DETERMINACIÓN DE LA CONSTANTE SOLAR

DETERMINACIÓN DE LA CONSTANTE SOLAR
Objetivos específicos:


Aplicación de las leyes de la radiación.
Determinar la constante solar utilizando como detector un radiómetro natural.
Conocimientos previos:
Leyes de la radiación, flujo de energía, luminosidad
Definiciones
La constante solar: FS - Flujo de la radiación solar (fuera de la atmósfera a la
distancia media Tierra-Sol) - Energía por unidad de supericie [W/m2 o W/cm2 ]
Luminosidad: L = 4 r2 F [W]
Descripción:
A partir de la comparación del efecto de la radiación producida por el sol sobre una mejilla y
el correspondiente a una lamparita de potencia conocida tomada como referencia y aplicando
las leyes de la radiación se determinará el valor de la constante solar.
Materiales:
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Portalámparas de cerámica.
Lámpara de tungsteno de más de 200 o 300 W.
Lentes de sol.
Regla de 20 cm graduada al milímetro.
Nota:
Se recomienda realizar la práctica en equipos de no más de 4 personas. Se debe tener
la cara despejada (sin maquillaje excesivo!!).
Procedimiento:
1) Colocarse de tal forma que sobre una mejilla incida la radiación solar en forma
perpendicular.
Simultáneamente se somete la otra mejilla a la radiación de la lamparita, también con
una incidencia perpendicular.
Se varía la distancia de la lamparita a la mejilla hasta que el efecto producido sobre la
misma sea comparable con el del sol sobre la otra.
Medir la distancia desde la mejilla al centro de la lamparita Una vez terminado el
experimento, apagar el dispositivo.
Tabla de datos:
Nº de experimento
Distancia (cm)
Promedio de Distancia
2) Aplicar las leyes de la radiación sabiendo que a la distancia medida el flujo de energía
recibido es el mismo. O sea el flujo solar FS se igual al flujo de la lamparita FL:
FS = FL
por tanto
2
FS = P / (4 d )
Siendo P la potencia de la lamparita y d la distancia promedio medida.
El valor de la constante solar utilizando el valor promedio grupal obtenido para la
distancia es:………..(W/cm2)
La luminosidad solar L se calculará conociendo la distancia al Sol r (distancia Tierra al
Sol = 1,5  1010 cm) como
L = 4 r2 FS [W]
3) Temperatura de superficies de planetas y satélites (sin atmósfera)
La potencia absorbida se debe igualar con la potencia emitida como cuerpo negro.
Potencia absorbida: Pa = R2 F (1 -A)
Siendo
F - Flujo a la distancia del planeta, F = L / (4 r)2
R - Radio del planeta
A - Albedo bond = Energía reflejada / Energía recibida
R - distancia planeta-Sol
Sustituyendo
Pa = ¼ L (R/r)2 (1 -A)
Potencia emitida como cuerpo negro a temperatura T (ºK)
Se distinguen dos casos: rotador lento o rápido dependiendo si el período de rotación es
mayor o menor que el tiempo característico para disipar la energía solar absorbida. Un objeto
con período de rotación de algunas horas se puede considerar como rápido y de varios días
como lento.
La formula de la potencia emitida para cada caso es:
Rotador lento: Pe,l = 2R2 T4
Rotador rápido: Pe,r = 4R2 T4
Igualando potencia absorbida y emitida:
T = [(1 -A) L / ( r2)] ¼

8 - lento
16 - rápido
(Nota, la raíz cuarta se puede calcular como dos veces la raíz cuadrada: x ¼ = (x½) ½ )

Se puede ver que:
Tlento = 2 ¼ Trap = 1.19 Trap
La temperatura subsolar (del punto de la superficie en la que el sol esta en cenit) se puede
calcular a partir de la siguiente relación:
F = (1 -A) L / 4 r2 = TSS4
Se puede ver que:
TSS= 2 ¼ Tlento = 2 ½ Trap
4) Con los datos de la Tabla, calcular los temperaturas para los diferentes planetas y
satélites. Comparar las temperaturas calculadas con las medidas que aparecen en la Tabla
Temas de discusión grupal:
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Según la definición dada de flujo, discuta como influye la atmósfera en el valor final.
¿Porqué la diferencia tan grande de T en Venus? - Efecto Invernadero
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¿Porqué la diferencia de T en Júpiter y Saturno? - Radiación endógena por contracción
gravitacional
¿Qué diferencia de T hay para la Tierra en el perihelio y el afelio? - Variación del valor
de la constante en función de la posición de la Tierra sobre su órbita (distancia máxima
T-S (en el afelio): 1.52  1010cm, distancia mínima T-S (en el perihelio): 1.47  1010 cm.
No es causa de estaciones
Usar la Luminosidad del Sol calculada para estimar la Luminosidad de estrellas
Conclusiones:
Si el valor de bibliografía de la constante solar es: 0,136 W/cm2, calcule el error porcentual
de su determinación y discuta las posibles fuentes de error.