Luminosidad solar
La luminosidad solar , L☉ , es una unidad de flujo radiante ( potencia emitida en forma de fotones ) utilizada convencionalmente por los astrónomos para medir la luminosidad de las estrellas , galaxias y otros objetos celestes en términos de la emisión del Sol .
La Unión Astronómica Internacional define una luminosidad solar nominal como3.828 × 10 26 W . [2] Esto no incluye la luminosidad del neutrino solar , que sumaría 0,023 L ☉ , [3] o8,8 × 10 24 W , es decir, un total de3,916 × 10 26 W (la energía media de los fotones solares es de 26 MeV y la de los neutrinos solares de 0,59 MeV, es decir, el 2,27 %; el Sol emite9,2 × 10 37 fotones y otros tantos neutrinos cada segundo, de los cuales6,5 × 10 14 por m 2 llegan a la Tierra cada segundo). El Sol es una estrella débilmente variable y, por lo tanto, su luminosidad real fluctúa . [4] La principal fluctuación es el ciclo solar de once años (ciclo de manchas solares) que causa una variación casi periódica de aproximadamente ±0,1%. Se cree que otras variaciones en los últimos 200 a 300 años son mucho más pequeñas que esta. [5]
La luminosidad solar está relacionada con la radiación solar (la constante solar ). La radiación solar es responsable del forzamiento orbital que provoca los ciclos de Milankovitch , que determinan los ciclos glaciales terrestres. La irradiancia media en la parte superior de la atmósfera terrestre se conoce a veces como la constante solar , I ☉ . La irradiancia se define como potencia por unidad de superficie, por lo que la luminosidad solar (potencia total emitida por el Sol) es la irradiancia recibida en la Tierra (constante solar) multiplicada por el área de la esfera cuyo radio es la distancia media entre la Tierra y el Sol:
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