Climatología - Facultad de Filosofía y Letras - UBA

UNIVERSIDAD DE BUENOS AIRES
FACULTAD DE FILOSOFÍA Y LETRAS
Departamento de Geografía
Climatología
Carlos E. Ereño – Silvia Núñez
Unidad 2.1
Año 2006
EL BALANCE DE ENERGIA DE LA TIERRA
*
EL SOL: FUENTE DE ENERGIA
El Sol, principal fuente de energía de nuestro planeta, es la estrella más cercana a la Tierra. El
Sol es el cuerpo dominante del sistema solar, constituyendo más del 99% de su masa completa. Es una
33
esfera de gas luminoso de 1.392.000 km de diámetro. Su masa es de 1,99 × 10 gramos, unas 743
veces la masa total de todos los planetas del sistema solar o alrededor de 330.000 veces la masa de la
Tierra. El sol genera energía mediante reacciones de fusión nuclear. Aúnque la temperatura de su
núcleo está cercana a los 15.000.000 K, la temperatura de la superficie del sol (la fotosfera) es de solo
unos 5.800 K. En términos de las temperaturas de las estrellas este es un valor promedio, y el Sol es
una estrella media en todo aspecto. Es tan solo una de las 100 mil millones de estrellas de la vía láctea.
El Sol es tan macizo que su material constituyente está extremadamente comprimido por la
gravedad (la presión del aire es unos 100 mil millones de veces superior a la de la Tierra). Todos los
interesantes fenómenos gravitacionales planetarios e interplanetarios son despreciables en comparación con la fuerza ejercida por el Sol.
Su estructura es en extremo compleja y es allí donde tienen lugar las reacciones nucleares que
son el origen de la energía solar. La energía radiada por el Sol es producida durante la conversión de
átomos de hidrógeno (H) a helio (He). Debido a que por el efecto de la intensa presión los átomos
están tan estrechamente ligados se funden en una reacción para generar helio y luz, tal como se indica
en la próxima figura. Por segundo el Sol gasta 700.000 toneladas de protones (H) de esta manera y
solo una pequeña fracción (0,7%) se convierte en luz.
La capa más externa del CUERPO SOLAR es la que, prácticamente, emite casi toda la ener27
gía observada. Dicha capa, que se conoce con el nombre de FOTOSFERA, tiene un espesor de apenas 200 ó 300 km, esto es, no excede el milésimo del radio solar.
Por encima de la fotosfera se extiende la ATMÓSFERA SOLAR, luminosa y transparente.
La primera región se denomina CROMOSFERA y ocupa un espesor del orden de los 15.000 km. En
la parte inferior de la cromosfera la temperatura cae a unos 4000 K, para luego volver a aumentar con
la altura, a unos 7000 km de altura alcanza una temperatura de unos 8000 K. Durante un eclipse, la
cromosfera aparece como un aro rosado.
Por encima de la cromosfera y a lo largo de una extensión de varios millones de kilómetros, se
halla la envoltura más externa denominada CORONA SOLAR. La corona es tan clara, como un halo,
que solamente se puede apreciar durante un eclipse solar, como en la figura siguiente:
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La temperatura de la corona es muy alta, alrededor de un millón de grados, de modo que desde
allí se emite radiación de muy corta longitud de onda (rayos X).
Aún no es bien sabido a qué se debe este gran aumento de la temperatura. ¿Cómo puede ser
posible que la temperatura de la superficie del Sol sea tan baja, solo 6000 K, mientras la atmósfera
exterior es tan caliente? Muy probablemente esto tiene que ver con los complicados campos magnéticos solares, pero todavía falta ser demostrado.
Desde la corona se emiten corrientes de partículas solares a temperaturas de alrededor de un
millón de grados. Se las conoce como VIENTOS SOLARES y se desplazan a una velocidad de unos
450 km/s.
En la superficie de la fotosfera suelen aparecer formaciones oscuras conocidas con el nombre
de MANCHAS SOLARES. Ellas indican la presencia de procesos eruptivos en la superficie del Sol,
durante los cuales se producen desprendimientos de materia solar (ver figura página anterior).
