DiSTA Università di Bologna

RADIAZIONE SOLARERADIAZIONE SOLARE

Radiazione 2

IMPORTANZA DELLA RADIAZIONE

E' fonte del 99.9% dell’ energia disponibile sulla terra

Le principali fonti energetiche controllate dall'uomo sonostate generate grazie alla solare:

- Carbone e petrolio- Energia idroelettrica ed eolica

E' responsabile del ciclo dell'acqua e del ciclo diproduzione primaria attraverso fotosintesi edevapotraspirazione

Radiazione 3

DEFINIZIONE DI RADIAZIONE:

E' l'energia emessa dalla superficie diqualsiasi corpo a temperatura maggioredi 0 K sotto forma di radiazioneelettromagnetica.

La radiazione può essere emessa in unampio spettro o in una bandamonocromatica

Onda elettromagnetica

Radiazione 5

SPETTRO ELETTROMAGNETICO

La luce La parte visibile della radiazione (da 400 a

700nm) attiva nei processi fotosinteticiAltre funzioni:• Fototropismo• Induzione alla fioritura• Espansione fogliare

• Intensità massima: • 100000 lux (=2000 mE m²/s )

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Riflessione speculare della luce su una superficie levigata

Riflessione diffusa della luce su una superficie scabra

REFLECTION

REFLECTION from a rough surface

Radiazione 9

Tipo diradiazione

Lunghezzad’onda (nm)

Frequenza(s-1)

Numero d’onda(cm-1)

Ultravioletto 10 - 400 3.00 x 1016 –7.50 x 1014

1 x 106 –2.50 x 104

Visibile 400 – 700 7.50 x 1014 –4.28 x 1014

2.5 x 104 –1.43 x 104

Blu 480 6.25 x 1014 2.08 x 104

Verde 555 5.40 x 1014 1.80 x 104

Giallo 600 5.00 x 1014 1.67 x 104

Rosso 660 4.54 x 1014 1.52 x 104

Infrarosso 700 - 106 4.28 x 1014 –3.00 x 1011

1.43 x 104 - 10

Radiazione 10

definizioni

• ν frequenza numero di vibrazioni nell’unità di tempo: Hz = 1/s

• lunghezza d’onda: distanza tra due punti identici dell’onda: m

• c velocità di propagazione della luce nel vuoto: c 3 000 000 m/ s

Radiazione 11

La quantità di energia emessa è proporzionale allatemperatura del corpo:

LEGGE DI STEFAN - BOLTZMANN

R = T4

L'intensità di emissione di energia di un corponero è proporzionale alla quarta potenza dellasua temperatura.

R = energia emessa per unità di tempo esuperficie del corpo W m-2

T = temperatura del corpo in gradi Kelvin = 5.7 x 10-8 W m-2 K-4

Radiazione 12

Un corpo nero a parità di temperatura ha l'emissione massima.

Per corpi non neri:

R = T4

emissività della superficie 0 ≤ ≤ 1

Radiazione 13

Radiazione 14

Energia emessa da un Energia emessa da un corpocorpo neroneroa diverse temperaturea diverse temperature

Radiazione 15

LLEEGGGGEE DDII KKIIRRCCHHHHOOFFFF

Se un corpo è un buon emettitore, alloraè anche un buon assorbitore

=

emissività della superficieabsortività della superficie

Per un corpo nero:

Radiazione 16

LLEEGGGGEE DDII KKIIRRCCHHHHOOFFFFLa radiazione, oltre che assorbita, puòessere riflessa e trasmessa dal corpo: = frazione di radiazione incidente ad una

certa trasmessa dal corpo; = frazione di radiazione incidente ad

una certa riflessa dal corpoLa somma dei tre indici su tutte lelunghezza d’onda è, per la conservazionedell’energia:

+ + = 1

Radiazione 17

Absortività delle diverse componenti dell’atmosfera

Il coefficiente di riflessione per la radiazione solareè detto albedo.

Essa dipende dalla natura della superficie, maanche dall’angolo d’incidenza.

Wavelenght (m)

Radiazione 18

Si definisce albedo di una superficie ilrapporto fra la radiazione riflessa e laradiazione incidente.

L’albedo varia con la natura e la formadella superficie e, per la stessa superficie,con la lunghezza d’onda e l’inclinazionedella luce incidente.

Radiazione 19

Considerando come radiazioneincidente la radiazione globale G, laradiazione diffusa dal suolo deve esseremisurata sull’orizzontale dalla parteche guarda il suolo.

