C'est-à-dire que c'est le double du rayon où le rayon est du centre du soleil à un bord. Mais quel est cet avantage?
Réponses:
Les réactions de fusion qui se produisent à l'intérieur du cœur de l'étoile produisent une énorme quantité d'énergie, dont la plupart devient de la chaleur. Ces réactions ne sont pas réparties uniformément à travers l'étoile et il existe donc des phénomènes tels que les taches solaires et les éruptions solaires, mais la quantité totale d'énergie produite a tendance à être raisonnablement constante.
Je dirais que le bord est défini par le point moyen où la gravité atteint l'équilibre avec la pression des gaz surchauffés de l'étoile (à la suite de la fusion interne).
Voir l'image du Soleil sur Wikipédia
Ce bord / équilibre changera lorsque le soleil commencera à manquer d'hydrogène. À ce moment, les réactions à l'intérieur de l'étoile changeront, la transformant en une étoile rouge géante .
Je suppose que vous pourriez le comparer avec la surface de l'eau de mer sur Terre. Ce n'est pas encore techniquement stable et stable, mais nous pouvons calculer une valeur moyenne du niveau de la mer. Et c'est parce que c'est une valeur moyenne sur laquelle nous pouvons nous fier pour déterminer l'altitude et le rayon terrestre.
La plupart des publications définiront le diamètre du Soleil jusqu'à la photosphère, la couche de l'atmosphère solaire que vous verriez si vous observiez le Soleil en lumière blanche.
La base de la photosphère est définie comme la région où la profondeur optique est d'environ 2/3, ou la région où le plasma devient transparent à la plupart des longueurs d'onde de lumière optique.
Bien sûr, le vrai bord de l'atmosphère solaire pourrait être considéré comme l'héliopause, où commence l'influence directe du champ magnétique du Soleil, de l'extrémité du vent solaire et de l'espace interstellaire.
J'ai pensé apporter une réponse car il existe un article très récent sur le sujet:
Mesurer le rayon solaire depuis l'espace pendant le transit de Vénus 2012
Il est apparu dans mes flux RSS ce matin! Un résumé connexe est en ligne sur le site Web de l'IHM .
Pour répondre à la question, cette mesure utilise le transit de Vénus pour s'adapter à la loi d'assombrissement des membres du Soleil. C'est-à-dire que le Soleil est un peu plus faible si vous vous éloignez du centre. Lorsque vous atteignez les couches optiquement plus minces près de la "surface", la luminosité diminue rapidement, vers zéro dans le vide de l'espace. Le point d'inflexion de la courbe (en fonction de la distance du centre du disque) est une estimation raisonnable du "rayon". Comme indiqué ailleurs, la valeur change en fonction de la longueur d'onde que vous utilisez, mais seulement de quelques centaines de kilomètres, par rapport au rayon global du soleil d'environ 700 000 km (en fait plus comme 695 946 km), donc l'incertitude est égale ou inférieure à la Niveau 0,1%. Phil Plait a écrit à propos d'une mesure similaire (par la même équipe, je crois) qui a utilisé les transits de Mercure en 2003 et 2006.
Enfin, l'équipe a également utilisé l'assombrissement des membres (je pense) pour mesurer la circonférence du Soleil . c'est-à-dire le diamètre de haut en bas par rapport à gauche à droite. Réponse: le Soleil est très très rond, les rayons différant de quelques parties par million.
Regardez le soleil. Vous ne devriez pas le faire directement à l'œil nu, mais vous pouvez le faire à travers un filtre très sombre, ou projeter une image convenablement sombre à travers un trou d'épingle. Vous pouvez même trouver des photos du Soleil sur Internet .
Ce que vous voyez est un disque, uniformément lumineux et avec une frontière nette, entouré par un ciel relativement beaucoup plus sombre. La région lumineuse est la partie que nous considérons comme le Soleil, et c'est ainsi que nous obtenons le rayon.