Hernández Sánchez Jessica Martínez Vasquez Vasquez Eduardo Saldaña Ulloa Diego
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Objetivo Fundamento Fundam ento Teóri Teórico co Procedimiento experimental Equipos, instrumentos y materiales Análisis de Datos Datos Observaciones Conclusiones Referencias
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Determinar la temperatura de la superficie solar mediante un análisis teórico-experimental utilizando los conceptos de radiación de cuerpo negro y ley de Stefan-Boltzman.
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Radiación de Cuerpo Negro:
- Introducido por Gustav Kirchhof Kirchhofff en 1862 - Objeto ideal - Cuerpo negro capacidad de absorción = 1 - Absorbe todas las longitudes longitudes de onda - Si capacidad de absorción < 1 cuerpo gris - No existen en la naturaleza naturalez a Hollín o negro de
platino mas ma s cercanos. cercanos. 4
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- Lamina de metal 1900°C - Stefan coloco la lamina en la misma dirección del sol. - Obtuvo 1950°C - Y para el sol: sol: 5713 k
1800° C a - Fue el primer valor acertado, antes desde 1800°C 13,000,000°C - Ho Hoyy en día se sabe que la temperatura es de: 5778°K 5 778°K - Las observaciones se realizan desde satélites, se
obser va la energía que emite en diferentes longitudes observa longi tudes de onda y se selecciona la que emite emi te mas intensamente. 9
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Se utiliz utilizaron aron dos termopilas (diferentes rangos rangos de longitud de onda). Se hizo una calibración de cada uno de estas con la lámpara de stefan-botlzman. El objetivo objet ivo era determinar la energía emitida emitid a por la lámpara para después compararla con la que emitía emití a el sol y obtener obtener así la temperatura
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con termopila 1 y Figura 1. Arreglo 1. Arreglo experimental parte 1 con lámpara de Stefan-Boltzmann.
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experimental ntal parte parte 1 con termopila 1 y lámpara lámpara de Figura 2. Arreglo experime Stefan-Boltzmann. 13
experimental ntal parte parte 1 con termopila 1 y Figura 3. Arreglo experime lámpara de Stefan-Boltzmann. 14
parte 1 con termopila termopila 1 y lámpara Figura 4. Arreglo 4. Arreglo experimental parte de Stefan-Boltzmann.
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experimental ental parte parte 1 con termopila 2. Figura 5. Arreglo experim 16
Posteriormente se tomaron mediciones del sol con ambas termopilas. Se utilizo un telescopio para obtener la dirección. Las mediciones se realizaron tres días y a tres horas diferentes: diferen tes: mañana, mediodía y tarde.
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con Figura 6. Arreglo 6. Arreglo experimental parte 2 con termopila 1 y 2.
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con termopila 1 y 2 con Figura 7. Arreglo 7. Arreglo experimental parte 2 con multímetro. 19
parte 2 con termopila 1 y 2 con Figura 8. Arreglo 8. Arreglo experimental parte multímetro, se observa obser va como como el Astroscan apunta apun ta al sol. 20
experimental ental parte parte 2 con termopila 1 y 2. Figura 9. Arreglo experim 21
Pila termoeléctrica Kipp and zonen tipo ca-2 no. Serial 029913 Telescopio Astroscan pat.no. D247.854, Ocular RKE 28mm. Thermal radiation sensor(thermopila) spetral response .5micrometros .5microme tros a 25micrometros sensivity: aprox. aprox. 22mW/mW model. TD-8553 Fluke 289 TRUE RMS MILTIMETER 3 multimetros Fluke 189 RMS MU Fuente 2. uente de voltaje regulada corriente dirceta mara BK PRECISION mod. 1621A. Entrada Ent rada de 115/230 V AC. Salida Sali da de 0 a 118V corriente directa. 5AL 5ALTIMETER TIMETER Lampara de Stefan.-Boltzman. Use no. 1186V mod. TD8555. max m ax 13V corriente directa 22
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* Medido en Volts 24
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Termop ermopila ila 1
Termop ermopila ila 2
Resistencia/Resist
Resistencia/Resis
encia Relativa 8.930357143 10.19621662
tencia Relativa 8.92E+00 1.02E+01 1.13E+01 1.22E+01 1.31E+01 1.39E+01 1.47E+01 1.54E+01 1.61E+01 1.67E+01 1.74E+01 1.79E+01 1.85E+01 1.90E+01 1.96E+01 2.01E+01 2.06E+01 2.10E+01 2.16E+01
11.27819549 12.24554707 13.14457364 13.94707042 14.70588235 15.46142132 16.09298929 16.72895229 17.42405914 17.92336083 18.4972712 19.04414158 19.65736739 20.07521105 20.56745142 21.18702566 21.5017762
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*Medido en Kelvin 27
Gráfica 1. Resultados obtenidos con la termopila 1 y la lámpara de boltzman 28
Gráfica 2. Arreglo polinomial tomando la ecuación para la temperatura (K) y la resistividad (Ohms) del Tungsteno con la termopila 1.
