Hasiera »   Erreportajeak »   Astrofisika praktikoaren oinarriak (eta II): Eguzkitiko energia neurtuz

Fundamentos da astrofísica práctica (e II): medindo a enerxía solar

• Zabaldu:
• Twitter
• Facebook
• Emaila

Canta enerxía emite una estrela? En que consiste o proceso de produción de enerxía? Até cando durará o Sol como hoxe sabemos, ata que se apaga? Poderiamos dicir que os primeiros pasos da astronomía déronse ao redor destas preguntas. Todos eles son fenómenos que preocuparon aos astrónomos e paira o seu cálculo realizáronse numerosas investigacións. Imos polo mesmo que nos marcaron os antigos.

Paira iso utilizaremos o TERMOHELIOMETRO. A súa función é medir o intercambio de calor que se produce cando un foco quente, como o Sol, quenta un obxecto, una lata de bebida metálica.

Non vos resultará difícil conseguir o material necesario paira a realización do termoheliometro: a parte inferior dunha lata de bebidas, un termómetro, una caixa pechada na que gardaremos todo isto, o soporte e un sistema de eixos con parafusos paira dirixir todo cara ao Sol. A este sistema aplicarémoslle un cuadrante e un pequeno tubo corrector que nos dará a altura do Sol.

Una vez realizado todo isto daranse os pasos que se detallan a continuación. En primeiro lugar, dirixiremos o metal cara ao Sol e mediremos o cambio de temperatura nun determinado período de tempo (pode ser suficiente en 10 minutos) e a diferentes alturas do Sol. Repetiremos o propio proceso cinco veces por hora e reflectiremos nun gráfico os datos obtidos, é dicir, a variación de temperatura do termoheliometro e a altura do Sol. En base a eles e mediante extrapolación, calcularemos sen ningún tipo de carpintaría o máximo cambio de temperatura que medimos fóra da atmosfera.

Como a calor que perde o Sol é parte do que ocupa o metal, podemos calcular a calor total do Sol. O seguinte paso lóxico é calcular a potencia nun tempo determinado. O valor que obtemos denomínase SOL CONSTANTE. Coas medicións podemos prever un valor aproximado de 4 x 10 26 watios.

Até cando brilla?

Pero só respondemos una das preguntas que fixemos ao principio. Como se realiza o proceso produtivo? Até cando durará o Sol nesas condicións de brillo? Paira responder a estas preguntas, deberemos considerar a masa activa do Sol (queimado, combustible) e os distintos sistemas de combustión (químico, refrixeración, gravitatorio, contracción ou nuclear).

A masa do Sol é de 2 x 10 30 kg (este dato non ten por que aprenderse de memoria). A distancia da Terra ao Sol é de 150 millóns de quilómetros e sabemos que o período de xiro da Terra respecto ao Sol é dun ano, con estes datos e utilizando a Lei de Gravitación Universal podemos calcular a masa). A pesar desta masa solar, o sistema de combustión nuclear só require un 10%, xa que a temperatura capaz de producir reaccións nucleares só se produce no núcleo. No resto dos casos pódese tomar masa total.

Cando a fonte de enerxía é nuclear,

E (nuclear) = m c 2

Aplicar a fórmula

Si consideramos que a fonte de enerxía é química, existen dúas posibilidades: una, que o combustible sexa carbón e outra, que o hidróxeno. En ambos os casos a calor de combustión ten o mesmo valor:

Q(C) = 13 x 10 7 J.kg –1

In this case, the total energy is multipliced pola masa. No caso de que a fonte de enerxía sexa o arrefriado, tomarase o cambio de temperatura (de 6.000 a 0 K), a capacidade calorífica (C(H 2) = 14 x 10 3 J/kg K) e a masa, obténdose a enerxía total multiplicando o tres factores.

A enerxía total que emitiría por gravitatorio ou contracción calcularase aplicando a seguinte fórmula:

E (emitido) = 3/5. G. M 2 /R.

No caso do proceso nuclear, o 10% da masa de hidróxeno produce helio cun rendemento do 0,7%. A masa perdida transfórmase en enerxía mediante a ecuación de Einstein.

Na táboa superior detállase a enerxía obtida en cada proceso. Con iso e coa velocidade de emisión de enerxía que calculamos no noso experimento, é dicir, coa potencia, pódense prever os anos nos que o Sol brillaría.

As medicións xeolóxicas son tamén instrumentos adecuados paira chegar a estas conclusións. Por exemplo, medindo a riqueza en minerais do isótopo radioactivo uranio-238, podemos afirmar que a Terra ten 4.800 millóns de anos e que, por tanto, a súa estrela Sol ten una idade de 5.000 millóns de anos. Como se prevé que ao Sol queda o mesmo tempo que a súa idade, podemos dar por boa a fonte da reacción nuclear.

Como é a calor do Sol?

Como se mencionou anteriormente, a temperatura do Núcleo Solar debe ser de 10 millóns de graos para que se fusionasen cun núcleo de catro núcleos helio de hidróxeno. E agora preguntádesme, de onde sacaches eses 6.000 K da fotosfera? Xa o dixemos antes, pero lembremos de novo, no seu espectro as cores máis intensas dannos a temperatura superficial dun obxecto compacto e quente que radiación enerxía.

Tes razón ao lector, todo iso pode ser difícil de medir co noso humilde espectroscopio (pero prométovos que o confirmei eu mesmo! ). No entanto, podemos utilizar a lei de Stefan Boltzman, na que se relaciona experimentalmente a temperatura superficial do foco, o seu tamaño e a potencia total emitida, mediante a seguinte ecuación:

Medimos a potencia que emite o Sol (P) a través do termoheliometro, e utilizando os métodos xeométricos que nos ofrece a astronomía de Posición, determinamos o tamaño do Sol e de aí S, calculamos a superficie; si utilizades correctamente estes datos, a temperatura da superficie da fotosfera será de 5.800 K.

Primeiro paso no camiño

Até agora só temos que facer Heliofísica e teredes que dar a razón! Con todo, xa demos o primeiro paso e agora estamos en condicións de medir e clasificar a cor, o brillo e a distancia doutras estrelas. Una vez feito isto, poderiamos empezar a buscar outra “clave” paira atopar o nacemento, a vida e a morte das estrelas: R.U. diagrama. E de aí podemos ir coñecer a nosa Vía Láctea ou todo o Universo... Este é un requisito demasiado grande paira ser levado a cabo nas últimas liñas deste artilulo. Así que paira os seguintes temos que contar.