Oznacza to, że jest dwa razy większy niż promień, w którym promień jest od środka Słońca do krawędzi. Ale co to za przewaga?
Odpowiedzi:
Reakcje fuzji zachodzące w jądrze gwiazdy wytwarzają ogromną ilość energii, z której większość staje się ciepłem. Reakcje te nie są równomiernie rozłożone przez gwiazdę, więc występują takie zjawiska, jak plamy słoneczne i rozbłyski słoneczne, jednak całkowita ilość wytwarzanej energii jest raczej stała.
Powiedziałbym, że krawędź jest zdefiniowana przez średni punkt, w którym grawitacja osiąga równowagę z ciśnieniem przegrzanych gazów gwiazdy (w wyniku fuzji wewnętrznej).
Zobacz zdjęcie Słońca na Wikipedii
Ta krawędź / równowaga zmieni się, gdy słońce zacznie słabnąć na wodór. W tym czasie reakcje wewnątrz gwiazdy zmienią się, powodując, że stanie się gigantyczną czerwoną gwiazdą .
Wydaje mi się, że można to porównać z powierzchnią wody morskiej na Ziemi. Technicznie nie jest jeszcze stabilny i stabilny, ale możemy obliczyć średnią wartość poziomu morza. A to dlatego, że jest to średnia wartość, na której możemy polegać przy określaniu wysokości i promienia ziemi.
Większość literatury określa średnicę Słońca aż do fotosfery, warstwę atmosfery słonecznej, którą zobaczyłbyś, gdybyś obserwował Słońce w białym świetle.
Podstawa fotosfery jest zdefiniowana jako obszar, w którym głębokość optyczna wynosi około 2/3, lub obszar, w którym plazma staje się przezroczysta dla większości długości fal światła optycznego.
Oczywiście prawdziwą krawędź atmosfery słonecznej można uznać za heliopauzę, w której rozpoczyna się bezpośredni wpływ pola magnetycznego Słońca, końca wiatru słonecznego i przestrzeni międzygwiezdnej.
Myślałam, że przyczyni się odpowiedź, ponieważ istnieje bardzo niedawno papier na ten temat:
Pomiar promienia słonecznego z kosmosu podczas tranzytu Wenus w 2012 roku
Pojawiło się dziś rano w moich kanałach RSS! Powiązany opis jest dostępny online na stronie HMI .
Aby odpowiedzieć na pytanie, ten pomiar wykorzystuje tranzyt Wenus, aby dopasować prawo Słońca do przyciemniania kończyn. Oznacza to, że Słońce jest nieco słabsze, im dalej od centrum patrzysz. Gdy docierasz do optycznie cieńszych warstw w pobliżu „powierzchni”, jasność spada gwałtownie, ku zeru w próżni przestrzeni. Punkt przegięcia krzywej (w funkcji odległości od środka dysku) jest rozsądnym oszacowaniem „promienia”. Jak wskazano w innym miejscu, wartość zmienia się w zależności od używanej długości fali, ale tylko o kilkaset kilometrów, w porównaniu z całkowitym promieniem Słońca wynoszącym około 700 000 km (w rzeczywistości bardziej jak 695 946 km), więc niepewność jest równa lub niższa niż Poziom 0,1%. Phil Plait napisał o podobnym pomiarze (jak sądzę tego samego zespołu), który wykorzystał tranzyty Merkurego w 2003 i 2006 roku.
Wreszcie zespół użył również zaciemnienia kończyn (tak myślę), aby zmierzyć, jak okrągłe jest Słońce . tj. średnica od góry do dołu w porównaniu do lewej do prawej. Odpowiedź: Słońce jest bardzo okrągłe, a promienie różnią się o kilka części na milion.
Spójrz na słońce. Nie powinieneś tego robić gołym okiem, ale możesz to zrobić przez bardzo ciemny filtr lub wyświetlić odpowiednio ciemny obraz przez otwór. Możesz nawet znaleźć zdjęcia Słońca w Internecie .
To, co widzisz, jest dyskiem, jednorodnie jasnym i o ostrej granicy, otoczonym stosunkowo ciemniejszym niebem. Jasny region to część, którą uważamy za Słońce, i w ten sposób otrzymujemy promień.