L’albedo così misurata, sottratta allaradiazione globale, dà modo diconoscere la radiazione assorbita dalsuolo.

Radiazione 20

L’albedo secondo le diverse superfici varia entro i seguenti limiti:

Terreno coltivato 0.07 – 0.14Sabbia grigia 0.10 – 0.25Roccia 0.15 – 0.25Sabbia chiara 0.25 – 0.45Neve fresca 0.80 – 0.90Acqua stagnante con sole da 90° a 40° 0.02Acqua stagnante con sole da 30° 0.06Acqua stagnante con sole da 20° 0.13Acqua stagnante con sole da 10° 0.35Acqua stagnante con sole da 5° 0.59

Neve vecchia 0.42 – 0.70Terreno sabbioso asciutto 0.25 – 0.45Terreno argilloso asciutto 0.20 – 0.30Torba 0.05 – 0.15Colture agrarie 0.20 – 0.30Bosco di latifoglie 0.15 – 0.20Bosco di conifere 0.10 – 0.15

Radiazione 21

DEFINIZIONE DI ALCUNE UNITA' DI MISURA

1 Joule = 1 N mlavoro fatto o energia spesa da una forza di 1 Newtonper compiere uno spostamento di 1 metro nelladirezione della forza.

1 caloria = energia necessaria per portare 1 cm3 diacqua dalla temperatura di 14.5 °C alla temperatura di15.5 °C, alla pressione di 105 Pa.1 cal = 4.18 J.

1 Watt = lavoro fatto nell'unità di tempo1 Watt = 1 Joule s-1 = 1 N m s-1

Radiazione 22

LEGGE DI PLANK

La maggior parte dei corpi emette radiazione nonmonocromatica, ma in una banda la cui ampiezzadipende dalla temperatura.

Radiazione 23

LEGGE DI PLANK

Per ciascuna lunghezza d'onda della radiazione e ciascuna temperatura si può calcolare la quantità di energia emessa:

1)/exp(1

251

TCCR

C1, C2 = costanti

Radiazione 24

LEGGE DI WIEN Permette di calcolare la lunghezza d’onda della radiazione per cui è massima l’emissione del corpo:

max = 2895 T-1

10-6m K

T = temperatura del corpo, K = lunghezza d’onda, m

Radiazione 25

Absortività delle diverse componenti dell’atmosfera

Il coefficiente di riflessione per la radiazione solareè detto albedo.

Essa dipende dalla natura della superficie, maanche dall’angolo d’incidenza.

Wavelenght (m)

Radiazione 26

Confronto tra radiazione emessa dal sole e dalla terra

Radiazione 27

COSTANTE SOLARE

E’ la parte di radiazione emessa dal sole che arriva mediamente sulla superficie esterna dell’atmosfera La radiazione emessa dal sole è:

Rsole = T4 = 6.24 x 106 W m-2 Tsole = 5760K

Radiazione 28

COSTANTE SOLARE

Il flusso di energia in tutto lo spazio sarà datodall’energia emessa per unità di superficiemoltiplicata per la superficie del sole :

= R x 4 r2

rsole = 6.96 x 108 m

Radiazione 29

COSTANTE SOLARELa quantità che investe la superficie esterna

dell’atmosfera dipende dalla distanza della terradal sole d:

S rd

Ro 44

2

2

dmedia terra-sole= 1.5 1011 m

So è la COSTANTE SOLARE = 1360 W m-2

Radiazione 30

COSTANTE SOLARE

La quantità media di energia intercettatadall’emisfero illuminato, approssimatocome un disco di raggio a, è

S = So a2 = 1.74 1017 Wa = 6.37 106m

Radiazione 31

Radiazione Media dal 1972 al 2000Radiazione Media dal 1972 al 2000a Bolognaa Bologna

Media giornaliera di 30 anni e media mobile

0

5

10

15

20

25

30

35

gen feb mar apr mag giu lug ago set ott nov dic

RAD

IAZI

ONE

MJ

m-2

Media annuale Media mobile

Radiazione 32

20002000

0

5

10

15

20

25

30

35

gen feb mar apr mag giu lug ago set ott nov dic

RA

DIA

ZIO

NE

MJ/

m2

Radiazione 33

RisultatiAndamento negli anni dell’energia totale incidente annuale

0

1

2

3

4

5

6

1971 1976 1981 1986 1991 1996 2001anno

Ener

gia

inci

dent

e to

tale

(GJ

m-2

ann

o-1)

Radiazione 34

Esempio di modello matematico RadEst (anno singolo)

Radiazione 35