domingo, 18 de octubre de 2009
Ejercicio 13 pag 35
El piranómetro:
Generalmente se utilizan tres medidas de radiación: semiesférica total, difusa y directa. Para las medidas de radiación difusa y semiesférica la radiación directa se suprime utilizando un disco parasol. El principio físico utilizado generalmente en la medida es un termopar sobre el que incide la radiación a través de dos cúpulas semiesféricas de vidrio. Las medidas se expresan en kW/m².
Un ejemplo de piranómetro es el de Kipp y Zonen, que se constituye por una pila termoeléctrica contenida en un alojamiento con dos hemiesferas de cristal. La pila termoeléctrica está constituida por una serie de termopares colocados horizontalmente, cuyos extremos están soldados con unas barras de cobre verticales solidarias a una placa de latón maciza. El conjunto está pintado con un barniz negro, para absorber la radiación. El flujo de calor originado por la radiación se transmite a la termopila, generándose una tensión eléctrica proporcional a la diferencia de temperatura entre los metales de los termopares.
Para medir la radiación difusa es necesario tapar el sensor de radiación directa mediante una pantalla parasol, midiendo la irradiancia solar difusa (piranómetro de difusa).
Una variante es el perheliógrafo, un pirheliómetro dotado de un dispositivo registrador.
El Bolómetro:
Un bolómetro es un instrumento que mide la cantidad total de radiación electromagnética que viene de un objeto en todas las longitudes de onda. La medida se realiza por medio de una medida de la temperatura de un detector iluminado por la fuente a estudiar. El bolómetro fue inventado por el astrónomo americano Samuel P. Langley alrededor del año 1880. Con él estudió la radiación infrarroja del Sol. Se puede definir la magnitud bolométrica de una estrella como su luminosidad en todo el espectro electromagnético.
Un bolómetro consiste de un cuerpo absorbente de calor conectado a un sumidero de calor (un objeto mantenido a temperatura constante) a través de un material aislante. El resultado es que cualquier radiación absorbida por el detector aumenta su temperatura por encima del sumidero de calor que actúa de referencia. La radiación absorbida se mide por lo tanto a partir del contraste de temperatura entre el detector y la referencia. En algunos bolómetros el termómetro actúa también como absorbente mientras que en otros el termómetro y el detector son dispositivos diferentes. Este tipo de bolómetros se denominan de diseño compuesto. En bolómetros del primer tipo la temperatura se mide por medio de la variación de la resistencia del absorbente (metálico) en función de su temperatura.
Generalmente se utilizan tres medidas de radiación: semiesférica total, difusa y directa. Para las medidas de radiación difusa y semiesférica la radiación directa se suprime utilizando un disco parasol. El principio físico utilizado generalmente en la medida es un termopar sobre el que incide la radiación a través de dos cúpulas semiesféricas de vidrio. Las medidas se expresan en kW/m².
Un ejemplo de piranómetro es el de Kipp y Zonen, que se constituye por una pila termoeléctrica contenida en un alojamiento con dos hemiesferas de cristal. La pila termoeléctrica está constituida por una serie de termopares colocados horizontalmente, cuyos extremos están soldados con unas barras de cobre verticales solidarias a una placa de latón maciza. El conjunto está pintado con un barniz negro, para absorber la radiación. El flujo de calor originado por la radiación se transmite a la termopila, generándose una tensión eléctrica proporcional a la diferencia de temperatura entre los metales de los termopares.
Para medir la radiación difusa es necesario tapar el sensor de radiación directa mediante una pantalla parasol, midiendo la irradiancia solar difusa (piranómetro de difusa).
Una variante es el perheliógrafo, un pirheliómetro dotado de un dispositivo registrador.
El Bolómetro:
Un bolómetro es un instrumento que mide la cantidad total de radiación electromagnética que viene de un objeto en todas las longitudes de onda. La medida se realiza por medio de una medida de la temperatura de un detector iluminado por la fuente a estudiar. El bolómetro fue inventado por el astrónomo americano Samuel P. Langley alrededor del año 1880. Con él estudió la radiación infrarroja del Sol. Se puede definir la magnitud bolométrica de una estrella como su luminosidad en todo el espectro electromagnético.
Un bolómetro consiste de un cuerpo absorbente de calor conectado a un sumidero de calor (un objeto mantenido a temperatura constante) a través de un material aislante. El resultado es que cualquier radiación absorbida por el detector aumenta su temperatura por encima del sumidero de calor que actúa de referencia. La radiación absorbida se mide por lo tanto a partir del contraste de temperatura entre el detector y la referencia. En algunos bolómetros el termómetro actúa también como absorbente mientras que en otros el termómetro y el detector son dispositivos diferentes. Este tipo de bolómetros se denominan de diseño compuesto. En bolómetros del primer tipo la temperatura se mide por medio de la variación de la resistencia del absorbente (metálico) en función de su temperatura.
