Los módulos fotovoltaicos o colectores solares fotovoltaicos (llamados a veces paneles solares, aunque esta denominación abarca otros dispositivos) están formados por un conjunto de celdas (células fotovoltaicas) que producen electricidad a partir de la luz que incide sobre ellos (electricidad solar). El parámetro estandarizado para clasificar su potencia se denomina potencia pico, y se corresponde con la potencia máxima que el módulo puede entregar bajo unas condiciones estandarizadas, que son:
www.youtube.com/watch?v=jVGfNcEnZDk
Tuesday, November 30, 2010
QUE ES EL SOL
Qué es el Sol?
El diámetro del Sol es de 1.400.000 Km., que es más de 100 veces mayor que el diámetro de la Tierra. Su masa es más de 300.000 la de la Tierra. El Sol es un cuerpo gaseoso muy caliente compuesto de cerca de 75% hidrógeno, 25% helio, menos de 1% de oxígeno, todos los otros elementos constituyen menos del 1%. La temperatura de su superficie es de cerca de 6.000° C.
La fuente de energía en el Sol, es la fusión de núcleos de hidrógeno (protones) en núcleos de helio. En este proceso, se pierde una pequeña cantidad de masa que es transformada en energía. Esta reacción nuclear, sólo puede ocurrir en el muy caliente (15.000.000° C) y denso centro del Sol.
El Sol pierde medio millón de toneladas cada segundo en esta destrucción de masa para producir energía, pero mantendrá su actual producción de energía durante cerca de 5.000 millones de años.
Durante este largo período de tiempo, el Sol es una estrella de la secuencia principal, pero eventualmente todo el hidrógeno en el centro se habrá convertido en helio. El balance entre la fuerza de gravedad, que atrae toda la masa del Sol hacia su centro, y la fuerza debida a la energía del Sol, que empuja la materia hacia afuera, se perderá entonces. El centro se contraerá y se hará aún más caliente, mientras que la parte exterior se expandirá y se enfriará. El Sol será entonces más brillante, más frío, y mayor -- una estrella roja gigante.
Ultimadamente todas las fuentes de producción de energía llegarán a su fin, y el Sol colapsará para convertirse en un objeto muy pequeño y caliente, llamado una enana blanca.
El Ciclo Solar:
El Sol, visto desde la Tierra, rota sobre su eje en algo más de 27 días, y su actividad aumenta y disminuye en un ciclo de aproximadamente 11 años, produciendo variaciones en el campo magnético de la Tierra, y cambios en nuestra atmósfera superior (la ionosfera), que afectan la transmisión de las ondas de radio y por tanto las comunicaciones mundiales. Este ciclo de actividad fue descubierto por el astrónomo amateur Alemán Heinrich Schwabe como resultado de observaciones hechas entre 1826 y 1843; en los siguientes diez años, se estableció una relación.
Al principio de cada ciclo, las Manchas Solares ocurren el las altas latitudes del Sol (a cerca de 40° de su ecuador), y en el curso de cerca de 11 años, ocurren en latitudes cada vez menores, e incluso sobre el ecuador mismo.
Si graficamos contra el tiempo, las latitudes y duraciones de las Manchas, esto produce un 'Diagrama de Mariposa'.
El aumento y subsecuente disminución de las Manchas (cuyas áreas se expresan en millonésimas del hemisferio visible del Sol), también se muestran en este tipo de diagrama.
La forma del gráfico es muy similar a la de los gráficos correspondientes de las variaciones del campo magnético de la Tierra (el índice geomagnético), mostrando la íntima relación entre la actividad del Sol y sus efectos en la Tierra.
El período de aumento desde la fase del mínimo (durante él que las Manchas pueden estar ausentes por varias semanas) hasta la fase del máximo (cuando 20 o más grupos pueden estar presentes a la vez), dura cuatro años en promedio, y la caída hasta el próximo mínimo dura siete años. En los últimos 100 años el período de aumento ha estado entre 3,3 y 5,0 años, y el período de disminución entre 5,7 y 8,3 años, de modo que es difícil hacer predicciones sobre un período de tiempo.
