La constante solar ( G SC ) mide la cantidad de energía que recibe un área determinada a una unidad astronómica de distancia del Sol. Más específicamente, es una densidad de flujo que mide la radiación electromagnética solar media ( irradiancia solar total ) por unidad de área. Se mide en una superficie perpendicular a los rayos, a una unidad astronómica (au) del Sol (aproximadamente la distancia del Sol a la Tierra).
La constante solar incluye la radiación en todo el espectro electromagnético . Se mide por satélite en 1,361 kilovatios por metro cuadrado (kW/m 2 ) en el mínimo solar (el momento del ciclo solar de 11 años en el que el número de manchas solares es mínimo) y aproximadamente un 0,1% mayor (aproximadamente 1,362 kW/m2). m 2 ) en el máximo solar . [1]
La "constante" solar no es una constante física en el sentido científico moderno de CODATA ; es decir, no es como la constante de Planck o la velocidad de la luz que son absolutamente constantes en física. La constante solar es un promedio de un valor variable. En los últimos 400 años ha variado menos del 0,2 por ciento. [2] Hace miles de millones de años, era significativamente menor .
Esta constante se utiliza en el cálculo de la presión de radiación , lo que ayuda en el cálculo de una fuerza sobre una vela solar .
La irradiancia solar se mide mediante satélites sobre la atmósfera de la Tierra , [3] y luego se ajusta utilizando la ley del cuadrado inverso para inferir la magnitud de la irradiancia solar en una Unidad Astronómica (au) para evaluar la constante solar. [4] El valor promedio aproximado citado, [1] 1,3608 ± 0,0005 kW/m 2 , que es 81,65 kJ/m 2 por minuto, equivale aproximadamente a 1,951 calorías por minuto por centímetro cuadrado, o 1,951 langleys por minuto.
La producción solar es casi constante, aunque no del todo. Las variaciones en la irradiancia solar total (TSI) eran pequeñas y difíciles de detectar con precisión con la tecnología disponible antes de la era de los satélites (±2% en 1954). Actualmente se mide que la producción solar total varía (durante los últimos tres ciclos de manchas solares de 11 años ) en aproximadamente un 0,1%; [5] ver variación solar para más detalles.
En 1838, Claude Pouillet hizo la primera estimación de la constante solar. Utilizando un pirheliómetro muy sencillo que desarrolló, obtuvo un valor de 1,228 kW/m 2 , [6] cercano a la estimación actual.
En 1875, Jules Violle reanudó el trabajo de Pouillet y ofreció una estimación algo mayor, 1,7 kW/m 2 , basada, en parte, en una medición que hizo desde el Mont Blanc en Francia.
En 1884, Samuel Pierpont Langley intentó estimar la constante solar desde el Monte Whitney en California. Al tomar lecturas en diferentes momentos del día, intentó corregir los efectos debidos a la absorción atmosférica. Sin embargo, el valor final que propuso, 2,903 kW/m 2 , era demasiado elevado.
Entre 1902 y 1957, las mediciones realizadas por Charles Greeley Abbot y otros en varios sitios de gran altitud encontraron valores entre 1,322 y 1,465 kW/m 2 . Abbot demostró que una de las correcciones de Langley se aplicó erróneamente. Los resultados de Abbot variaron entre 1,89 y 2,22 calorías (1,318 a 1,548 kW/m 2 ), una variación que parecía deberse al Sol y no a la atmósfera terrestre. [7]
En 1954, la constante solar se evaluó como 2,00 cal/min/cm 2 ± 2%. [8] Los resultados actuales son aproximadamente un 2,5 por ciento más bajos.
