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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
: luminosité en watt (W)
: surface en mètre carré (m²) d’une sphère de rayon R en mètres (m)
: 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
Début de l'exemple
Exemple
On décide de calculer la luminosité de notre Soleil (naine jaune, de type sepctrale G2) :
= 700 000 km
= 5770 K
σ = 5,670 400.10⁻⁸ J.K⁻⁴.m⁻².s⁻¹
d'où
Fin de l'exemple
Début de l'exemple
Exemple
On décide de calculer la luminosité d’Alpha Centauri A (naine jaune, de type sepctrale G2V, donc assez similaire à notre Soleil) :
= 889 000 km
= 5800 K
σ = 5,670 400.10⁻⁸ J.K⁻⁴.m⁻².s⁻¹
Donc
Fin de l'exemple
À cause des puissances, cette formule est assez sensible au variation des données. Avec une température de 5800 K et une surface de (chiffres indiqué sur l’article Soleil), on trouve une luminosité de La valeur « officielle » donné actuellement est de .
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.