LAS LEYES DE LA RADIACIÓN EN LA TIERRA Y EN EL ESPACIO Dr. Tabaré Gallardo y MSc. Mario Bidegain Facultad de Ciencias

OBJETIVO Aproximarnos a los procesos que absorben y generan radiación electromagnética en la Tierra y en el espacio.

RESUMEN Generación de líneas: Kirchhoff Contínuo: Planck, Wien, Stefan Aplicaciones en estrellas: temperaturas y radios Aplicaciones en Sistema Solar: temperaturas y composición Generación de contínuo y líneas en estrellas, nubes y galaxias La radiación en la Tierra

GENERACIÓN DE LINEAS: Leyes de Kirchhoff

EL CONTÍNUO: Leyes de Planck, Wien y Stefan

RESUMEN HISTÓRICO 1859 Kirchhoff: radiación de cuerpo en equilibrio térmico 1860 Kirchhoff y Bunsen: leyes de radiación 1879 Stefan: obtención empírica del flujo total 1893 Wien: ley de desplazamiento 1896 Zeeman: efecto y aplicación al estudio de manchas solares 1900 Planck: deducción teórica de la radiación de cuerpo negro 1906 Schwarzschild: teoría de campos de radiación estacionarios 1911 Rutherford: modelo de átomo con núcleo y nube de electrones 1913 Bohr: modelo del átomo de Hidrógeno 1916 Eddington: teoría de la constitución interna de las estrellas

Intensidad: energía emitida en la dirección normal a la superficie emisora por unidad de tiempo, por unidad de area, por unidad de frecuencia y por unidad de ángulo sólido

Ley de Planck: medio (o cuerpo) en equilibrio térmico emitirá con:

La Ley de Wien y la Ley de Stefan se deducen de la Ley de Planck Si integramos la intensidad en todas las direcciones y en todas las frecuencias obtenemos el Flujo o energía emitida por unidad de área y de tiempo: Ley de Stefan La Ley de Wien y la Ley de Stefan se deducen de la Ley de Planck

La observación y la teoría concuerdan en que las estrellas a grosso modo están formadas por capas gaseosas concéntricas en equilibrio térmico. La intensidad de la emisión resultante de un medio como éste es la función de Planck la cual es independiente de las propiedades del medio, solo depende de su temperatura (aunque T dependerá de las propiedades del medio).

Luminosidad: energía total emitida por unidad de tiempo Luminosidad: energía total emitida por unidad de tiempo. Para el caso de una ESTRELLA ESFERICA: Condición: emisión planckiana (equilibrio térmico) La temperatura deducida a través de esta expresión se conoce como Temperatura Efectiva de la estrella y se requiere conocer el radio y la luminosidad de la estrella. En realidad la radiación que recibimos es la suma de emisiones de diferentes capas superficiales a diferentes temperaturas pero el efecto total es equivalente al de una capa de temperatura Tef .

La observación de la intensidad de las estrellas en función de la frecuencia concuerda muy bien con la curva de Planck. Ajustando las curvas de emisión estelares a las de Planck podemos estimar las temperaturas (Temp de brillo, Temp de color) de las ”superficies” que generan esa emisión observada. Luego podemos deducir el radio estelar.

Ejemplo: radiación cósmica de fondo

APLICACIONES EN EL SISTEMA SOLAR: TEMPERATURAS Y COMPOSICIÓN

Radiación recibida en un planeta propagada en el vacío: la densidad de flujo (o “flujo”) decrece con el cuadrado de la distancia al Sol.

La energía absorbida por el planeta dependera de su Albedo :

Si el asteroide se encuentra a temperatura constante quiere decir que toda la energía absorbida es reemitida: y el espectro de emisión del asteroide será:

espectro observado = emisión + reflexión determinación de radio

Temperaturas de equilibrio en el sistema solar: Dependen básicamente de la distancia al Sol y del Albedo.

