Es decir, es el doble del radio donde está el radio desde el centro del sol hasta algún borde. ¿Pero cuál es esa ventaja?
Respuestas:
Las reacciones de fusión que tienen lugar dentro del núcleo de la estrella producen una gran cantidad de energía, la mayor parte de la cual se convierte en calor. Estas reacciones no se distribuyen uniformemente a través de la estrella y, por lo tanto, hay fenómenos como manchas solares y erupciones solares, sin embargo, la cantidad total de energía producida tiende a ser razonablemente constante.
Yo diría que el borde está definido por el punto promedio donde la gravedad alcanza el equilibrio con la presión de los gases sobrecalentados de la estrella (como resultado de la fusión interna).
Vea la imagen del sol en Wikipedia
Ese borde / equilibrio cambiará cuando el sol comience a quedarse sin hidrógeno. En este momento, las reacciones dentro de la estrella cambiarán haciendo que se convierta en una estrella roja gigante .
Supongo que podrías compararlo con la superficie del agua de mar en la Tierra. Técnicamente no es estable ni estable, pero podemos calcular un valor promedio del nivel del mar. Y es porque es un valor promedio en el que podemos confiar para determinar la altitud y el radio de la Tierra también.
La mayoría de la literatura definirá el diámetro del Sol hasta la fotosfera, la capa de la atmósfera solar que vería si observara el Sol con luz blanca.
La base de la fotosfera se define como la región donde la profundidad óptica es de alrededor de 2/3, o la región donde el plasma se vuelve transparente para la mayoría de las longitudes de onda de luz óptica.
Por supuesto, el verdadero borde de la atmósfera solar podría considerarse como la heliopausa, donde comienza la influencia directa del campo magnético del Sol y el extremo del viento solar y el espacio interestelar.
Pensé en aportar una respuesta porque hay un artículo muy reciente sobre el tema:
Medición del radio solar desde el espacio durante el Venus Transit 2012
¡Apareció en mis feeds RSS esta mañana! Un informe relacionado está en línea en el sitio web de HMI .
Para responder a la pregunta, esta medida utiliza el tránsito de Venus para ajustarse a la ley del Sol que oscurece las extremidades. Es decir, el Sol está un poco más débil cuanto más lejos del centro se mire. Al llegar a las capas ópticamente más delgadas cerca de la "superficie", el brillo disminuye rápidamente, hacia cero en el vacío del espacio. El punto de inflexión de la curva (en función de la distancia desde el centro del disco) es una estimación razonable del "radio". Como se señaló en otra parte, el valor cambia dependiendo de la longitud de onda que use, pero solo unos pocos cientos de kilómetros, en comparación con el radio general del Sol de aproximadamente 700 000 km (en realidad más como 695 946 km), por lo que la incertidumbre es igual o inferior a Nivel 0.1%. Phil Plait escribió sobre una medida similar (por el mismo equipo, creo) que utilizó los tránsitos de Mercurio en 2003 y 2006.
Finalmente, el equipo también usó el oscurecimiento de las extremidades (creo) para medir qué tan redondo está el Sol . es decir, el diámetro de arriba a abajo versus de izquierda a derecha. Respuesta: el Sol es muy redondo, con radios que difieren en algunas partes por millón.
Mira al sol. No debe hacer esto directamente a simple vista, pero puede hacerlo a través de un filtro muy oscuro, o proyectar una imagen adecuadamente oscura a través de un agujero de alfiler. Incluso puedes encontrar fotos del Sol en internet .
Lo que ves es un disco, uniformemente brillante y con un límite afilado, rodeado por un cielo comparativamente mucho más oscuro. La región brillante es la parte que consideramos el Sol, y así es como obtenemos el radio.