ÍNDICE
LEYES DE LA RADIACIÓN
RADIACIÓN SOLAR TÉRMICA
SOL Y CONSTANTE SOLAR
Radiación Solar
La materia puede emitir radiación debida a la agitación de moléculas y átomos. El espectro electromagnético de radiación se compone de rayos ?, rayos X, radiación ultravioleta, luz, calor, ondas de radio y ondas de radar. En este curso estamos interesados en la región de radiación térmica del espectro.
La radiación térmica se emite por agitación asociada a la temperatura de la materia y se compone de luz y calor. El ojo humano es buen detector de la luz pero no del calor. Como mostraremos más tarde mucha de la radiación solar que alcanza la superficie de la tierra se encuentra en el rango de la radiación térmica.
La radiación electromagnética se clasifica por: frecuencia, longitud de onda y el número de onda. La radiación térmica está comprendida dentro del rango 0.2 – 1000 ?m .
El espectro visible comprende entre 0.39 y 0.77 ?m y la división espectral en los diferentes colores aparece en la siguiente figura.
Otra subdivisión de la radiación térmica es en longitud de onda corta y larga. El límite entre las dos es a veces arbitrario y está entre 3 y 4 ?m . La radiación emitida por la tierra y su atmósfera se denomina radiación terrestre (onda larga), la figura siguiente muestra el espectro electromagnético.
ESPECTRO ELECTROMAGNETICO violeta … 0.390-0.455 ?m azul ……..0.455-0.492 “ verde …..0.492-0.577 “ amarillo ..0.577-0.597 “ naranja .. 0.597-0.622 “ rojo …… 0.622-0.770 “ UV-A….. 0.3-0.4 ?m UV-B …….. 0.2-0.3 UV-C …….. . 0.001-0.2 IR cercano 0.77-25 ?m IR lejano: 25-1000 ?m
Radiación de cuerpo negro
Un cuerpo o una superficie emite energía en todas las longitudes de onda del espectro electromagnético.
A una temperatura dada, un cuerpo negro es uno que emite la máxima cantidad de energía en cada longitud de onda y en todas las direcciones y absorbe todas las radiaciones incidentes en cada longitud y todas las direcciones. Un cuerpo negro es una superficie ideal con la que el funcionamiento de las superficies reales se compara. Compararemos la radiación del sol con la del cuerpo negro a una temperatura equivalente. Por lo tanto es útil señalar las leyes fundamentales de emisión del cuerpo negro.
Ley de Planck
La potencia emitida en cualquier longitud de onda y T, llamada potencia de emisión espectral viene dada por la ley de Planck:
Donde: eb? es la potencia de emisión espectral hemisférica de un cuerpo negro en Wm-2 ?m-1, donde hemisférica significa que se emite radialmente en todas las direcciones sobre una superficie, C1 es una constante que vale 3.7427 x 10 8 W ?m4 m-2, C2 es una constante que vale 1.4388×104 ?m K; ? es la longitud de onda en ?m y T es la temperatura del cuerpo negro (K).
LEY DE PLACK C1 es una constante que vale 3.7427×108 W?m4 m-2, C2 es una constante que vale 1.4388 x104 ?m K; ? es la longitud de onda en ?m y T es la temperatura del cuerpo negro (K).
Potencia de emisión espectral del cuerpo negro
El poder emisivo aumenta con la longitud de onda, se emite más energía para longitudes de onda corta. La posición del máximo se desvía hacia longitudes de onda más cortas El sol se comporta como un cuerpo negro a la temperatura de 5777 K , por tanto la mayor parte de su energía se encuentra en el rango de longitudes de onda cortas
Ley de Stefan-Boltzmann La potencia emitida por un cuerpo negro dentro del ancho de banda d? se escribe como: eb? d? . La radiación que emite una superficie de área unidad en todas las longitudes de onda se llama poder emisivo eb :
Cuando se integra la ecuación de Planck, se obtiene: eb = (C1 ? 4 / 15 ) T4 = ? T4
donde ? es la constante de Stefan-Boltzmann = 5.6697 10-8 Wm-2 K-4
Ley de desplazamiento de Wien La ley de Planck, puede ponerse en una forma más universal; dividiendo por T5 se obtiene:
esta ecuación expresa eb?/ T5 en términos de una sola variable ? T . La figura siguiente muestra la relación dada por la ecuación El valor ?max T es de 2897.8 , es decir, ? max = 2897.8 / T , en ?m
Suponiendo que el sol es un cuerpo negro a T = 5777 K , ? max = 2897.8/5777= 0.5016 ?m, la cual está en la región del verde. Por ejemplo, una superficie plana a la temperatura de 373 K (100°C), ? max = 2897.8 / 373 = 8 ?m (Infrarrojo cercano)
LEY DE WIEN
ABSORTIVIDAD DE LA ATMÓSFERA
RADIANCIA DEL SOL Y DE LA TIERRA
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