Fundamentos de la astrofísica práctica (y II): midiendo la energía solar
Para ello utilizaremos el TERMOHELIOMETRO. Su función es medir el intercambio de calor que se produce cuando un foco caliente, como el Sol, calienta un objeto, una lata de bebida metálica.
No os resultará difícil conseguir el material necesario para la realización del termoheliometro: la parte inferior de una lata de bebidas, un termómetro, una caja cerrada en la que guardaremos todo esto, el soporte y un sistema de ejes con tornillos para dirigir todo hacia el Sol. A este sistema le aplicaremos un cuadrante y un pequeño tubo corrector que nos dará la altura del Sol.
Una vez realizado todo esto se darán los pasos que se detallan a continuación. En primer lugar, dirigiremos el metal hacia el Sol y mediremos el cambio de temperatura en un determinado periodo de tiempo (puede ser suficiente en 10 minutos) y a diferentes alturas del Sol. Repetiremos el propio proceso cinco veces por hora y reflejaremos en un gráfico los datos obtenidos, es decir, la variación de temperatura del termoheliometro y la altura del Sol. En base a ellos y mediante extrapolación, calcularemos sin ningún tipo de carpintería el máximo cambio de temperatura que medimos fuera de la atmósfera.
Como el calor que pierde el Sol es parte del que ocupa el metal, podemos calcular el calor total del Sol. El siguiente paso lógico es calcular la potencia en un tiempo determinado. El valor que obtenemos se denomina SOL CONSTANTE. Con las mediciones podemos prever un valor aproximado de 4 x 10 26 watios.
¿Hasta cuándo brilla?
Pero sólo hemos respondido una de las preguntas que hemos hecho al principio. ¿Cómo se realiza el proceso productivo? ¿Hasta cuándo durará el Sol en esas condiciones de brillo? Para responder a estas preguntas, deberemos considerar la masa activa del Sol (quemado, combustible) y los distintos sistemas de combustión (químico, refrigeración, gravitatorio, contracción o nuclear).
La masa del Sol es de 2 x 10 30 kg (este dato no tiene por qué aprenderse de memoria). La distancia de la Tierra al Sol es de 150 millones de kilómetros y sabemos que el período de giro de la Tierra respecto al Sol es de un año, con estos datos y utilizando la Ley de Gravitación Universal podemos calcular la masa). A pesar de esta masa solar, el sistema de combustión nuclear sólo requiere un 10%, ya que la temperatura capaz de producir reacciones nucleares sólo se produce en el núcleo. En el resto de los casos se puede tomar masa total.
Cuando la fuente de energía es nuclear,
E (nuclear) = m c 2
Aplicar la fórmula
Si consideramos que la fuente de energía es química, existen dos posibilidades: una, que el combustible sea carbón y otra, que el hidrógeno. En ambos casos el calor de combustión tiene el mismo valor:
Q(C) = 13 x 10 7 J.kg –1
In this case, the total energy is multipliced por la masa. En el caso de que la fuente de energía sea el enfriamiento, se tomará el cambio de temperatura (de 6.000 a 0 K), la capacidad calorífica (C(H 2) = 14 x 10 3 J/kg K) y la masa, obteniéndose la energía total multiplicando los tres factores.
La energía total que emitiría por gravitatorio o contracción se calculará aplicando la siguiente fórmula:
E (emitido) = 3/5. G. M 2 /R.
En el caso del proceso nuclear, el 10% de la masa de hidrógeno produce helio con un rendimiento del 0,7%. La masa perdida se transforma en energía mediante la ecuación de Einstein.
En la tabla superior se detalla la energía obtenida en cada proceso. Con ello y con la velocidad de emisión de energía que hemos calculado en nuestro experimento, es decir, con la potencia, se pueden prever los años en los que el Sol brillaría.
Las mediciones geológicas son también instrumentos adecuados para llegar a estas conclusiones. Por ejemplo, midiendo la riqueza en minerales del isótopo radiactivo uranio-238, podemos afirmar que la Tierra tiene 4.800 millones de años y que, por tanto, su estrella Sol tiene una edad de 5.000 millones de años. Como se prevé que al Sol le queda el mismo tiempo que su edad, podemos dar por buena la fuente de la reacción nuclear.
¿Cómo es el calor del Sol?
Como se ha mencionado anteriormente, la temperatura del Núcleo Solar debe ser de 10 millones de grados para que se fusionaran con un núcleo de cuatro núcleos helio de hidrógeno. Y ahora me preguntáis, ¿de dónde has sacado esos 6.000 K de la fotosfera? Ya lo hemos dicho antes, pero recordemos de nuevo, en su espectro los colores más intensos nos dan la temperatura superficial de un objeto compacto y caliente que radiación energía.
Tienes razón al lector, todo eso puede ser difícil de medir con nuestro humilde espectroscopio (pero os prometo que lo he confirmado yo mismo! ). No obstante, podemos utilizar la ley de Stefan Boltzman, en la que se relaciona experimentalmente la temperatura superficial del foco, su tamaño y la potencia total emitida, mediante la siguiente ecuación:
Hemos medido la potencia que emite el Sol (P) a través del termoheliometro, y utilizando los métodos geométricos que nos ofrece la astronomía de Posición, hemos determinado el tamaño del Sol y de ahí S, hemos calculado la superficie; si utilizáis correctamente estos datos, la temperatura de la superficie de la fotosfera será de 5.800 K.
Primer paso en el camino
¡Hasta ahora solo tenemos que hacer Heliofísica y tendréis que dar la razón! Sin embargo, ya hemos dado el primer paso y ahora estamos en condiciones de medir y clasificar el color, el brillo y la distancia de otras estrellas. Una vez hecho esto, podríamos empezar a buscar otra “clave” para encontrar el nacimiento, la vida y la muerte de las estrellas: R.U. diagrama. Y de ahí podemos ir a conocer nuestra Vía Láctea o todo el Universo... Este es un requisito demasiado grande para ser llevado a cabo en las últimas líneas de este artilulo. Así que para los siguientes tenemos que contar.
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