3-radiacion solar b

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.


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.


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)


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).


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.


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.


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.


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


Es la distancia entre dos crestas sucesivas.

Se expresa en unidades de longitud: A, mm, mm, m ,km.

Es la inversa de la frecuencia.


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


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


EL CUERPO NEGRO


Cuerpo Negro


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


Ley de Stefan Boltzmann


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


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)


Ley de Wien o del Desplazamiento


EL SOL


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


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


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


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


Radiacin Solar

Espectro de Emisin Solar


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.


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 .


2. Radiacin Luminosa o Visible


Descomposicin de la luz blanca


GEOGRFICOS

Latitud

Tiempo de exposicin

Inclinacin del Suelo

ATMOSFRICOS

Atmsfera (Nubosidad)

Partculas en Suspensin (naturales y antrpica)

OTROS

Estacin del Ao (Horas del Da)


Factores que afectan la cantidad de

Radiacin Solar

Marcha de la radiacin solar semanal

en primavera tarda.


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.


Caractersticas:

Espectros de emisin solar y terrestre


Flujos de onda corta

Radiacin solar directa.

Radiacin solar difusa o celeste.

Albedo.

Radiacin global.

Radiacin circunglobal.


Albedo


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


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


Balance de energa solar


Flujos de onda larga

oRadiacin terrestre

oRadiacin atmosfrica o contrarradiacin

o Irradiacin efectiva.


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.


Radiacin Atmosfrica

Prdida de radiacin en la atmsfera


Espectro de Absorcin de la Atmsfera


Balances de Radiacin


Diurno

Nocturno

Balance de Radiacin Diurno

BR D = R directa. Cos a + R difusa + R

atmosfrica Albedo R Terrestre


Balance de radiacin nocturno

BR N = - R. Terrestre + R. Atmosfrica (CRA)

Este Balance se conoce como Irradiacin Efectiva


Balance de energa


Gracias


3-radiacion solar b

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