Radiación solar y terrestre Leyes de la radiación

Presentación del tema: "Radiación solar y terrestre Leyes de la radiación"— Transcripción de la presentación:

1 Radiación solar y terrestre Leyes de la radiación
Para cuerpos negros Ley de Wien: Ley de Stefan-Boltzman:

2 Naturaleza de la radiación
La radiación está compuesta por ondas electromagnéticas (e-m) que transfieren energía de un lugar a otro sin precisar un medio material. La radiación electromagnética puede ser considerada como compuesta por ondas o partículas (fotones). Los fotones al moverse, con la velocidad de la luz c, llevan consigo campos magnéticos y eléctricos que oscilan con una cierta frecuencia, de manera que en un punto del espacio estos campos oscilan cuando el fotón pasa por tal punto. Una onda e-m puede ser caracterizada de una de las siguientes variables: su frecuencia (f), período (p), longitud de onda (l), número de onda (k) o energía (E=hf). ( Tabla 1) El espectro e-m es el conjunto de radiaciones de todo l posible y se divide en regiones. Por ejemplo: ultravioleta, visible, infrarroja.

3

4

5 Radiación interactuando con la materia
Radiaciones de diferentes longitudes de onda en esencia son lo mismo, pero difieren en el tipo de interacción que tienen con la materia. Rayos Gama y X son ionizantes pues tienen energía suficiente para separar electrones de átomos y moléculas. RUV puede romper moléculas en sus átomos: fotólisis. Luz visible e infrarroja modifican los estados de vibración y rotación de las moléculas

6

7 Radiación del Sol La radiación solar proviene de la fotosfera que tiene una temperatura alrededor de 5700ºK con un máximo espectral a los 500 nm. Un 99% de la energía viene en el intervalo UV+VIS+IR. En ondas largas la emisión solar ajusta bien a emisión de un cuerpo negro a 5700ºK, pero hacia ondas cortas aparecen primero líneas de absorción de elementos en la atmósfera solar y luego pérdidas por ionización. La energía total proveniente del sol varía poco y su valor en el exterior de la atmósfera es de 1353±21 W/m2 a una distancia de 1 AU (149.6E6 km) del sol. Entre perihelio y afelio existe una diferencia de 7%.

8

9 S/4(1-a)=sTs4/f f= (Ts/Te)4=1.63=(273+15)4/(273-18)4
S = 1370 W/m2 a = 0.3 albedo s = 5.67*10-8 W/m2 E. absorbida = E. emitida S(1-a)pr2=sTe4 4pr2 Te Ts EI Psfc V T M S/4(1-a)=sTs4/f f= (Ts/Te)4=1.63=(273+15)4/(273-18)4 Sol Nubos G.E.Inv. Hielo H2O CO2 Aeros CH4 N2O CFC }S Radiación solar es absorbida en sfc, luego de cruzar la atmósfera. Radiación terrestre también debe cruzar la atmósfera. Nivel de emisión al espacio en la tropósfera alta. Ef. inv. no es nuevo y muy beneficioso. df tiene signo opuesto a dTs Variac. Sol: Milankovich, manchas, evolución. Realim+: hielo,albedo,Taire.

10 cos q = sen f sen d + cos f cos d cos h
z dS h=15(HL-8)-l º inv l: longitud W f: latitud N d: declinación solar (depende de fecha) r q Angulo sólido dW=dS/r2 (strd) Radianza: (W/m2/strd) Irradianza: (W/m2) N Plano horizontal

11 Sistema Climático R radiación H calor sensible E evaporación
Hielo continental >104 a Estratosfera d Troposfera 4-8 d Hielo marino 1-5 a Capa de mezcla d Océano profundo ~1500 a Suelo 5-20 d Agua subterránea a Tropopausa Picnoclina Termoclina R radiación H calor sensible E evaporación M momentum P partículas y gases 50 km 12 200 1000 hPa 100 1 m 40 4000 bar REMHP REMH RH H MHP Escorrentía MP Sistema Climático Bosque 60 a Atmósfera Océano Continentes