Unidad II Ea Preguntas 1

ENERGÍAS ALTERNATIVAS ING. QUÍMICA MÓNICA HARUMIM.P.A. MARÍA JOSEFINA ARRAMBIDE VÁZQU 9no. SEMESTRE TORRES GUTIÉRREZ

UNIDAD II

Investigar:

1. Distancia del sol a la Tierra: La distancia entre el Sol y nuestro planeta es de 149.597.870.700 metros =149 597 870.07 Km. Tiempo en llegar la luz a la Tierra: la luz del Sol tarda aproximadamente 8 minutos y 19

segundos en llegar a nuestro planeta. Cantidad de irradiación que recibe la Tierra en Kw/m2 o bien en su equivalencia en

Btu/ft2.hr.: La energía que llega al exterior de la atmósfera terrestre sobre una superficie perpendicular a los rayos solares lo hace en una cantidad fija, llamada constante solar (1353 W/m² según la NASA) variable durante el año un ± 3% a causa de la elipticidad de la órbita terrestre

2. Tipos de movimiento de la Tierra respecto al sol (cuánto tarda).TraslaciónEl movimiento de traslación es el que realiza el planeta Tierra en relación al Sol girando alrededor de él. Determina las estaciones del año. Este movimiento dura 356 días con 6 horas, la duración de un año más 6 horas. Estas 6 horas restantes son las responsables de que cada 4 años tengamos un año bisiesto con 366 días, ya que estas 6 horas cada 4 años dan el resultado de 24 horas y así se agrega un día.

Este movimiento elíptico describe una trayectoria de 930 millones de kilómetros, durante el cual la Tierra mantiene una distancia promedio de 150 millones de kilómetros entre el Sol y la Tierra. Durante este recorrido la velocidad promedio alcanzada por la tierra es de 106 200 km/h o 29,5 km/s.

En Enero la Tierra alcanza su máxima proximidad con el Sol acercándose a aproximadamente 147,5 millones de km, produciéndose el llamado perihelio. Por otra parte en los primeros días de Julio es cuando estos cuerpos celestes se mantienen más alejados, aproximadamente a 152,6 millones de km. A esto se llama afelio.

PrecesiónLa precesión es aún más compleja si consideramos un cuarto movimiento: la nutación. Esto sucede con cualquier cuerpo simétrico o esferoide girando sobre su eje; un trompo (peonza) es un buen ejemplo, pues cuando cae comienza la precesión. Como consecuencia del movimiento de caída, la púa del trompo se apoya en el suelo con más fuerza, de modo que aumenta la fuerza de reacción vertical, que finalmente llegará a ser mayor que el peso. Cuando esto sucede, el centro de masa del trompo comienza a acelerar hacia arriba. El proceso se repite, y el movimiento se compone de una precesión acompañada de una oscilación del eje de rotación hacia abajo y hacia arriba, que recibe el nombre de nutación.


Para el caso de la Tierra, la nutación es la oscilación periódica del polo de la Tierra alrededor de su posición media en la esfera celeste, debido a las fuerzas externas de atracción gravitatoria entre la Luna y el Sol con la Tierra. Esta oscilación es similar al movimiento de una peonza (trompo) cuando pierde fuerza y está a punto de caerse.3

La Tierra se desplaza unos nueve segundos de arco cada 18,6 años, lo que supone que en una vuelta completa de precesión, la Tierra habrá realizado 1385 bucles.

Rotación

Es un movimiento que efectúa la Tierra girando sobre sí misma de oeste a este a lo largo de un eje imaginario denominado eje terrestre que pasa por sus polos. Una vuelta completa, tomando como referencia a las estrellas, dura 23 horas con 56 minutos 4 segundos y se denomina día sidéreo. Si tomamos como referencia al Sol, el mismo meridiano pasa frente a nuestra estrella cada 24 horas, llamado día solar. Los 3 minutos y 56 segundos de diferencia se deben a que en ese plazo de tiempo la Tierra ha avanzado en su órbita y debe girar algo más que un día sideral para completar un día solar.

