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Semana 3: Radiación
Ing. Andreas Fries
El S lEl SolLa fuente de energía, la cual es inyectada a la atmosfera terrestre proviene del Sol.
La energía llega en forma de:La energía llega en forma de:- radiación (ondas electromagnéticas )- partículas fuertemente energizadas.
La energía del Sol se forma por procesos termonucleares (principalmente transformación del hidrogeno (H) en helio (He))
Violentos choques entre las partículas d l di ió f d d l é iproducen la radiación en forma de ondas electromagnéticas
(velocidad de la luz ~300 000 km/s)
Si 74% del Sol es hidrogeno, se calcula que puede producir energía para
Duración de la actividad solar
g , q p p g p~ 10 mil millones de años (edad de la Tierra ~ 4.5 mil millones de años)
L t t d l ú l d l S l 16 000 000KLa temperatura del núcleo del Sol es ~ 16 000 000K,la cual es transmitido a la superficie solar por radiación y convección de hidrogeno.
Del núcleo hasta la superficie solar (= fotosfera) la temperatura disminuye rápidamenteDel núcleo hasta la superficie solar (= fotosfera) la temperatura disminuye rápidamente.
!Temperatura de la superficie solar ~ 6000K!
Eso es la temperatura que emite la radiación que llega a la Tierra sin grandes perdidas!
Capas solares externas
- Fotosfera superficie solar: espesor de aproximadamente 300 km T ~ 6000Ksuperficie solar: espesor de aproximadamente 300 km, T 6000K
- Cromosfera capa de gases, color rojizo-anaranjado, unos 10.000 km de espesor, T ~ 10 000K
- Corona solar es un plasma que se extiende varios millones de km, T ~ 1 000 000K;
(= gases calientes, protones y electrones capturados por un campo magnético solar)La corona solar es solamente visible durante los eclipses totales de Sol
Los gases (plasma) son emitidos durante las erupciones solares (= viento solar) einteractúan con la atmosfera terrestre.
Manchas solares (Erupciones)
L tid d d h l if i f i iLa cantidad de manchas solares no es uniforme, sino sufre variaciones. En épocas de emisión máxima el Sol tienen muchas machas y
en épocas de emisión mínima pocas machas (período aproximado de 11 años = Ciclo Solar)(período aproximado de 11 años = Ciclo Solar).
La diferencia de energía entre un máximum solar y un mínimum solar es ~ 1.1 W/m² (~0.1%).
Estas variaciones pueden cambiar la temperatura promedia de la Tierra por ~ 0.06°C.
Las manchas se forman en la fotosfera periódicamente. Son zonas oscuras, frías y extremadamente magnetizadas (T ~ 4000°K, λmax = 0.724µm; duran pocos días o semanas).
Formación de extensos bucles magnéticos locales (erupciones) en los limites de las hmanchas.
Manchas solares
E iErupciones
Radiación
Leyes de la radiación
1. Todos los objetos con temperatura mayor a 0K = -273.15°C emiten energía radiante.
2. Los objetos con mayor temperatura radian más energía total por unidad de área que los objetos más fríos.
3. Los cuerpos con mayor temperatura emiten un máximo de radiación en longitudes de ondas más cortasde ondas más cortas.
L di ió i j d l t éti l l id d d l lLa radiación viaja por ondas electromagnéticas a la velocidad de la luz (= velocidad de la luz; c = 2.9973 · 108 m/s).
Ejercicio: Cuanto tiempo necesita la luz del Sol para la distancia media Sol Tierra?Ejercicio: Cuanto tiempo necesita la luz del Sol para la distancia media Sol-Tierra?(Distancia Sol – Tierra = 150 000 000km)
~ 8 minutos y 20 segundos
La energía radiante depende de la temperatura del emisor (Sol ~ 6000K)
8 minutos y 20 segundos
Ley de Stefan-Bolzmann:La energía radiante Eb de un cuerpo negro (emite la misma energía que absorbe) es
proporcional a la cuarta potencia de su temperatura absoluta.p p p p
Eb = σ · T4
(donde: σ = constante Stefan-Bolzmann = 56.7 · 10-9 W/m² · K4)
Ejercicio: Calcule la energía radiante y la energía total del Sol(Radio del Sol = 695700 km):( )
Eb = 73 483 200 W/m²Etotal = 4.47·1026W
La energía transmitida por las ondas electromagnéticas no fluye en forma continua sino en forma de pequeños paquetes de energía (fotones).