Asimismo, cerca de los bordes del disco solar
aparecen formaciones fibrosas y brillantes denominadas FACULAS. En la cromosfera y en la corona solar
aparecen formaciones muy variables conocidas como
FLOCULOS, prominencias o protuberancias y llamas
cromosféricas. El total de todos estos fenómenos, que
están muy interconectados entre sí, constituye la
ACTIVIDAD SOLAR, altamente variable, pero que
obedece a ciclos definidos.
29
Muchos fenómenos que tienen lugar en la atmósfera están relacionados con modificaciones en
la actividad solar, especialmente algunos que se manifiestan en la atmósfera superior, tales como
ionización, auroras boreales, tormentas magnéticas, etc.
Los distintos procesos que tienen lugar en cada una de las capas solares van acompañados de:
(a)
emisión corpuscular: se refiere a materia solar que es
expulsada fuera del Sol a través de procesos explosivos (erupciones) que tienen lugar en sus capas superficiales, conocidas
como "manchas solares". La nube corpuscular se desplaza a una
velocidad media de 2000 km/sg; luego, tarda aproximadamente
unas 20 horas en recorrer los 150.000.000 km que separan a la
Tierra del Sol. Ya dentro de la atmósfera terrestre, la trayectoria
de la nube corpuscular está definida por el campo geomagnético
terrestre: los corpúsculos entran a lo largo de las líneas de fuerza
e inciden, finalmente, en ambos polos magnéticos originando, en
alturas entre 100 y 1000 km de altura sobre la superficie del planeta, fenómenos tales como las auroras boreales, tormentas
geomagnéticas y, además, modificaciones en las capas eléctricas
de la atmósfera de manera tal que no hay reflexión de las ondas
de radio y se cortan las comunicaciones (radio black out).
(b)
emisión de energía electromagnética. A la emisión principal que corresponde a la fotosfera, y
que es muy similar a la de un cuerpo negro a 5800 K, se superponen la absorción y la emisión
de la cromosfera y de la corona solar. La energía electromagnética emitida se propaga por el
espacio interplanetario a la velocidad de la luz (300.000 km/s) y, por ende, llega a la Tierra en
tan sólo 8 minutos. A esta forma de transmisión de la energía se la denomina RADIACION y
se caracteriza por no requerir un medio material para que se lleve a cabo la propagación (entre
la Tierra y el Sol existe una mínima cantidad de materia, de allí que la radiación tome una relevancia especial) y por la velocidad de la propagación de la energía.
•
MECANISMOS DE TRANSFERENCIA DE LA ENERGÍA CALÓRICA
Se reconocen tres mecanismos de transferencia de calor: radiación, conducción y convección.
Ya que la radiación es el único de estos mecanismos que puede atravesar el espacio relativamente
vacío, la gran mayoría de energía que llega o sale de la Tierra debe ser de esta forma. La radiación
juega también un importante papel en la transferencia de calor desde la superficie de la Tierra, tanto en
continentes como océanos, hacia la atmósfera y viceversa.
La conducción es familiar para la mayoría de nosotros a través de la experiencia diaria. Cualquiera que haya tratado de tomar una cuchara metálica dejada sobre una cacerola al fuego, seguramente se ha dado cuenta que fue transmitido calor a través de ésta. La conducción es la transferencia de
calor a través de la materia por actividad molecular. La energía de las moléculas se transfiere de una
molécula a otra mediante colisiones, de modo que el calor fluye desde las altas a las bajas temperaturas. La habilidad de las sustancias para conducir el calor varía considerablemente. Los metales son
buenos conductores, como los que han tocado la cuchara caliente habrán aprendido rápidamente. El
aire, por otro lado, es un mal conductor del calor. Consecuentemente, la conducción es solo importante entre la superficie de la Tierra y el aire directamente en contacto con ésta. Como medio de transferencia de energía para la atmósfera en general, la conducción es el menos importante de los mecanismos y puede ser despreciado al considerar la mayoría de los fenómenos meteorológicos.
