METEOROLOGA Y CLIMATOLOGA
RADIACIN SOLAR
Blgo. David N. Flores Calla
RADIACIN SOLAR
Es el flujo de energa que
recibimos del Sol en forma de
ondas electromagnticas de
diferentes frecuencias
(luz visible, infrarroja y
ultravioleta).
Es un elemento
meteorolgico.
RADIACIN SOLAR
Aproximadamente la mitad
de las que recibimos,
comprendidas entre 0.4m y
0.7m, pueden ser detectadas por el ojo
humano, constituyendo lo
que conocemos como luz
visible.
EL SOL Y SU ENERGA
La radiacin que atraviesa la superficie del Sol tiene una potencia de
alrededor de 60 MW/m(megawattssobre metro cuadrado), llegando
al tope de la atmsfera terrestre slo algo ms de 1 kW/m; este
valor es conocido como constante solar Ics y se la define como la
energa proveniente del Sol que, por unidad de tiempo, es recibida en
la unidad de rea por una superficie perpendicular a la radiacin
ubicada en el espacio a la distancia media Sol-Tierra, y cuyo valor
aceptado (O.M.M., 1982) es: Ics= (1367 7) W/m.
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CONSTITUCIN DEL SOL
Constitucin del Sol : 70 % H
o28 % He
o2% tomos Pesados
La temperatura del sol disminuye del ncleo a la
superficie.
Temperatura de la superficie: 6.000C
Temperatura del centro: 15.000.000C
La radiacin solar se transmite como ondas
electromagnticas.
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EL SOL FUENTE DE ENERGIA
El 99,97 % de la energa involucrada en los
procesos fsicos de la tierra proviene del sol.
El sol irradia al espacio interestelar 56 x
1026 cal
La tierra se ubica a 150.000.000 Km
Capta 2.55 x 1018 cal/min (una fraccin
de 4,55 x 10-10 de lo que irradia el sol)
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RADIACIN SOLAR
Conjunto de radiaciones electromagnticas emitidas por el Sol. El
Sol se comporta prcticamente como un cuerpo negro el cual emite
energa siguiendo la ley de Planck a una temperatura de unos 6000
K.
La radiacin solar se distribuye desde el infrarrojo hasta el
ultravioleta. No toda la radiacin alcanza la superficie de la Tierra,
porque las ondas ultravioletas ms cortas, son absorbidas por los
gases de la atmsfera por el ozono.
La magnitud que mide la radiacin solar que llega a la Tierra es la
irradiancia, que mide la energa que, por unidad de tiempo y rea,
alcanza a la Tierra. Su unidad es el W/m (vatio por metro
cuadrado).
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CONSTANTE SOLAR
Cantidad de energa recibida en forma de radiacin solar por unidad de
tiempo y unidad de superficie, medida en la parte externa de la atmsfera
terrestre en un plano perpendicular a los rayos del Sol. Los resultados de su
medicin por satlites arrojan un valor promedio de 1,366 106
erg/cm s, o 1366 W/m.
K = x T4 (rs/a)2 = 1366 W/m2
Para calcular la constante solar basta con dividir el flujo energtico que
emite el Sol por la relacin de reas entre la superficie del Sol (con el radio
solar) y la de una esfera situada a la distancia (una unidad astronmica) del
mismo. Para obtener este valor, que en la prctica est medido por satlites,
se debe usar como temperatura efectiva () del Sol el valor 5776 K.
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VARIACIONES SOLARES
Se llama as a todas aquellas variaciones que acontecen en el Sol.
Se trata de fluctuaciones en la cantidad de energa emitida por el
Sol. Y se pueden dar a dos niveles. Variaciones en la luminosidad y
en el viento solar o campo magntico.
Ambas suelen estar interrelacionadas y tienen efectos visibles
como las manchas solares. A pesar de todo el valor medio de la
radiacin solar, 1366 W/m2, apenas cambia (ver constante solar).
De hecho las oscilaciones producidas por el ciclo de las manchas
solares no van ms all de 1 W/m2, . Su contribucin en el cambio
climtico actual y pasado es motivo de controversia.
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No toda la radiacin alcanza la superficie de la Tierra.
La magnitud que mide la radiacin solar es la irradiancia,
Su unidad es el W/m (vatio por metro cuadrado).
TRAYECTORIA SOLAR
Aunque todos sabemos que la Tierra gira sobre su eje y adems describe
una rbita alrededor del Sol. Para este concepto, consideraremos que
estamos en un lugar fijo y que es el Sol el que se mueve.
Al movimiento aparente del Sol en la bveda celeste, se le da el nombre
de trayectoria solar, esta tiene un paso diario, o sea, un recorrido que
realiza cada da, pero este no es igual todos los das, sino que vara a lo
largo del ao.
En esto influye la inclinacin del eje de rotacin de la Tierra respecto al
plano en que est contenida la rbita terrestre y se llama plano de la
eclptica.
TRAYECTORIA SOLAR
La inclinacin de este eje es lo que produce las
estaciones del ao, las variaciones en horas solares y el
ngulo de la radiacin o incidencia solar.