La cantidad de energía de los fotones es menor o mayor según la longitud de la onda electromagnética (onda larga = pequeño, onda corta = grande)
La magnitud de la energía es proporcional a la frecuencia de la radiación.
Radiación es mas energética cuando mayor es su frecuencia (ν)!
Ley de Planck:
E = h · ν
L f i ( ) lti li d l l it d (λ) d d i l l l id d d
E = h ν(donde: h = 6.626 · 10-34 J · s (constante de Planck) y ν = la frecuencia)
La frecuencia (ν) multiplicado por la longitud (λ) de una onda es igual a la velocidad de la luz (c):
Formula:Formula:
λ·ν = c
Ejercicio: Calcule la frecuencia y la energía de una onda (λ = 0.4 μm = 400 nm):
Frecuencia: 7.5 · 1014 (L) · s-1
Energía: 4.9695 · 10-19 J (/L)
L di ió lLa radiación solar
La radiación que emite el Sol cubre todo el espectro electromagnético
Las ondas emitidas por el Sol contiene longitudes desde los rayos gamma hasta infrarrojo (hasta 4 0µm)infrarrojo (hasta~ 4.0µm).
La luz visible solo es una franja pequeña del espectro electromagnético solar(longitud entre ~ 0.4 y 0.7 μm)
Los rayos ultravioletas, los rayos mas cortos y también las rayos infrarrojos no son visibles para el ojo humano.
La longitud de la onda, donde se encuentra el máximo de la emisión se puede calcular con la ley de Wien:
Formula:
e = 2.897 · 10-3 / T
(Donde: e = la longitud de la onda en m)(Donde: e la longitud de la onda en m)
Ejercicio: Calcule la longitud máxima del Sol.
El máximo del Sol es cerca de los 0.48 μm (luz visible).
P it di ió i ibl d b t li tPara que un cuerpo emita radiación visible debe estar muy caliente (> 600 C = 873.15K).
La región mas significativa de las longitudes de onda del Sol corresponde a 0.2 hasta 2.0 μm.
8% corresponde al ultravioleta (0.2 < λ < 0.4 μm)40% al isible (0 4 m < λ < 0 7 m)40% al visible (0.4 μm < λ < 0.7 μm)
52% al infrarroja (λ > 0.7 μm)
C t t lConstante solarDado por la ley de Stefan-Boltzmann, el Sol emite energía, proporcional a la cuarta
potencia de su temperatura superficialpotencia de su temperatura superficial.
ESol = σ · TS4
(donde: σ = constante Stefan-Bolzmann = 56 7 · 10-9 W/m² · K4 TS = 6000 K)(donde: σ constante Stefan Bolzmann 56.7 10 W/m K ,TS 6000 K)
Formula para calcular la energía (S) que llega del Sol a la cima de la atmosfera:
4·π·RTS2·S = σ·TS
4·4·π·RS2
(Donde: RTS = distancia media Tierra-Sol (~ 1.496 · 1011 m), S = constante solar y(Donde: RTS distancia media Tierra Sol ( 1.496 10 m), S constante solar y RS = Radio del Sol (~ 695.7· 106 m))
S = 1589 W/m²
El valor observado es un poco inferior S = 1368 W/m² (+- 2W/m²) ( 1 96 cal/cm² min; 1 cal/cm²/min = 697 8 W/m² = 697 8 J/m²/s)(~ 1.96 cal/cm²·min; 1 cal/cm²/min = 697.8 W/m² = 697.8 J/m²/s)
La energía que llega a la superficie depende de la latitud (estaciones anuales) y el ángulo de Sol sobre la superficie
Formula para calcular la energía para 1 m²:
S = S sin hS0 = S · sin h(Donde: S0 = energía solar para 1 m², h = ángulo del Sol sobre la superficie)
Ejercicio: Calcule la energía que llega del sol para 1 m² si el ángulo del Sol = 45°:Ejercicio: Calcule la energía que llega del sol para 1 m si el ángulo del Sol 45 :
S0 = 967 W/m²
Solo una parte de esta energía alcanza a llegar a la superficie terrestre!