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resistividad (Ohms) del Gráfica 3. Arreglo 3. Arreglo polinomial tomando la resistividad Tungsteno de la gráfica del manual m anual con la termopila 1. 30
omando o la ecuación para la temperatura tempera tura (K) y la la Gráfica 4. T 4. Tomand resistividad (Ohms) del Tungsteno con la termopila 2. 31
la Gráfica 5. Arreglo polinomial tomando la ecuación para la temperatura (K) y la resistividad (Ohms) del Tungsteno con la termopila 2. 32
Gráfica 6. Arreglo 6. Arreglo polinomial tomando la resistividad (Ohms) del Tungsteno de la gráfica del manual con la termopila 2. 33
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Grafica 7: Distribución de Planck para un temperatura de 5778 K 35
Termop ermopila ila 1
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Termop ermopila ila 2
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Medir la resistencia inicial del filamento de tungsteno a temperatura ambiente era importante importa nte ya que un cambio pequeño en esta alteraba los resultados de la temperatura temp eratura final. Trabajando con la termopila termopi la 2 el ángulo á ngulo en el que incidía la luz del sol era importante ya que al encontrarse encontrarse dentro de ntro de una especie de tubo, los “sensores” se encontraban al final (al fondo) de d e este, por eso el uso del telescopio para obtener la dirección fue fu e de gran gran ayuda. El voltaje con la termopila termop ila 2 era muy variable debido a ello se tomaron los máximos a los que llegab llegabaa (descendía el voltaje, llegaba a un máximo máximo y se repetía el proceso). proceso). 40
Se obtuvieron dos series de temperaturas para pa ra la termopila 1 y 2, una con la ecuación que relaciona la temperatura con la resistencia y la temperatura inicial y otra otra de la grafica de resistividades para el tungsteno del manual Pasco. Aunque se obtuvier Aunque obtuvieron on valor valores es casi casi idénticos idénticos para para la temperatura, para pa ra temperaturas mayores empez empezaban aban a haber mas diferencias respecto respec to una de otra. Fue interesante observar como los datos variaban al pasar los días, pues aunque hubiera muy pocas nubes la l a radiación que recibían las l as termopilas termopil as se veía afectado. También También era importante que el telescopio que tenia pegadas las termopilas a un lado, estuviera enfocado directamente al sol, pues p ues estas pequeñas peque ñas diferencias de ángulo se veían veían reflejadas ref lejadas en las mediciones. mediciones. 41
Mediante las leyes de la radiación es posible calcular la temperatura superficial de las estrellas, en particular empleando la ley de Planck y dos leyes derivadas de esta: la de Wien y la ley de Stefan Boltzma Boltzmann nn ambas teóric teóricament amentee fáciles de aplicar pero con grandes dificultades practicas. La ley de Wien presenta problemas debido al pequeño intervalo de las longitudes de la onda en que es posible medir la energía que nos llega de los astros, limitados limit ados por la características de nuestra atmosfera. La ley de Stefan Boltzmann solo es posible aplicarla cuando se conocen la distancia y las dimensiones de la estrella y en su forma integral ya que en principio solo es valida para cuerpos negros puros. Las estrellas de mayor temperatura (de color azul) toman valores de entre 40,000 K y 50,000 k, en cambio las mas frías (de color rojo), sus temperaturas son del orden de los 2,500 k y los 3,000 k. Se pueden encontrar estrellas con temperaturas menores, aunque para ello es necesario detectores sensibles de infrarrojo ya que su radiación, invisible a nuestros ojos, se presenta en longitud de onda mas larga que la correspondiente a luz visible. Cabe aclarar que la temperatura no única depende de factores como fotosfera, atmosfera exterior, interior núcleo entre otros. El método utilizado constituye una buena aproximación para determinar la temperatura de una estrella como el sol. 42
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Otra aplicación es el pirómetro óptico el cual es un dispositivo que puede medir la temperatura de una sustancia o de un cuerpo sin estar en contacto con ella. El pirómetro más común es el de absorción-emisión, y se utiliza para determinar la temperatura de gases. Usos: - Se utiliza para medir la temperatura superior a 600 C° en molinos donde se funden metales como el acero y cuando se esta formando la cerámica - Medir temperaturas donde la atmósfera o las condiciones impidan el uso de otro método. - Medir temperaturas promedio de superficies superficie s muy grandes. El pirómetro óptico funciona comparando el brillo de la luz emitida por la fuente de calor con la de una fuente estándar. Esto quiere decir que el pirómetro compara el brillo de luz que sueltan los electrones cuando saltan o regresan de órbita con una fuente estándar. A diferencia de una celda solar que sus electrones brincan gracias a la luz solar, en el pirómetro óptico, los electrones brincan brin can gracias a la temperatura. 44
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