EL SOL

IntroducciónDefinición

Al finalizar el desarrollo de la clase el alumno, logrará analizar y comprender el origen del sol generalidades, su importancia,

Participación de los alumnos, entrega de información relacionada al tema a desarrollar etc.

EL SOL

A). GENERALIDADES

El sol constituye la inagotable e ininterrumpida fuente primaria de energía para casi todos los procesos físicos y químicos que tiene lugar en el sistema tierra-atmosfera.

La energía solares el resultado de la fusión de los núcleos de los átomos de hidrogeno que, bajo la enorme presión y temperatura que reina en el centro del sol transmutan a helio, con la consiguiente emisión de ingentes cantidades de energía radiante: corpuscular y electromagnética, que se trasmite desde el centro hasta la superficie y de aquí al espacio exterior en todas direcciones, llegando a la superficie de nuestro planeta una cantidad infinitesimal. La reacción termonuclear es la siguiente:

8 H ---He + radiación ∞ + Radiación β + radiación Ɣ

La radiación corpuscular, constituida por los rayos alfa y beta y por otras partículas subatómicas, no llegan a la superficie terrestre debido a que son desviadas por el campo magnético terrestre. Por lo tanto la única forma de energía es la radiación electromagnética u ondulatoria, llamada también rayos gama (Ɣ)

El sol dentro del universo es una estrella relativamente pequeña tiene un diámetro de aproximadamente 1391960 Km (109 veces mas el diámetro de la tierra), su masa es de unas 2,4 x 10 27 toneladas ( 331950 veces mas que la masa de la tierra), con densidad media de 1.4 g/cm3, en el centro es de mas de 100 g/cm3, mayor que la de cualquier solido a presiones del orden de las que pueden obtenerse en la superficie terrestre.

En el núcleo del sol por efecto de la enorme fuerza gravitacional actúa una presión de 2x1011 atmosferas, determinando una temperatura del orden de los 16 millones de grados kelvin (K), La misma que disminuye rápidamente hacia la periferia, llegando en la troposfera a 6,000°K, debido a su elevada temperatura se trata de una inmensa esfera gaseosa

La masa de sol representa el 99.86% del sistema planetario solar constituida por el 70% de hidrogeno, 28% de helio y 2% de átomos mas pesados, todos ellos en estado gaseoso.El tamaño del son de 4 m. de diámetro frente a una pelota de tenis.La fuerza gravitacional en la superficie es 27.9 la gravedad de la tierra, esta fuerza actúa como una fuerza centrípeta dirigida al centro del sol y es que obliga a girar a la tierra y a los demás planetas en una orbita elíptica alrededor del mismo

el sol gira alrededor de su eje igual al de la tierra que gira alrededor del sol , en algunas zonas donde la temperatura de los gases baja a 5,000° K, se presenta algunos movimientos vertiginosos y los fondos de estas “manchas solares” que son bajas en relación a la superficie visible del sol o fotosfera, y a su vez esta rodeada por la atmosfera del sol o cromosfera, hacia afuera a 2,500 km. De la fotosfera, se encuentra la corona solar

La radiación solar se trasmite como luz y calor en forma de ondas electromagnéticas, al espacio con una velocidad igual al de todos los colores del espectro con una magnitud de 300,000 km/seg. Pero con diferentes longitudes de ondaLa radiación solar después de recorrer la distancia que hay desde el sol a la tierra es de aproximadamente de 149.6 millones de km, llega hasta el limite superior de la atmosfera con una intensidad de 19.4 calorías/gramo 2/minuto a la que se denomina constante solar (lo), dicho valor esta dado cuando los rayos solares inciden perpendicularmente en el limite superior de la atmosfera y permanecen casi invariable a lo largo de milenios

B. LONGITUD DE ONDAEl sol emite radiación electromagnética u ondulatoria en una amplia banda espectral, desde la radiación gama de las que caben , varios millones de onda las que se expresan en micras μn(1 μn = 10 -6 m), hasta las mas grandes como las ondas de radio de varios metros de longitud.

