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Radio solar

El radio solar es una unidad de distancia utilizada para expresar el tamaño de las estrellas en astronomía en relación con el Sol . El radio solar generalmente se define como el radio de la capa de la fotosfera del Sol donde la profundidad óptica es igual a 2/3: [1]

695.700 kilómetros (432.300 millas) es aproximadamente 10 veces el radio promedio de Júpiter , 109 veces el radio de la Tierra y 1/215 de una unidad astronómica , la distancia aproximada entre la Tierra y el Sol. El radio solar a cada polo y al ecuador difieren ligeramente debido a la rotación del Sol , lo que induce un achatamiento del orden de 10 partes por millón. [2]

Mediciones

Evolución de la luminosidad solar , radio y temperatura efectiva respecto al Sol actual. Después de Ribas (2009) [3]

La nave espacial SOHO no tripulada se utilizó para medir el radio del Sol cronometrando los tránsitos de Mercurio a través de la superficie durante 2003 y 2006. El resultado fue un radio medido de 696.342 ± 65 kilómetros (432.687 ± 40 millas). [4]

Haberreiter, Schmutz & Kosovichev (2008) [1] determinaron que el radio correspondiente a la fotosfera solar era 695.660 ± 140 kilómetros (432.263 ± 87 millas). Este nuevo valor es consistente con las estimaciones heliosísmicas; El mismo estudio mostró que las estimaciones anteriores que utilizaban métodos de puntos de inflexión se habían sobreestimado en aproximadamente 300 km (190 millas).

Radio solar nominal

En 2015, la Unión Astronómica Internacional aprobó la Resolución B3, que definió un conjunto de constantes de conversión nominales para la astronomía estelar y planetaria . La resolución B3 definió el radio solar nominal (símbolo ) como exactamente igual a 695 700  kilómetros . [5] El valor nominal, que es el valor redondeado, dentro de la incertidumbre, dado por Haberreiter, Schmutz & Kosovichev (2008), fue adoptado para ayudar a los astrónomos a evitar confusiones al citar los radios estelares en unidades del radio del Sol, incluso cuando futuras observaciones probablemente refinará el radio fotosférico real del Sol (que actualmente [6] solo se conoce con una precisión de ±100-200 kilómetros ).

Ejemplos

Los radios solares como unidad son comunes cuando se describen naves espaciales que se mueven cerca del sol. Dos naves espaciales de la década de 2010 incluyen:


Ver también

Referencias

  1. ^ ab Haberreiter, M; Schmutz, W; Kosovichev, AG (2008), "Resolver la discrepancia entre el radio solar sísmico y fotosférico", Astrophysical Journal , 675 (1): L53–L56, arXiv : 0711.2392 , Bibcode :2008ApJ...675L..53H, doi :10.1086 /529492, S2CID  14584860
  2. ^ Mediciones de achatamiento RHESSI de la NASA 2012
  3. ^ Ribas, Ignasi (agosto de 2009). "El Sol y las estrellas como aporte de energía primaria en las atmósferas planetarias" (PDF) . Actas de la Unión Astronómica Internacional . 5 (S264 [Variabilidad solar y estelar: impacto en la Tierra y los planetas]): 3–18. arXiv : 0911.4872 . Código Bib : 2010IAUS..264....3R. doi :10.1017/S1743921309992298. S2CID  119107400.
  4. ^ Emilio, Marcelo; Kuhn, Jeff R.; Bush, Roca I.; Scholl, Isabelle F. (2012), "Medición del radio solar desde el espacio durante los tránsitos de Mercurio de 2003 y 2006", The Astrophysical Journal , 750 (2): 135, arXiv : 1203.4898 , Bibcode : 2012ApJ...750..135E , doi :10.1088/0004-637X/750/2/135, S2CID  119255559
  5. ^ Mamajek, EE; Prsa, A.; Torres, G.; et al. (2015), Resolución B3 de la IAU de 2015 sobre constantes de conversión nominal recomendadas para propiedades solares y planetarias seleccionadas , arXiv : 1510.07674 , Bibcode :2015arXiv151007674M
  6. ^ Meftah, M; Corbard, T; Hauchecorne, A.; Morand, F.; Ikhlef, R.; Chauvineau, B.; Renaud, C.; Sarkissian, A.; Damé, L. (2018), "Radio solar determinado a partir de observaciones PICARD/SODISM y una dependencia de longitud de onda extremadamente débil en el visible y el infrarrojo cercano", Astronomía y Astrofísica , 616 : A64, Bibcode : 2018A&A...616A..64M, doi : 10.1051/0004-6361/201732159
  7. ^ Levesque, Emily M.; Massey, Felipe; Por favor, Bertrand; Olsen, Knut AG (1 de junio de 2009). "Las propiedades físicas de la supergigante roja WOH G64: ¿la estrella más grande conocida?". La Revista Astronómica . 137 (6): 4744–4752. arXiv : 0903.2260 . Código bibliográfico : 2009AJ....137.4744L. doi :10.1088/0004-6256/137/6/4744. ISSN  0004-6256.
  8. ^ Joyce, Meridith; Leung, Shing-Chi; Molnár, László; Irlanda, Michael; Kobayashi, Chiaki; Nomoto, Ken'ichi (1 de octubre de 2020). "De pie sobre los hombros de gigantes: nuevas estimaciones de masa y distancia para Betelgeuse mediante simulaciones combinadas evolutivas, astrosísmicas e hidrodinámicas con MESA". La revista astrofísica . 902 (1): 63. arXiv : 2006.09837 . Código Bib : 2020ApJ...902...63J. doi : 10.3847/1538-4357/abb8db . ISSN  0004-637X.
  9. ^ Ohnaka, K.; Hofmann, K.-H.; Schertl, D.; Weigelt, G.; Baffa, C.; Chelli, A.; Petrov, R.; Robbe-Dubois, S. (1 de julio de 2013). "Imágenes de alta resolución espectral de la atmósfera dinámica de la supergigante roja Antares en las primeras líneas de armónicos de CO con VLTI / AMBER". Astronomía y Astrofísica . 555 : A24. arXiv : 1304.4800 . Código Bib : 2013A&A...555A..24O. doi :10.1051/0004-6361/201321063. ISSN  0004-6361.
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