capitulo 3 radiaciÓn
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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
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