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El calor ganado por la capa más baja de la atmósfera, ya sea por radiación o por conducción,
es con frecuencia transferido por convección. La convección es la transferencia de calor por el movimiento de una masa o sustancia, de un lugar a otro. Sólo puede tener lugar en los líquidos y en los
gases. Los movimientos convectivos en la atmósfera son responsables de la redistribución de calor
desde las regiones ecuatoriales a los polos y desde la superficie hacia arriba. El término advección
está normalmente reservado para los movimientos convectivos horizontales tales como los vientos; el
término convección, en cambio, es usado para describir los movimientos verticales en la atmósfera.
En la Figura de abajo se ilustra la convección térmica producida por una estufa en un cuarto cerrado. El aire se eleva al ser calentado y desciende en la región más fría de la habitación. Este modelo es
una ilustración de los procesos que se producen en la atmósfera entre la zona ecuatorial y la polar.
Cabe tener en cuenta, sin embargo, que esta no es la circulación resultante en la atmósfera terrestre,
debido a que existe un factor adicional, no contemplado en este ejemplo, que es el movimiento de
rotación de la Tierra.
•
PROPAGACION DE LA ENERGÍA A TRAVÉS DEL VACÍO
Aún cuando estamos familiarizados con la propagación de las ondas en el océano o los lagos,
es admitidamente dificultoso visualizar ondas propagándose a través del espacio vacío. Realmente, es
tentador representarse mentalmente, como hicieron algunos antiguos científicos, una suerte de plasma
misterioso o éter, llenando los huecos del espacio, así como el agua llena un océano, a fin de explicar
la propagación de la radiación electromagnética. No obstante, si aceptamos el hecho de que las fuerzas
gravitacionales actúan a través del vacío, o que un imán puede mover la aguja de un compás que está
aislada en el vacío, podemos visualizar más rápidamente el concepto de fuerzas electromagnéticas
oscilantes, que están generadas por vibraciones de cargas eléctricas en un punto y actúan a través de
un espacio vacío. El campo de fuerzas oscilatorio, que es la propagación de las ondas electromagnéticas, es capaz de causar el movimiento de electrones cargados u otras partículas y de aquí transferir
energía a éstas. Las rápidas vibraciones de la moléculas extremadamente calientes (alrededor de 6000
K) en la atmósfera solar, crea un campo de fuerzas electromagnético oscilante, que se propaga a través
del espacio vacío a la velocidad de la luz. Cuando las cargas eléctricas de las moléculas de un gas, el
suelo, o nuestra piel, están sujetas a esta fuerza oscilatoria, comienzan a vibrar más rápido, incrementando su energía cinética (energía de movimiento). Este movimiento es algo análogo al que se presenta al oscilar un imán, de un lado a otro, cerca de la aguja de un compás que está aislada en vacío dentro de una campana de vidrio; el campo magnético oscilante causa que la aguja del compás se columpie, transfiriendo energía entonces a través del vacío. Sentimos este incremento de energía cinética
como una elevación de la temperatura. Por lo tanto la radiación, actuando a través del vacío, puede
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transmitir energía calórica desde un grupo de moléculas (el Sol) a otro grupo (la atmósfera, el suelo o
nuestros cuerpos).
*
LAS LEYES DE LA RADIACION ELECTROMAGNETICA
1.
El cuerpo negro
Cuando la energía electromagnética alcanza a un cuerpo cualquiera, parte de ella es reflejada
por el cuerpo, parte es absorbida y parte es transmitida, luego de atravesar el cuerpo. El "cuerpo negro" es un material que absorbe todas las radiaciones incidentes sobre su superficie, es decir, nada de
refleja ni se transmite. A su vez, a una temperatura dada, la emisión de un cuerpo negro correspondiente a cada longitud de onda es la máxima posible. La mayor parte de los sólidos y líquidos se
comportan como cuerpos negros. Pero no ocurre así con los gases.
2.
La ley de Stefan-Boltzman
Si E es la energía irradiada por cada centímetro cuadrado de un cuerpo negro (radiador perfecto) durante 1 segundo, y T es la temperatura absoluta de este radiador:
E ~ T4
más exactamente:
E = σ T4 (ley de Stefan-Boltzman)
-8
-2
-4
donde σ = 1.378 × 10-12 cal cm-2 K-4 seg-1 = 5,67 × 10 watt m K
De aquí es posible deducir que:
(a)
La energía emitida por un cuerpo negro depende de su temperatura absoluta. Cuanto más
caliente está, más emite.
