Luminosidad solar

Evolución de la luminosidad solar, radio y temperatura efectiva en comparación con el Sol actual. Después de Ribas (2010)

La luminosidad solar (L_☉), es una unidad de flujo radiante (potencia emitida en el forma de fotones) utilizada convencionalmente por los astrónomos para medir la luminosidad de las estrellas, galaxias y otros objetos celestes en términos de la salida del sol.

La Unión Astronómica Internacional define una luminosidad solar nominal como 3,828×10²⁶ W. El Sol es una estrella débilmente variable y, por lo tanto, su luminosidad real fluctúa. La mayor fluctuación es el ciclo solar de once años (ciclo de manchas solares) que provoca 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.

Determinación

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 de la Tierra a veces se conoce 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:

L⊙ ⊙ =4π π kI⊙ ⊙ A2{displaystyle ¿Qué?