Trayectoria Solar en el Polo Norte
TRAYECTORIA SOLAR
NGULO DE INCIDENCIA SOLAR
TRAYECTORIA SOLAR
DIAGRAMA SOLAR
ANALEMA
Es la curva que describe la posicin del Sol en el cielo si todos los das del ao se lo observa a la misma hora del da y desde el mismo lugar de observacin.
El analema forma una curva que suele ser en forma de ocho.
CARACTERSTICAS DE LA RS
Emitida por un cuerpo de temperatura absoluta >
0 K ( -237.5 C.)
Su velocidad es la de la luz: 300.000 km/seg en
el vaco.
No necesita sustancia intermedia para su
transmisin (puede propagarse hasta en el
vaco).
Es un fenmeno ondulatorio o corpuscular.
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Emisin o Radiacin
La emisin o radiacin est definida por su:
1.Calidad.
Longitud de onda
e Frecuencia
2.Cantidad
3.Temperatura del cuerpo emisor
4.Espectro de emisin y absorcin
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Es la distancia entre dos crestas sucesivas.
Se expresa en unidades de longitud: A, mm, mm, m ,km.
Es la inversa de la frecuencia.
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Es la cantidad de crestas que pasan por unidad de tiempo.
Segn el Sistema Internacional, la frecuencia se mide en
hertz (Hz). Un hertz es aquel suceso o fenmeno repetido
una vez por segundo. As, dos hertz son dos sucesos
(perodos) por segundo, etc. Esta unidad se llam
originariamente ciclo por segundo (cps) y an se sigue
utilizando.
Longitud de Onda y Frecuencia
Longitud de Onda y Frecuencia
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Velocidad de la Luz
La velocidad de la luz es de 300.000 Km/seg.
A esta velocidad:
o Se da la vuelta entera a la Tierra en 20 milisegundos
o Se viaja a la Luna en 1,3 segundos
o Se llega al Sol en 8 minutos 19 segundos
o Se llega a la estrella ms cercana en 4,2 aos
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EL CUERPO NEGRO
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Cuerpo Negro
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Es aquel que absorbe las radiaciones de todas las longitudes de onda que sobre l inciden, las transforma en energa calrica elevando su
temperatura, y emite con la mxima intensidad de acuerdo con dicha temperatura.
Tiene espectros de absorcin y de emisin contnuos.
Su temperatura depende de la radiacin que absorbe.
No existe como tal. Los cuerpos celestes son cuerpos negros casi perfectos.
Leyes del cuerpo negro
Ley de Stefan- Boltzmann:
La energa total emitida por un Cuerpo Negro es igual a la
constante de Stefan Boltzmann multiplicada por su Temperatura
Absoluta, elevada a la cuarta potencia
E = s T 4(K)
Donde:
s=8.23 . 10-11cal/cm2 minK4
s= 5.67. 10-8W/m2 K4
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Ley de Stefan Boltzmann
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Aplicada a Cuerpos Grises
La ley de Stefan-Boltzmann tambin se puede aplicar a los
cuerpos grises, aadiendo a la frmula para cuerpos negros un
coeficiente de emisividad, consistente en la relacin entre la
emisin del cuerpo y la de un cuerpo negro a la misma TK.
E = s T 4(K) e
e=Ecg/Ecn = 0 - 1
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Leyes del cuerpo negro
Ley de Wien o del Desplazamiento:
La longitud de onda de mxima emisin de un cuerpo negro
multiplicada por su Temperatura Absoluta es igual a una
constante.
L. T = a.
a = 2.880 m K.
Permite por despeje conocer la temperatura de un cuerpo (la
tierra o el sol)
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Ley de Wien o del Desplazamiento
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EL SOL
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Es tambin nuestra principal fuente de energa, que se manifiesta, sobre todo, en forma de luz y calor.
Constitucin del Sol : 70 % H, 28 % He, 2% tomos pesados
Su temperatura disminuye del ncleo a la corona.
Temperatura de la corona: 1.000.000K
Temperatura del ncleo: 15.700.000K
La radiacin solar se transmite como ondas electromagnticas
Es la estrella ms
cercana a la Tierra
y el mayor
elemento del
Sistema Solar. Las
estrellas son los
nicos cuerpos del
Universo que
emiten luz.
Datos Geogrficos del Sol
Distancia media Tierra Sol:
149.600.000 Km.
Perihelio: 147.056.800 Km.
Afelio: 152.143.200 Km.
Dimetro del sol 1.392. 000.000
Km.
Tamao : 333.000 veces mayor que
la tierra
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El Sol
o Est formado por: 1) ncleo, 2) zona radiante, 3) zona convectiva,
4) fotosfera, 5) cromosfera, 6) corona y 7) viento solar.
o Contiene ms del 99% de toda la materia del Sistema Solar. Ejerce
una fuerte atraccin gravitatoria sobre los planetas y los hace girar
a su alrededor Blgo. David N. Flores Calla
Estructura del Sol
1) ncleo, 2) zona radiante, 3) zona convectiva, 4) fotosfera,
5) cromosfera, 6) corona y 7) viento solar. Blgo. David N. Flores Calla
Viento Solar
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Es un flujo de partculas cargadas,
principalmente protones y electrones, que
escapan de la atmsfera externa del sol a altas
velocidades (1.500.000 km/h.) y penetran en el
Sistema Solar.