Ejercicio 15 Pag 35
El Sol es la estrella enana mediana de tipo espectral G2 que se encuentra en el centro del Sistema solar. La Tierra y otras materias (incluyendo a otros planetas, asteroides y meteoros, cometas y polvo) orbitan alrededor de ella, constituyendo a la mayor fuente de energía y electromagnética de esta constelación. Por sí solo, el sol representa alrededor del 98,6% de la masa del Sistema Solar. La distancia media del Sol a la Tierra es de aproximadamente 149.600.000 de kilómetros, o 92.960.000 millas, y su luz recorre esta distancia en 8 minutos y 19 segundos. La energía del Sol, en forma de luz solar, sustenta a casi todas las formas de vida en la Tierra a través de la fotosíntesis, y conduce el clima de la Tierra y la meteorología.
Es la estrella del sistema planetario en el que se encuentra la Tierra; por tanto, es la más cercana a la Tierra y el astro con mayor brillo aparente. Su presencia o su ausencia en el cielo determinan, respectivamente, el día y la noche. La energía radiada por el Sol es aprovechada por los seres fotosintéticos, que constituyen la base de la cadena trófica, siendo así la principal fuente de energía de la vida. También aporta la energía que mantiene en funcionamiento los proceso climáticos. El Sol es una estrella que se encuentra en la fase denominada secuencia principal, con un tipo espectral (estelar) G2, que se formó hace unos 5000 millones de años y permanecerá en la secuencia principal aproximadamente otros 5000 millones de años. El Sol, junto con la Tierra y todos los cuerpos celestes que orbitan a su alrededor, forman el Sistema Solar.
A pesar de ser una estrella mediana (aún así, es más brillante que el 85% de las estrellas existentes en nuestra galaxia) , es la única cuya forma se puede apreciar a simple vista, con un diámetro angular de 32' 35" de arco en el perihelio y 31' 31" en el afelio, lo que da un diámetro medio de 32' 03". La combinación de tamaños y distancias del Sol y la Luna son tales que se ven, aproximadamente, con el mismo tamaño aparente en el cielo. Esto permite una amplia gama de eclipses solares distintos.
Es la estrella del sistema planetario en el que se encuentra la Tierra; por tanto, es la más cercana a la Tierra y el astro con mayor brillo aparente. Su presencia o su ausencia en el cielo determinan, respectivamente, el día y la noche. La energía radiada por el Sol es aprovechada por los seres fotosintéticos, que constituyen la base de la cadena trófica, siendo así la principal fuente de energía de la vida. También aporta la energía que mantiene en funcionamiento los proceso climáticos. El Sol es una estrella que se encuentra en la fase denominada secuencia principal, con un tipo espectral (estelar) G2, que se formó hace unos 5000 millones de años y permanecerá en la secuencia principal aproximadamente otros 5000 millones de años. El Sol, junto con la Tierra y todos los cuerpos celestes que orbitan a su alrededor, forman el Sistema Solar.
A pesar de ser una estrella mediana (aún así, es más brillante que el 85% de las estrellas existentes en nuestra galaxia) , es la única cuya forma se puede apreciar a simple vista, con un diámetro angular de 32' 35" de arco en el perihelio y 31' 31" en el afelio, lo que da un diámetro medio de 32' 03". La combinación de tamaños y distancias del Sol y la Luna son tales que se ven, aproximadamente, con el mismo tamaño aparente en el cielo. Esto permite una amplia gama de eclipses solares distintos.
EJERCICIO 6 PAG 34
Un meteoroide es un cuerpo celeste pequeño (desde un centenar de micras hasta unas decenas de metros) que orbita alrededor del Sol. La mayoría de los meteoroides son fragmentos de cometas y asteroides, aunque también pueden ser rocas de satélites o planetas que han sido eyectadas en grandes impactos. Cuando entra en la atmosfera de un planeta, el meteoroide se calienta y se vaporiza parcial o completamente. El gas que queda en la trayectoria seguida por el meteoroide se ioniza y brilla. El rastro de vapor brillante se llama técnicamente meteoro aunque su nombre común es estrella fugaz. Se denominan bólidos aquellos meteoros cuya luminosidad es superior a -4 (la del Planeta Venus). De aquellos bólidos de luminosidad muy superior a la de la Luna, los superbólidos, pueden sobrevivir fragmentos que al llegar al suelo se denominan meteoritos. La actual definición de meteoroide fue establecida por la Unión Astronómica Internacional (IAU) en su XI Asamblea General (1961):
"Un objeto sólido que se mueve en el espacio interplanetario, de un tamaño considerablemente más pequeño que un asteroide y considerablemente más grande que un átomo o molécula.
