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CAPITULO 3 RADIACIÓN

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CAPITULO 3RADIACIÓN

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• 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

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λ =c⋅T =cν

E =hν =hcλ

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El espectro electromagnético

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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

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UNIDADES DE MEDIDA

Intensidad (radiancia) Espectral Iλ

Iλ =δE

δΣδtδωδλ

Se mide en W/(m2 stereoradian m)

I

I =δE

δΣδtδω= Iλ∫ dλ

• Intensidad

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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)

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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

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Ley inversa del cuadrado

F14πR12 =F24πR2

2

F1

R12

R22 =F2

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Leyes fundamentales de la radiación térmicaLey de Kirchhoff

ελ

aλ

=Bλ (T)

Cuerpo negro:

aλ =1 Bλ (T) =ελ(negro)

ελ =aλ ⋅ελ(negro)

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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

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Ley de Wien

λmax=0.2897756

T(cm)

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Espectro comparativo de radiación solar y terrestre

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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

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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)

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Equilibrio radiativo:

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

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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

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El concepto de emisión

IλIλ +dIλελ =aλBλ(T)

+dIλ =eλJ λds=aλBλ(T)ds+sλJ 'λ ds

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Ecuación de Swardchild:

dIλ =−eλIλds+eλ J λds

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Ley de Beers

dIλ =−eλIλds dτλ =−eλds

Iλ =Iλe−τλ

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La radiación solar

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Granulación Fotosférica

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Manchas Solares

Oscurecimiento hacia el limbo

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La actividad del Sol aumenta con el número de manchas

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1609 1650 1700 1750 1800 1850 1900 1950 2000

El número de Wolf de manchas solares

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La cromosfera y la corona

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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

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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)

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La eclíptica

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La declinacion solar

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Solsticio de verano (=23.5)

Plano del Ecuador

Sol porencima delplano del Ecuador

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Equinocio (=0)

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Solsticio de invierno (=-23.5)

Plano del Ecuador

Sol pordebajo delplano del Ecuador

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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

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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

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Insolación diurna

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Insolación en JJA, DEF

-75 -50 -25 0 25 50 75Latitud

0500100015002000250030003500

JMêm^2

DEF

JJA

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Insolación estacional

-75 -50 -25 0 25 50 75Latitud

01000200030004000500060007000

JMêm^2

invierno

verano

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-75 -50 -25 0 25 50 75Latitud

4000

6000

8000

10000

12000

JMêm^2

33.5

23.5

13.5

Insolación anual

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Absorción atmosférica de radiación solarUltravioleta y ultravioleta extremo

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Visible e infrarrojo cercano

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Calentamiento de la atmósferapor radiación solar

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Efectos fotoquímicos: formación del ozono (Chapman)

O2+h => 2O

O+O2+M => O3+M

O3+h => O2+O

O3+O => 2O2

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Destrucción catalítica

X+O3 => XO + O2

XO+ O => X+O2

O+O3 => O2+O2

X: H, OH, NO,Cl

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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)

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Scattering

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Scattering Scattering RayleighScattering Mie

Simétrico

Asimétrico(adelante)

sλ ∝1λ4

Azul del cielo

Blanco de las nubesRojo del atardecer

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Scattering Mie

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Scattering(grandes partículas)

Arco Iris Gotas de agua

Corona Gotas de agua

Halos Cristales de hielo

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Arco Iris

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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

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1390

1370

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1300

1370

ARCOS PRIMARIO y SECUNDARIO

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CORONA

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GLORIA

Espectro de Brocken

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Heilihelichen

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HALO (22º)

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PARHELIA (FALSO SOL)

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PILAR DEL SOL

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Complejo de Halos

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Propiedades espectrales de la Vegetación

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Índice NDVI

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Absorción por el océano

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Albedo

Relación entre la energía reflejada y la incidente

a=RS

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Radiación térmicaBandas de absorción de algunos gases atmosféricos

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Espectro de emisión de radiación térmica

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Enfriamiento de la atmósfera en el infrarrojo

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El balance radiativo global

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Balance radiativo latitudinal


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