TEMA 04: Balance radiativo (2017)

Apunte Español
Universidad Universidad de Valencia (UV)
Grado Ciencias Ambientales - 2º curso
Asignatura Meteorología y Climatología
Profesor E.L.
Año del apunte 2017
Páginas 6
Fecha de subida 22/10/2017
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Meteorología y climatología TEMA 4: BALANCE RADIACTIVO RADIACIÓN SOLAR La Radiación Solar es la única fuente de energía significativa que gobierna el Sistema Climático. Esto se debe a que el aire es bastante transparente a la radiación solar incidente de onda corta. De este modo la radiación no calienta directamente la atmosfera, sino que calienta la superficie de la Tierra. La superficie calentada reemite la radiación en forma de onda larga, de este modo puede ser absorbida por ciertos gases y así calienta la atmósfera.
Energía que absorbe la Tierra = energía que emite el Sol – energía que se refleja CICLO SOLAR: todas aquellas variaciones que acontecen en el Sol. Se trata de fluctuaciones en la cantidad de energía emitida por el Sol, y se pueden dar a dos niveles: variaciones en la luminosidad y en el viento solar o campo magnético. Ambas suelen estar interrelacionadas y tienen efectos visibles como las manchas solares.
Una mancha solar es una región del Sol que tiene una temperatura más baja que sus alrededores, y con una intensa actividad magnética.
BALANCE DE ENERGÍA DE LA TIERRA CONSTANTE SOLAR El Sol emite un flujo de energía casi constante que llamamos, luminosidad solar (Lo).
Podemos calcular la densidad de flujo media en la fotosfera (área exterior del Sol) dividiendo este flujo de energía por el área de la fotosfera: Puesto que el espacio está efectivamente vacío y se conserva la energía, la cantidad de energía que traviesa cualquier esfera que tiene al Sol en su centro debe ser igual a la luminosidad o al flujo total de energía procedente del Sol. Si suponemos que la densidad de flujo es uniforme sobre la esfera, y escribimos la densidad de flujo a cualquier distancia d desde el Sol como Sd, entonces, por la ley de conservación de la energía.
A partir de aquí, deducimos que la densidad de flujo es inversamente proporcional al cuadrado de la distancia al Sol. Definimos la constante solar como la densidad de flujo de energía de la emisión solar a una distancia particular.
La constante solar es sólo constante sobre una esfera de radio fijo con el Sol en su centro. A la distancia media de la Tierra al Sol (1,5 x 1011 m), la constante solar es S0 = 1367 W m-2.
Estos parámetros se pueden medir de forma muy precisa con la ayuda de estaciones espaciales, que han podido obtener los datos acerca del Sol con ayuda de maquinaria especializada.
TEMPERATURA DE EMISIÓN DEL SOL El calor del sol suministra calor a nuestro planeta. Pero la cantidad de calor que es retenido por la Tierra depende de factores tales como la química de la atmósfera.
RADIACIÓN EN UNA CAVIDAD El campo de radiación en una cavidad cerrada en equilibrio termodinámico que tiene un valor que depende únicamente de la temperatura de las paredes de la cavidad, independientemente del material del que está hecha la cavidad.
Esta intensidad radiante de la cavidad, que depende únicamente de la temperatura de la pared, se llama también radiación del cuerpo negro ya que corresponde a la emisión de una superficie de emisividad unidad.
Los cuerpos negros (puros) perfectos no son fáciles de encontrar, pero la radiación dentro de una cavidad en equilibrio siempre será igual a la radiación del cuerpo negro. La dependencia de la emisión del cuerpo negro de la temperatura sigue la Ley de Stefan-Boltzmann: Ejemplo: Temperatura de Emisión del Sol Anteriormente hemos calculado que la densidad de flujo solar en la fotosfera era de 6,4 x 107 Wm-2. Podemos llevar esto a la ecuación de Stefan-Boltzmann y obtener la temperatura de emisión efectiva para la fotosfera.
EMISIVIDAD En equilibrio, la intensidad radiante dentro de una cavidad a temperatura T es EBB = σ T4 (el cuerpo negro).
Podemos definir la emisividad, ɛ, como la relación entre la emisión real de un cuerpo o volumen de gas y la emisión de un cuerpo negro a la misma temperatura.
TEMPERATURA DE EMISIÓN DE UN PLANETA → PREGUNTA EXAMEN La temperatura de emisión de un planeta es la temperatura de cuerpo negro a la que necesita emitir para alcanzar el balance de energía. La idea básica es igualar la energía solar absorbida por un planeta con la energía emitida por un cuerpo negro. Esto define la temperatura de emisión de un planeta.
