Oprócz innych wspaniałych odpowiedzi tutaj, możesz użyć całkowitych zaćmień Słońca i Koralików Baily'ego do pomiaru średnicy Słońca: poyntsource.com/Richard/Solareclipse.htm
barrycarter
Odpowiedzi:
6
Reakcje fuzji zachodzące w jądrze gwiazdy wytwarzają ogromną ilość energii, z której większość staje się ciepłem. Reakcje te nie są równomiernie rozłożone przez gwiazdę, więc występują takie zjawiska, jak plamy słoneczne i rozbłyski słoneczne, jednak całkowita ilość wytwarzanej energii jest raczej stała.
Powiedziałbym, że krawędź jest zdefiniowana przez średni punkt, w którym grawitacja osiąga równowagę z ciśnieniem przegrzanych gazów gwiazdy (w wyniku fuzji wewnętrznej).
Ta krawędź / równowaga zmieni się, gdy słońce zacznie słabnąć na wodór. W tym czasie reakcje wewnątrz gwiazdy zmienią się, powodując, że stanie się gigantyczną czerwoną gwiazdą .
Wydaje mi się, że można to porównać z powierzchnią wody morskiej na Ziemi. Technicznie nie jest jeszcze stabilny i stabilny, ale możemy obliczyć średnią wartość poziomu morza. A to dlatego, że jest to średnia wartość, na której możemy polegać przy określaniu wysokości i promienia ziemi.
Dziękuję Donald.McLean za uzupełnienie mojej odpowiedzi bardziej naukowymi terminami.
Thibault,
3
Jest to bardzo myląca odpowiedź, definiuje krawędź jako punkt równowagi hydrostatycznej ... ale gwiazdy stabilne wydają się wszędzie znajdować się w pobliżu równowagi hydrostatycznej , więc nie ma wyraźnego powodu, dla którego ta definicja jednoznacznie wybrałaby „krawędź” .
Stan Liou,
Całe Słońce jest w równowadze między ciśnieniem (gradientem) a grawitacją.
Rob Jeffries,
Jak wspomniano powyżej, całe Słońce jest w równowadze hydrostatycznej. Fizyczną zasadą definiującą powierzchnię jest tak naprawdę przejście od grubego optycznie do optycznie cienkiego materiału.
Warrick,
7
Większość literatury określa średnicę Słońca aż do fotosfery, warstwę atmosfery słonecznej, którą zobaczyłbyś, gdybyś obserwował Słońce w białym świetle.
Podstawa fotosfery jest zdefiniowana jako obszar, w którym głębokość optyczna wynosi około 2/3, lub obszar, w którym plazma staje się przezroczysta dla większości długości fal światła optycznego.
Oczywiście prawdziwą krawędź atmosfery słonecznej można uznać za heliopauzę, w której rozpoczyna się bezpośredni wpływ pola magnetycznego Słońca, końca wiatru słonecznego i przestrzeni międzygwiezdnej.
Pojawiło się dziś rano w moich kanałach RSS! Powiązany opis jest dostępny online na stronie HMI .
Aby odpowiedzieć na pytanie, ten pomiar wykorzystuje tranzyt Wenus, aby dopasować prawo Słońca do przyciemniania kończyn. Oznacza to, że Słońce jest nieco słabsze, im dalej od centrum patrzysz. Gdy docierasz do optycznie cieńszych warstw w pobliżu „powierzchni”, jasność spada gwałtownie, ku zeru w próżni przestrzeni. Punkt przegięcia krzywej (w funkcji odległości od środka dysku) jest rozsądnym oszacowaniem „promienia”. Jak wskazano w innym miejscu, wartość zmienia się w zależności od używanej długości fali, ale tylko o kilkaset kilometrów, w porównaniu z całkowitym promieniem Słońca wynoszącym około 700 000 km (w rzeczywistości bardziej jak 695 946 km), więc niepewność jest równa lub niższa niż Poziom 0,1%. Phil Plait napisał o podobnym pomiarze (jak sądzę tego samego zespołu), który wykorzystał tranzyty Merkurego w 2003 i 2006 roku.
Wreszcie zespół użył również zaciemnienia kończyn (tak myślę), aby zmierzyć, jak okrągłe jest Słońce . tj. średnica od góry do dołu w porównaniu do lewej do prawej. Odpowiedź: Słońce jest bardzo okrągłe, a promienie różnią się o kilka części na milion.
Promień Słońca zależy w dużej mierze od długości fali, której szukasz (dobrze, robiąc zdjęcie). W każdym z nich będziesz miał wyraźnie określoną ostrą granicę, jak wyjaśnił Zsbán Ambrus w swojej odpowiedzi, ale to nie to samo: zmienia się w zależności od długości fali.
Spójrz na słońce. Nie powinieneś tego robić gołym okiem, ale możesz to zrobić przez bardzo ciemny filtr lub wyświetlić odpowiednio ciemny obraz przez otwór. Możesz nawet znaleźć zdjęcia Słońca w Internecie .