A partir del balance energético en cada punto del planeta, Energía absorbida = E reemitida + E transmitida, obtenemos los perfiles de temperatura

Planeta de rotación lenta Planeta de rotación rápida

Insolación en la Tierra Insolación: energía total diaria recibida por unidad de área.

Tritón

Radiación a través de un medio absorbente. OPACIDAD L = Camino Libre Medio de los fotones Si D>>L , gran absorción Si D<<L , absorción despreciable

Ejemplo: atmosfera terrestre. D >> L (fotones en gama, X, UV) D << L (fotones en visible)

GENERACIÓN DEL CONTÍNUO Y LÍNEAS EN ESTRELLAS, NUBES Y GALAXIAS

r (altura) desde donde se emiten los fotones observados Opacidad alta opacidad Opacidad baja r (altura) desde donde se emiten los fotones observados r Temperatura de la capa emisora Temperatura Intensidad observada (espectro observado) Intensidad Longitud de onda

Siguiendo las leyes de Kirchhoff podríamos pensar que las líneas de absorción en las estrellas son generadas en capas gaseosas superiores y mas frías. Esto es un modelo simplificado. En realidad el contínuo y las líneas son generados en grandes regiones y no hay una separación clara entre la región de producción del contínuo y la región de producción del conjunto de líneas.

Líneas de emisión en estrellas

GALAXIAS

GALAXIAS DE SEYFERT

QUASAR

NEBULOSAS PLANETARIAS

MEDIO INTERESTELAR: ABSORCIÓN POR NUBE DE GAS

MEDIO INTERESTELAR: ABSORCIÓN POR NUBE MOLECULAR

LA RADIACIÓN EN LA TIERRA

RADIACION SOLAR RECIBIDA EN EL TOPE DE LA ATMOSFERA Y EN LA SUPERFICIE TERRESTRE

RADIACION SOLAR EN SU PASO POR LA ATMOSFERA

RADIACION TERRESTRE

RADIACION TERRESTRE EN SU PASO POR LA ATMOSFERA

BALANCE DE ENERGIA EN EL SISTEMA TIERRA-ATMOSFERA

RADIACION SOLAR ULTRAVIOLETA La banda biológicamente activa de la UV abarca las longitudes de onda comprendidas entre los 200 y 400 nm. Las longitudes de onda inferiores a 200 nm no tienen importancia biológica porque son absorbidas rápidamente por la atmósfera. UV-C abarca desde 200 hasta 280 nm, también se le llama UV de onda corta, UV lejana o radiación germicida. UV-B entre 280 y 320 nm, se la conoce como UV media o radiación de quemadura solar. Es la que tiene efectos biológicos más potentes. Solamente el 1% de la radiación solar está dentro de este rango y la mayor parte es absorbida por el ozono. Tiene gran interés porque pueden causar daño a nivel molecular. UV-A entre 320 y 400 nm, también conocida como UV de onda larga, UV próxima o luz negra. Es importante en la generación fotoquímica del smog, en la decoloración y daño de los plásticos, pinturas y telas.

LA METEOROLOGIA POR SATELITE

LA METEOROLOGIA POR SATELITE Area relativamente nueva de las ciencias dedicadas al estudio de la atmósfera. Origen: década del 40, se lanzan los primeros cohetes equipados con Sistemas de Observación de la Tierra. Grandes avances de la tecnología espacial Grandes inversiones en la carrera espacial

LA METEOROLOGIA POR SATELITE Las imágenes fotográficas de la Tierra que mostraban la cobertura de las nubes fueron tan asombrosas...