(b)
A 0 K, la emisión de energía es cero. El espacio interestelar debería tener, entonces, una temperatura de 0 K. Sin embargo, como este espacio está ocupado por un gas de bajísima densidad
denominado "gas interestelar", su temperatura es de aproximadamente 3 ó 4 K.
(c)
Todo cuerpo cuya temperatura supere el 0 K, emite energía electromagnética al medio circundante.
3.
La ley de Planck
La radiación emitida por un cuerpo negro a una temperatura T, se distribuye sobre distintas
longitudes de onda. Su distribución está definida por la ley de Planck:
Eλ = C1 λ-5 {EXP[(-C2 / λ T) - 1]}-1
donde:
C1 y C2 son constantes
λ es la longitud de onda
Eλ es la energía emitida en la longitud de onda λ
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Para una temperatura absoluta T, el espectro de emisión del cuerpo negro tiene
la forma de la figura de la izquierda.
4.
Variación del espectro de emisión con la temperatura - ley de Wien
El espectro de emisión del cuerpo negro depende de su temperatura, como lo muestra el siguiente gráfico:
En ella podemos apreciar que:
(a)
(b)
(c)
a mayores temperaturas, el espectro de emisión corresponde a longitudes de onda más cortas;
la máxima emisión es mayor a temperaturas mayores.
la longitud de onda en la cual se produce el pico de emisión es menor a mayores temperaturas:
λpico × T = 0.2886 cm K
5.
(ley de Wien)
Emisividad de los cuerpos reales
El cuerpo negro es una hipótesis teórica. En la realidad, ningún cuerpo tiene un comportamiento idéntico al negro. A manera de ejemplo, se citan a continuación las emisividades de algunos cuerpos reales, en relación con la del cuerpo negro:
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SUSTANCIA
Agua
Nieve
Arena
Bosques
Pradera
Piel humana
Papel de aluminio
EMISIVIDAD (%)
92% a 96%
82% a 99,5%
84% a 95%
90%
90%
90%
1% a 5%
CONCLUSIONES:
Toda materia que no se encuentra en el cero absoluto de temperatura (0 Kelvin) emite energía
hacia el espacio circundante, en forma de ondas electromagnéticas. Esta emisión es directamente
proporcional a la temperatura del cuerpo: cuanto más caliente está, más emite. Del mismo modo, las
longitudes de onda en las cuales se produce la emisión también son función de la temperatura del
cuerpo. Cuanto mayor es la temperatura, tanto menor es la longitud de onda de las ondas electromagnéticas emitidas.
Si se sabe que la temperatura de la superficie del cuerpo solar es del orden de los 6000 K y la
de la superficie de la Tierra es del orden de 288 K, resulta fácil deducir que el Sol irradiará en longitudes de onda más cortas que la Tierra. De allí que la radiación solar sea radiación de onda corta mientras que la radiación terrestre sea radiación de onda larga.
λEλ (normalizado)
Espectro de emisión del cuerpo
negro
SOL
TIERRA
La radiación solar presenta un pico en la zona media del espectro (λ = 0.475 µ) mientras que la
radiación terrestre, mucho más débil, tiene un pico de intensidad en λ = 10 µ y su espectro de emisión
oscila, aproximadamente, entre 4 µ y 100 µ (infrarrojo C).
•
LA CONSTANTE SOLAR
Cada cm2 de la superficie solar emite, en promedio, una energía equivalente a 9 x 104 calorías
por minuto. Esta energía se irradia en todas direcciones y, de ella, sólo una pequeñísima fracción (una
2 millonésima parte) es interceptada por la Tierra y su atmósfera.
La cantidad de energía solar recibida en el límite superior de la atmósfera, sobre una unidad de
superficie (cm2) orientada perpendicularmente a la dirección de los rayos solares, en un intervalo de
tiempo (minuto), cuando la Tierra se encuentra a la distancia media Tierra-Sol, es denominada constante solar (S0) y su valor medio a lo largo del año es, aproximadamente, S0 = 2 cal/min cm2.