La primera referencia tomada por el hombre fue el Sol, cuyo movimiento aparente, originado en la rotación de la Tierra, determina el día y la noche, dando la impresión que el cielo gira alrededor del planeta. En el uso coloquial del lenguaje se utiliza la palabra día para designar este fenómeno, que en astronomía se refiere como día solar y se corresponde con el tiempo solar.


Constante solar

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 del Sol. 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 por satélites, se debe usar como temperatura efectiva ( T_{\mathrm{eff}} ) del Sol el valor 5776 K.

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 corto y medio plazo varía dentro de márgenes estrechos.

¿Cuántos tipos de radiación solar hay?

RADIACION NO IONIZANTE

Son aquellas que no son capaces de producir iones al interactuar con los átomos de un material. Se pueden clasificar en dos grandes grupos:

Los campos electromagnéticos Las radiaciones ópticas

Dentro de los campos electromagnéticos se pueden distinguir aquellos generados por las líneas de corriente eléctrica o por campos eléctricos estáticos. Otros ejemplos son las ondas de radiofrecuencia, utilizadas por las emisoras de radio, y las microondas utilizadas en electrodomésticos y en el área de las telecomunicaciones.

Entre las radiaciones ópticas se pueden mencionar los rayos láser y la radiación solar como ser los rayos infrarrojos, la luz visible y la radiación ultravioleta. Estas radiaciones pueden provocar


calor y ciertos efectos fotoquímicos al actuar sobre el cuerpo humano. Nosotros nos centraremos en la radiación ultravioleta que los últimos años por causa de diversos factores ha estado alcanzado la tierra en valores que perjudican seriamente nuestra salud y supervivencia.

Radiación Ultravioleta

La radiación solar posee una gran influencia en el medio ambiente debido a que es un factor que determina el clima terrestre. En particular la radiación ultravioleta es protagonista de muchos de los procesos de la biosfera. La radiación Ultravioleta es una Radiación electromagnética cuyas longitudes de onda van aproximadamente desde los 400 nm, el límite de la luz violeta, hasta los 15 nm, donde empiezan los rayos X. (Un nanómetro, o nm, es una millonésima de milímetro). Este tipo de radiación aunque en cierta forma es beneficiosa, si se excede los limites admisibles por la vida terrestre puede causar efectos nocivos en plantas y animales e incluido el hombre en lo que respecta a la piel y los ojos.Hay una serie de factores que afectan de manera directa la radiación ultravioleta que llega a la superficie terrestre, estos son:

Ozono atmosférico Elevación solar Altitud

Reflexión Nubes y polvo Dispersión atmosférica

El Índice UV es un parámetro UV para la población. Se trata de una unidad de medida de los niveles de radiación UV relativos a sus efectos sobre la piel humana (UV que induce eritema). Este indice puede variar entre 0 y 16 y tiene cinco rangos

Cuanto menor es la longitud de onda de la luz Ultravioleta, más daño puede causar a la vida, pero también es más fácilmente absorbida por la capa de ozono. De acuerdo a los efectos que la radiación Ultravioleta produce sobre los seres vivos se pueden diferenciar tres zonas en el espectro de la misma en base a su longitud de onda:

Ultravioleta C (UVC)Este tipo de radiación ultravioleta es la de menor longitud de onda, cubre toda la parte ultravioleta menor de 290 nm, es letal para todas las formas de vida de nuestro planeta y en presencia de la cual no sería posible la vida en la Tierra tal y como la conocemos actualmente, es totalmente absorbida por el ozono, de modo que en ningún caso alcanza la superficie terrestre.

Ultravioleta B (UVB)Entre las radiaciones UVA y UVC está la radiación UVB con una longitud de onda entre 280 y 320 nm, menos letal que la segunda, pero Peligrosa. Gran parte de esta radiación es absorbida por el ozono, pero una porción considerable alcanza la tierra en su superficie afectando a los seres vivos produciendo además del bronceado, quemaduras, envejecimiento de piel, conjuntivitis, etc. Cualquier daño a la capa de ozono aumentará la radiación UVB. Sin embargo, esta radiación está también limitada por el ozono troposférico, los aerosoles y las Nubes.


