Radiación solar y radiación terrestre

Efecto invernadero

Máster en Cambio Global

UIMP-CSIC

Climent Ramis

UIB

La energía que llega a la Tierra procede prácticamente

del Sol. Radiación electromagnética. Reflexión en la Luna.

Otras estrellas.

La Radiación Electromagnética (REM)� Las formas de propagación de la energía son:

� Conducción: És la transmisión por contacto, se trata de un proceso a nivel molecular.

� Convección: Implica movimiento de massa, es típica en los fluidos.

� Radiación: La REM transporta energía a traves del vacío a una velocitat de 3 *108 m/s (velocidad de la luz).

� Todos los cuerpos a una temperatura superior a 0 K emitenREM

� Les ondas electromagnéticas estan formadas por un campo eléctrico y uno magnético perpendiculares entre sí y perpendiculares ambos a la dirección de propagación

Características de las ondas electromagnéticas.

•Longitud de onda (λλλλ): distancia entre dos máximosconsecutivos (en radiación la unidad básica es el micrómetro,1µm=10-6 m)•Frecuencia: (f): número de máximos que pasan por unpunto fijo en un intervalo de tiempo determinado (se mide enHertz = s-1).•Período (T): Tiempo que tarda en pasar por un punto fijouna oscilación completa. (se mide en segundos)

Relaciones: f=1/T c= λλλλ /T c=λλλλf

La energía se emite en forma de unidades básicas llamadas fotones, detal forma que la energía de un fotón está relacionada con su frecuencia dela forma:

E= hf = hc/λh es la constant de Planckh=6.6256*10-27 erg* s= 6.6256*10-34 J*s

Por lo tanto la energía es proporcional a la frecuencia e inversamenteproporcional a la longitud d’ona.

fE ≈ λ1≈E

El espectro electromagnético

Regions de l’espectre electromagnètic

Raigs gamma <0.03 nanómetres

Raigs X 0.03 - 3 nanómetres

ultraviolada 3 nanómetres - 0.4micròmetres

visible Coincideix amb les longituds d’ona on laradiació solar és màxima.

0.4 - 0.7 µm

Infraroig pròxim Capaç de discriminar masses vegetals iconcentracions de humitat.

0.7 - 1.3 µm

Infraroig mig ES mesclen els processos de reflexióde la llum solar i de emissió de lasuperfície de la terra.

1.3 - 3.0 µm

Infraroig tèrmic ollunyà

Emissió terrestre I dels niguls, dónainformació de Temperatures.

3.0 - 5.0 µm y 8 - 14 µm

microones Quasi transparent a la coberturanigulosa.

0.3 - 300 cm.

El espectro visible

Todos los cuerpos (sólidos y líquidos) a una temperaturasuperior a 0 K emiten energia electromagnética. Esta emisión noes a una sola longitud de onda, si no que ocupa un amplioespectro de longitudes de onda.

Para el estudio de la radiación electromagnètica se utilitza elconcepto de “cuerpo negro”. Es un cuerpo hipotético queabsorbe toda la radiación incidente sobre él y que emite lamáxima cantidad de radiación en todas las longitudes de onda acualquier temperatura (es un perfecto emissor). Para el cuerponegro, la energía emitida depende de la longitud de onda y de latemperatura del propio cuerpo según la ley de Planck

Principios físicos de la REM

� Dado un cuerpo negro, sea Q (Joules, J) la cantidad de energíaradiante emitida por el cuerpo

� Definimos Flujo radiante (Js-1=Watts)

Emisividad ε

Qn (T) energia emitida per un cuerpo negro

Qe(T) energia emitida por un cuerpo real a la misma temperatura.

Definimos emisividad:

ε= Qe(T) / Qn (T) 0<= ε <=1

Tenemos por tanto:

� Cuerpo negro o radiador perfecto: ε =1

� Cuerpo gris: ε entre 0 i 1

� Reflector perfecto: ε = 0

� Radiador selectivo ελ = f(λ), la emissividaddepende de λ.

