RADIACION SOLAR: En el Sol se están generando constantemente grandes cantidades de energía. La energía radiante se propaga por el espacio viajando a razón.

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1 RADIACION SOLAR: En el Sol se están generando constantemente grandes cantidades de energía. La energía radiante se propaga por el espacio viajando a razón de 300 000 Km. por segundo (velocidad de la luz, c). A esta velocidad, las radiaciones llegan a la Tierra ocho minutos después de ser generadas. Las distintas radiaciones solares, de las cuales la luz visible es sólo una pequeña parte, viajan por el espacio en todas las direcciones, como los radios de un círculo, de donde proviene su nombre.

2 Es un flujo de partículas o de fotones. Los fotones son paquetes de energía que constituyen la radiación electromagnética, viajan a la velocidad de la luz. Podemos conocer las propiedades físicas del universo gracias a las radiaciones que emiten los cuerpos. El término también se emplea para las propias ondas o partículas. Las ondas y las partículas tienen muchas características comunes; no obstante, la radiación suele producirse predominantemente en una de las dos formas. La radiación de partículas también puede ser ionizante si tiene suficiente energía. Algunos ejemplos de radiación de partículas son los rayos cósmicos, los rayos alfa o los rayos beta. Los rayos cósmicos son chorros de núcleos cargados positivamente, en su mayoría núcleos de hidrógeno (protones). Los rayos cósmicos también pueden estar formados por electrones, rayos gamma, piones y muones.

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4 La reflexión: es el cambio de dirección de un rayo o una onda que ocurre en la superficie de separación entre dos medios, de tal forma que regresa al medio inicial. Ejemplos comunes son la reflexión de la luz, el sonido y las ondas en el agua

5 La radiación en función de la longitud de onda puede penetrar ciertos cuerpos. Los rayos alfa de origen natural son frenados por un par de hojas de papel o unos guantes de goma. Los rayos beta son detenidos por unos pocos centímetros de madera. Los rayos gamma y los rayos X, según sus energías, exigen un blindaje grueso de material pesado como hierro, plomo u hormigón.

6 refracciónrefracción consiste en el cambio de dirección que experimenta un rayo de luz al pasar de un medio a otro debido a la diferencia de velocidad, siempre que incida sobre su superficie de manera oblicua. difraccióndifracción es un fenómeno propio de la dinámica de ondas, por lo que no se incluye en la dinámica de partículas. Se dice que una onda se difracta cuando modifica su dirección de propagación al encontrarse con un obstáculo

7 Radiación solar en México.

8  La ley de Wien se utiliza para determinar las temperaturas de las estrellas a partir de los análisis de su radiación. Puede utilizarse también para representar las variaciones de temperaturas en diferentes regiones de la superficie de un objeto, lo que constituye una termografía.  La ley de Wien nos dice cómo cambia el color de la radiación cuando varía la temperatura de la fuente emisora, y ayuda a entender cómo varían los colores aparentes de los cuerpos negros.  Los objetos con una mayor temperatura emiten la mayoría de su radiación en longitudes de onda más cortas; por lo tanto aparecerán ser más azules.  Los objetos con menor temperatura emiten la mayoría de su radiación en longitudes de onda más largas; por lo tanto aparecerán ser más rojos.  Además, en cualquiera de las longitudes de onda, el objeto más caliente irradia más (es más luminoso) que el de menor temperatura. LEYES IMPORTANTES

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10 Radiación solar media recibida en superficie, expresada en W/m2. Oscila entre un máximo de unos 275 W/m2 en las regiones despejadas de nubosidad del Sahara y Arabia, hasta un mínimo de 75 W/m2 en las islas brumosas del Artico. La media global es de 170 W/m2.

11 EL ESPECTRO SOLAR: Si analizamos mediante un espectroscopio la luz que nos llega del Sol observamos en el espectro que no es completamente continuo, sino que aparecen ciertas rayas de absorción. Indicándonos este hecho que la luz del sol ha atravesado gases que han absorbido las longitudes de onda que a cada uno de ellos le es característica. Algunos de estos elementos sabemos que no pueden existir en la atmósfera de nuestro planeta, por lo que hemos de concluir que se encuentran en la atmósfera solar:

12 Se observa fácilmente, por tanto, la existencia de Sodio (las dos líneas en el amarillo), hidrógeno, etc.. El primero en describir las líneas oscuras del espectro solar fué Joseph Von Fraunhofer (1787-1826), por lo que se le denominaron "Líneas de Fraunhofer", aunque ya habian sido descubiertas en 1802 por William H. Wollaston (1766-1828).

