Luminosidade solar – Wikipédia, a enciclopédia livre

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 7026382800000000000♠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:

L_{\odot }=4\pi kI_{\odot }A^{2}\,

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

↑ 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:0911.4872, doi:10.1017/S1743921309992298
↑ «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
↑ 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)
↑ 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:10.1029/2012GL052950. insu-01179873
↑ 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:0801.3807

Outras leituras[editar | editar código-fonte]

Sackmann, I.-J.; Boothroyd, A. I. (2003), «Our Sun. V. A Bright Young Sun Consistent with Helioseismology and Warm Temperatures on Ancient Earth and Mars», Astrophys. J., 583 (2): 1024–39, Bibcode:2003ApJ...583.1024S, arXiv:astro-ph/0210128, doi:10.1086/345408
Foukal, P.; Fröhlich, C.; Spruit, H.; Wigley, T. M. L. (2006), «Variations in solar luminosity and their effect on the Earth's climate», Nature, 443 (7108): 161–66, Bibcode:2006Natur.443..161F, PMID 16971941, doi:10.1038/nature05072
Pelletier, Jon D. (1996), «Variations in Solar Luminosity from Timescales of Minutes to Months», Astrophys. J., 463 (1): L41–L45, Bibcode:1996ApJ...463L..41P, arXiv:astro-ph/9510026, doi:10.1086/310049
Stoykova, D. A.; Shopov, Y. Y.; Ford, D.; Georgiev, L. N.; et al. (1999), «Powerful Millennial-Scale Solar Luminosity Cycles and Their Influence Over Past Climates and Geomagnetic Field», Proceedings of the AGU Chapman Conference: Mechanisms of Millennial Scale Global Climate Change

Ligações externas[editar | editar código-fonte]

[ribas2010-1] 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:0911.4872, 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:10.1029/2012GL052950. insu-01179873

[Noed-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:0801.3807

[1]

[2]

[3]

[4]

[5]