Una parte de la radiación solar esta reflectada, difundida o absorbida durante el camino por la atmosfera hasta la superficie terrestre.
Reflexión
Una parte de la radiación solar es reflejada por la atmosfera (nubes, partículas) de la s perficie terrestre
Reflexión
y de la superficie terrestre= albedo planetario (α)
El albedo planetario aumenta con la latitud y varia estacionalmente.Su valor medio es α = 0.31 = 31%
Que porcentaje esta reflejada depende de la de la cantidad de nubes/ partículas, el grosor de las nubes y
la cobertura de la superficiela cobertura de la superficie.
Promedio de la reflexión de la superficie terrestrePromedio de la reflexión de la superficie terrestre
El albedo depende de la cobertura superficialEl albedo depende de la cobertura superficial.
Albedo de la superficie terrestre
El albedo de las nubes oscila entre 30 y 60%
(depende del tipo y del grosor; mas grueso mas reflejan)(depende del tipo y del grosor; mas grueso mas reflejan).
Dif ióDifusión:
Otra parte de la radiación solar es difundida por las moléculas del aire, nubes y polvo.
La radiación se dispersa en todas las direcciones en las moléculas o partículas.Se convierten en una nueva fuente de radiación.
La radiación es atenuada con la difusión en las partículas.
La radiación de onda corta difunde mas (cielo azul).
Ab ióAbsorción:
Una fracción importante de la radiación solar es absorbida por los gases atmosféricos,sobre todo la radiación de onda cortasobre todo la radiación de onda corta.
Los gases principales son:
a) Onda corta (< 0.4 μm):-Ozono (O3)Oxigeno (O )-Oxigeno (O2)
-Nitrógeno (N2 y N)-Oxido de nitrógeno (NO)
b) Onda larga (visible e infrarroja):-Ozono (O3)
-Vapor de agua (H20)-Dióxido de carbono (CO2)
-Metano (CH4)
O b b l di ió t 0 2 0 3O3 absorbe la radiación entre 0.2 y 0.3 μm (Estos rayos llegan hasta una altura de 40 km).
O3 + hv O2 +O (disociación)
O2 absorbe la radiación entre 0.15 y 0.2 μm.O2 + hv O +O (disociación)
Debajo de 0.15 μm absorben NO, O2, O, N y N2, y produce la ionización de estas moléculas
(Estos rayos llegan hasta una altura de 70 km).
La disociación de N2 se produce para λ < 0.127 μm.N2 + hv 2 N
La cantidad de moléculas que contiene un mol:
1 mol = 6.02 · 1023 moléculas
La energía necesaria para disociar una molécula (Em):
Formula:
Donde: ED = energía de disociación (O2 = 498 kJ/mol, CO2 = 708 kJ/mol; SO2 = 420 kJ/mol,
9 / O 60 / C 31 / C O 208 / )N2 = 945 kJ/mol, NO2 = 607 kJ/mol, HCl = 431 kJ/mol, ClO = 208 kJ/mol)
Ejercicio: Calcule la energía necesaria para disociar dióxido de carbono.j g p
Em = 1.18 · 10-18 J
A la superficie no llega radiación de longitud de onda inferior a los 0.35 μm!