Manchas Solares:
Estas regiones disturbadas se ven como marcas oscuras en la superficie del Sol. Tienen una temperatura de cerca de 4.800° C, parecen oscuras por contraste con la superficie más brillante que las rodea, cuya temperatura es de cerca de 6.000° C.
La vida de una Mancha Solar puede ser tan corta como unas pocas horas, o tan larga como varios meses. Algunas son observadas durante varias revoluciones del Sol sobre su eje, y en ese caso pueden sólo ser observadas durante cerca de la mitad de su duración, debido a que durante 13 o 14 días de la revolución de 27 días, están en el hemisferio que no resulta visible desde la Tierra.
Las Manchas Solares pueden ocurrir individualmente o en grupos, y pueden ser de muy diversos tamaños. Las Manchas Solares grandes pueden a veces ser visibles a simple vista, cuando se las ve a través de niebla, o cuando el Sol está apagado y rojo durante el amanecer o atardecer. En otros momentos el disco es demasiado brillante para observarlo directamente.
Las Manchas Solares con áreas de sólo una millonésima representan el otro extremo de la escala.
ADVERTENCIA !
NUNCA MIRE DIRECTAMENTE AL SOL !
También, es extremadamente peligroso usar binoculares o un telescopio para observar el Sol (sin filtros especiales), puesto que esto causaría ceguera permanente.
La Fotosfera, Cromosfera y Corona:
El disco aparente del Sol es llamado la Fotosfera. Puede observarse que el disco se hace menos brillante hacia el borde. Esto se llama oscurecimiento del borde. A veces, cerca del máximo de las Manchas Solares, pueden observarse áreas brillantes cercanas al borde, con frecuencia cerca de los grupos de Manchas Solares. Éstas son llamadas Fáculas.
Puede observarse que la superficie del Sol, a través de un telescopio (VEA LA ADVERTENCIA!), tiene un aspecto granular. Estos gránulos son las celdas de convección que traen la energía desde abajo de la superficie aparente.
Afuera de la Fotosfera están la Cromosfera y la Corona Solar, que sólo pueden observarse con equipos especiales o durante un eclipse total de Sol.
La Cromosfera es algo más fría que la Fotosfera, pero es más activa porque las Prominencias Solares pasan a través de ella. Éstas toman dos formas; 'durmientes', grandes estructuras arqueadas asociadas con los campos magnéticos alrededor de los grupos de Manchas Solares, y 'activas', que son eventos más violentos asociados con las prominencias Solares.
La Corona es una muy caliente (un millón de grados) extensión del Sol. Es la Corona lo que da al Sol totalmente eclipsado su bella apariencia.
Prominencias Solares:
Usualmente asociadas con las Manchas Solares, se las observa como un aumento del brillo en las áreas de hidrógeno (conocidas como Flóculos), y pueden dar lugar a estallidos de intensa radiación en la región ultravioleta del espectro Solar, que causan repentinas alteraciones ionosféricas y desvanecimientos de radio, causando la interrupción de las comunicaciones en el hemisferio iluminado de la Tierra. Las Prominencias también arrojan chorros de partículas eléctricamente cargadas que afectan el campo magnético de la Tierra, y causan 'tormentas' geomagnéticas: alteraciones que afectan las brújulas. Estas 'tormentas' son a veces acompañadas en las altas latitudes por las Auroras Boreales, o 'Luces del Norte'.
Las Prominencias Solares varían en tamaño e intensidad, las más pequeñas duran sólo unos minutos antes de que el brillo comience a desvanecerse. Estas pequeñas Prominencias no producen efectos apreciables, pero una gran Prominencia puede durar varias horas y producir desvanecimientos de radio totales o parciales durante un período correspondiente.
El diámetro del Sol es de 1.400.000 Km., que es más de 100 veces mayor que el diámetro de la Tierra. Su masa es más de 300.000 la de la Tierra. El Sol es un cuerpo gaseoso muy caliente compuesto de cerca de 75% hidrógeno, 25% helio, menos de 1% de oxígeno, todos los otros elementos constituyen menos del 1%. La temperatura de su superficie es de cerca de 6.000° C.