To, co widzisz, jest dyskiem, jednorodnie jasnym i o ostrej granicy, otoczonym stosunkowo ciemniejszym niebem. Jasny region to część, którą uważamy za Słońce, i w ten sposób otrzymujemy promień.
Tyle że otrzymasz odpowiedź zależną od długości fali.
Rob Jeffries,
To wcale nie jest jednolicie jasne. Ciemnienie kończyny przyśpiesza, gdy zbliżasz się do krawędzi, jakby zjeżdża w dół wzgórza. Jak zauważa @RobJeffries, ciemnienie kończyny zależy od długości fali.
Odpowiedzi:
Reakcje fuzji zachodzące w jądrze gwiazdy wytwarzają ogromną ilość energii, z której większość staje się ciepłem. Reakcje te nie są równomiernie rozłożone przez gwiazdę, więc występują takie zjawiska, jak plamy słoneczne i rozbłyski słoneczne, jednak całkowita ilość wytwarzanej energii jest raczej stała.
Powiedziałbym, że krawędź jest zdefiniowana przez średni punkt, w którym grawitacja osiąga równowagę z ciśnieniem przegrzanych gazów gwiazdy (w wyniku fuzji wewnętrznej).
Zobacz zdjęcie Słońca na Wikipedii
Ta krawędź / równowaga zmieni się, gdy słońce zacznie słabnąć na wodór. W tym czasie reakcje wewnątrz gwiazdy zmienią się, powodując, że stanie się gigantyczną czerwoną gwiazdą .
Wydaje mi się, że można to porównać z powierzchnią wody morskiej na Ziemi. Technicznie nie jest jeszcze stabilny i stabilny, ale możemy obliczyć średnią wartość poziomu morza. A to dlatego, że jest to średnia wartość, na której możemy polegać przy określaniu wysokości i promienia ziemi.
źródło
Większość literatury określa średnicę Słońca aż do fotosfery, warstwę atmosfery słonecznej, którą zobaczyłbyś, gdybyś obserwował Słońce w białym świetle.
Podstawa fotosfery jest zdefiniowana jako obszar, w którym głębokość optyczna wynosi około 2/3, lub obszar, w którym plazma staje się przezroczysta dla większości długości fal światła optycznego.
Oczywiście prawdziwą krawędź atmosfery słonecznej można uznać za heliopauzę, w której rozpoczyna się bezpośredni wpływ pola magnetycznego Słońca, końca wiatru słonecznego i przestrzeni międzygwiezdnej.
źródło
Myślałam, że przyczyni się odpowiedź, ponieważ istnieje bardzo niedawno papier na ten temat:
Pomiar promienia słonecznego z kosmosu podczas tranzytu Wenus w 2012 roku
Pojawiło się dziś rano w moich kanałach RSS! Powiązany opis jest dostępny online na stronie HMI .
Aby odpowiedzieć na pytanie, ten pomiar wykorzystuje tranzyt Wenus, aby dopasować prawo Słońca do przyciemniania kończyn. Oznacza to, że Słońce jest nieco słabsze, im dalej od centrum patrzysz. Gdy docierasz do optycznie cieńszych warstw w pobliżu „powierzchni”, jasność spada gwałtownie, ku zeru w próżni przestrzeni. Punkt przegięcia krzywej (w funkcji odległości od środka dysku) jest rozsądnym oszacowaniem „promienia”. Jak wskazano w innym miejscu, wartość zmienia się w zależności od używanej długości fali, ale tylko o kilkaset kilometrów, w porównaniu z całkowitym promieniem Słońca wynoszącym około 700 000 km (w rzeczywistości bardziej jak 695 946 km), więc niepewność jest równa lub niższa niż Poziom 0,1%. Phil Plait napisał o podobnym pomiarze (jak sądzę tego samego zespołu), który wykorzystał tranzyty Merkurego w 2003 i 2006 roku.
Wreszcie zespół użył również zaciemnienia kończyn (tak myślę), aby zmierzyć, jak okrągłe jest Słońce . tj. średnica od góry do dołu w porównaniu do lewej do prawej. Odpowiedź: Słońce jest bardzo okrągłe, a promienie różnią się o kilka części na milion.
źródło
Promień Słońca zależy w dużej mierze od długości fali, której szukasz (dobrze, robiąc zdjęcie). W każdym z nich będziesz miał wyraźnie określoną ostrą granicę, jak wyjaśnił Zsbán Ambrus w swojej odpowiedzi, ale to nie to samo: zmienia się w zależności od długości fali.
źródło
Spójrz na słońce. Nie powinieneś tego robić gołym okiem, ale możesz to zrobić przez bardzo ciemny filtr lub wyświetlić odpowiednio ciemny obraz przez otwór. Możesz nawet znaleźć zdjęcia Słońca w Internecie .
To, co widzisz, jest dyskiem, jednorodnie jasnym i o ostrej granicy, otoczonym stosunkowo ciemniejszym niebem. Jasny region to część, którą uważamy za Słońce, i w ten sposób otrzymujemy promień.
źródło