Entre 0.35 y 0.7 μm la atmosfera es mas o menos transparente = ventana atmosférica de la radiación solar
Di t ib ió l b l d l í l b b l fi i (W/ ²)Distribución global de la energía solar que absorbe la superficie (W/m²)
La reflexión, difusión y absorción de la radiación solar en las nubes depende principalmente de su grosordepende principalmente de su grosor.
L di ió t tLa radiación terrestre
La absorción de la radiación solar (onda corta) en la atmosfera y en la superficie terrestre hace que estas se calienten.
Como consecuencia de ley de Stefan-Bolzmann, la Tierra debe emitir radiación también, sino la Tierra se calentaría por ~1 5 °C al día (radiacion de onda larga)sino la Tierra se calentaría por 1.5 C al día (radiacion de onda larga).
Temperatura efectiva de la Tierra
La temperatura efectiva Te de un planeta se define como la temperatura que tendría, si emite la misma cantidad de energía que recibe (cuerpo negro!).
Radiación solar incidente Ri:
Ri = S/4 · 4·π·RT2Ri S/4 4 π RT
(Donde: S = constante solar, RT = radio de la Tierra)
En palabras: S/4 es la radiación recibida por unidad de superficie, multiplicada por la superficie terrestre.
R di ió l fl j d RRadiación solar reflejada Rr:
Rr = S/4 · 4·π·RT2 · α
(Donde: α = albedo terrestre = 0.31)
Radiación emitida por el planeta Re:Radiación emitida por el planeta Re:
Re = σ·Te4 · 4·π·RT
2
S/4 · 4·π·RT2 · (1 – α) = σ·Te
4 · 4·π·RT2
Te = 253 K = -20°C
Esta seria la temperatura de la Tierra si no se produjera el efecto invernadero.
El f t i dEl efecto invernadero
Ese fenómeno se produce porque la atmosfera es transparente para la radiación solar (onda corta) pero absorbe la radiación terrestre y emite una parte hacia al suelo(onda corta) pero absorbe la radiación terrestre y emite una parte hacia al suelo.
2 ·σ·T4 = σ·T’4
= 1.19 · T
1 19 253 K = 301K1.19 · 253 K = 301K
Este valor promedio de ~ 300K cuenta para la superficie terrestre junto con la atmosfera.
Para la superficie terrestre vale un valor promedio de 288K = 15°C.
Ejercicio: Calcule la longitud máxima de la Tierra (Ley de Wien: e = 2.88 · 10-3 / T).
Longitud máxima de la onda emitida de la Tierra= 9.6 μm (Infrarrojo)μ ( j )
La Tierra es mucho mas fría que el Sol, por eso emite radiación térmica entre ~ 4.0 y 50 μm (infrarrojo = onda larga).
L í it l TiLa energía que emite la Tierra:
S/4 = 342 W/m²(Donde: S = constante solar)(Donde: S = constante solar)
oLey de Stefan Boltzmann (300K):
459 27W/m²459.27W/m
E i ió b ió d d lEmisión y absorción de onda larga
Los constituyentes atmosféricos principales (N2 y O2) no absorben en la franja de emisión de la superficie terrestreemisión de la superficie terrestre.
La absorción de onda larga es debida principalmente al vapor de agua (H2O), el dióxido de carbono (CO ) y el ozono (O )el dióxido de carbono (CO2) y el ozono (O3).
Bandas de absorción:- H20 : < 4 μm, 6.3 μm y > 9.3 μm
- CO2: 13 – 17 μm- O3: 9.7 μm
La absorción de onda larga del ozono es pequeña; mas importante es la absorción de onda cortaonda corta.
Entre 9 – 11 μm la atmosfera es mas o menos transparente (= ventana infrarrojo atmosférica)
La franja de esta longitud llega directamente al espacio.