La fuente de energía en el Sol, es la fusión de núcleos de hidrógeno (protones) en núcleos de helio. En este proceso, se pierde una pequeña cantidad de masa que es transformada en energía. Esta reacción nuclear, sólo puede ocurrir en el muy caliente (15.000.000° C) y denso centro del Sol.
El Sol pierde medio millón de toneladas cada segundo en esta destrucción de masa para producir energía, pero mantendrá su actual producción de energía durante cerca de 5.000 millones de años.
Durante este largo período de tiempo, el Sol es una estrella de la secuencia principal, pero eventualmente todo el hidrógeno en el centro se habrá convertido en helio. El balance entre la fuerza de gravedad, que atrae toda la masa del Sol hacia su centro, y la fuerza debida a la energía del Sol, que empuja la materia hacia afuera, se perderá entonces. El centro se contraerá y se hará aún más caliente, mientras que la parte exterior se expandirá y se enfriará. El Sol será entonces más brillante, más frío, y mayor -- una estrella roja gigante.
Ultimadamente todas las fuentes de producción de energía llegarán a su fin, y el Sol colapsará para convertirse en un objeto muy pequeño y caliente, llamado una enana blanca.
El Ciclo Solar:
El Sol, visto desde la Tierra, rota sobre su eje en algo más de 27 días, y su actividad aumenta y disminuye en un ciclo de aproximadamente 11 años, produciendo variaciones en el campo magnético de la Tierra, y cambios en nuestra atmósfera superior (la ionosfera), que afectan la transmisión de las ondas de radio y por tanto las comunicaciones mundiales. Este ciclo de actividad fue descubierto por el astrónomo amateur Alemán Heinrich Schwabe como resultado de observaciones hechas entre 1826 y 1843; en los siguientes diez años, se estableció una relación.
Al principio de cada ciclo, las Manchas Solares ocurren el las altas latitudes del Sol (a cerca de 40° de su ecuador), y en el curso de cerca de 11 años, ocurren en latitudes cada vez menores, e incluso sobre el ecuador mismo.
Si graficamos contra el tiempo, las latitudes y duraciones de las Manchas, esto produce un 'Diagrama de Mariposa'.
El aumento y subsecuente disminución de las Manchas (cuyas áreas se expresan en millonésimas del hemisferio visible del Sol), también se muestran en este tipo de diagrama.
La forma del gráfico es muy similar a la de los gráficos correspondientes de las variaciones del campo magnético de la Tierra (el índice geomagnético), mostrando la íntima relación entre la actividad del Sol y sus efectos en la Tierra.
El período de aumento desde la fase del mínimo (durante él que las Manchas pueden estar ausentes por varias semanas) hasta la fase del máximo (cuando 20 o más grupos pueden estar presentes a la vez), dura cuatro años en promedio, y la caída hasta el próximo mínimo dura siete años. En los últimos 100 años el período de aumento ha estado entre 3,3 y 5,0 años, y el período de disminución entre 5,7 y 8,3 años, de modo que es difícil hacer predicciones sobre un período de tiempo.
Manchas Solares:
Estas regiones disturbadas se ven como marcas oscuras en la superficie del Sol. Tienen una temperatura de cerca de 4.800° C, parecen oscuras por contraste con la superficie más brillante que las rodea, cuya temperatura es de cerca de 6.000° C.
La vida de una Mancha Solar puede ser tan corta como unas pocas horas, o tan larga como varios meses. Algunas son observadas durante varias revoluciones del Sol sobre su eje, y en ese caso pueden sólo ser observadas durante cerca de la mitad de su duración, debido a que durante 13 o 14 días de la revolución de 27 días, están en el hemisferio que no resulta visible desde la Tierra.
Las Manchas Solares pueden ocurrir individualmente o en grupos, y pueden ser de muy diversos tamaños. Las Manchas Solares grandes pueden a veces ser visibles a simple vista, cuando se las ve a través de niebla, o cuando el Sol está apagado y rojo durante el amanecer o atardecer. En otros momentos el disco es demasiado brillante para observarlo directamente.
Las Manchas Solares con áreas de sólo una millonésima representan el otro extremo de la escala.
ADVERTENCIA !
NUNCA MIRE DIRECTAMENTE AL SOL !