La irradiancia solar directa real en la parte superior de la atmósfera fluctúa aproximadamente un 6,9% durante un año (de 1,412 kW/m 2 a principios de enero a 1,321 kW/m 2 a principios de julio) debido a la diferente distancia de la Tierra al Sol, y normalmente en mucho menos del 0,1% de un día para otro. Así, para toda la Tierra (que tiene una sección transversal de 127.400.000 km 2 ), la potencia es de 1.730×10 17 W (o 173.000 teravatios ), [9] más o menos un 3,5% (la mitad del rango anual de aproximadamente 6,9%). La constante solar no permanece constante durante largos períodos de tiempo (ver Variación solar ), pero a lo largo de un año la constante solar varía mucho menos que la irradiancia solar medida en la parte superior de la atmósfera. Esto se debe a que la constante solar se evalúa a una distancia fija de 1 Unidad Astronómica (au), mientras que la irradiancia solar se verá afectada por la excentricidad de la órbita terrestre. Su distancia al Sol varía anualmente entre 147,1·10 6 km en el perihelio y 152,1·10 6 km en el afelio . Además, varios ciclos de variación sutil de larga duración (de decenas a cientos de milenios) en la órbita de la Tierra ( ciclos de Milankovich ) afectan la irradiancia y la insolación solares (pero no la constante solar).
La Tierra recibe una cantidad total de radiación determinada por su sección transversal (π·R E 2 ), pero a medida que gira esta energía se distribuye por toda la superficie (4·π·R E 2 ). Por lo tanto, la radiación solar entrante promedio, teniendo en cuenta el ángulo en el que inciden los rayos y que en cualquier momento la mitad del planeta no recibe radiación solar, es un cuarto de la constante solar (aproximadamente 340 W/m 2 ). La cantidad que llega a la superficie de la Tierra (como insolación ) se reduce aún más por la atenuación atmosférica, que varía. En un momento dado, la cantidad de radiación solar recibida en un lugar de la superficie terrestre depende del estado de la atmósfera, la latitud del lugar y la hora del día.
La constante solar incluye todas las longitudes de onda de la radiación electromagnética solar, no sólo la luz visible (ver Espectro electromagnético ). Está correlacionado positivamente con la magnitud aparente del Sol, que es −26,8. La constante solar y la magnitud del Sol son dos métodos para describir el brillo aparente del Sol, aunque la magnitud se basa únicamente en la salida visual del Sol.
El diámetro angular de la Tierra vista desde el Sol es aproximadamente 1/11.700 radianes (aproximadamente 18 segundos de arco ), lo que significa que el ángulo sólido de la Tierra vista desde el Sol es aproximadamente 1/175.000.000 de estereorradián . Así, el Sol emite aproximadamente 2.200 millones de veces la cantidad de radiación que capta la Tierra, es decir, unos 3.846×10 26 vatios.
Las observaciones espaciales de la irradiancia solar comenzaron en 1978. Estas mediciones muestran que la constante solar no es constante. Varía con el ciclo solar de 11 años de las manchas solares . Cuando se retrocede más en el tiempo, hay que confiar en reconstrucciones de irradiancia, utilizando manchas solares de los últimos 400 años o radionucleidos cosmogénicos para retroceder 10.000 años. Estas reconstrucciones muestran que la irradiancia solar varía con distintas periodicidades. Estos ciclos son: 11 años (Schwabe), 88 años (ciclo de Gleisberg), 208 años (ciclo de DeVries) y 1.000 años (ciclo de Eddy). [10] [11] [12] [13] [14]
A lo largo de miles de millones de años, el Sol se está expandiendo gradualmente y emitiendo más energía a partir de la mayor superficie resultante. La cuestión sin resolver de cómo explicar la clara evidencia geológica de agua líquida en la Tierra hace miles de millones de años, en un momento en que la luminosidad del Sol era sólo el 70% de su valor actual, se conoce como la paradoja del Sol joven y débil .
Como máximo, aproximadamente el 75% de la energía solar llega a la superficie terrestre [15] , ya que incluso en un cielo sin nubes es parcialmente reflejada y absorbida por la atmósfera. Incluso los cirros ligeros reducen esta cifra al 50%, los cirros más fuertes al 40%. Así, la energía solar que llega a la superficie con el sol directamente encima puede variar desde 550 W/m 2 con nubes cirros hasta 1025 W/m 2 con un cielo despejado.
