Luminosidade solar

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]

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:

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

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.

• Sol
• Massa solar
• Raio solar
• Fusão nuclear
• Processo triplo-alfa