También, es extremadamente peligroso usar binoculares o un telescopio para observar el Sol (sin filtros especiales), puesto que esto causaría ceguera permanente.
La Fotosfera, Cromosfera y Corona:
El disco aparente del Sol es llamado la Fotosfera. Puede observarse que el disco se hace menos brillante hacia el borde. Esto se llama oscurecimiento del borde. A veces, cerca del máximo de las Manchas Solares, pueden observarse áreas brillantes cercanas al borde, con frecuencia cerca de los grupos de Manchas Solares. Éstas son llamadas Fáculas.
Puede observarse que la superficie del Sol, a través de un telescopio (VEA LA ADVERTENCIA!), tiene un aspecto granular. Estos gránulos son las celdas de convección que traen la energía desde abajo de la superficie aparente.
Afuera de la Fotosfera están la Cromosfera y la Corona Solar, que sólo pueden observarse con equipos especiales o durante un eclipse total de Sol.
La Cromosfera es algo más fría que la Fotosfera, pero es más activa porque las Prominencias Solares pasan a través de ella. Éstas toman dos formas; 'durmientes', grandes estructuras arqueadas asociadas con los campos magnéticos alrededor de los grupos de Manchas Solares, y 'activas', que son eventos más violentos asociados con las prominencias Solares.
La Corona es una muy caliente (un millón de grados) extensión del Sol. Es la Corona lo que da al Sol totalmente eclipsado su bella apariencia.
Prominencias Solares:
Usualmente asociadas con las Manchas Solares, se las observa como un aumento del brillo en las áreas de hidrógeno (conocidas como Flóculos), y pueden dar lugar a estallidos de intensa radiación en la región ultravioleta del espectro Solar, que causan repentinas alteraciones ionosféricas y desvanecimientos de radio, causando la interrupción de las comunicaciones en el hemisferio iluminado de la Tierra. Las Prominencias también arrojan chorros de partículas eléctricamente cargadas que afectan el campo magnético de la Tierra, y causan 'tormentas' geomagnéticas: alteraciones que afectan las brújulas. Estas 'tormentas' son a veces acompañadas en las altas latitudes por las Auroras Boreales, o 'Luces del Norte'.
Las Prominencias Solares varían en tamaño e intensidad, las más pequeñas duran sólo unos minutos antes de que el brillo comience a desvanecerse. Estas pequeñas Prominencias no producen efectos apreciables, pero una gran Prominencia puede durar varias horas y producir desvanecimientos de radio totales o parciales durante un período correspondiente.
El Sol
Hace 4.5 billones de años se formaron el Sol y los planetas de una nube de gas interestelar. Esta nube de gas gradualmente se condensó para formar una "protoestrella," una esfera de gas que resulta más y más caliente a causa de la gravedad que la condensa, hasta que alcanza 18 millones de grados Fahrenheit (10 millones de grados centígrados). Este calor intenso produce reacciones nucleares y causa que el Sol brille. Hay bastante hidrógeno en el núcleo del Sol para darle brillo por unos 5 billones de años adicionales.
El Sol es una esfera gigante de gas, consistiendo principalmente de hidrógeno y helio, los dos elementos químicos más sencillos y más livianos. Estos gases son tan calientes que hacen que el Sol brille. Este brillo no es como un fuego que arde, sino que es una reacción de estos gases al calor y a la presión del Sol que hacen que los átomos se "fusionen." Esta fusión produce energía nuclear.
El Sol consta de una serie de capas. Se denominan como sigue desde el exterior hacia el interior:
La Corona:La atmósfera externa del Sol. El gas es muy caliente y se dispersa en una capa muy fina, por lo cual, únicamente vemos la Corona durante un eclipse de Sol total, cuando la Luna oculta el perímetro del Sol completamente.
La Cromosfera:Esta capa bordea la superficie del Sol. Frecuentemente inmensas llamaradas de gases candentes se lanzan a través de la cromosfera, extendiéndose más de 10 millones de millas más allá de la superficie del Sol. Estas llamaradas dispersan partículas eléctricas que pueden afectar las señales transmitidas por la radio y la televisión y pueden producir manifestaciones coloridas que se conocen como la aurora boreal o la aurora austral.
