bachillerato en electronica
Páginas: 6 (1395 palabras)
Publicado: 27 de junio de 2014
Constante solar
Espectro de la radiación recibida del Sol en la atmósfera exterior. La constante solar está representada por la integral (el área debajo) de la curva.
La constante solar es la cantidad de energía recibida en forma de radiación solar por unidad de tiempo y unidad de superficie, medida en la parte externa de la atmósfera terrestre en un plano perpendicular a los rayos delSol. Los resultados de su medición por satélites arrojan un valor promedio de 1366 W/m2.
Para calcular la constante solar basta con dividir el flujo energético que emite el Sol por la relación de áreas entre la superficie del Sol (con r_s \, el radio solar) y la de una esfera de radio a_0 \, (una unidad astronómica) del mismo. Para obtener este valor, que en la práctica está medido porsatélites, se debe usar como temperatura efectiva ( T_{\mathrm{eff}} ) del Sol el valor 5776 K.
K=\sigma \cdot T_{\mathrm{eff}}^4 \cdot (\frac {r_s}{a_0})^2=1366 \ \frac{W}{m^2}
Para la Tierra en su conjunto, dada su sección transversal de 127,4 millones de km2, la energía es del orden de 1,74 × 1017 W. En realidad la «constante solar» no es propiamente una constante, pero sí un parámetro que a cortoy medio plazo varía dentro de márgenes estrechos.
Índice [ocultar]
1 Otras unidades de la constante solar
2 Luminosidad solar
3 Variación
4 Relevancia
5 Constante solar para los distintos planetas
6 Temperatura efectiva en los distintos planetas
Otras unidades de la constante solar[editar]
La constante solar se puede expresar en \frac {calorias}{cm^2 \cdot minuto} \, . Para ello hayque recordar 1 julio = 0,24 calorías, 1 minuto = 60 s y 1 m2 = 104 cm2
K=1366 \frac{julios}{s \cdot m^2}= \frac {1366 \cdot 0,24 \cdot 60}{10^4} = 1,967 \frac {calorias}{cm^2 \cdot minuto} \approx 2 \frac {calorias}{cm^2 \cdot minuto} \, .
Una unidad muy utilizada para medir la energía que llega a la parte superior de la atmósfera en un día es:
1 langley = 1 \frac{caloria}{cm^2} \,
Asíun lugar a 30º N de latitud recibe el 21 de junio, el día del solsticio de verano una insolación de 1004,7 langleys/día y el 21 de diciembre, día del solsticio de invierno sólo 480,4 langleys/día.
Por otra parte se puede calcular la insolación anual en la parte alta de la atmósfera a diferentes latitudes. Para el polo la insolación anual es 133,2 kilolangleys/año mientras en el ecuador asciendea 320,9 kilolangleys/año donde el klangley=1000 langleys.
Luminosidad solar[editar]
Se llama luminosidad solar a la energía emitida por el Sol en la unidad de tiempo. Por tanto vale:
L_s=4 \cdot \pi \cdot r_s^2 \cdot \sigma \cdot T_{\mathrm{eff}}^4 \, .
Análogo resultado se obtiene en vez de hacer el cálculo para la superficie solar, hacerlo a la distancia de la Tierra y usar laconstante solar. El flujo emitido por el Sol va disminuyendo con la distancia debido a que se reparte por una superficie mayor. La superficie esférica a la distancia en que se encuentra la Tierra vale:
S= 4 \cdot \pi \cdot a_0^2 =2,81 \times 10^{23}m^2 \, .
La luminosidad solar vale por tanto:
L_s=k \cdot S=3,65 \times 10^{26} W=3,65 \times 10^{23} kW
Análogo resultado se obtiene haciendo elcálculo mediante el siguiente razonamiento:
El diámetro angular de la Tierra vista desde el Sol es de aproximadamente 1/11.700 de radián, así que el ángulo sólido de la Tierra desde el Sol es de 1/175.000.000 estereorradianes. Eso implica que la Tierra intercepta sólo una parte entre 2000 millones de la radiación que el Sol emite (aproximadamente 3,6×1026 W).
La constante solar incluye todoslos tipos de radiación, no sólo la visible. La constante solar está relacionada con la magnitud aparente del Sol (la intensidad de su brillo según lo recibe el espectador) cuyo valor es de −26,8; ya que ambos parámetros vienen a describir el brillo observable del Sol, aunque la magnitud se refiere solamente al espectro visible.