Algunas quedan atrapadas en el campo
magntico terrestre girando en espiral a
lo largo de las lneas de fuerza de uno a
otro polo magntico. Las auroras
boreales y australes son el resultado de
las interacciones de estas partculas con
las molculas de aire.
Radiacin Solar
Emisin Solar Total: 3,84 10 26 w
Velocidad de transmisin: c (300.000 km/seg)
Calidad: L= 0.15 m a 4 m
l mxima emisin: 0.48 m (fotosfera)
Cantidad: Constante Solar: 2 ly/ min; 1400 W/m2
Temperatura del cuerpo emisor:
6.000 K en la fotosfera
Espectro: casi contnuo
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Caractersticas
Calidad: Componentes de la radiacin solar
Ultravioleta = 4% (0,15m)
Visible = 44% (0,4 a 0,7m)
Infrarrojo = 52% (0,7 a 4m)
Cantidad: Constante solar
Cantidad de energa que incide en forma perpendicular en el
borde externo de la atmsfera.
Valor de la Constante Solar = 2 Cal/cm2 min
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Radiacin Solar
Espectro de Emisin Solar
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Calidad de la emisin solar
1. Radiacin UV o Rayos Qumicos: desde los
0.15 m hasta los 0.40 m.
2. Radiacin Luminosa o Luz Visible: desde los
0.40 m hasta los 0.76 m. Incluye : violeta, ail o
ndigo, azul, verde, amarillo, anaranjado, rojo.
3. Radiacin Calorfica o Infrarroja: desde los
0.76m hasta los 4.0m.
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1. Radiacin Ultravioleta
Rayos U.V: de 0.15m a 0.40m.
UVC: de 0.20 a 0.29 m. Causan mutaciones gnicas,
daos pticos, muerte de organismos unicelulares
(positivo). No llegan casi a la superficie terrestre.
UVB: de 0.29 a 0.32 m. Principales causantes del cncer
de piel. Promueven la formacin de vit. D.
UVA: de 0.32 a 0.40 m. Enrojecen la piel y producen
envejecimiento y arrugas .
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2. Radiacin Luminosa o Visible
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Descomposicin de la luz blanca
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GEOGRFICOS
Latitud
Tiempo de exposicin
Inclinacin del Suelo
ATMOSFRICOS
Atmsfera (Nubosidad)
Partculas en Suspensin (naturales y antrpica)
OTROS
Estacin del Ao (Horas del Da)
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Factores que afectan la cantidad de
Radiacin Solar
Marcha de la radiacin solar semanal
en primavera tarda.
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Radiacin Terrestre
Cantidad: 0.56 Ly/min, 0.12 Ly/min (20 %)
Calidad: L= de 4 m a 120 m
l de mxima emisin: 10 m.
Temperatura del cuerpo emisor: 288 K
Espectro casi contnuo.
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Caractersticas:
Espectros de emisin solar y terrestre
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Flujos de onda corta
Radiacin solar directa.
Radiacin solar difusa o celeste.
Albedo.
Radiacin global.
Radiacin circunglobal.
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Albedo
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Radiacin Global (Rg) = R. Directa + R. Difusa
R.G. DIARIA : Radiacin solar que llega en un da a la superficie
terrestre. Depende de la :
Latitud
Duracin del da
Estacin del ao
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Flujos de onda corta
Radiacin solar recibida en la
superficie terrestre
Efecto de la atmsfera (Efecto invernadero)
Efecto de la nubosidad (40 al 90% de albedo)
Efecto de la latitud
Efecto de oceanidad y continentalidad
Efecto de la topografa y la orientacin
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Balance de energa solar
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Flujos de onda larga
oRadiacin terrestre
oRadiacin atmosfrica o contrarradiacin
o Irradiacin efectiva.
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La Tierra emite radiacin (Rt) en funcin de su temperatura es de 288 K (de onda larga).
Parte de la Rt (de 0.76 a 8 y de12 a 16) es absorbida en la atmsfera por el vapor de agua y el CO2
Esta radiacin absorbida vuelve nuevamente a la tierra como Contrarradiacin atmosfrica (Amparo Trmico o Efecto Invernadero) y lo que logra salir se denomina Irradiacin Efectiva.
En ciertas longitudes de onda, (Ventana Atmosfrica, de 8 a 12 ), el CO2 y el Vapor de agua no retienen la salida de la Rt (I.E.), produciendo un mayor enfriamiento.
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Radiacin Atmosfrica
Prdida de radiacin en la atmsfera
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Espectro de Absorcin de la Atmsfera
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Balances de Radiacin
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Diurno
Nocturno
Balance de Radiacin Diurno
BR D = R directa. Cos a + R difusa + R
atmosfrica Albedo R Terrestre
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Balance de radiacin nocturno
BR N = - R. Terrestre + R. Atmosfrica (CRA)
Este Balance se conoce como Irradiacin Efectiva
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Balance de energa
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Gracias
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