Ultravioleta A (UVA)La radiación UVA, con mayor longitud de onda que las anteriores entre 400 y 320 nm, es relativamente inofensiva y pasa casi en su totalidad a través de la capa de ozono. Este tipo de radiación alcanza los efectos de la radiación ultravioleta B pero mediante dosis unas 1000 veces superiores, característica que la convierte en la menos perjudicial. Hay realizar la aclaración de que la radiación Ultravioleta A alcanza la tierra con una intensidad muy superior a la UVB por lo tanto es recomendable Protegerse.

RADIACION IONIZANTE

Son radiaciones con energía necesaria para arrancar electrones de los átomos. Cuando un átomo queda con un exceso de carga eléctrica, ya sea positiva o negativa, se dice que se ha convertido en un ión (positivo o negativo). Entonces son radiaciones ionizantes los rayos X, las radiaciones alfa, beta y gamma. Las radiaciones ionizantes pueden provocar reacciones y cambios químicos con el material con el cual interaccionan. Por ejemplo, son capaces de romper los enlaces químicos de las moléculas o generar cambios genéticos en células reproductoras.

Radiación alfa Las partículas alfa son conjuntos de dos protones y dos neutrones, es decir, el núcleo de un átomo de helio, eyectadas del núcleo de un átomo radiactivo. La emisión de este tipo de radiación ocurre en general en átomos de elementos muy pesados, como el uranio, el torio o el radio. El núcleo de estos átomos tiene bastantes más neutrones que protones y eso los hace inestables. Al emitir una partícula alfa, el átomo cambia la composición de su núcleo, y queda transformado en otro con dos protones y dos neutrones menos. Esto se conoce como transmutación de los elementos. Así por ejemplo, cuando el uranio 238 cuyo número atómico (Z = número de protones en el núcleo) es de 92, emite una partícula alfa, queda transmutado en un átomo de torio 234, cuyo número atómico es de 90

La característica de estas partículas a ser muy pesadas y tiene doble carga positiva les hace interactuar con casi cualquier otra partícula con que se encuentre incluyendo los átomos que constituyen el aire (cuando penetra en un centímetro de aire puede producir hasta 30.000 pares de iones), causando numerosas ionizaciones en una distancia corta.

Esta rapidez para repartir energía la convierte en una radiación poco penetrante que puede ser detenida por una simple hoja de papel sin embargo no son inofensivas ya que pueden actuar en los lugares en que se depositan ya sea por sedimentación o por inhalación.


Radiación beta Las partículas beta tienen una carga negativa y una masa muy pequeña, por ello reaccionan menos frecuentemente con la materia que las alfa pero su poder de penetración es mayor que en estas (casi 100 veces más penetrantes). Son frenadas por metros de aire, una lámina de aluminio o unos cm. de agua.Este tipo de radiación se origina en un proceso de reorganización nuclear en que el núcleo emite un electrón, junto con una partícula no usual, casi sin masa, denominada antineutrino que se lleva algo de la energía perdida por el núcleo. Como la radiactividad alfa, la beta tiene lugar en átomos ricos en neutrones, y suelen ser elementos producidos en reacciones nucleares naturales, y más a menudo, en las plantas de energía nuclear. Cuando un núcleo expulsa una partícula beta, un neutrón es transformado en un protón. El núcleo aumenta así en una unidad su número atómico, Z, y por tanto, se transmuta en el elemento siguiente de la Tabla Periódica de los Elementos.

Si una partícula beta se acerca a un núcleo atómico, desvía su trayectoria y pierde parte de su energía (se "frena"). La energía que ha perdido se transforma en rayos X. Este proceso recibe el nombre de "Radiación de Frenado".Otra interesante reacción ocurre cuando una partícula beta colisiona con un electrón positivo. En este proceso, ambas partículas se aniquilan y desaparecen, liberando energía en forma de rayos gamma.