Como resultado del progreso inexorable de la instrumentación, esta definición ahora se juzga inaceptablemente vaga por su ambigüedad. La definición más común se propuso en 1995 [1] y determina que el tamaño de los meteoroides debe estar en un rango entre 100 µm y 10 m de amplitud. Cualquier cuerpo celeste mayor se considera un asteroide, y cualquiera más pequeño se considera polvo interplanetario. La mayoría de los meteoritos terrestres, excepto los metálicos de grandes dimensiones, proceden de meteoroides.
LLUVIA DE METEOROS
Cuando un cometa pasa por el interior del Sistema Solar, la interacción con el viento solar hace que su superficie se active. Los gases y materiales de la superficie del cometa salen despedidos al espacio, y pasan a orbitar al Sol en órbitas muy similares a las de su cometa de origen. Así se forma una corriente o anillo de partículas, denominado técnicamente enjambre de meteoros. La órbita terrestre cruza algunos enjambres de cometas de periodo corto, produciendo lluvias de meteoros anuales, como las Leónidas o las Perseidas. Cuando la actividad de una lluvia de meteoros sobrepasa los 1000 meteoros por hora, se la denomina tormenta de meteoros.
Se cree que algunos asteroides pueden ser cometas exhaustos, es decir, cometas que han perdido todos sus elementos volátiles. Por eso, alguno de estos fenómenos tienen a asteroides como cuerpo progenitor. Es el caso de las Gemínidas que se encuentran en la órbita del asteroide (3200) Phaento.
Al entrar un meteoro en la atmósfera terrestre, se observa un trazo luminoso llamado estrella fugaz o meteoro. Este efecto luminoso está producido por la ionización de la atmósfera que genera la partícula. La mayor parte de meteoros tienen el tamaño de granos de arena y se desintegran a unos 80 o 100 kilómetros de altura. Algunos con masa mayor llegan a tener un brillo considerable, y se los denomina bólidos (en inglés, fireballs). Sólo cuando los meteoroides poseen una masa considerable pueden atraversar la atmósfera por completo hasta llegar a la superficie. Estos meteoroides pasan a recibir la denominación de meteoritos.
"Un objeto sólido que se mueve en el espacio interplanetario, de un tamaño considerablemente más pequeño que un asteroide y considerablemente más grande que un átomo o molécula.
Como resultado del progreso inexorable de la instrumentación, esta definición ahora se juzga inaceptablemente vaga por su ambigüedad. La definición más común se propuso en 1995 [1] y determina que el tamaño de los meteoroides debe estar en un rango entre 100 µm y 10 m de amplitud. Cualquier cuerpo celeste mayor se considera un asteroide, y cualquiera más pequeño se considera polvo interplanetario. La mayoría de los meteoritos terrestres, excepto los metálicos de grandes dimensiones, proceden de meteoroides.
LLUVIA DE METEOROS
Cuando un cometa pasa por el interior del Sistema Solar, la interacción con el viento solar hace que su superficie se active. Los gases y materiales de la superficie del cometa salen despedidos al espacio, y pasan a orbitar al Sol en órbitas muy similares a las de su cometa de origen. Así se forma una corriente o anillo de partículas, denominado técnicamente enjambre de meteoros. La órbita terrestre cruza algunos enjambres de cometas de periodo corto, produciendo lluvias de meteoros anuales, como las Leónidas o las Perseidas. Cuando la actividad de una lluvia de meteoros sobrepasa los 1000 meteoros por hora, se la denomina tormenta de meteoros.
Se cree que algunos asteroides pueden ser cometas exhaustos, es decir, cometas que han perdido todos sus elementos volátiles. Por eso, alguno de estos fenómenos tienen a asteroides como cuerpo progenitor. Es el caso de las Gemínidas que se encuentran en la órbita del asteroide (3200) Phaento.
Al entrar un meteoro en la atmósfera terrestre, se observa un trazo luminoso llamado estrella fugaz o meteoro. Este efecto luminoso está producido por la ionización de la atmósfera que genera la partícula. La mayor parte de meteoros tienen el tamaño de granos de arena y se desintegran a unos 80 o 100 kilómetros de altura. Algunos con masa mayor llegan a tener un brillo considerable, y se los denomina bólidos (en inglés, fireballs). Sólo cuando los meteoroides poseen una masa considerable pueden atraversar la atmósfera por completo hasta llegar a la superficie. Estos meteoroides pasan a recibir la denominación de meteoritos.
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