Denominación Longitud de ondaRayos gama < 10 -6 μmRayos x 10-6 a 0,10 μmRayos Ultravioleta 0,1 a 0,39 μmLuz visible (fotosintesis) 0,390 a 0,770 μm Violeta 0,390 a 0,455 μm Azul 0,455 a 0,492 μm Verde 0,492 a 0,577 μm Amarillo 0,577 a 0,592 μm Naranja 0,592 a 0,622 μm Rojo 0,622 a 0,770 μmRayos infrarrojos (IR) 0,770 a 1000 μmOndas de radio, radar y televisión de varios metros de longitud

La banda ultravioleta (0,1 a 0,39 μm), comprende el 9% de la radiación solar particularmente la banda menor a 0,28μ es letal para los seres vivos, pero es absorbida por el ozono en las capas superiores de la atmosfera

La radiación visible 0,39 y 0,77 μm constituye el 45%tiene propiedades químicas, es la banda mas importante desde el punto de vista biológico, por ejm. En esta banda tiene lugar la fotosíntesis de las plantas.

Los rayos infrarrojos (0,39 y 0,77 μm), comprenden el 46% de la radiación solar tienen propiedades térmicas, una parte de esta banda es absorbida por la atmosfera principalmente por el vapor de agua y el bióxido de carbono

El 99 % del espectro solar esta comprendido entre 0,15 y 4,0 μm, de longitud de onda, a esta banda espectral suele denominarse radiación de onda corta para diferenciarla de la radiación emitida por la tierra, denominada radiación de onda larga

C) LEYES DE LA RADIACIÓN la radiación obedece a una serie de leyes físicas bien definidas:

1). Ley de Stefan – Boltzmann La cantidad total d energía emitida por un cuerpo negro, integrada sobre todo la banda espectral, es proporcional a la cuarta ( £ ), potencia de s temperatura absoluta (T), o sea

E=σ T4

donde:

T=Temperatura °K.

σ = es la constante Stefan – Boltzmann e igual a:

σ = 5.67 x 10-8 W/m2K4

σ = 8.132 x 10-11 cal/cm2minK4

σ = 1.171 x 10-7 cal/cm2.dia K4

2. Ley del desplazamiento de Wien.

La longitud de onda de máxima emisión ( λ Max), de un cuerpo radiante es inversamente proporcional a su temperatura absoluta (T)

λ Max = 2897 μmK/T

El sol con una temperatura de emisión en la fotosfera de unos

6000°K, tendrá su máxima emisión en:

λ Max = 2897 μmK/6000K= 0.48 μm

En cambio la tierra con una temperatura de aproximadamente 290 K máxima emisión tiene lugar en torno de 9,99 μ

d. Unidad de radiación solar

La energía solar se determina en términos de cantidad, flujo de radiación y densidad de flujo de intensidad.

1.Cantidad de energía La cantidad de energía radiante se expresa en las mismas unidades que el trabajo mecánico: en el sistema internacional es el Julio (J), sin embargo en la meteorología se sigue utilizando aun la caloría que es la cantidad de energía necesaria para elevar la temperatura de un centímetro cubico de agua se 14.5 a 15.5 °C. cuya equivalencia es el Julio es.

1 Cal = 4,18 J.

3. Densidad de Flujo Radiante (E)

La densidad de flujo de radiación llamada también Intensidad, es el flujo radiante F emitido o incidente por unidad de área

A , (E = F/A ), se expresa en W/m/2, o en cal/cm2*min, algunos autores lo expresan en Langleys/min.

2. Flujo radiante (F)

El flujo radiante, o potencial, es la cantidad de energía que puede ser emitida o trasmitida por unidad de tiempo, se expresa en J/s = vatio (W), también se expresa en Cal/min.

e. irradiancia en el exterior de la atmosfera

El sol con una temperatura en la fotosfera de 5700 K, según la Ley de Stefan, emite energía con una potencia de

E = 3,64 x 1026 Wcomo la intensidad de la radiación disminuye en forma inversamente proporcional al cuadrado de la distancia, en exterior de la atmosfera a una distancia media sol – tierra en una superficie perpendicular a los rayos solares y en la unidad de tiempo es de 1353 W/m2 y recibe la denominación de constante solar (Io)