Radiación gammaLas emisiones alfa y beta suelen ir asociadas con la emisión gamma. Es decir las radiaciones gamma suelen tener su origen en el núcleo excitado generalmente, tras emitir una partícula alfa o beta, el núcleo tiene todavía un exceso de energía, que es eliminado como ondas electromagnéticas de elevada frecuencia. Los rayos gamma no poseen carga ni masa; por tanto, la emisión de rayos gamma por parte de un núcleo no conlleva cambios en su estructura, interaccionan con la materia colisionando con las capas electrónicas de los átomos con los que se cruzan provocando la pérdida de una determinada cantidad de energía radiante con lo cual pueden atravesar grandes distancias, Su energía es variable, pero en general pueden atravesar cientos de metros en el aire, y son detenidas solamente por capas grandes de hormigón, plomo o agua.

Con la emisión de estos rayos, el núcleo compensa el estado inestable que sigue a los procesos alfa y beta. La partícula alfa o beta primaria y su rayo gamma asociado se emiten casi simultáneamente. Sin embargo, se conocen algunos casos de emisión alfa o beta pura, es decir,


procesos alfa o beta no acompañados de rayos gamma; también se conocen algunos isótopos que emiten rayos gamma de forma pura. Esta emisión gamma pura tiene lugar cuando un isótopo existe en dos formas diferentes, los llamados isómeros nucleares, con el mismo número atómico y número másico pero distintas energías. La emisión de rayos gamma acompaña a la transición del isómero de mayor energía a la forma de menor energía. Aunque no hay átomos radiactivos que sean emisores gamma puros, algunos son emisores muy importantes, como el Tecnecio 99, utilizado en Medicina Nuclear, y el Cesio 137, que se usa sobre todo para la calibración de los instrumentos de medición de radiactividad.

¿Qué es la irradiación solar y cuáles son los factores que la afectan?

La irradiación es el conjunto de los rayos de luz, los rayos x o los rayos de cuerpos radiactivos, emitidos por una fuente. También se trata de la exposición de todo o parte de un organismo a estos rayos que pueden perturbar el funcionamiento normal de las células del organismo. Puede modificar la estructura del ADN. Frente a una irradiación moderada, el organismo puede defenderse sólo.

Durante una irradiación prolongada o repetida las células se destruyen y pueden conducir a diversas patologías como el cáncer, que puede aparecer años después de la irradiación inicial. La irradiación de una mujer embarazada puede causar malformaciones fetales o mutaciones genéticas.

Finalmente, el término irradiación también se refiere a la propagación de un dolor desde su sede original a otra parte del cuerpo: es el caso de algunos infartos de miocardio, por ejemplo, donde se dice que el dolor puede irradiar al brazo izquierdo o a la mandíbula

¿Cuáles son las relaciones angulares respecto al sol?

Las leyes de Kepler fueron enunciadas por Johannes Kepler para describir matemáticamente el movimiento de los planetas en sus órbitas alrededor del Sol. Aunque él no las describió así, en la actualidad se enuncian como sigue:

Primera ley (1609): Todos los planetas se desplazan alrededor del Sol describiendo órbitas elípticas. El Sol se encuentra en uno de los focos de la elipse.


Segunda ley (1609): el radio vector que une un planeta y el Sol barre áreas iguales en tiempos iguales.

La ley de las áreas es equivalente a la constancia del momento angular, es decir, cuando el planeta está más alejado del Sol (afelio) su velocidad es menor que cuando está más cercano al Sol (perihelio). En el afelio y en el perihelio, el momento angular L es el producto de la masa del planeta, su velocidad y su distancia al centro del Sol.

Tercera ley (1618): para cualquier planeta, el cuadrado de su período orbital es directamente proporcional al cubo de la longitud del semieje mayor de su órbita elíptica.

Donde, T es el periodo orbital (tiempo que tarda en dar una vuelta alrededor del Sol), R la distancia media del planeta con el Sol y C la constante de proporcionalidad.Estas leyes se aplican a otros cuerpos astronómicos que se encuentran en mutua influencia gravitatoria, como el sistema formado por la Tierra y la Luna.