13 ABSORCION DE LA RADIACION Los espectros de absorción, y también los cuerpos absorben radiación emitida desde otros cuerpos, eliminando del espectro de radiación que reciben aquellas bandas absorbidas, que quedan de color negro. Son lo que se llaman “rayas negras” o simplemente “rayas” del espectro. También ocurre con la absorción, que unos cuerpos absorben la radiación de unas determinadas longitudes de onda y no absorben la radiación de otras longitudes de onda, por lo que cada cuerpo, cada elemento químico en realidad, tiene su propio espectro de absorción, correspondiéndose con su espectro de emisión, cual si fuera el negativo con el positivo de una película.

14 l Los niveles de radiación natural terrestre alrededor del mundo difieren de un lugar a otro, en razón de la variación de la concentración de estos materiales en la corteza. Para la mayor parte de la población, tales diferencias son especialmente significativas. Las evaluaciones realizadas por el Comité Científico de las Naciones Unidas sobre los Efectos de las Radiaciones Atómicas (UNSCEAR) muestran que la dosis efectiva anual promedio de radiación externa es de 460. Radiactiva Los principales materiales radiactivos presentes en las rocas que constituyen la corteza terrestre son el potasio 40 y las dos series de elementos radiactivos naturales procedentes de la desintegración del uranio 238 y del torio 232. También existe el rubidio 87 y el uranio 235 pero revisten menor importancia. RADIACION TERRESTRE

15 Por otra parte, cabe decir que, en promedio, un tercio de la dosis efectiva recibida por el ser humano de las fuentes naturales terrestre procede de sustancias radiactivas que se encuentran en el aire, los alimentos y el agua. La dosis efectiva anual debida a la inhalación (excluyendo el radón), ingestión de alimentos y agua, es 230, de los cuales 170 corresponden al potasio 40 y 60 a los radionucleidos de las cadenas de desintegración del uranio 238 y torio 232.

16 RADIACION EMITIDA POR EL SOL RADIACIÓN EMITIDA POR LA TIERRA

17 Balance total de energía. R=I(1-a)+R -  T 4 R= radiación neta, I=Radiación solar en la superficie a=albedo, R =Radiacion de onda larga descendente  constante de Stefan Boltzman  emisividad de la superficie Efecto "invernadero" La temperatura media en la Tierra se mantiene prácticamente constante en unos 15ºC, pero la que se calcula que tendría si no existiera la atmósfera sería de unos -18ºC. Esta diferencia de 33ºC tan beneficiosa para la vida en el planeta se debe al efecto invernadero. BALANCE DE ENERGIA

18 El motivo por el que la temperatura se mantiene constante es porque la Tierra devuelve al espacio la misma cantidad de energía que recibe. Si la energía devuelta fuera algo menor que la recibida se iría calentando paulatinamente y si devolviera más se iría enfriando. Por tanto la explicación del efecto invernadero no está en que parte de la energía recibida por le Tierra se quede definitivamente en el planeta. La explicación está en que se retrasa su devolución porque, aunque la cantidad de energía retornada es igual a la recibida, el tipo de energía que se retorna es distinto. Mientras que la energía recibida es una mezcla de radiación ultravioleta, visible e infrarroja; la energía que devuelve la Tierra es, fundamentalmente infrarroja y algo de visible.

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20 Balance anual de energía de la Tierra desarrollado por Trenberth, Fasullo y Kiehl de la NCAR en 2008.

21 Capacidad Calorífica: Cantidad de calor necesaria para elevar la temperatura de un gramo de cualquier material un grado Celsius Material Calor específicoDensidadCapacidad calorífica kcal/kg ºCkg/m³kcal/m³ ºC Agua11000 Acero0,127850950 Tierra seca0,441500660 Granito0,192645529 Madera de robleroble0,57750430 Ladrillo0,202000400 Madera de pinopino0,6640384 Piedra areniscaarenisca0,172200374 Piedra calizacaliza0,222847484 Hormigón0,162300350 Mortero de yesoyeso0,21440288 Tejido de lanalana0,3211135 Poliestireno expandido0,42510 Poliuretano expandido0,38249 Fibra de vidrio0,19152,8 Aire0,241,20,29

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