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CAPITULO 3RADIACIÓN

• La radiación es una de las tres formas básicas de transmisión de la energía.

• En este caso se realiza en forma de una onda electromagnética => No necesita soporte material

• De los diferentes tipos de radiación, nos vamos a referir a la radiación térmica => radiación emitida por todos los cuerpos. Está ligada a la temperatura de los mismos

λ =c⋅T =cν

E =hν =hcλ

El espectro electromagnético

Intervalo espectral Color asociado

390 < λ < 455 Violeta

455 < λ < 485 Azul oscuro

485 < λ < 505 Azul claro

505 < λ < 550 Verde

550 < λ < 575 Amarill o verdoso

575 < λ < 585 Amarillo

585 < λ < 620 Anaranjado

620 < λ < 760 Rojo

LOS COLORES DEL ESPECTRO VISIBLE

UNIDADES DE MEDIDA

Intensidad (radiancia) Espectral Iλ

Iλ =δE

δΣδtδωδλ

Se mide en W/(m2 stereoradian m)

I

I =δE

δΣδtδω= Iλ∫ dλ

• Intensidad

Flujo (irradiancia, emitancia) espectral

Flujo (irradiancia) total

Fλ =δE

δσδtδλ

F =δE

δσδt

F = I cos(θ)dω∫

Se puede demostrar que:

Unidades: W/m2

Unidades: W/(m2 m)

Si la radiación es cuasiparalela (rayos solares)

Fn es la radiación normal (ley del coseno)

F =Fn ⋅cosθ

Cuanto más inclinados estén los rayos menos energía por unidad de área

Ley inversa del cuadrado

F14πR12 =F24πR2

2

F1

R12

R22 =F2

Leyes fundamentales de la radiación térmicaLey de Kirchhoff

ελ

aλ

=Bλ (T)

Cuerpo negro:

aλ =1 Bλ (T) =ελ(negro)

ελ =aλ ⋅ελ(negro)

Ley de Planck

Bλ (T) =C1λ

−5

π exp(C2 /λT)−1[ ]

C1 = 3.7417749 *108 W 4 m-2 y C2 = 1.4387*104 Klas 1ª y 2ª constantes de la radiación

Ley de Wien

λmax=0.2897756

T(cm)

Espectro comparativo de radiación solar y terrestre

Ley de Stefan-Boltzmann

B=∫Bλ(T)dλ =∫C1λ

−5

π exp(C2 /λT) −1[ ]dλ =

1π

σT4

F(negro) =πB=σT4

F(gris) =aσT4

= 5.6705*10-8 W/m2K4 es la constante de Stefan

Temperatura efectiva:

Temperatura de color:Temperatura que debe de tener un cuerpo negro para

que en un cierto intervalo espectral emita la misma cantidad de radiación que el cuerpo en cuestión

F(cuerpo) =σT4(negro)

Equilibrio radiativo:

Un cuerpo se dice que está en equilibrio radiativo si absorbe tanta energía como emite.

Interacción entre la radiación y la materiaLos conceptos de scattering y absorción:

extinción−dIλ =eλIλds=(sλ +aλ )I λds

Iλ

Iλ −dIλ

sλIλ

aλ Iλ

El concepto de emisión

IλIλ +dIλελ =aλBλ(T)

+dIλ =eλJ λds=aλBλ(T)ds+sλJ 'λ ds

Ecuación de Swardchild:

dIλ =−eλIλds+eλ J λds

Ley de Beers

dIλ =−eλIλds dτλ =−eλds

Iλ =Iλe−τλ

La radiación solar

Granulación Fotosférica

Manchas Solares

Oscurecimiento hacia el limbo

La actividad del Sol aumenta con el número de manchas

1609 1650 1700 1750 1800 1850 1900 1950 2000

El número de Wolf de manchas solares

La cromosfera y la corona

La constante solarLa cantidad de energía recibida a la distancia media Sol-

Tierra (1 UA): parametriza la energía emitida por el Sol en todas las longitudes de onda