Formulación de Newton de la tercera ley de Kepler

Antes de que se redactaran las leyes de Kepler hubo otros científicos como Claudio Ptolomeo, Nicolás Copérnico y Tycho Brahe cuyas principales contribuciones al avance de la ciencia estuvieron en haber conseguido medidas muy precisas de las posiciones de los planetas y de las estrellas. Kepler, que fue discípulo de Tycho Brahe, aprovechó todas estas mediciones para poder formular su tercera ley.

Kepler permitió descubrir el movimiento de los planetas. Utilizó grandes conocimientos matemáticos para encontrar relaciones entre los datos de las observaciones astronómicas obtenidas por Tycho Brahe y con ellos logró componer un modelo heliocéntrico del universo. Comenzó trabajando al modo tradicional, planteando trayectorias excéntricas y movimientos en epiciclos, pero encontró que esos datos los situaban fuera del esquema que había establecido Copérnico, lo que le llevó a pensar que no describían una órbita circular. Ensayó otras formas para las órbitas y encontró que los planetas describían órbitas elípticas que tenían al Sol en uno de sus focos. Analizando los datos de Brahe, Kepler descubrió también que la velocidad de los planetas no es constante, sino que el radio vector que los une con el Sol describe áreas iguales en tiempos iguales. En consecuencia, la velocidad de los planetas es mayor cuando están próximos al Sol (perihelio) que cuando se mueven por las zonas más alejadas (afelio). Esto da origen a las tres

Leyes de Kepler sobre el movimiento planetario.

Las leyes de Kepler representan una descripción cinemática del sistema solar.Primera Ley de Kepler: Todos los planetas se mueven alrededor del Sol siguiendo órbitas elípticas. El Sol está en uno de los focos de la elipse. (a y b con semejantes a la elipse)Segunda Ley de Kepler: Los planetas se mueven con velocidad areolar constante. Es decir, el vector posición r de cada planeta con respecto al Sol barre áreas iguales en tiempos iguales.Se puede demostrar que el momento angular es constante lo que nos lleva a las siguientes conclusiones:


Las órbitas son planas y estables. Se recorren siempre en el mismo sentido. La fuerza que mueve los planetas es central.

Tercera Ley de Kepler: se cumple que para todos los planetas, la razón entre el periodo de revolución al cuadrado y el radio orbital al cubo se mantiene constante. Esto es:El estudio de Newton de las leyes de Kepler condujo a su formulación de la ley de la gravitación universal.La formulación matemática de Newton de la tercera ley de Kepler para órbitas circulares es:La fuerza gravitacional crea la aceleración centrípeta necesaria para el movimiento circular:

Al reemplazar la velocidad v por ( 2πrT ) (el tiempo de una órbita

completa) obtenemos

Donde, T es el periodo orbital, r el semieje mayor de la órbita, M es la masa del cuerpo central y G una constante denominada Constante de gravitación universal cuyo valor marca la intensidad de la interacción gravitatoria y el sistema de unidades a utilizar para las otras variables de esta expresión.

1. Declinación solar, formulas

La duración del día es variable en el espacio y en el tiempo y depende de la declinación solar y de la latitud del lugar.La declinación solar es el ángulo formado por los rayos que proceden del Sol y el plano ecuatorial.En el movimiento de traslación alrededor del Sol, el plano del Ecuador mantiene una inclinación fija de 23º27' respecto al plano de la elíptica, por lo que la declinación oscila a lo largo del año entre +23º27', en el solsticio de junio y -23º27' en el solsticio de enero. Para cada día del año tiene un valor único y en los equinocios su valor es 0.En el Anuario del Observatorio Astronómico están publicados los datos referidos a la declinación solar de cada día, pero puede calcularse, con la ecuación de Cooper:

Conociendo la declinación y la latitud es fácil determinar la duración del día mediante la fórmula:

cos w = - tang d · tang L


(Siendo w el valor en grados del arco descrito por el Sol desde el orto hasta su culminación, se denomina también ángulo horario y se mide desde el mediodía, con valores positivos hacia la tarde y negativos por la mañana; por tanto al mediodía es 0)El ángulo completo es el doble del valor anterior, por lo que la duración del día en grados es 2w.