Para calcular la radiación solar absorbida empezamos por la constante solar que mide la densidad de flujo de energía de la radiación solar que llega a la distancia media del planeta al Sol.
La densidad de flujo se define con relación a una superficie plana perpendicular a la dirección de la radiación.
La radiación solar es esencialmente un rayo paralelo y uniforme para un cuerpo planetario en el sistema solar, porque todos los planetas tienen diámetros pequeños en comparación con sus distancias al Sol.
La cantidad de energía incidente sobre un planeta es igual a la constante solar multiplicada por el área con que el planeta intercepta el rayo paralelo de flujo de energía. Esta área la llamamos área de sombra.
Puesto que la atmósfera de la Tierra es muy delgada, podemos ignorar su efecto sobre el área de sombra y utilizar el radio del planeta sólido, rp, para calcular el área de sombra.
Zona de sombra de un planeta esférico La energía solar recibida es igual a la constante solar E0 multiplicada por la superficie de la sección de la Tierra, πR2.
También debemos tener en cuenta el hecho de que no toda la energía solar incidente sobre el planeta es absorbida. Una fracción es reflejada al espacio sin ser absorbida y por tanto no entra en el balance de energía planetario. A esto lo llamamos reflectividad planetaria o albedo, αp. Así tenemos: Esta cantidad de energía debe devolverse al espacio mediante la emisión terrestre. Suponemos que la emisión terrestre es como la de un cuerpo negro. El área desde donde ocurre la emisión es toda la superficie de la esfera. Así pues, el flujo de emisión terrestre es: Si igualamos el flujo solar absorbido y el flujo terrestre emitido, obtenemos el balance de energía planetario, a partir del cual se puede definir la temperatura de emisión.
El factor 4 que divide a la constante solar es la relación entre el área de la superficie global de una esfera y su área de sombra, que es el área de un círculo del mismo radio. La temperatura de emisión puede no ser la temperatura real o la temperatura atmosférica del planeta; es solamente la temperatura de emisión de cuerpo negro que el planeta requiere para equilibrar la energía solar que absorbe.
Ejemplo: Temperatura de Emisión de la Tierra La Tierra tiene un albedo de alrededor de 0.30. La temperatura de emisión de la Tierra, de acuerdo con la expresión anterior, será: La temperatura de emisión de 255 K es mucho menor que la temperatura media global de la superficie observada de 288 K ≈ +15ºC. Para entender la diferencia es necesario considerar el efecto invernadero.
EFECTO INVERNADERO El efecto invernadero puede ilustrarse mediante un modelo muy simple de balance de energía que se utiliza para definir la temperatura de emisión. En el modelo de balance de energía global se incorpora una atmósfera que se supone que es un cuerpo negro para la radiación terrestre, pero que es transparente para la radiación solar.
Puesto que la radiación solar es principalmente visible e infrarrojo próximo, y la Tierra emite fundamentalmente radiación infrarroja térmica, la atmósfera puede afectar muy diferentemente a la radiación solar y a la radiación infrarroja.
El balance de energía en el techo de la atmósfera en este modelo es el mismo que el balance de energía básico que define la temperatura de emisión. Puesto que la capa atmosférica absorbe toda la energía emitida por la superficie que hay debajo de ella y emite como un cuerpo negro, en este modelo la única radiación emitida al espacio proviene de la atmósfera. El balance de energía en el techo de la atmósfera es pues: Por tanto, vemos que la temperatura de la atmósfera en equilibrio debe ser la temperatura de emisión para poder alcanzar el balance de energía.
La temperatura de la superficie es más elevada, sin embargo, como podemos ver al determinar el balance de energía para la atmósfera y para la superficie. El balance de energía atmosférico proporciona: y el balance de energía en la superficie es consistente: Podemos ver que la temperatura de la superficie aumenta porque la atmósfera no inhibe el flujo de energía solar a la superficie, pero aumenta el calentamiento solar de la superficie con su propia emisión hacia abajo de radiación de onda larga, que en este caso es igual al calentamiento solar.
El efecto invernadero de la atmósfera calienta la superficie porque la atmósfera es relativamente transparente a la radiación solar, pero sin embargo absorbe y emite radiación terrestre muy eficazmente.
BALANCE GLOBAL DEL FLUJO RADIATIVO DE ENERGÍA El flujo vertical de energía en la atmósfera es uno de los procesos climáticos más importantes. Los flujos radiativos y no radiativos entre la superficie, la atmósfera y el espacio son parámetros determinantes del clima. La facilidad con la que la radiación solar atraviesa la atmósfera y la dificultad con la que la radiación terrestre se transmite a través de la atmósfera determinan la fuerza del efecto invernadero.
