RADIACIÓN

Definición Es una forma de energía. Es una forma de transmisión de la energía, a través de ondas electromagnéticas. Es un elemento meteorológico.

Características Emitida por un cuerpo de temperatura absoluta > 0º K ( -273º C.) Su velocidad es la de la luz: 300.000 km/seg en el vacío. No necesita sustancia intermedia para su transmisión (puede propagarse hasta en el vacío). Es un fenómeno ondulatorio o corpuscular

Emisión o Radiación Calidad. Cantidad Temperatura del cuerpo emisor La emisión o radiación está definida por su: Calidad. λ Longitud de onda e Frecuencia Cantidad Temperatura del cuerpo emisor Espectro de emisión y absorción

Longitud de Onda Es la distancia entre dos crestas sucesivas. Se expresa en unidades de longitud: A, mm, mm, m ,km. Es la inversa de la frecuencia.

Frecuencia Es la cantidad de crestas que pasan por unidad de tiempo. Según el Sistema Internacional, la frecuencia se mide en hertz (Hz). Un hertz es aquel suceso o fenómeno repetido una vez por segundo. Así, dos hertz son dos sucesos (períodos) por segundo, etc. Esta unidad se llamó originariamente «ciclo por segundo» (cps) y aún se sigue utilizando.

Longitud de Onda y Frecuencia

Cantidad Se expresa en unidades de energía, por unidad de superficie, por tiempo. Las unidades más usadas son: 1 Cal/cm2.min = 1 Langley/min = 700 W/m2

Velocidad de la Luz La velocidad de la luz es de 300.000 Km/seg. A esta velocidad: Se da la vuelta entera a la Tierra en 20 milisegundos Se viaja a la Luna en 1,3 segundos Se llega al Sol en 8 minutos 19 segundos Se llega a la estrella más cercana en 4,2 años 

EL CUERPO NEGRO

Cuerpo Negro Es aquel que absorbe las radiaciones de todas las longitudes de onda que sobre él inciden, las transforma en energía calórica elevando su temperatura, y emite con la máxima intensidad de acuerdo con dicha temperatura. Tiene espectros de absorción y de emisión contínuos. Su temperatura depende de la radiación que absorbe. No existe como tal. Los cuerpos celestes son cuerpos negros casi perfectos.

Leyes del cuerpo negro Ley de Stefan- Boltzmann: “La energía 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) s=8.23 . 10-11cal/cm2 min°K4 s= 5.67. 10-8W/m2 K4

Ley de Stefan Boltzmann

Aplicada a Cuerpos Grises La ley de Stefan-Boltzmann también se puede aplicar a los cuerpos grises, añadiendo a la fórmula para cuerpos negros un coeficiente de emisividad, consistente en la relación entre la emisión del cuerpo y la de un cuerpo negro a la misma T°K. E = s T 4(°K) e e=Ecg/Ecn = 0 - 1

Leyes del cuerpo negro Ley de Wien o del Desplazamiento: “La longitud de onda de máxima emisión 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)

Ley de Wien o del Desplazamiento

El Sol Es la estrella más cercana a la Tierra y el mayor elemento del Sistema Solar. Las estrellas son los únicos cuerpos del Universo que emiten luz. Es también nuestra principal fuente de energía, que se manifiesta, sobre todo, en forma de luz y calor Constitución del Sol : 70 % H, 28 % He, 2% átomos pesados Su temperatura disminuye del núcleo a la corona Temperatura de la corona: 1.000.000°K Temperatura del núcleo: 15.700.000°K La radiación solar se transmite como ondas electromagnéticas

Datos Geográficos del Sol Distancia media Tierra – Sol: 149.600.000 Km. Perihelio: 147.056.800 Km. Afelio: 152.143.200 Km. Diámetro del sol 1.392. 000.000 Km. Tamaño : 333.000 veces mayor que la tierra

El Sol Está formado por: 1) núcleo, 2) zona radiante, 3) zona convectiva, 4) fotosfera, 5) cromosfera, 6) corona y 7) viento solar. Contiene más del 99% de toda la materia del Sistema Solar. Ejerce una fuerte atracción gravitatoria sobre los planetas y los hace girar a su alrededor

Estructura del Sol 1) núcleo, 2) zona radiante, 3) zona convectiva, 4) fotosfera, 5) cromosfera, 6) corona y 7) viento solar.