2. Angulo de incidencia

Se denomina ángulo de incidencia (o punto de incidencia) al punto de reflexión donde se ubica la normal de luz sobre algún objeto reflectivo cóncavo ó convexo. El espejo convexo es un espejo de forma esférica y se pueden observar imágenes a la inversa.

En el caso de las superficies planas el ángulo incidente es igual al ángulo reflejado, y su punto de referencia es la recta normal.

Asimetría

En ocasiones, la actividad de los hemisferios Norte y Sur puede llegar a ser muy diferente, predominando uno y otro según reglas aún no comprendidas. Cualquier análisis de la actividad resulta incompleto si no considera esta circunstancia. La asimetría se manifiesta no sólo en el número de manchas o en su superficie, sino también en las fulguraciones, protuberancias, fáculas, campos magnéticos fotosféricos, viento solar, etc. Lo interesante es que existe una coherencia en todos estos aspectos, es decir, cuando un hemisferio predomina lo hace, generalmente, en todas las facetas de actividad.

La existencia de una asimetría N-S suele provocar un desfase entre ambos hemisferios a lo largo del ciclo de manera que uno de ellos puede alcanzar el máximo uno o dos años antes que el otro. Una característica, a la vez fascinante y enigmática, es que desde el ciclo Nº12 (en torno a 1875) este desfase sigue un comportamiento periódico: en los ciclos Nº 12-13-14-15 el hemisferio Norte llegó antes al máximo, en los Nº 16-17-18-19 lo hizo en Sur, y en los cuatro siguientes (Nº 20-21-22-23) volvió a adelantarse el Norte.


En la gráfica se representa el índice de asimetría (A) calculado para el promedio anual de las áreas de manchas, desde 1878 hasta la actualidad. El índice de asimetría se define como:

A = (N-S) / (N+S)

Donde N y S son cualquier índice de la actividad solar en los hemisferios Norte y Sur (un valor positivo representa predominio del Norte). Cada color representa un ciclo, aunque no es raro que el cambio en la asimetría se adelante un año. Esto probablemente se deba al periodo de superposición de dos ciclos consecutivos. Las líneas rectas son un ajuste lineal de los datos de cada ciclo, de manera que se aprecie mejor el cambio de la pendiente.

En astronomía, el ángulo horario es el arco de ecuador contado desde el punto de intersección del ecuador con el meridiano del observador hasta el círculo horario del astro, en sentido horario. Aunque se podría medir en grados, para su medida se usa la hora, unidad que equivale a 15º.

Así, si un objeto tiene un ángulo horario de 2,5 horas, ha transitado por el meridiano local hace 2,5 horas, y está actualmente a 37,5 grados oeste del meridiano. Los ángulos horarios negativos indican el tiempo que falta hasta el siguiente tránsito por el meridiano local. Por supuesto, un ángulo horario de 0 significa que el objeto está en el meridiano local.

La siguiente fórmula permite calcular el ángulo horario (HOR) mediante la hora local (HSL) del lugar:

El ángulo horario (ω) indica el desplazamiento angular del Sol sobre el plano de la trayectoria solar. Se toma como origen del ángulo el mediodía solar y valores crecientes en el sentido del movimiento del Sol. Cada hora corresponde a 15° (360°/24horas).

Conocida la hora solar y sabiendo que el origen de coordenadas se encuentra en el meridiano local y que una hora solar corresponde a 15°


3. Altura del sol

A efectos de conocer la incidencia de la radiación solar sobre las placas fotovoltáicas, es importante tener claro dos conceptos, la altura y el azimut solar.

Si observamos el 3er dibujo, la altura es el ángulo "x" que está formado por la posición del sol sobre la horizontal. El ángulo irá variando según la época del año, un fenómeno físico que implica la cantidad de energía que podrán asimilar las placas fotovoltáicas.El 1er dibujo representa diferentes grados de altura en diferentes estaciones del año desde la perspectiva de un mismo punto. Por este motivo, las grandes huertas solares son móviles, para aprovechar el máximo de radiación solar.