La Fotosfera:La superficie visible del Sol. Aunque todavía hace mucho calor (cerca de 10,000 grados Fahrenheit) en la fotosfera, no es tan ardiente en comparación a las capas interiores del Sol. De vez en cuando, manchas obscuras y frías con campos magnéticos intensos llamadas manchas solares, aparecen sobre la fotosfera. La gran parte de estas tempestades magnéticas gigantes son mayor en tamaño que nuestra Tierra. El número de manchas solares aumenta y disminuye cada 11 años, aunque los astrónomos no están seguros de por qué esto sucede.
La Zona Convectiva:
El proceso de convección -- el mismo proceso que causa que hierva una olla de caldo -- transporta energía de la zona radiactiva del Sol hacia la fotosfera. Imágenes detalladas de la fotosfera muestran burbujas grandes de gas caliente elevándose desde lo más profundo del Sol.
La Zona Radiactiva:
El transporte de energía del núcleo "radía" hacia el exterior y se realiza a través de esta capa de gases de hidrógeno y de helio hacia la zona convectiva.
El núcleo:
El hidrógeno dentro del núcleo está tan compactamente compreso que los átomos individuales chocan entre sí, formando átomos de helio más pesados y liberando grandes cantidades de energía en el proceso. Sin embargo, esta energía toma miles de años en llegar de la fotosfera hacia el espacio.
El Sol es una esfera gigante de gas, consistiendo principalmente de hidrógeno y helio, los dos elementos químicos más sencillos y más livianos. Estos gases son tan calientes que hacen que el Sol brille. Este brillo no es como un fuego que arde, sino que es una reacción de estos gases al calor y a la presión del Sol que hacen que los átomos se "fusionen." Esta fusión produce energía nuclear.
El Sol consta de una serie de capas. Se denominan como sigue desde el exterior hacia el interior:
La Corona:La atmósfera externa del Sol. El gas es muy caliente y se dispersa en una capa muy fina, por lo cual, únicamente vemos la Corona durante un eclipse de Sol total, cuando la Luna oculta el perímetro del Sol completamente.
La Cromosfera:Esta capa bordea la superficie del Sol. Frecuentemente inmensas llamaradas de gases candentes se lanzan a través de la cromosfera, extendiéndose más de 10 millones de millas más allá de la superficie del Sol. Estas llamaradas dispersan partículas eléctricas que pueden afectar las señales transmitidas por la radio y la televisión y pueden producir manifestaciones coloridas que se conocen como la aurora boreal o la aurora austral.
La Fotosfera:La superficie visible del Sol. Aunque todavía hace mucho calor (cerca de 10,000 grados Fahrenheit) en la fotosfera, no es tan ardiente en comparación a las capas interiores del Sol. De vez en cuando, manchas obscuras y frías con campos magnéticos intensos llamadas manchas solares, aparecen sobre la fotosfera. La gran parte de estas tempestades magnéticas gigantes son mayor en tamaño que nuestra Tierra. El número de manchas solares aumenta y disminuye cada 11 años, aunque los astrónomos no están seguros de por qué esto sucede.
La Zona Convectiva:
El proceso de convección -- el mismo proceso que causa que hierva una olla de caldo -- transporta energía de la zona radiactiva del Sol hacia la fotosfera. Imágenes detalladas de la fotosfera muestran burbujas grandes de gas caliente elevándose desde lo más profundo del Sol.
La Zona Radiactiva:
El transporte de energía del núcleo "radía" hacia el exterior y se realiza a través de esta capa de gases de hidrógeno y de helio hacia la zona convectiva.
El núcleo:
El hidrógeno dentro del núcleo está tan compactamente compreso que los átomos individuales chocan entre sí, formando átomos de helio más pesados y liberando grandes cantidades de energía en el proceso. Sin embargo, esta energía toma miles de años en llegar de la fotosfera hacia el espacio.
| Datos generales del Sol | |
| Distancia media de la Tierra | 149.6 millones de kilómetros |
| Diámetro | 1.4 millones de kilómetros |
| Masa | 330,000 veces la masa de la Tierra |
| Valor de la gravedad | 28 veces el equivalente a la terrestre |
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