Viento Solar Es un flujo de partículas cargadas, principalmente protones y electrones, que escapan de la atmósfera externa del sol a altas velocidades (1.500.000 km/h.) y penetran en el Sistema Solar. Algunas quedan atrapadas en el campo magnético terrestre girando en espiral a lo largo de las líneas de fuerza de uno a otro polo magnético. Las auroras boreales y australes son el resultado de las interacciones de estas partículas con las moléculas de aire.

Radiación Solar Características Emisión Solar Total: 3,84 10 26 w Velocidad de transmisión: c (300.000 km/seg) Calidad: L= 0.15 m a 4 m l máxima emisión: 0.48 m (fotosfera) Cantidad: Constante Solar: 2 ly/ min; 1400 W/m2 Temperatura del cuerpo emisor: 6.000 ºK en la fotosfera Espectro: casi contínuo

Radiación Solar Calidad: Componentes de la radiación solar Ultravioleta = 4% (0,15m) Visible = 44% (0,4 a 0,7m) Infrarrojo = 52% (0,7 a 4m) Cantidad: Constante solar Cantidad de energía que incide en forma perpendicular en el borde externo de la atmósfera. Valor de la Constante Solar = 2 Cal/cm2 min

Espectro de Emisión Solar

Calidad de la emisión solar Radiación UV o Rayos Químicos: desde los 0.15 m hasta los 0.40 m. Radiación Luminosa o Luz Visible: desde los 0.40 m hasta los 0.76 m. Incluye : violeta, añil o índigo, azul, verde, amarillo, anaranjado, rojo. Radiación Calorífica o Infrarroja: desde los 0.76m hasta los 4.0m.

Radiación Ultravioleta Rayos U.V: de 0.15m a 0.40m. UVC: de 0.20 a 0.29 m. Causan mutaciones génicas, daños ópticos, muerte de organismos unicelulares (positivo). No llegan casi a la superficie terrestre. UVB: de 0.29 a 0.32 m. Principales causantes del cáncer de piel. Promueven la formación de vit. D. UVA: de 0.32 a 0.40 m. Enrojecen la piel y producen envejecimiento y arrugas .

Radiación Luminosa o Visible

Descomposición de la luz blanca

Factores que afectan la cantidad de Radiación Solar Geográficos Latitud Tiempo de exposición Inclinación del Suelo Atmosféricos Atmósfera (Nubosidad) Partículas en Suspensión (naturales y antrópica) Otros Estación del Año (Horas del Día)

Marcha de la radiación solar semanal en primavera tardía.

Radiación Terrestre Características: Cantidad: 0.56 Ly/min, 0.12 Ly/min (20 %) Calidad: L= de 4 m a 120 m l de máxima emisión: 10 m. Temperatura del cuerpo emisor: 288 °K Espectro casi contínuo.

Espectros de emisión solar y terrestre

Flujos de onda corta Radiación solar directa. Radiación solar difusa o celeste. Albedo. Radiación global. Radiación circunglobal.

Albedo

Radiación Global (Rg) = R. Directa + R. Difusa Flujos de onda corta Radiación Global (Rg) = R. Directa + R. Difusa Rg diaria : Radiación solar que llega en un día a la superficie terrestre. Depende de la : Latitud Duración del día Estación del año

Radiación solar recibida en la superficie terrestre Efecto de la atmósfera (Efecto invernadero) Efecto de la nubosidad (40 al 90% de albedo) Efecto de la latitud Efecto de oceanidad y continentalidad Efecto de la topografía y la orientación

Balance de energía solar

Flujos de onda larga Radiación terrestre Radiación atmosférica o contrarradiación Irradiación efectiva.

Radiación Atmosférica La Tierra emite radiación (Rt) en función de su temperatura es de 288º K (de onda larga) Parte de la Rt (de 0.76 a 8 μ y de12 a 16μ) es absorbida en la atmósfera por el vapor de agua y el CO2 Esta radiación absorbida vuelve nuevamente a la tierra como Contrarradiación atmosférica (Amparo Térmico o Efecto Invernadero) y lo que logra salir se denomina Irradiación Efectiva. En ciertas longitudes de onda, (Ventana Atmosférica, de 8 a 12 μ), el CO2 y el Vapor de agua no retienen la salida de la Rt (I.E.), produciendo un mayor enfriamiento.

Pérdida de radiación en la atmósfera

Espectro de Absorción de la Atmósfera

Balances de Radiación Diurno Nocturno

Balance de Radiación Diurno BR D = R directa. Cos a + R difusa + R atmosférica – Albedo – R Terrestre

Balance de radiación nocturno BR N = - R. Terrestre + R. Atmosférica (CRA) Este Balance se conoce como Irradiación Efectiva

Balance de energía