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Este valor es cuasi-constante en el promedio de muchos años. No obstante, el hecho de que la
distancia Tierra-Sol no es fija puesto que la órbita terrestre alrededor del Sol es elíptica y el Sol se
encuentra en uno de los focos de esa elipse, hace que este valor varíe entre 1.88 cal/min cm2 y 2.01
cal/min cm2
*
ENERGIA SOLAR RECIBIDA POR CADA CM2 DE LA TIERRA, EN UN DIA
La energía recibida por la Tierra es la que captaría un disco de radio igual al terrestre (6400
km), ubicado a la distancia media Tierra-Sol:
Energía Recibida por la Tierra = π RT2 S0
A su vez, esta energía se distribuye en toda su superficie (esférica). Luego, cada cm2 recibirá:
πRT2 S 0 2cal / cm 2 min
≈
= 0,5cal / cm 2 min
2
4πRT
4
en un día (1440 minutos), recibirá:................720 cal/cm2
*
DISTRIBUCION ESPECTRAL DE LA ENERGIA SOLAR
La energía electromagnética emitida por el Sol cubre un amplio rango de longitudes de onda
que se extiende desde 10-12 cm hasta varias decenas de metros. No obstante, el espectro observado en
la superficie terrestre se caracteriza por longitudes de onda que oscilan entre 0,32 micrones (1 micrón
= 1 µ = 10-4 cm) y 3.0 micrones. De este espectro, el 9% corresponde a radiación ultravioleta, 45% a
luz visible y el 46% restante al infrarrojo.
Los rayos gamma consisten en radiación cósmica y corpuscular procedente del Sol y
del espacio (estrellas fijas-procesos nucleares). Originan la desintegración del átomo gaseoso en la alta
atmósfera, produciendo electrones y mesones de alta velocidad, así como también rayos gamma que
representan una radiación secundaria.
*
COMPORTAMIENTO DE LA ATMOSFERA FRENTE A LA RADIACION SOLAR
La radiación de longitudes de onda inferiores a 0.1 micrón (la cual representa 3 partes en
1.000.000) es completamente absorbida por la atmósfera a una altura que oscila entre 80 km y 200
km, produciendo allí el fenómeno de fotoionización de los gases atmosféricos.
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La radiación cuya longitud de onda oscila entre 0.1 micrón y 0.20 micrones (la cual representa
1 parte en 10.000) es completamente absorbida a alturas que oscilan entre 80 km y 150 km, debido a
la fotodisociación del oxígeno molecular.
A su vez, entre 30 km y 60 km de altura, tiene lugar la fotodisociación del gas ozono la cual
absorbe completamente la radiación de longitudes de onda entre 0.20 micrones y 0.32 micrones (la
cual representa un 1.75% del total de la energía entrante).
Fracción del total de
energía
Capa donde
Banda del espectro solar
Fracción
λ < 0.1µ
3:106
80 - 200 km
fotoionización
Total
0.1 µ ≤ λ < 0.20 µ
1:104
80 - 150 km
fotodisociación O2
Total
0.20 µ ≤ λ ≤ 0,32 µ
1,75%
30 - 60 km
fotodisociación 03
Total
λ > 0,32 µ
98%
0 - 10 km
vapor de agua
19%
Mecanismo de absorción
absorbe
absorbida
A su vez, la radiación solar de longitudes de onda mayores a 0,32 micrones (la cual representa
un 98% de la energía entrante al sistema) sufre una atenuación debido a la absorción moderada del
vapor de agua presente en las capas bajas de la atmósfera (en los primeros 10 km de altura sobre la
superficie terrestre. El vapor de agua absorbe en la banda de longitudes de onda comprendidas entre
0,32 y 2,3 micrones, representando esta absorción un 19% de la radiación solar total, aproximadamente.
*
COMPORTAMIENTO DE LA ATMOSFERA FRENTE A LA RADIACION
TERRESTRE
La atmósfera terrestre se comporta como un medio:
(a)
OPACO (absorción total) para:
Banda
Mecanismo de absorción
5.5 µ ≤ λ ≤ 7.0 µ
fuerte banda de absorción del vapor de agua (H2O).
