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_☉.

Depuis son assemblée générale de 2015, l'Union astronomique internationale distingue la luminosité solaire moyenne et la luminosité solaire nominale.

Luminosité solaire moyenne

La luminosité solaire moyenne est notée L_☉, notation composée de la lettre latine capitale L suivie, à droite et en indice, de ☉, symbole astronomique du Soleil.

Elle est donnée par :

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

où

• ${\displaystyle \pi }$ est le nombre pi ;
• ${\displaystyle A}$ est l'unité astronomique de longueur (rayon moyen de l'orbite terrestre) ;
• ${\displaystyle S_{\odot }}$ est la constante solaire (irradiance solaire quand le soleil est au zénith).

Sa valeur est :

${\displaystyle L_{\odot }=3{,}8275\;(\pm 0{,}0014)\times 10^{26}\;\mathrm {W} .}$

Luminosité solaire nominale

La luminosité solaire nominale est notée ${\displaystyle {\mathcal {L}}_{\odot }^{\mathrm {N} }}$.

Sa valeur est fixée à^[2] :

${\displaystyle {\mathcal {L}}_{\odot }^{\mathrm {N} }=3{,}828\times 10^{26}\;\mathrm {W} .}$

Les astronomes utilisent encore beaucoup le système CGS : L^N
_☉ = 3,828 × 10³³ erg/s (1 erg/s = 10^–7 W). La masse du Soleil valant 1,989 1 × 10³⁰ kg donc 1,989 1 × 10³³ g, 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^{[alpha 1]} (ce qui donnerait un total de 3,916 × 10²⁶ W), mais l'essentiel de ces neutrinos traversent la Terre sans interagir avec ses atomes.

Notes et références

Voir aussi