LAS PRIMERAS MISIONES ESPACIALES DESTINADAS A OBSERVACIONES METEOROLOGICAS Satelites de órbita polar. SPUTNIK-3 Lanzado por la Unión Sovietica el 15 de mayo de 1958 VANGUARD-2 Lanzado por EEUU el 17 de febrero de 1959

LA ERA DE LA METEOROLOGIA POR SATELITE 1º de Abril de 1960-Con el lanzamiento del TIROS-1 Television and Infrared Observation Satellite-1 USA- Este fue el primer satelite proyectado especialmente para observaciones meteorologicas . Fue tal el exito,especialmente en la aplicabilidad operativa de los nuevos instrumentos meteorológicos

SERIE TIROS-N Entre 1960-1965 fueron puestos en órbita polar más de una decena de satélites meteorológicos. TIROS-1 TIROS-2 ... TIROS-10

LA METEOROLOGIA POR SATELITE Los satelites meteorológicos han sido diseñados para captar imágenes de la superficie y atmósfera terrestre que permiten establecer el diagnóstico de la situaciones meteorológicas . Esta captación se realiza por medio de sensores .Sistemas ópticos electrónicos . Radiómetros:trabajan en diferentes bandas del espectro de radiación.

Los objetos terrestres emiten o reflejan radiaciones visibles o invisibles al ojo humano. Se utilizan sensores capaces de registrar estas radiaciones. Estos sensores operan sobre plataformas satelitales

Espectro visible cuando la zona relevada esta iluminada por el sol Espectro visible cuando la zona relevada esta iluminada por el sol.Permite observar lo que el ojo humano vería desde el satélite. VISUAL

Espectro infrarrojo da idea de la distribucion del calor en la atmosfera variando la tonalidad de las zonas según su mayor o menor temp. Imagen IR.

Clasificación segun su órbita en POLAR y GEOSTACIONARIO

Geostacionarios Goes en alta y baja resolution. Goes E. ubicado cercano al ecuador a 75º Long W., envia imagenes del la tierra correspondiente al continente americano y a los océanos Pacífico y Atlántico.desde los 36.500 km de altura.

Es complementario de otros cuatro satelites de orbita geostacionaria en reposo con respecto a la rotación de la tierra que cubren con su alcanze las latitudes bajas y medias de todo el planeta. Emite información wefax imagen computarizada de todo el mundo en el espectro visible y en el infrarojo y sirve también como retransmisor de los datos basicos obtenidos con frecuencia horaria por las plataformas automaticas desplegadas en la sup.terrestre y oceánicas.

SISTEMA MUNDIAL DE SATELITES CON FINES METEOROLOGICOS

Meteorología satelital Se comunican con est.automáticas fijas en tierra o móviles.(boyas o barcos) Para requerir información y transmitir a los centros meteorológicos. Datos de presión,temp de aire,suelo,agua,viento,humedad,radiación solar,etc.. Utilidad meteorología y oceanografía.

Actividades satelitales SISTEMA MUNDIAL DE OBSERVACION GEOSTACIONARIOS ORBITA POLAR SERV.DE IMAGENES SONDEOS RECOPILACION Y DISTRIBUCION DE DATOS.

INFORMACION SATELITAL Estos satélites toman imágenes interrogan estaciones automáticas y realizan mediciones de distintos parámetros. Transmiten tambien información meteorológica elaborada. Imágenes procesadas.mapas sinopticos,etc

APLICACION DATOS SATELITALES Los datos en forma directa o procesados son aplicados en: Imagen cobertura nubosa Determinación vientos en la atmósfera superior Extraccion perfiles verticales de temperatura y humedad en la atmósfera

APLICACION DATOS SATELITALES Obtención de temperatura del agua de mar Monitoreo de huracanes y tormentas Observación de hielo y tempanos en el mar Monitoreo de las condiciones de la cobertura vegetal.

Temperaturas superficie del mar estimadas a partir de imagens do AVHRR-NOAA 14 e de GOES-8

Monitoreo de las condiciones de la cobertura vegetal.

BIBLIOGRAFIA: Astronomy Today: www. prenhall BIBLIOGRAFIA: Astronomy Today: www.prenhall.com/chaisson Astronomia e Astrofisica: www.if.ufrgs.bf/ast Astronomy Notes, Nick Strobel: www.astronomynotes.com The Cosmic Perspective: www.astrospot.com