Transcript Radiación

RADIACIÓN
Definición

Es una forma de energía.

Es una forma de transmisión de la
energía,
a
través
de
ondas
electromagnéticas.

Es un elemento meteorológico.
Características

Emitida por un cuerpo de temperatura absoluta >
0º K ( -273º C.)

Su velocidad es la de la luz: 300.000 km/seg en el
vacío.

No necesita sustancia intermedia para su
transmisión (puede propagarse hasta en el vacío).

Es un fenómeno ondulatorio o corpuscular
Emisión o Radiación
La emisión o radiación está definida por su:
1. Calidad.


λ Longitud de onda
e Frecuencia
2. Cantidad
3. Temperatura del cuerpo emisor
4. Espectro de emisión y absorción
Longitud de Onda



Es la distancia entre dos crestas sucesivas.
Se expresa en unidades de longitud: A, mm,
mm, m ,km.
Es la inversa de la frecuencia.
Frecuencia

Es la cantidad de crestas que pasan por unidad
de tiempo.

Según el Sistema Internacional, la frecuencia
se mide en hertz (Hz). Un hertz es aquel
suceso o fenómeno repetido una vez por
segundo. Así, dos hertz son dos sucesos
(períodos) por segundo, etc. Esta unidad se
llamó originariamente «ciclo por segundo»
(cps) y aún se sigue utilizando.
Longitud de Onda y Frecuencia
Cantidad

Se expresa en unidades de energía, por
unidad de superficie, por tiempo.

Las unidades más usadas son:
 1 Cal/cm2.min =
 1 Langley/min =
2
 700 W/m
Velocidad de la Luz
La velocidad de la luz es de 300.000 Km/seg.
A esta velocidad:
 Se da la vuelta entera a la Tierra en 20
milisegundos
 Se viaja a la Luna en 1,3 segundos
 Se llega al Sol en 8 minutos 19 segundos
 Se llega a la estrella más cercana en 4,2 años
EL CUERPO NEGRO
Cuerpo Negro




Es aquel que absorbe las radiaciones de todas las
longitudes de onda que sobre él inciden, las
transforma en energía calórica elevando su
temperatura, y emite con la máxima intensidad de
acuerdo con dicha temperatura.
Tiene espectros de absorción y de emisión
contínuos.
Su temperatura depende de la radiación que
absorbe.
No existe como tal. Los cuerpos celestes son
cuerpos negros casi perfectos.
Leyes del cuerpo negro
Ley de Stefan- Boltzmann:


“La energía 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)


s=8.23 . 10-11cal/cm2 min°K4
s= 5.67. 10-8W/m2 K4
Ley de Stefan Boltzmann
Aplicada a Cuerpos Grises

La ley de Stefan-Boltzmann también se puede
aplicar a los cuerpos grises, añadiendo a la
fórmula para cuerpos negros un coeficiente de
emisividad, consistente en la relación entre la
emisión del cuerpo y la de un cuerpo negro a la
misma T°K.
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 máxima emisión 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 la estrella más cercana a la Tierra y el mayor
elemento del Sistema Solar. Las estrellas son los
únicos cuerpos del Universo que emiten luz.
Es también nuestra principal fuente de energía, que
se manifiesta, sobre todo, en forma de luz y calor
Constitución del Sol : 70 % H, 28 % He, 2% átomos
pesados
Su temperatura disminuye del núcleo a la corona
Temperatura de la corona: 1.000.000°K
Temperatura del núcleo: 15.700.000°K
La radiación solar se transmite como ondas
electromagnéticas
Datos Geográficos del Sol
 Distancia media Tierra – Sol: 149.600.000
Km.
 Perihelio: 147.056.800 Km.
 Afelio: 152.143.200 Km.
 Diámetro del sol 1.392. 000.000 Km.
 Tamaño : 333.000 veces mayor que la
tierra
El Sol


Está formado por: 1) núcleo, 2) zona radiante, 3)
zona convectiva, 4) fotosfera, 5) cromosfera, 6)
corona y 7) viento solar.
Contiene más del 99% de toda la materia del
Sistema Solar. Ejerce una fuerte atracción
gravitatoria sobre los planetas y los hace girar a
su alrededor
Estructura del Sol
1) núcleo, 2) zona radiante, 3) zona convectiva, 4) fotosfera,
5) cromosfera, 6) corona y 7) viento solar.
Viento Solar

Es un flujo de partículas cargadas, principalmente
protones y electrones, que escapan de la
atmósfera externa del sol a altas velocidades
(1.500.000 km/h.) y penetran en el Sistema Solar.