Variación[editar]
La radiación emitida por el Sol no es...
Espectro de la radiación recibida del Sol en la atmósfera exterior. La constante solar está representada por la integral (el área debajo) de la curva.
La constante solar es la cantidad de energía recibida en forma de radiación solar por unidad de tiempo y unidad de superficie, medida en la parte externa de la atmósfera terrestre en un plano perpendicular a los rayos delSol. Los resultados de su medición por satélites arrojan un valor promedio de 1366 W/m2.
Para calcular la constante solar basta con dividir el flujo energético que emite el Sol por la relación de áreas entre la superficie del Sol (con r_s \, el radio solar) y la de una esfera de radio a_0 \, (una unidad astronómica) del mismo. Para obtener este valor, que en la práctica está medido porsatélites, se debe usar como temperatura efectiva ( T_{\mathrm{eff}} ) del Sol el valor 5776 K.
K=\sigma \cdot T_{\mathrm{eff}}^4 \cdot (\frac {r_s}{a_0})^2=1366 \ \frac{W}{m^2}
Para la Tierra en su conjunto, dada su sección transversal de 127,4 millones de km2, la energía es del orden de 1,74 × 1017 W. En realidad la «constante solar» no es propiamente una constante, pero sí un parámetro que a cortoy medio plazo varía dentro de márgenes estrechos.
Índice [ocultar]
1 Otras unidades de la constante solar
2 Luminosidad solar
3 Variación
4 Relevancia
5 Constante solar para los distintos planetas
6 Temperatura efectiva en los distintos planetas
Otras unidades de la constante solar[editar]
La constante solar se puede expresar en \frac {calorias}{cm^2 \cdot minuto} \, . Para ello hayque recordar 1 julio = 0,24 calorías, 1 minuto = 60 s y 1 m2 = 104 cm2
K=1366 \frac{julios}{s \cdot m^2}= \frac {1366 \cdot 0,24 \cdot 60}{10^4} = 1,967 \frac {calorias}{cm^2 \cdot minuto} \approx 2 \frac {calorias}{cm^2 \cdot minuto} \, .
Una unidad muy utilizada para medir la energía que llega a la parte superior de la atmósfera en un día es:
1 langley = 1 \frac{caloria}{cm^2} \,
Asíun lugar a 30º N de latitud recibe el 21 de junio, el día del solsticio de verano una insolación de 1004,7 langleys/día y el 21 de diciembre, día del solsticio de invierno sólo 480,4 langleys/día.
Por otra parte se puede calcular la insolación anual en la parte alta de la atmósfera a diferentes latitudes. Para el polo la insolación anual es 133,2 kilolangleys/año mientras en el ecuador asciendea 320,9 kilolangleys/año donde el klangley=1000 langleys.
Luminosidad solar[editar]
Se llama luminosidad solar a la energía emitida por el Sol en la unidad de tiempo. Por tanto vale:
L_s=4 \cdot \pi \cdot r_s^2 \cdot \sigma \cdot T_{\mathrm{eff}}^4 \, .
Análogo resultado se obtiene en vez de hacer el cálculo para la superficie solar, hacerlo a la distancia de la Tierra y usar laconstante solar. El flujo emitido por el Sol va disminuyendo con la distancia debido a que se reparte por una superficie mayor. La superficie esférica a la distancia en que se encuentra la Tierra vale:
S= 4 \cdot \pi \cdot a_0^2 =2,81 \times 10^{23}m^2 \, .
La luminosidad solar vale por tanto:
L_s=k \cdot S=3,65 \times 10^{26} W=3,65 \times 10^{23} kW
Análogo resultado se obtiene haciendo elcálculo mediante el siguiente razonamiento:
El diámetro angular de la Tierra vista desde el Sol es de aproximadamente 1/11.700 de radián, así que el ángulo sólido de la Tierra desde el Sol es de 1/175.000.000 estereorradianes. Eso implica que la Tierra intercepta sólo una parte entre 2000 millones de la radiación que el Sol emite (aproximadamente 3,6×1026 W).
La constante solar incluye todoslos tipos de radiación, no sólo la visible. La constante solar está relacionada con la magnitud aparente del Sol (la intensidad de su brillo según lo recibe el espectador) cuyo valor es de −26,8; ya que ambos parámetros vienen a describir el brillo observable del Sol, aunque la magnitud se refiere solamente al espectro visible.
Variación[editar]
La radiación emitida por el Sol no es...
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