12.0 µ ≤ λ ≤ 16.0 µ
λ > 24 µ
(b)
angosta pero intensa banda de absorción del dióxido de carbono (CO2).
absorción total por vapor de agua (H2O).
SEMI-TRANSPARENTE (absorción débil o moderada) para:
Banda
(c)
Mecanismo de absorción
4.0 µ ≤ λ ≤ 5.5 µ
absorción por dióxido de carbono (CO2), vapor de agua (H2O) y metano (CH4).
7.0 µ ≤ λ ≤ 8.5 µ
absorción por óxido nitroso (N2O) y vapor de agua (H2O).
11 µ < λ ≤ 24 µ
absorción por vapor de agua (H2O).
TRANSPARENTE (no hay procesos de absorción) para las longitudes de onda comprendidas
entre 8.5 µ y 11 µ. Esta región del espectro se denomina "ventana de la atmósfera".
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No obstante, cabe mencionar la presencia de una angosta pero fuerte banda de absorción del
ozono de capas bajas, comprendida entre 9 y 10 micrones. Puesto que este gas siempre se ha encontrado en pequeñísimas proporciones en las capas bajas de la atmósfera, su efecto se ha considerado
despreciable. No obstante, en las últimas décadas, su aumento por razones antrópicas ha comenzado a
disminuir la ventana de la atmósfera.
A manera de resumen, podríamos presentar el comportamiento de la atmósfera frente a la
radiación solar y terrestre de la siguiente manera:
Componente
Filtrado completo
Componente
Filtrado moderado o débil
O2, O3
λ ≤ 0,32 µ
CO2, H2O
2.3µ ≤ λ ≤ 3.0µ
H2O
5.5µ ≤ λ ≤ 7.0µ
CO2, H2O, CH4
3.0µ < λ < 5.5µ
CO2
12µ ≤ λ ≤ 16µ
N2O, H2O
7.0µ < λ < 8.5 µ
H2O
λ > 24µ
H2O
11µ < λ < 24µ
*
Transparencia
8.5 µ ≤ λ ≤ 11µ
TOTAL DE ENERGIA IRRADIADA POR LA TIERRA
Considerando a la Tierra un cuerpo negro que emite a 288 k (15°C), la ley de Stefan-Boltzman
prevé:
E = σ T4 = 1.378 * 10-12 cal cm-2 seg-1 K-4 * 2884 K4
puesto que un día tiene 86.400 segundos:
E = σ T4 = 1.378 * 10-12 * 86.400 cal cm-2 día-1 K-4 * 2884 K4 =
= 11.9 * 10-8 * 2884 cal cm-2 día-1 =
= 11.9 * 10-8 * 69 * 108 cal cm-2 día-1 = 821 cal/cm2 día
Gracias a los procesos de absorción selectiva y re-emisión de sus gases minoritarios (efecto de
invernadero), la atmósfera devuelve, aproximadamente, unas 713 cal/cm2 día.
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*
EL BALANCE DE ENERGIA EN EL SISTEMA TIERRA-ATMOSFERA
La radiación solar que llega a la superficie terrestre se encuentra atenuada por diversos procesos que se producen a lo largo de su recorrido a través de la atmósfera terrestre. Estos procesos son:
(a)
absorción selectiva por los gases atmosféricos (principalmente el oxígeno, el ozono y el dióxido de carbono), el vapor de agua, nubes y partículas en suspensión en el aire;
(b)
difusión molecular (o de Rayleigh), debida a las moléculas gaseosas y al vapor de agua;
(c)
reflexión difusa, producida por las irregularidades ópticas de las superficies reflectoras: nubes
y suspensiones (aerosoles o turbidez).
Como consecuencia de estos procesos, la radiación solar que llega a la superficie terrestre es:
720 cal/cm2 día =
Difusa
Directa
26
12
99
14
114
= 52 - 6
RADIACION SOLAR GLOBAL = 14% + 26% + 12% = 52%
(difusa por nubes) (directa)
(difusa)
Parte de esta radiación (6%) es reflejada por la superficie de la Tierra, sin producir calentamiento alguno.
