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 (ua) del Sol (aproximadamente la distancia del Sol a la Tierra).
La constante solar incluye la radiación de todo el espectro electromagnético . Se mide por satélite y es de 1,361 kilovatios por metro cuadrado (kW/m2 ) 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 ) 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 a calcular 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, es equivalente a aproximadamente 1,951 calorías por minuto por centímetro cuadrado, o 1,951 langleys por minuto.
La radiación solar es casi constante, pero no del todo. Las variaciones en la irradiancia solar total (ITS) 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 radiación solar total varía (a lo largo de los últimos tres ciclos de manchas solares de 11 años ) en aproximadamente un 0,1%; [5] véase la variación solar para más detalles.
Por lo tanto:
Donde f es la irradiancia de la estrella en el planeta extrasolar a la distancia d.
En 1838, Claude Pouillet realizó la primera estimación de la constante solar. Con un pirheliómetro muy sencillo desarrollado por él mismo, obtuvo un valor de 1,228 kW/m 2 , [6] cercano a la estimación actual.
En 1875, Jules Violle retomó el trabajo de Pouillet y ofreció una estimación algo mayor de 1,7 kW/m2 basada , en parte, en una medición que realizó en 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 alto.
Entre 1902 y 1957, las mediciones realizadas por Charles Greeley Abbot y otros en varios sitios de gran altitud arrojaron 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 alrededor de un 6,9% durante un año (de 1,412 kW/m2 a principios de enero a 1,321 kW/m2 a principios de julio) debido a la distancia variable de la Tierra al Sol, y típicamente en mucho menos del 0,1% de un día para otro. Por lo tanto, para toda la Tierra (que tiene una sección transversal de 127.400.000 km2 ) , la potencia es 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 (véase 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 (UA), mientras que la irradiancia solar se verá afectada por la excentricidad de la órbita de la Tierra. 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 a largo plazo (decenas a cientos de milenios) de variación sutil en la órbita de la Tierra ( ciclos de Milankovich ) afectan la irradiancia solar y la insolación (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 su 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 un momento dado la mitad del planeta no recibe radiación solar, es una cuarta parte 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 de la Tierra 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 solo la luz visible (ver Espectro electromagnético ). Está correlacionada 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 solo en la salida visual del Sol.
El diámetro angular de la Tierra visto desde el Sol es de aproximadamente 1/11.700 radianes (unos 18 segundos de arco ), lo que significa que el ángulo sólido de la Tierra visto desde el Sol es de aproximadamente 1/175.000.000 de un estereorradián . Por lo tanto, el Sol emite alrededor de 2.200 millones de veces la cantidad de radiación que es captada por la Tierra, en otras palabras, alrededor de 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, sino que varía con el ciclo solar de manchas solares de 11 años . Para retroceder en el tiempo, hay que recurrir a reconstrucciones de la 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 (ciclo de 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 expande gradualmente y emite más energía a partir de la mayor superficie resultante. La cuestión no resuelta 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 solo el 70% de su valor actual, se conoce como la paradoja del Sol joven y débil .
En realidad, aproximadamente el 75% de la energía solar llega a la superficie terrestre [15], ya que incluso con un cielo sin nubes es parcialmente reflejada y absorbida por la atmósfera. Incluso los cirros ligeros reducen esta proporción al 50%, y los cirros más fuertes al 40%. Por lo tanto, la energía solar que llega a la superficie con el sol directamente sobre la superficie puede variar de 550 W/m2 con cirros a 1025 W/m2 con un cielo despejado.
