Climat et effet de serre/Luminosité solaire

La luminosité solaire est l'unité de luminosité conventionnellement utilisée pour exprimer la luminosité des étoiles.

Sa valeur est : luminosité = puissance totale rayonnée = flux × surface

$L=4\pi R^2\sigma T^4$

• $L$ : luminosité en watt (W)
• $4\pi R^2$ : surface en mètre carré (m²) d’une sphère de rayon R en mètres (m)
• $\sigma$ : 5,670 400.10⁻⁸ J.K⁻⁴.m⁻².s⁻¹ (constante de Stefan-Boltzmann, elle exprime la relation entre la température et l’énergie rayonnée)
• T : température en Kelvin (K)

Exemples

À cause des puissances, cette formule est assez sensible au variation des données. Avec une température de 5800 K et une surface de $6,09\times 10^{12}k{m}^2$ (chiffres indiqué sur l’article Soleil), on trouve une luminosité de $L_{\odot }=3,91\times 10^{26}W$ La valeur « officielle » donné actuellement est de $L_{\odot }=3,828\times 10^{26}W$.

La luminosité augmente avec la rayon de l’étoile et sa température.

Alors que le rayon d’Alpha Centauri A est seulement 1,27 fois supérieur à celui de notre Soleil, sa luminosité est presque du double.