El cociente entre la radiación reflejada por un cuerpo y la radiación incidente sobre él se denomina ALBEDO y se define:
ALBEDO =
RADIACION SOLAR GLOBAL REFLEJADA POR EL SUELO
X 100
RADIACION SOLAR GLOBAL INCIDENTE EN EL SUELO
El albedo depende del tipo de superficie considerada (color y textura):
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Superficie
Albedo
Tierra
8% - 40% (según tipo y estado)
Bosques
10% - 20% (según tipo de árbol y densidad del follaje)
Hierba
25%
Ciudades
14% - 18%
Arena
35% - 45%
Nieve fresca
75% - 95%
Nieve vieja
50%
Agua en calma
2% - 3% (altura del Sol > 60°)
> 40% (altura del Sol ≤ 5°)
El albedo de las nubes depende de su espesor (aumenta con él) y de su tipo. Para una nube de
300 m de espesor, su albedo puede variar entre 40% y 73%. Debido a esta variación tan grande, es
difícil dar un albedo medio para las nubes. Comúnmente, se suele tomar un valor entre 50% y 55%.
El albedo del sistema Tierra-Atmósfera:
A = ASUELO + AMAR + ANUBES
se suele tomar como del 35%, aúnque medidas recientes indican que este valor es excesivo y que el
mismo debe oscilar alrededor del 30%. La componente mayor corresponde a las nubes y la menor a la
superficie sólida de la Tierra.
Si aceptamos un albedo medio para la superficie terrestre del 12%:
ALBEDO =
RADIACION SOLAR GLOBAL REFLEJADA POR EL SUELO
X 100 = 12%
RADIACION SOLAR GLOBAL INCIDENTE EN EL SUELO
entonces:
RADIACION SOLAR GLOBAL REFLEJADA POR EL SUELO = 0.12 X 52% = 6%
Luego,
RADIACION SOLAR EFECTIVA EN LA SUPERFICIE TERRESTRE = 52% - 6% = 46%
Si consideramos ahora la radiación de onda larga de la Tierra, ésta resulta ser de 821 cal/cm2
día, según la ley de Stefan-Boltzman para un cuerpo negro a 288 k (15°C). Si la referimos al 100% de
la radiación solar (720 cal/cm2 día):
RADIACION TERRESTRE
=
RADIACION SOLAR
821
= 114%
720
De este 114%, un 99% (713 cal/cm2 día) retorna hacia la superficie terrestre en forma de
CONTRARRADIACIÓN debido a la presencia de los gases de invernadero y de las nubes.
39
Luego, la radiación neta de la Tierra (diferencia entre la RADIACIÓN TERRESTRE y la
CONTRARRADIACIÓN ATMOSFÉRICA) es:
114% - 99% = 15%.
De ese 15%, un 9% se pierde a través de la “ventana de la atmósfera” y el 6% restante es absorbido por las nubes, el vapor de agua y los gases de invernadero.
Analicemos el balance de energía en la atmósfera:
GANANCIA:
6% (radiación terrestre absorbida por la atmósfera)
19% (radiación solar absorbida por la atmósfera)
4% (radiación solar absorbida por nubes)
24% (calor latente liberado en la condensación del vapor de agua
o en la solidificación del agua líquida, en las nubes)
7% (transferencia turbulenta de calor sensible
60%
TOTAL:
PÉRDIDA:
40% por emisión de sus gases
20% por emisión de las nubes
60%.
