太陽光度の決定
出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2019/12/20 09:07 UTC 版)
太陽光度は太陽定数の一つである、太陽の放射照度は氷河期の周期を決定するミランコビッチ・サイクルを引き起こす軌道強制力（英語版）の原因となっている。地球の大気上層部での平均放射照度は定数I☉として知られている。放射照度は単位面積あたりの能力であるため、地球で受け取る放射照度に半径が太陽から地球までの距離の球の表面積を掛けると太陽光度が求められる。すなわち、Aを太陽から地球までの距離とすると求めたい太陽光度L☉は L ⊙ = 4 π k I ⊙ A 2 {\displaystyle L_{\odot }=4\pi kI_{\odot }A^{2}\,} で求められる。なお、kは定数であり、地球から太陽の平均距離(単位はAU)であり、ほぼ1であるが、完全な1ではない。 また、太陽光度L☉は太陽半径R☉とシュテファン＝ボルツマンの法則を用いることによって L ⊙ = 4 π R ⊙ 2 × σ T 4 {\displaystyle L_{\odot }=4\pi R_{\odot }^{2}\times \sigma T^{4}} とも表される(σ...シュファン＝ボルツマン定数、T...恒星の表面温度)。
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