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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