El azimut, en el dibujo, está representado como el ángulo "Y". Es el ángulo formado por el sol y el eje sur. Tanto la altura como el Azimut, vienen dados en unas serie de tablas, que nos indican sus valores durante todos los días del año. Las placas fotovoltáicastienen que tener unos 2° de movilidad, para que los rayos incidan sobre ellas de forma perpendicular durante todo el día.

4. Dia solar

Tiempo que emplea la Tierra en dar una vuelta sobre sí misma, equivalente a 24 horas, y que se utiliza como unidad de tiempo; se cuenta normalmente desde las doce de la noche hasta veinticuatro horas después.

5. Irradiación solar diaria.

3. ¿Cuáles son los equipos de medición que se usan?

La radiación solar se mide en forma directa utilizando instrumentos que reciben el nombre de radiómetros y en forma indirecta mediante modelos matemáticos de estimación que correlacionan la radiación con el brillo solar.

Los radiómetros se pueden clasificar según diversos criterios: el tipo de variable que se pretende medir, el campo de visión, la respuesta espectral, el empleo principal a que se destina, etc.

Tipo de Instrumento


Parámetro de Medida

Piranómetro

i) Radiación Global, ii)Radiación directa, iii)Radiación difusa iv) Radiación solar reflejada. (usado como patrón nacional)

Piranómetro Espectral

Radiación Global en intervalos espectrales de banda ancha

Pirheliómetro Absoluto

Radiación Directa (usado como patrón nacional)

Pirheliómetro de incidencia normal

Radiación Directa (usado como patrón secundario)

Pirheliómetro (con filtros)

Radiación Directa en bandas espectrales anchas

Actinógrafo

Radiación Global

Pirgeómetro

Radiación Difusa

Radiómetro neto ó piranómetro diferencial

Radiación Neta

Heliógrafo

Brillo Solar

Piranometro o solarimetro.

Un piranómetro (también llamado solarímetro y actinómetro) es un instrumento meteorológico utilizado para medir de manera muy precisa la radiación solar incidente sobre la superficie de la tierra. Se trata de un sensor diseñado para medir la densidad del flujo de radiación solar (kilovatios por metro cuadrado) en un campo de 180 grados.

Pirheliómetro


Un pirheliómetro es un instrumento para la medición del haz directo de irradiancia solar.1 La luz del sol entra en el instrumento a través de una ventana y es dirigida sobre una termopila, que convierte el calor en una señal eléctrica que se puede grabar. El voltaje de la señal es convertido a través de una fórmula para medir vatios por metro cuadrado.2 Se utiliza junto con un sistema de seguimiento solar para mantener el instrumento orientado al sol. El pirheliómetro se utiliza a menudo en la misma configuración con un piranómetro.

¿Qué es un albedo?

El albedo es el porcentaje de radiación que cualquier superficie refleja respecto a la radiación que incide sobre la misma. Las superficies claras tienen valores de albedo superiores a las oscuras, y las brillantes más que las mates.

FUENTES DE INFORMACIÓN

http://actualidad.rt.com/ciencias/view/54082-astronomos-establecen-distancia-exacta-tierra-sol

http://www.defensacentral.com/ustedpregunta/categoria/ciencia/cuanto-tiempo-tarda-la-luz-del-sol-en-llegar-a-la-tierra/

http://www.batanga.com/curiosidades/3611/tipos-de-movimientos-de-la-tierra

https://es.wikipedia.org/wiki/Movimientos_de_la_Tierra

http://www.oni.escuelas.edu.ar/2002/buenos_aires/radiacion/tipos.htm

https://es.wikipedia.org/wiki/Leyes_de_Kepler

http://www.rinconsolidario.org/meteorologia/webs/solarpara.htm

https://es.wikipedia.org/wiki/%C3%81ngulo_horario

http://solete.nichese.com/altura.html

https://es.wikipedia.org/wiki/Piran%C3%B3metro

http://temasselectosdefisicaii.blogspot.mx/2009/03/instrumentos-de-medida-de-la-radiacion.html



https://es.wikipedia.org/wiki/Piran%C3%B3metro

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