1) El planeta absorbe alrededor del 70% de la radiación solar incidente y refleja el 30%.
2) El 50% total de la insolación disponible en el techo de la atmósfera alcanza la superficie donde es absorbida.
3) El 3% absorbido en la estratosfera se debe principalmente al ozono y al oxígeno molecular, mientras que el dióxido de carbono y el vapor de agua contribuyen en un 0.5%.
4) El 17% de la absorción solar en la troposfera se debe primariamente al vapor de agua (13%) y a las nubes (3%), mientras que el dióxido de carbono, el ozono y el oxígeno conjuntamente contribuyen al restante 1%.
Los intercambios internos entre la superficie y la atmósfera por flujos radiativos de onda larga son los más grandes de todos, mayores incluso que la insolación en el techo de la atmósfera. Esto indica el significado del efecto invernadero en la atmósfera de la Tierra.
Los principales contribuyentes al atrapamiento de radiación de onda larga en la troposfera son el vapor de agua, las nubes, el dióxido de carbono, el ozono, óxido nitroso, metano y otros constituyentes menores.
El vapor de agua y las nubes proporcionan alrededor del 80% del efecto invernadero corriente.
RADIACIÓN SOLAR Y ALBEDO La radiación que emite el Sol cubre todo el espectro electromagnético, desde rayos gamma y rayos X, pasando por ultravioleta, visible e infrarrojo, hasta microondas y ondas de radio.
No obstante, la región más significativa corresponde a las longitudes que van desde el ultravioleta hasta el infrarrojo próximo, en la longitud de onda visible. De la radiación solar, aproximadamente el 9% corresponde al ultravioleta, el 49% la visible y el 42% al infrarrojo próximo.
Al techo de la atmósfera llegan aproximadamente 1.367 W m2, pero sólo una parte de esta energía alcanza la superficie terrestre. En primer lugar, una parte de la radiación que llega es reflejada por la atmósfera, sobre todo por las nubes, y también por la misma superficie terrestre.
ALBEDO Se denomina albedo α a la fracción de energía, incidente sobre una superficie, que es reflejada por ésta. El albedo planetario de la Tierra aumenta con la latitud y varía estacionalmente. Su valor medio es α =0.31= 31%.
El albedo medio de las nubes oscila entre el 50 y el 60%, dependiendo del tipo y del grosor.
Con el albedómetro, se mide la radiación incidente que procede del Sol. De este modo, se puede ver el efecto albedo. Por otra parte, también se puede medir el valor del albedo con un piranómetro.
De entre los factores que influyen sobre la radiación, la nubosidad es probablemente el más significativo y, además, su evolución puede ser imprevisible y rápida.
EFECTO DE LAS NUBES SOBRE EL BALANCE DE RADIACIÓN En la imagen encontramos nubes bajas y nubes altas. Las nubes bajas, con gran densidad, la mayoría de la luz solar es reflejada hacia el exterior, siendo poca la cantidad que es absorbida. En cuanto a la radiación infrarroja, produce un efecto rebote, no dejando pasar esta radiación hacia el exterior, por lo que la devuelve a la Tierra.
Al contrario, las nubes altas con poca densidad, deja pasar tanto la luz solar como la radiación roja. Esto produce un calentamiento de la superficie terrestre, que devuelve parte de esta radiación hacia el exterior.
TIPOS DE NUBES 1) Los rayos de onda corta del sol son esparcidos en una nube, y muchos de ellos son emitidos al espacio. La "nube albedo" resultante causa el enfriamiento de la Tierra.
2 1 2) Los rayos de onda larga emitidos por la Tierra, son absorbidos y reemitidos por la nube.
La “nube invernadero” resultante causa el calentamiento de la Tierra.
3 3) Los cirros son nubes blancas, transparentes y sin sombras internas que presentan un aspecto de filamentos largos y delgados. Cuando los cirros invaden el cielo puede estimarse que en las próximas 24 h. habrá un cambio brusco del tiempo; con descenso de la temperatura.
4 4) Los estratocúmulos presentan ondulaciones amplias parecidas a cilindros alargados, pudiendo presentarse como bancos de gran extensión. Estas nubes presentan zonas con diferentes intensidades de gris. Los Estratocúmulos rara vez aportan lluvia, salvo cuando se transforman en Nimbostratos.
5 5) Los cumulonimbos son de gran tamaño y apariencia masiva con un desarrollo vertical muy marcado. Estas nubes pueden tener en su parte superior cristales de hielo de gran tamaño. Los Cumulonimbos son las nubes típicas de las tormentas intensas pudiendo llegar a producir granizo.
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