Emitancia o Irradiancia:

Emitancia monocromàtica:

Es el flujo radiante por unidad de area(W/m2)

Ley de Planck

� E λ en Wm-2 µm -1 y λ en µm� C1= 3.74151*1016 Wm2

� C2= 1.43879 * 104 µm K

Emitancia monocromática

� Ley de Wien:

� Ley de Stefan-Boltzman:

E=σT4

σ=5.6697 x 10-8 Wm-2K-4

Interacción de la REM con la

atmósfera

La radiación que interacciona con la atmósfera es

� Radiación solar: Radiación directa procedentedel Sol.

� Radiación terrestre: Radiación emitida por la superficie de la Tierra.

� Aplicando la ley de Wien obtenemos T=6000 K

� La constante solar S es la irradiancia solar en la cima de la atmosfera. Tiene un valor de

S=1.366*103 Wm-2

S= 2 calorías/cm2 minuto

Composición de la

atmósfera

También hay:

Aigua (sòlid, líquid

i gasós)

Ozó

Gases traça

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Absorción:

� En la absorción parte de la energía electromagnética pasa a energìa interna de la molécula. Por tant se atenúa o se elimina totalmente la transmisión de la radiación. La atmosfera se comporta com un filtro selectivo a distintas longitudes de onda: es transparent para determinadas longitudes de onda y opaca para otras.

� Los principales absorbentes son: el vapor de agua, el anhídridocarbónico, el oxigeno y el ozono.

VENTANAS ATMOSFERICAS

� Las ventanas atmosfèricas son aquellas porciones del espectro electromagnético donde la transmisión de la energía en la atmósfera no sufre modificacionesapreciables.

� Hay intervalos de longitudes de onda en los cuales la absorción es máxima por un determinado gas.

Espectro de transmissión de energía

Espectre d’absorció de tres gasos: Ozó, CO2 i

vapor d’aigua.

Temperatura de equilibrio sin efecto invernadero

)4()()1( 242 RTRS πσπα =−αααα es el albedo 30%

S es la constante solar (S=1.37*103 Wm-2)

R el radio de la Tierra, 6370 km

σ σ σ σ es la constante de Boltzman (σ=5.6697 x 10-8 Wm-2K-4 )

T la temperatura de equilibrio de la Tierra (K)

Temperatura de equilibrio 255 K ( -18 ºC)

Temperatura media de la Tierra 15 ºC

Diferencia de 33 ºC. Efecto invernadero

Atmospheric scientists investigating the possibility that human influences are changing

the earth's climate confront a significant problem: how do we actually detect climate

change? We know that weather can be highly variable on a daily, weekly, or even yearly

basis, but climate, which is based on longer time scales, can be variable as well. If the last

30 years were generally warmer worldwide than the previous 30 years, would this be solid

evidence that the climate is changing in a particular direction? Or could this only be a long-

term, normal statistical fluctuation in climate? This is a critical and surprisingly difficult

question for atmospheric scientists to answer. While computer models may predict climate

change, citizens are unlikely to support significant social, economic, and/or technological

changes to slow the rate of change unless they are sure that the climate is truly changing,

not just experiencing random variability.

To begin answering these questions, it is important to understand what constitutes normal

climate variability versus actual climate change. You can think of climate variability as the

way climatic variables (such as temperature and precipitation) depart from some average

state, either above or below the average value. For example, the average maximum

temperature in July in Boulder, CO may be 87°F (averaged over the last 30 years), but each

year, July's daily average maximum temperature will be less than or greater than this long-

term average value. Similarly, for a given year (for example, 1989 as shown in the graphic),

Boulder's mean maximum temperature for the month of July might be 90°F, but the

maximum temperature on any given day within that month will depart from the monthly

average value. Although daily weather data depart from the climatic mean, we consider the

climate to be stable if the long-term average does not significantly change