Algunas quedan atrapadas en el campo
magnético terrestre girando en espiral a lo largo
de las líneas de fuerza de uno a otro polo
magnético. Las auroras boreales y australes son
el resultado de las interacciones de estas
partículas con las moléculas de aire.
Radiación Solar
Características
 Emisión Solar Total: 3,84 10 26 w
 Velocidad de transmisión: c (300.000 km/seg)
 Calidad: L= 0.15 m a 4 m
 l máxima emisión: 0.48 m (fotosfera)
 Cantidad: Constante Solar: 2 ly/ min; 1400 W/m2
 Temperatura del cuerpo emisor:
6.000 ºK en la fotosfera
 Espectro: casi contínuo
Radiación Solar

Calidad: Componentes de la radiación solar
 Ultravioleta = 4% (0,15m)
 Visible = 44% (0,4 a 0,7m)
 Infrarrojo = 52% (0,7 a 4m)

Cantidad: Constante solar
Cantidad de energía que incide en forma
perpendicular en el borde externo de la
atmósfera.
Valor de la Constante Solar = 2 Cal/cm2 min
Espectro de Emisión Solar
Calidad de la emisión solar



Radiación UV o Rayos Químicos: desde los 0.15 m
hasta los 0.40 m.
Radiación Luminosa o Luz Visible: desde los 0.40 m
hasta los 0.76 m. Incluye : violeta, añil o índigo,
azul, verde, amarillo, anaranjado, rojo.
Radiación Calorífica o Infrarroja: desde los 0.76m
hasta los 4.0m.
Radiación Ultravioleta

Rayos U.V: de 0.15m a 0.40m.
 UVC: de 0.20 a 0.29 m. Causan mutaciones
génicas, daños ópticos, muerte de organismos
unicelulares (positivo). No llegan casi a la
superficie terrestre.
 UVB: de 0.29 a 0.32 m. Principales
causantes del cáncer de piel. Promueven la
formación de vit. D.
 UVA: de 0.32 a 0.40 m. Enrojecen la piel y
producen envejecimiento y arrugas .
Radiación Luminosa o Visible
Descomposición de la luz blanca
Factores que afectan la cantidad de
Radiación Solar



Geográficos
 Latitud
 Tiempo de exposición
 Inclinación del Suelo
Atmosféricos
 Atmósfera (Nubosidad)
 Partículas en Suspensión (naturales y
antrópica)
Otros
 Estación del Año (Horas del Día)
Marcha de la radiación solar semanal
en primavera tardía.
Radiación Terrestre
Características:
 Cantidad: 0.56 Ly/min, 0.12 Ly/min (20 %)

Calidad: L= de 4 m a 120 m
l de máxima emisión: 10 m.

Temperatura del cuerpo emisor: 288 °K

Espectro casi contínuo.

Espectros de emisión solar y terrestre
Flujos de onda corta





Radiación solar directa.
Radiación solar difusa o celeste.
Albedo.
Radiación global.
Radiación circunglobal.
Albedo
Flujos de onda corta
Radiación Global (Rg) = R. Directa + R. Difusa
Rg diaria : Radiación solar que llega en un día a
la superficie terrestre. Depende de la :

Latitud

Duración del día

Estación del año
Radiación solar recibida en la
superficie terrestre





Efecto de la atmósfera (Efecto invernadero)
Efecto de la nubosidad (40 al 90% de albedo)
Efecto de la latitud
Efecto de oceanidad y continentalidad
Efecto de la topografía y la orientación
Balance de energía solar
Flujos de onda larga



Radiación terrestre
Radiación atmosférica o
contrarradiación
Irradiación efectiva.
Radiación Atmosférica

La Tierra emite radiación (Rt) en función de su
temperatura es de 288º K (de onda larga)
Parte de la Rt (de 0.76 a 8 μ y de12 a 16μ) es absorbida
en la atmósfera por el vapor de agua y el CO2

Esta radiación absorbida vuelve nuevamente a la tierra
como Contrarradiación atmosférica (Amparo Térmico o
Efecto Invernadero) y lo que logra salir se denomina
Irradiación Efectiva.

En ciertas longitudes de onda, (Ventana Atmosférica, de
8 a 12 μ), el CO2 y el Vapor de agua no retienen la salida
de la Rt (I.E.), produciendo un mayor enfriamiento.
Pérdida de radiación en la atmósfera
Espectro de Absorción de la
Atmósfera
Balances de Radiación

Diurno

Nocturno
Balance de Radiación Diurno
BR D = R directa. Cos a + R difusa + R
atmosférica – Albedo – R Terrestre
Balance de radiación nocturno
BR N = - R. Terrestre + R. Atmosférica (CRA)
Este Balance se conoce como Irradiación Efectiva
Balance de energía