Ab ió d t l t í iAbsorción de otros elementos químicos
C fi i t d l b ióCoeficientes de la absorción
Balance energético anual
F lFormula:
BE = I + D – RK – A + G – RL
Donde:BE = Balance energético anual de la superficie
I = Radiación directaD = Radiación difusa
RK = Reflexión de onda corta de la Tierra (Albedo)A = Radiación de onda larga (superficie)
G = Radiación de la atmosfera a la superficie (onda larga)RL = Reflexión de onda larga de la superficie
I + D = Radiación global de onda corta
A – G = Radiación terrestre al espacio
El valor mas pequeño tiene RL!El valor mas pequeño tiene RL!
Promedio de la insolación diaria para latitudes diferentes (hemisferio norte)
B l d íBalance de energía
M did d l di ió lMedida de la radiación solarSe mide la temperatura que llega a un cuerpo.
El aumento de la temperatura depende de la cantidad de calorías que reciba ese cuerpo.
(1 caloría = la cantidad de calor necesario para calentar un gramo de agua pura desde 14.5 °C a 15.5°C)
Instrumentos meteorológicos de medida de la radiación
Tipo de Instrumento Parámetro de Medida
Piranómetro 1) Radiación Global, 2)Radiación directa, 3)Radiación difusa
Pirheliómetro Radiación Directa Pirorradiómetro balance neto radiativoPirorradiómetro balance neto radiativoHeliógrafo Brillo Solar
1) Pi ó t1) Piranómetro
El instrumento mas usado para medir la radiación. Mide la radiación directa y difusa (global) sobre una superficie horizontal. y (g ) p
Unas placas pintadas de blanco y de negro actúan como sensores. Las placas negras se calientan más que las blancas, porque absorben más radiación. q , p q
Mediante termocuplas (relación entre voltaje y temperatura) se mide la diferencia de temperatura entre las placas blancas y negras.
Para evitar el enfriamiento producido por el viento, la condensación interior y el efecto de la contaminación atmosférica sobre los sensores, éstos se aíslan mediante una
cúpula de vidrio.
Para medir la radiación difusa, se instala un sistema que evita la radiación solar directa b lsobre el sensor.
Para filtrar la radiación entre las longitudes de onda se usa filtros. Filt ú t 280 2 800Filtro mas común entre 280 y 2.800 nm.
Se puede usar ortos filtros también, para medir la radiación en diversos intervalos espectrales (la radiación ultravioleta).
Piranómetro
2) Pi h lió t2) Pirheliómetro
Es un instrumento para la medición de la radiación solar directa, evitando la radiación difusa desde otras direcciones.
El instrumento debe ser orientado continuamente hacia el sol.
Como sensor se utiliza una placa negra, cuya temperatura varía con la radiación solar directa que llega a la placa.
Se mide con un sistema de termocuplas también.
3) Pi dió t3) Pirorradiómetro
Permite evaluar toda la energía radiativa que recibe una superficie, g q p ,incluyendo la radiación solar directa y la radiación difusa.
La combinación de dos pirorradiómetros en un solo equipo de medición, con uno expuesto hacia arriba y el otro hacia la superficie, permite medir el balance neto
radiativo a nivel de superficie.
Los sensores son similares a un piranómetro.
4) H lió f4) Heliógrafo
Es un instrumento registrador de las horas de sol efectivo en el día (insolación o brillo solar)(insolación o brillo solar).
En este equipo el sol quema una cartulina graduada en horas, la cual está ubicada concéntricamente debajo de la esfera de vidrioconcéntricamente debajo de la esfera de vidrio.
Con el uso de estaciones automáticas que permiten registrar en forma continua la radiación solar este equipo ha caído en desusoradiación solar, este equipo ha caído en desuso.
Interpolación de la radiación solar para el área de la ECSF
Modelo digital de altura con estaciones climáticas y Hobo Sensores
I t l ió d l di ióInterpolación de la radiación
Mapas básicos para la interpolación
Mapa de pendiente Mapa de iluminación
Interpolación para el área de la ECSF
1W/m² = 1J/(m²·s)1W/m = 1J/(m s)24MJ/m²/d = 278 W/m²
Gracias por suGracias por su atención!atención!
