetary properties» (PDF). International Astronomical Union. 2015. Consultado em 5 de junho de 2018 
  3. Bahcall, John N. (1989). Neutrino Astrophysics. [S.l.]: Cambridge University Press. p. 79. ISBN 978-0-521-37975-5  Verifique o valor de |url-access=registration (ajuda)
  4. Vieira, L. E. A.; Norton, A.; Dudok De Wit, T.; Kretzschmar, M.; Schmidt, G. A.; Cheung, M. C. M. (2012). «How the inclination of Earth's orbit affects incoming solar irradiance» (PDF). Geophysical Research Letters. 39 (16): L16104 (8 pp.). Bibcode:2012GeoRL..3916104V. doi:10.1029/2012GL052950Acessível livremente. insu-01179873  Parâmetro desconhecido |doi-access= ignorado (ajuda)
  5. Noerdlinger, Peter D. (2008). «Solar Mass Loss, the Astronomical Unit, and the Scale of the Solar System». Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy. 801: 3807. Bibcode:2008arXiv0801.3807N. arXiv:0801.3807Acessível livremente 

Outras leituras[editar | editar código-fonte]

Ligações externas[editar | editar código-fonte]