Io = 1353 W/m2

Io = 1,94 cal/cm2.min ó (1,94 langel s/min)

la tierra intercepta la radiación solar en una superficie circular de radio medio igual a 6367 Km, es decir a:

It = Io (pr2) It = 1.72 x 1017 W

Como la tierra gira alrededor del sol en una orbita elíptica la distancia sol – tierra varia en el curso del año por lo tanto la densidad de flujo (I) a través de una esfera de radio sol – tierra a una distancia cualquiera será:

Io = F/A I = F/A

Donde: A y A´ son las áreas de las esferas de radio R y r respectivamente.

Por consiguiente la radiación instantánea en el exterior de la atmosfera será:I = Io A/A´I = Ioo R2/r2

I = Io (R/r)2

I = Io Eo

Eo = factor de excentricidad de la orbita terrestre.

Eo = (R/r)2 = 1 + 0.033 cos (360J/365)

J = dia del añoejemplo: Determinar la excentricidad para el 31 de mayo = 0,97173

Eo = varia de 0.9674 en el afelio a 1,o344 en el perhelio, es decir siendo recomendable determinar estos valores en promedio para cada mes y para operaciones que no requiere de alta precisión este factor puede ser despreciado.

1. Irradiancia instantánea (I) En el exterior de la atmosfera es una función de la constante solar (Io), de la excentricidad de la orbita terrestre (Eo), y del coseno del ángulo cenital, es decir depende de la época del año, de la hora del día y de la latitud esto es:

I = Io Eo coszDonde:Io = Constante solar = 1.94 cal.gr/cm2.minEo = es la excentricidad de la orbita terrestre (= 1)Z = ángulo cenital

Ejemplo determinar la irradiancia solar instantánea para el 31 de mayo a las 9.00 horas en Cajamarca

b). para el solsticio de invierno2. Irradiación diaria (radiación diaria)

La Irradiación diaria (Qo), es la integración instantánea desde que el sol sale hasta que se oculta.

Qo = ∫ ó C.cosz.dt

La velocidad angular dela tierra (w) es:W = dh/dt = 2/86400 sdt = dh/wQo = ∫ Eo.Io.cosz.dh/wIntegrando desde – H hasta HQo = Eo.Io/w (senoσsenoФ + cos σ.cosФ.cosh) d/IQo = 37.22Eo(HsenoσsenoФ + cos σ.cosФ.senH) MJ/diaQo = 889.23Eo(HsenoσsenoФ + cos σ.cosФ.H) cal/cm2dia

Siendo H el ángulo horario en la puesta del sol, debe estar expresado en radianes.Ejemplo.Determinar la irradiancia diaria para el 31 de mayo en Cajamarca. Qo=……. cal/cm2dia

CONCLUSIONES

a). La irradiación diaria, es una función de la estación del año y de la latitudb). En cada lugar es mayor en verano y mínima en invierno, en media es mayor en el Ecuador y va disminuyendo en dirección a los polosc). El cambio estacional de la radiación solar en el ecuador es relativamente pequeña pues el sol nunca esta, al medio día, a mas de 23.47°del zenit y la duración de la luz solar siempre es de 12 horas, sin embargo presentan dos valores máximos correspondiente a los equinoccios, alternados con dos valores mínimos en los solsticiosd). En los trópicos los valores son máximos en el solsticio de verano y mínimo en el solsticio de invierno, así en latitudes de 20°norte y sur, la radiación solar de verano es de 37 % mayor que la mínima de invierno contra 113 % en latitudes de 40°e). La variación dela radiación diaria se incrementa con la latitud. En los polos durante el invierno, el sol esta siempre por debajo del horizonte y no se recibe energía radiante, en cambio en el verano, el sol brilla las 24 horas del día.

BIBLIOGRAFÍA

Agrometereología. José Silva Mego, 2006, UNC.

Meteorología y climatología. Rosa María Rodríguez Jiménez 2004, Fundación española FECYT, Impresiones Villena artes graficas

Meteorología y clima. Carmen Casas Castillo 1999, Edic. UPC, Barcelona