viernes, 4 de julio de 2014

La radiación solar


Abstract. Solar radiation can be harmful to lupus patients. A description of how it is generated is provided here.

Los lúpicos son particularmente sensibles a la radiación solar. Pero no es un tema simple. Conviene conocerlo un poco mejor. Además de a los lúpicos el sol afecta... a todo bicho viviente. La radiación del sol hace crecer la hierba. Si se “apagase” el sol en poco tiempo desaparecería toda forma de vida en el planeta. Necesitamos la radiación del sol, pero su exceso puede ser perjudicial.


El sol es una estrella tipo G de secuencia principal. Está constituido predominantemente por hidrógeno en continua  fusión termonuclear, dando como resultado helio y energía. Esto tiene lugar en un proceso de varias etapas denominado cadena protón-protón. En algunas etapas se pierde masa que se transforma en energía, en forma de fotones gamma, de acuerdo con la conocida ecuación de Einstein E = mc2. Se emiten además neutrinos y positrones. En total se liberan en el proceso 26,73 MeV.

El hidrógeno es el elemento que tiene el átomo más simple: Un protón en el núcleo rodeado por un único electrón en un orbital



Hay que tener en cuenta que la temperatura en el núcleo del sol es de unos 15 millones de grados Celsius. A esta temperatura es un gas en forma de plasma, es decir, los electrones de las órbitas atómicas se mueven libremente de los núcleos atómicos. Los núcleos colisionan entre si y producen reacciones nucleares. 

La primera etapa de la reacción protón-protón es una colisión entre dos núcleos de hidrógeno (o sea dos protones) en la que se libera un positrón (por lo tanto uno de los protones se convierte en neutrón) y un neutrino.




Queda así un núcleo formado por un protón y un neutrón. Es decir del isótopo del hidrógeno denominado deuterio. 

A continuación colisiona un núcleo de deuterio con un protón dando lugar a un núcleo de helio, pero con un solo neutrón. Es decir el isótopo 3He. Emite energía en forma de radiación gamma (g).


Finalmente, dos núcleos de 3He colisionan liberando dos protones y formando un átomo de helio 4He en su isótopo estable.

Ya se ha pasado de hidrógeno a helio. Pero hay una segunda cadena cuyas fases son: 

Colisión de Helio3 con Helio4 formando Berilio7 y radiando gamma.

Berilio7 emite un neutrino convirtiéndose en Litio7

Colisión de Berilio7 con un protón desintegrándose en dos átomos de Helio4

Este es en esencia, y simplificando, el proceso por el que el sol libera gran cantidad de energía en forma de radiación gamma (g)    

Afortunadamente para nosotros, la enorme radiación gamma (g) no rebasa la superficie del sol. 

Si pudiésemos partir el sol en dos como si fuese una naranja, veríamos algo parecido a la siguiente imagen (muy simplificada) La reacción nuclear tiene lugar en el núcleo, pero éste está rodeado por la fotosfera y la cronosfera. En éstas la radiación g  es absorbida y convertida en radiaciones de menor frecuencia, de modo que la fotosfera radia energía en un espectro electromagnético de frecuencias más bajas. En total la fotosfera radia al espacio 63MW/m2


                             




Nosotros estamos en la Tierra. La energía que recibe una unidad de superficie disminuye cuadráticamente con la distancia. A la distancia que se encuentra la Tierra (150x106km) la energía que recibe un plano de 1m2 perpendicular al rayo, antes de ser filtrado por la atmósfera y suponiendo un albedo cero es de 1.360W/m2

Centrándonos en lo que nos interesa. Lo que nos llega del sol no es una  onda única, es un conjunto de ondas. Es un continuo de frecuencias. Es como si la ducha de casa echase, no sólo agua, sino una mezcla de agua, vino, aceite, alcohol, etc. Pero resulta que nosotros estamos dotados de sentidos que nos permiten percibir sólo dos de los componentes de la radiación del sol. No estamos equipados para percibir los otros. Por otra parte, aunque no los percibamos, nos afectan.

La figura siguiente muestra la distribución según sus longitudes de onda de las radiaciones que nos llegan del sol. En amarillo las intensidades en W/m2/nm con que llegan al exterior de la atmósfera y en rojo las intensidades con las que llegan al suelo. La diferencia es lo que absorbe la atmósfera (más en unas frecuencias que en otras).



Nosotros percibimos las radiaciones de la zona central del gráfico como luz. Las que tienen longitudes de onda comprendidas entre λ = 380nm y  λ = 750nm

No vemos, pero sentimos como calor, las radiaciones infrarrojas. Las que tienen 750 < λ < 106 nm (1mm)

Más a la derecha (y fuera) del gráfico están las ondas de radio con 1mm < λ < 100km. El sol también nos las envía pero en muy poca cantidad. Son un ejemplo de ondas para las que no disponemos de ningún sentido que nos permita percibirlas directamente. Nosotros las producimos profusamente para comunicarnos por radio, televisión y teléfonos móviles. Para hornos de microondas, radares, mandos de puertas de garajes, coches. Etc. Estamos literalmente sumergidos en ellas pero para percibirlas necesitamos que nos las traduzca algún aparato, una radio por ejemplo.

Las radiaciones que quedan a la izquierda del gráfico, las de λ < 380 nm tampoco podemos percibirlas directamente. Pero nos afectan. Las comprendidas entre 100nm y 380nm las conocemos como ultravioleta (nosotros no las vemos pero algunos insectos, aves, anfibios, reptiles y peces sí)


Las situadas aún más a la izquierda y fuera del gráfico, con 10nm >  λ >  10pm son los Rayos X. Con longitudes de onda inferiores a estas están los rayos gamma.


El siguiente gráfico muestra todo el espectro electromagnético del cual sólo la parte central nos llega del sol.





Ahora que tenemos situada la radiación UV en el contexto de todo el espectro EM y, dentro de éste,  en la parte que nos envía el sol, estamos preparados para analizarla un poco más. Lo dejo para el siguiente artículo.

JLG

Referencias:

1.     Ishfaq AhmadThe Nucleus, 1:42,59, (1971), The Proton type-nuclear fission reaction
2.    Feynman, Lectures on Physics.
3.    Kenneth S. Krane Introductory Nuclear Physics.
4.    Newport Corporation Introduction to Solar Radiation.
5.     National Renewable Energy Laboratory.
6.     NASA Solar System Exploration.
7.    NASA Sun Fact Sheet.
8.    Simon Ramo, John R. Whinnery Fields and Waves in Modern Radio.

Fotos: KelvinsongNASA, CmGlee, Xiaomao123, Wikipedia, Zedh




Licencia Creative Commons
Radiación Solar por JLGaillard se distribuye bajo una Licencia Creative Commons Atribución-NoComercial-SinDerivar 4.0 Internacional.
Basada en una obra en www.lupiossol.blogspot.com.

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