Astrofisika praktikoaren oinarriak (eta II): Eguzkitiko energia neurtuz
Horretarako TERMOHELIOMETRO deritzagun tresnaz baliatuko gara. Bere betekizuna gune bero batek (Eguzkiak, kasu) objektu bat (metalezko edari-lata bat) berotzean gertatzen den bero-trukaketa neurtzea da.
Termoheliometroa egiteko behar dugun materiala eskuratzea ez zaizue zaila gertatuko: edari-lata baten behealdea, termometro bat, hori guztia gordetzeko erabiliko dugun kutxa itxi bat, euskarria eta guztia Eguzkirantz zuzentzeko torlojodun ardatz-sistema bat. Sistema horri Eguzkiaren altuera emango digun koadrantea eta hodi zuzentzaile txiki bat ezarriko dizkiogu.
Hori guztia eginda, ondoren zehaztuko ditugun urratsak emango dira. Lehen-lehenik, metala Eguzkirantz zuzenduko dugu eta denbora-tarte jakin batean (10 minutu nahikoa izan daiteke) eta Eguzkiaren altuera desberdinetan, tenperatura-aldaketa neurtuko dugu. Prozesua bera bost aldiz orduko errepikatuko dugu eta lortutako datuak, hots, termoheliometroaren tenperatura-aldaketa eta Eguzkiaren altuera, grafiko batean isladatuko ditugu. Horietan oinarriturik eta estrapolazioa eginez, atmosferatik kanpo neurtuko genukeen tenperatura-aldaketa maximoa kalkulatuko dugu inolako zurgapenik gabe.
Eguzkiak galtzen duen beroa metalak hartzen duenaren zati bat denez, Eguzkitiko bero osoa kalkula genezake. Hurrengo urrats logikoa bestalde, denbora jakin bat hartuz potentzia kalkulatzea da. Lortuko dugun balioari EGUZKI KONSTANTE deritzo. Neurketak eginez gero, 4 x 10 26 watt inguruko balioa aterako zaizuela aurresan dezakegu.
Noiz arte distiratsu?
Hasieran egin ditugun galderetarik bakarra erantzun dugu ordea. Nola burutzen da ekoizpen-prozesua? Noiz arte iraungo du Eguzkiak distira-egoera horretan? Galdera horiei erantzuteko, Eguzkiaren masa aktiboa (erretzen dena, erregaia) eta errekuntza sistema desberdinak (kimikoa, hozketa, grabitatorioa, uzkurketa edota nuklearra) kontsideratu beharko ditugu.
Eguzkiaren masa 2 x 10 30 kg da (datu hori ez dugu zertan buruz ikasi beharrik. Lurratik Eguzkirainoko distantzia 150 milioi kilometrokoa da eta dakigunez, Lurraren Eguzkiarekiko biraketa-periodoa urtebetekoa da; datu horiekin eta Grabitazio Unibertsalaren Legea erabiliz kalkula dezakegu masa). Eguzkiaren masa hori izanik ere, %10 baino ez da hartu behar errekuntza-sistema nuklearrean; erreakzio nuklearrak sortzeko gai den tenperatura nukleoan baino ez baita gertatzen. Gainerako kasuetan masa osoa har daiteke.
Energi iturria nuklearra denean,
E (nuklearra) = m c 2
formula aplikatu behar da.
Energi iturria kimikoa dela kontsideratzen badugu berriz, bi posibilitate daude: bata, erregaia ikatza izatea eta bestea, hidrogenoa. Bi kasuetan errekuntza-beroak balio bera du:
Q(C) = 13 x 10 7 J.kg –1
Kasu honetan energia osoa errekuntza-beroa bider masa da. Energi iturria hozketa den kasuan, tenperatura-aldaketa (6.000 K-etik 0-ra), bero-ahalmena (C(H 2 ) = 14 x 10 3 J/kg K) eta masa hartu behar dira eta hiru faktoreak biderkatuz lortzen da energia osoa.
Grabitatorioaren edo uzkurduragatik igorriko lukeen energia osoa berriz, ondoko formula aplikatuz kalkulatuko da:
E (igorritakoa) = 3/5. G. M 2 /R.
Prozesu nuklearraren kasuan, hidrogeno-masaren %10k helioa ekoizten du %0,7ko etekinaz. Galdutako masa energia bihurtzen da Einsteinen ekuazioaren bidez.
Goiko taulan prozesu bakoitzean lortutako energia zehaztu da. Horrekin eta gure esperimentuan kalkulatu dugun energiaren igorpen-abiadurarekin, hots, potentziarekin, Eguzkiak distiratsu emango lituzkeen urteak aurrikus daitezke.
Neurketa geologikoak ere tresna egokiak dira ondorio horietara iristeko. Esate baterako, uranio-238 isotopo erradioaktiboak mineraletan duen aberastasuna neurtuz Lurrak 4.800 milioi urte dituela kakula dezakegu eta ondorioz, bere izarra den Eguzkiak 5.000 milioi urteko adina duela ere esan dezakegu. Eguzkiari duen adinaren denbora-tarte bera geratzen zaiola aurrikusten denez, erreakzio nuklearraren iturria ontzat eman dezakegu.
Nolako beroa da Eguzkiarena?
Arestian esan bezala, Eguzki-nukleoaren tenperaturak 10 milioi gradukoa izan behar du hidrogenoko lau nukleo helioko nukleo batekin fusiona daitezen. Eta orain galdetuko didazue, nondik atera duzu fotosferaren 6.000 K horiek? Lehen ere esan dugu baina gogora dezagun berriro ere, bere espektroan intentsitate handieneko koloreek energia erradiatzen duen objektu trinko eta bero baten azaleko tenperatura emango digute.
Arrazoia duzu irakurle, hori guztia gure espektroskopio apal horren bidez neurtzea zaila izan daiteke (zin dagizuet ordea, neronek baieztatu dudala hori!). Nolanahi ere, Stefan Boltzman-en legea erabil dezakegu horretarako, fokuaren gainazaleko tenperatura, tamainua eta igorritako potentzia osoa esperimentalki erlazionatzen baitira bertan, ondoko ekuazioaren bidez:
Termoheliometroaren bidez Eguzkiak igortzen duen potentzia (P) neurtu dugu; Posizio astronomiak eskaintzen digun metodo geometrikoak erabiliz berriz, Eguzkiaren tamaina jakin dugu eta hortik S, azalera kalkulatu; datu horiek zuzen erabiliz gero, fotosferaren gainazaleko tenperatura 5.800 K dela aterako zaizue.
Bidean hasteko lehen urratsa
Orain arte Heliofisika baino ez dugula egin esango didazue eta arrazoia eman beharko! Alabaina, lehen urratsa eman dugu jadanik eta orain, beste zenbait izarren kolorea, distira eta distantzia neurtzeko eta sailkatzeko moduan gaude. Hori eginda, izarren jaiotza, bizitza eta heriotza aurkitzeko beste “giltzarri” baten bila has gintezke: H.R. diagrama. Eta hortik, gure Esne Bidea ezagutzera jo dezakegu edota Unibertso osoa... Betekizun handiegia da hori ordea, artilulu honen azken lerrootan burutzeko. Hurrengoetarako beraz, badugu zer kontatua.
Zu idazle
Zientzia aldizkaria