S0 = 1366.5 W/m2

La radiación solar fuera de la atmósfera

Ley inversa del cuadrado

Ley del coseno

S(r) =S0

r02

r2

cos(ϑ )=sen(h) =sen(ϕ)sen(δ)+cos(ϕ)cos(δ)cos(H)

S =Sn ⋅cos(ϑ )=Snsen(h)

La eclíptica

La declinacion solar

Solsticio de verano (=23.5)

Plano del Ecuador

Sol porencima delplano del Ecuador

Equinocio (=0)

Solsticio de invierno (=-23.5)

Plano del Ecuador

Sol pordebajo delplano del Ecuador

Duración de un día

sen(h) =sen(ϕ)sen(δ) +cos(ϕ)cos(δ)cos(ΔH) =0

cos(ΔH)=−sen(ϕ)sen(δ)cos(ϕ)cos(δ)

=−tan(ϕ)tan(δ)

Si = 0 (Ecuador, todo el año) => H = 6 h , 2H = 12 horas

Si = 0 (toda la Tierra, equinocio) => H = 6 h , 2H = 12 horas

La insolación diurna

S(diaria)= Sdt−ΔH

ΔH

∫

S =S0

r02

r2

24π

[sen(ϕ)sen(δ)ΔH +cos(ϕ)cos(δ)sen(ΔH)]

H: Hora del anochecer en radianes

Insolación diurna

Insolación en JJA, DEF

-75 -50 -25 0 25 50 75Latitud

0500100015002000250030003500

JMêm^2

DEF

JJA

Insolación estacional

-75 -50 -25 0 25 50 75Latitud

01000200030004000500060007000

JMêm^2

invierno

verano

-75 -50 -25 0 25 50 75Latitud

4000

6000

8000

10000

12000

JMêm^2

33.5

23.5

13.5

Insolación anual

Absorción atmosférica de radiación solarUltravioleta y ultravioleta extremo

Visible e infrarrojo cercano

Calentamiento de la atmósferapor radiación solar

Efectos fotoquímicos: formación del ozono (Chapman)

O2+h => 2O

O+O2+M => O3+M

O3+h => O2+O

O3+O => 2O2

Destrucción catalítica

X+O3 => XO + O2

XO+ O => X+O2

O+O3 => O2+O2

X: H, OH, NO,Cl

Destrucción catalítica por CFCs

CFCl3 + h => CFCl2 + Cl

CFCl2 + h => CF2Cl + Cl

Cl+O3 => ClO + O2

ClO+ O => Cl+O2

O+O3 => O2+O2

Cl+CH4 => CH3+HClClO+NO2+M => ClONO2+M

ClONO2(s)+HCl(s) => Cl2(g)+HNO3(s)

Scattering

Scattering Scattering RayleighScattering Mie

Simétrico

Asimétrico(adelante)

sλ ∝1λ4

Azul del cielo

Blanco de las nubesRojo del atardecer

Scattering Mie

Scattering(grandes partículas)

Arco Iris Gotas de agua

Corona Gotas de agua

Halos Cristales de hielo

Arco Iris

Arco IrisReflexión y refracción en el interior de una gota

Rayo de mínima desviaciónDependencia de la longitud de onda, del índice de refracción del agua

Θ

ΘΘ

Θ

P. de Impacto t

t

i

t

Θ

1390

1370

1300

1370

ARCOS PRIMARIO y SECUNDARIO

CORONA

GLORIA

Espectro de Brocken

Heilihelichen

HALO (22º)

PARHELIA (FALSO SOL)

PILAR DEL SOL

Complejo de Halos

Propiedades espectrales de la Vegetación

Índice NDVI

Absorción por el océano

Albedo

Relación entre la energía reflejada y la incidente

a=RS

Radiación térmicaBandas de absorción de algunos gases atmosféricos

Espectro de emisión de radiación térmica

Enfriamiento de la atmósfera en el infrarrojo

El balance radiativo global

Balance radiativo latitudinal