Medidas Astronomicas

Medidas Astronómicas: año luz, pársec, unidad astronómica. El Sol Estructura Solar. Ciclo Solar. Rotación Solar. Radiación, constante Solar. Relaciones Sol – Tierra, Campos Magnéticos. Viento Solar

Un Año Luz (AL):

es una unidad de distancia astronómica.

Es la distancia que recorre un fotón en un año Juliano (365.25 de 86,400 s) a la velocidad de la luz en el vacío (299,792.458 km/s) a una distancia infinita de cualquier campo gravitacional o magnético.

1 Año Luz equivale a 9’’460,730’472,580.8 km (casi 10 billones de kilómetros).

También se utilizan los términos de:

Segundo Luz àDistancia que recorre la luz en un segundo.

Minuto Luz àDistancia que recorre la luz en un minuto.

Hora Luz àDistancia que recorre la luz en una hora

Día Luz àDistancia que recorre la luz en un día.

Una Unidad Astronómica (ua):

Es la distancia media que hay entre el Sol y la Tierra y su aproximación equivale a 149’597,870 km (casi 150 millones de kilómetros).

Aunque es una excelente aproximación, no corresponde con toda precisión a la órbita real de la Tierra. La definición precisa del Sistema Internacional de Unidades es el “radio de una órbita circular newtoniana alrededor del Sol de una partícula con masa infinitesimal con un movimiento medio de .017 202 098 95 radianes por día”; de forma equivalente, “es la distancia entre el Sol y una partícula sin masa y libre de perturbaciones, que se mueve en una órbita circular alrededor del Sol con un período orbital de 365.2568983 días (año gaussiano)”.

Un Pársec (pc):

En sentido estricto pársec se define como la distancia a la que una unidad astronómica (ua) subtiende un ángulo de un segundo de arco (1"). En otras palabras, una estrella dista un pársec si su paralaje es igual a 1 segundo de arco.

La separación básica que usan los astrónomos para determinar la paralaje de las estrellas es el radio de la órbita de la Tierra. La paralaje se mide en segundos de arco (60 segundos de arco = 1 minuto de arco; 60 minutos de arco = 1 grado). Se basa en el método de la paralaje trigonométrica, el más antiguo y extendido para determinar la distancia a las estrellas.

Puesto que el pársec es una distancia relacionada con la unidad astronómica, se relaciona con la tangente del ángulo en P (ver el diagrama). Ahora bien, siendo π (léase pi) un ángulo muy pequeño, del orden de hasta la milésima de segundo de arco, se comportará como una función lineal de proporcionalidad inversa respecto a Δ (léase delta). Es decir, a Δ doble, π se hace la mitad, pero si Δ es la mitad, π será el doble, y así sucesivamente, de tal forma que la relación entre distancia y paralaje se vuelve muy sencilla:

Un pársec es la distancia desde la Tierra a un objeto astronómico que tiene una paralaje de un segundo de arco.

Δ=1/ π

…donde Δ es la distancia en pársecs, y π la paralaje en segundos de arco. Medida la paralaje de una estrella, no hay más que calcular su inversa para tener la distancia en pársecs.

Otra posibilidad es definir un pársec como la distancia a la que dos objetos, separados entre sí por 1 unidad astronómica, parecen estar separados por un ángulo de 1 segundo de arco. Entonces:

360 × 60 × 60 / 2 × π ua ≈ 2,06 × 105 ua ≈ 3,09 × 1016 m ≈ 3,26 años luz.

El valor adoptado por la Unión Astronómica Internacionales: 1 pc = 3,0857 × 1016 m

Equivalencias:

El sol.No todos los sucesos que acontecen en el sol son relevantes para evaluar la radiación solar que podemos aprovechar si pensamos en términos fotovoltáicos, pero creo que es necesario conocer un poco más a nuestro astro para que podamos hacernos una mejor idea de qué va todo esto de la energía fotovoltáica, que es la intención principal de esta website.

ESTRUCTURA SOLAR.

El sol presenta una forma esférica achatada en sus polos, como el planeta tierra. La estructura solar es difícil de establecer en términos físicos y químicos, pues no se puede cuantificar exactamente sus magnitudes, como podréis suponer. Sin embargo, si podemos conocer su estructura y conocer su funcionalidad. La estructura, en forma de capas, como si de una cebolla se tratase, es la siguiente:

1. Núcleo. Es donde se producen todas las reacciones termonucleares, por este motivo es en el núcleo donde se produce toda la energía solar. Las reacciones que provoca están basadas en el hidrógeno como combustible y el helio como materia resultante. Existe una baja proporción de nitrógeno y carbono, elementos que funcionan como catalizadores en la transformaciones nucleares o reacciones de fusión. El nitrógeno y el carbono participan activamente en éstas reacciones y se denomina ciclo del carbono o de Bethe, su principal descubridor. Éstos ciclos serán repetitivos mientras exista hidrógeno. En dichas reacciones de fusión hay una pérdida de masa, lo que da lugar a que el hidrógeno consumido tenga más peso que el helio producido, la diferencia de masa hace que se produzca energía según Einstein (E = mc2), esta reacción nuclear genera el 25% de la energía solar.

La otra reacción nuclear provocada en el núcleo solar es el ciclo de Critchfiel o protón-protón. Ha grandes rasgos dicha teoría dice que el choque de dos protones, puede provocar que uno de ellos pierda su carga positiva y acabe convirtiéndose en un neutrón; mientras que el otro protón reciba esa carga positiva y se convierta en un deuterón, lo que hace que el hidrógeno sea más pesado. Esta reacción, se calcula, representa el 75% de la energía liberada por el núcleo.

2. Radiante. La zona radiante es el lugar donde se transporta toda la energía producida por el núcleo en forma de plasma, lo que quiere decir, que el plasma está formado por grandes cantidades de hidrógeno y helio. Es la zona radioactiva y se encuentra fuertemente ionizada, esto provoca que los fotones tengan difícil su escapatoria y sean engullidos una y otra vez hacia el núcleo, pero aún así logran escapar a la siguiente zona.

3. Zona convectiva. En esta zona los gases solares ya no están ionizados y los fotones pueden navegar libremente. Es la zona donde se comienza a liberar la energía, pero donde también se capta combustible del exterior hacia el núcleo, por ello existen turbulencias.

4. La fotosfera. Es la superficie del sol y desde donde se emite casi toda la energía hacia el exterior. Los fotones comienzan a salir.

5. La cromosfera. Es transparente y solo se puede observar durante un eclipse solar. ES el tono rojizo que se observa en el eclipse.

6. La corona

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