Evolution de la luminosité solaire au cours du temps[1].
En astrophysique, la luminosité solaire, égale à celle du Soleil et notée L☉, est l'unité de luminosité conventionnellement utilisée pour exprimer la luminosité des étoiles. Par exemple, la luminosité de Véga (α de la Lyre) varie entre 34 et 40 L☉.
Les astronomes utilisent encore beaucoup le système CGS : LN ☉ = 3,828 × 1033 erg/s (1 erg/s = 10–7W). La masse du Soleil valant 1,989 1 × 1030kg, donc 1,989 1 × 1033g, la luminosité solaire est, avec les unités du système CGS, à peu près le double de la masse solaire.
Cette luminosité ne comprend pas la luminosité due aux neutrinos qui ajoute 0,023 L☉, soit 8,8 × 1024 W[a] (ce qui donnerait un total de 3,916 × 1026 W), mais l'essentiel de ces neutrinos traverse la Terre sans interagir avec ses atomes.
Notes et références
Notes
↑L'énergie moyenne des photons solaires est de 26 MeV et celle des neutrinos solaires de 0,59 MeV, soit 2,27 % ; le Soleil émet 9,2 × 1037 photons et autant de neutrinos chaque seconde, dont 6,5 × 1014 par m2 atteignent la Terre chaque seconde.
Références
↑(en) Ignasi Ribas, « The Sun and stars as the primary energy input in planetary atmospheres », Proceedings of the International Astronomical Union, vol. 5, no S264, , p. 3–18 (ISSN1743-9213 et 1743-9221, DOI10.1017/S1743921309992298, lire en ligne, consulté le )