Fonaments de l'astrofísica pràctica (i II): mesurant l'energia solar
Per a això utilitzarem el TERMOHELIOMETRO. La seva funció és mesurar l'intercanvi de calor que es produeix quan un focus calent, com el Sol, escalfa un objecte, una llauna de beguda metàl·lica.
No us resultarà difícil aconseguir el material necessari per a la realització del termoheliometro: la part inferior d'una llauna de begudes, un termòmetre, una caixa tancada en la qual guardarem tot això, el suport i un sistema d'eixos amb caragols per a dirigir tot cap al Sol. A aquest sistema li aplicarem un quadrant i un petit tub corrector que ens donarà l'altura del Sol.
Una vegada realitzat tot això es faran els passos que es detallen a continuació. En primer lloc, dirigirem el metall cap al Sol i mesurarem el canvi de temperatura en un determinat període de temps (pot ser suficient en 10 minuts) i a diferents altures del Sol. Repetirem el propi procés cinc vegades per hora i reflectirem en un gràfic les dades obtingudes, és a dir, la variació de temperatura del termoheliometro i l'altura del Sol. Sobre la base d'ells i mitjançant extrapolació, calcularem sense cap mena de fusteria el màxim canvi de temperatura que mesurem fora de l'atmosfera.
Com la calor que perd el Sol és part del qual ocupa el metall, podem calcular la calor total del Sol. El següent pas lògic és calcular la potència en un temps determinat. El valor que obtenim es denomina SOL CONSTANT. Amb els mesuraments podem preveure un valor aproximat de 4 x 10 26 watios.
Fins quan brilla?
Però només hem respost una de les preguntes que hem fet al principi. Com es realitza el procés productiu? Fins quan durarà el Sol en aquestes condicions de lluentor? Per a respondre a aquestes preguntes, haurem de considerar la massa activa del Sol (cremat, combustible) i els diferents sistemes de combustió (químic, refrigeració, gravitatori, contracció o nuclear).
La massa del Sol és de 2 x 10 30 kg (aquesta dada no té per què aprendre's de memòria). La distància de la Terra al Sol és de 150 milions de quilòmetres i sabem que el període de gir de la Terra respecte al Sol és d'un any, amb aquestes dades i utilitzant la Llei de Gravitació Universal podem calcular la massa). Malgrat aquesta massa solar, el sistema de combustió nuclear només requereix un 10%, ja que la temperatura capaç de produir reaccions nuclears només es produeix en el nucli. En la resta dels casos es pot prendre massa total.
Quan la font d'energia és nuclear,
E (nuclear) = m c 2
Aplicar la fórmula
Si considerem que la font d'energia és química, existeixen dues possibilitats: una, que el combustible sigui carbó i una altra, que l'hidrogen. En tots dos casos la calor de combustió té el mateix valor:
Q(C) = 13 x 10 7 J.kg –1
In this casi, the total energy is multipliced per la massa. En el cas que la font d'energia sigui el refredament, es prendrà el canvi de temperatura (de 6.000 a 0 K), la capacitat calorífica (C(H 2) = 14 x 10 3 J/kg K) i la massa, obtenint-se l'energia total multiplicant els tres factors.
L'energia total que emetria per gravitatori o contracció es calcularà aplicant la següent fórmula:
E (emès) = 3/5. G. M 2 /R.
En el cas del procés nuclear, el 10% de la massa d'hidrogen produeix heli amb un rendiment del 0,7%. La massa perduda es transforma en energia mitjançant l'equació d'Einstein.
En la taula superior es detalla l'energia obtinguda en cada procés. Amb això i amb la velocitat d'emissió d'energia que hem calculat en el nostre experiment, és a dir, amb la potència, es poden preveure els anys en què el Sol brillaria.
Els mesuraments geològics són també instruments adequats per a arribar a aquestes conclusions. Per exemple, mesurant la riquesa en minerals de l'isòtop radioactiu urani-238, podem afirmar que la Terra té 4.800 milions d'anys i que, per tant, la seva estrella Sol té una edat de 5.000 milions d'anys. Com es preveu que al Sol li queda el mateix temps que la seva edat, podem donar per bona la font de la reacció nuclear.
Com és la calor del Sol?
Com s'ha esmentat anteriorment, la temperatura del Nucli Solar ha de ser de 10 milions de graus perquè es fusionessin amb un nucli de quatre nuclis heli d'hidrogen. I ara em pregunteu, d'on has tret aquests 6.000 K de la fotosfera? Ja ho hem dit abans, però recordem de nou, en el seu espectre els colors més intensos ens donen la temperatura superficial d'un objecte compacte i calent que radiació energia.
Tens raó al lector, tot això pot ser difícil de mesurar amb el nostre humil espectroscopi (però us prometo que ho he confirmat jo mateix! ). No obstant això, podem utilitzar la llei de Stefan Boltzman, en la qual es relaciona experimentalment la temperatura superficial del focus, la seva grandària i la potència total emesa, mitjançant la següent equació:
Hem mesurat la potència que emet el Sol (P) a través del termoheliometro, i utilitzant els mètodes geomètrics que ens ofereix l'astronomia de Posició, hem determinat la grandària del Sol i d'aquí S, hem calculat la superfície; si utilitzeu correctament aquestes dades, la temperatura de la superfície de la fotosfera serà de 5.800 K.
Primer pas en el camí
Fins ara només hem de fer Heliofísica i haureu de donar la raó! No obstant això, ja hem fet el primer pas i ara estem en condicions de mesurar i classificar el color, la lluentor i la distància d'altres estrelles. Una vegada fet això, podríem començar a buscar una altra “clau” per a trobar el naixement, la vida i la mort de les estrelles: R.O. diagrama. I d'aquí podem anar a conèixer la nostra Via Làctia o tot l'Univers... Aquest és un requisit massa gran per a ser dut a terme en les últimes línies d'aquest artilulo. Així que per als següents hem de comptar.
Zu idazle
Zientzia aldizkaria
