Ou seja, é o dobro do raio em que o raio está do centro do sol até alguma borda. Mas qual é essa vantagem?
Respostas:
As reações de fusão que ocorrem dentro do núcleo da estrela produzem uma enorme quantidade de energia, a maioria das quais se transforma em calor. Essas reações não são distribuídas uniformemente pela estrela e, portanto, existem fenômenos como manchas solares e explosões solares, no entanto, a quantidade total de energia produzida tende a ser razoavelmente constante.
Eu diria que a borda é definida pelo ponto médio em que a gravidade atinge o equilíbrio com a pressão dos gases superaquecidos da estrela (como resultado da fusão interna).
Veja a imagem do Sol na Wikipedia
Essa margem / equilíbrio mudará quando o sol começar a ficar sem hidrogênio. Neste momento, as reações dentro da estrela mudarão, tornando-a uma gigante estrela vermelha .
Eu acho que você poderia compará-lo com a superfície da água do mar na Terra. Tecnicamente, ainda não é estável e estável, mas podemos calcular um valor médio do nível do mar. E é porque é um valor médio em que podemos confiar para determinar também a altitude e o raio da terra.
A maior parte da literatura define o diâmetro do Sol até a fotosfera, a camada da atmosfera solar que você veria se observasse o Sol sob luz branca.
A base da Fotosfera é definida como a região em que a profundidade óptica está em torno de 2/3 ou a região em que o plasma se torna transparente para a maioria dos comprimentos de onda da luz óptica.
Obviamente, a verdadeira borda da atmosfera solar pode ser considerada a heliopausa, onde começa a influência direta do campo magnético do Sol, do fim do vento solar e do espaço interestelar.
Pensei em contribuir com uma resposta, porque há um artigo muito recente sobre o assunto:
Medindo o raio solar do espaço durante o trânsito de Vênus em 2012
Apareceu nos meus feeds RSS esta manhã! Um artigo relacionado está disponível online no site da HMI .
Para responder à pergunta, essa medida usa o trânsito de Vênus para se adequar à lei do Sol que escurece os membros. Ou seja, o Sol é um pouco mais fraco quanto mais longe do centro que você olha. À medida que você alcança as camadas opticamente mais finas perto da "superfície", o brilho diminui rapidamente, na direção de zero no vácuo do espaço. O ponto de inflexão da curva (em função da distância do centro do disco) é uma estimativa razoável do "raio". Como apontado em outro lugar, o valor muda dependendo do comprimento de onda usado, mas apenas algumas centenas de quilômetros, em comparação com o raio geral do Sol de cerca de 700 000 km (na verdade, mais parecido com 695 946 km), de modo que a incerteza é igual ou inferior à Nível de 0,1%. Phil Plait escreveu sobre uma medida semelhante (pela mesma equipe, acredito) que usou os trânsitos de Mercúrio em 2003 e 2006.
Por fim, a equipe também usou o escurecimento dos membros (eu acho) para medir como o Sol é redondo . ou seja, o diâmetro de cima para baixo versus da esquerda para a direita. Resposta: o Sol é muito, muito redondo, com raios diferentes em algumas partes por milhão.
Olhe para o sol. Você não deve fazer isso diretamente a olho nu, mas pode fazê-lo através de um filtro muito escuro ou projetar uma imagem adequadamente escura através de um orifício. Você pode até encontrar fotos do sol na internet .
O que você vê é um disco, uniformemente brilhante e com limites nítidos, cercado por um céu relativamente mais escuro. A região brilhante é a parte que consideramos o Sol, e é assim que obtemos o raio.