TOTAL:
Veamos qué ocurre en la superficie de la Tierra:
GANANCIA =
46% (radiación solar efectiva)
PÉRDIDA
15% (radiación terrestre neta) + 24% (pérdida de calor latente por evaporación
de las aguas y fusión de los hielos) + 7% (transferencia turbulenta de calor sensible) = 46%
=
Finalmente, analicemos la situación en el espacio:
GANANCIA: 8% (energía solar dispersada hacia arriba por el aire) + 17% (energía solar reflejada por
las nubes) + 6% (energía solar reflejada por el suelo) + 9% (energía terrestre que escapa por la ventana
de la atmósfera) + 40% (energía emitida por los gases atmosféricos) +20% (energía emitida por las
nubes) =
= 100%
PÉRDIDA: 100% (radiación proveniente del Sol)
40
DISTRIBUCIÓN DE LA RADIACIÓN SOBRE LA SUPERFICIE TERRESTRE
∗
DISTRIBUCIÓN DE LA RADIACIÓN SOLAR QUE LLEGA A LA SUPERFICIE, EN
AUSENCIA DE LA ATMÓSFERA
Veamos, en primer término, cómo se distribuye la radiación solar sobre la superficie terrestre,
en ausencia de la atmósfera (o en el límite superior de la atmósfera) en función de la latitud y de las
estaciones del año, expresada en calorías/cm2.día = langley/día.
Radiación entrante, como función de la latitud y de las estaciones del año.
Los valores están calculados para una superficie horizontal, en el tope de la atmósfera.
Uno de los elementos fundamentales que determina la cantidad de radiación entrante es la duración del día. Es obvio que cuanto mayor es el tiempo en que luce el sol, mayor es la cantidad de
radiación que podrá recibir una determinada porción de la tierra. En el ecuador, por ejemplo, la duración del día se acerca a las12 horas en todos los meses, mientras que en los polos varía entre 0 y 24
horas del invierno al verano.
La combinación de todos estos factores se traduce en la configuración de energía solar en la
parte superior de la atmósfera que aparece en la Figura anterior.
41
1)
la línea "cero" nos indica que, más allá de ella, no hay energía entrante. Allí tendríamos "noche polar", cosa que ocurre en ambos polos durante los meses de invierno;
2)
cuando el Sol está en el hemisferio de verano, los polos son los que más radiación solar reciben. CAUSA: duración del día polar = 24 hs;
3)
el polo sur recibe, en verano, más que el polo norte. CAUSA: posición aventajada del H.S.
durante el perihelio (solsticio estival del H.S.);
4)
los dos máximos y los dos mínimos en el ecuador, asociados con los equinoccios (máximos) y
con los solsticios (mínimos);
Si observamos lo que ocurre en el promedio anual de radiación entrante en cal/cm2 día (datos
correspondientes al HN):
Latitud
0°
10°
20°
30°
40°
50°
60°
70°
80°
90°
Verano
814
900
964
1005
1022
1028
1039
1043
1093
1110
Invierno
869
756
624
480
327
181
51
0
0
0
1683
1656
1588
1485
1349
1209
1090
1043
1093
1110
Suma
Notamos que el ecuador recibe prácticamente lo mismo en una estación u otra del año mientras que, en latitudes medias, la energía decrece considerablemente durante el invierno. Esto obedece,
sin duda, a la duración del día en los distintos lugares. En el ecuador, durante todo el año, la duración
del día y de la noche es de 12 horas, cosa que no ocurre en otras latitudes. Además, el Sol pasa dos
veces al año sobre el cenit, durante los equinoccios. En los trópicos, esto ocurre una sola vez al año,
durante el solsticio estival de cada hemisferio.
En el promedio anual, las latitudes altas (mayores a 60°) son las que menos reciben, debido a
la influencia de la noche polar.
CONCLUSIÓN: en ausencia de la atmósfera, el ecuador es la zona del planeta que más radiación solar recibe a lo largo del año.
∗
DISTRIBUCIÓN DE LA RADIACIÓN SOLAR EN SUPERFICIE, EN PRESENCIA
DE LA ATMÓSFERA
Si tenemos en cuenta la existencia de la atmósfera, esta distorsiona la entrada de energía
proveniente del Sol a través de los fenómenos de ABSORCION (O2 en la termosfera, O3 en la estratosfera, polvo atmosférico, gotas de nubes), DISPERSION (gases atmosféricos, partículas de aerosol,
gotas de nubes) y REFLEXION. El efecto global de estos procesos ya ha sido analizado en el capítulo
anterior, en la figura siguiente se ilustran las distintas influencias que la atmósfera, las nubes y la
superficie de la tierra ejercen en la reflexión y absorción de la radiación solar en las diversas latitudes.
Como resultado de la influencia de todos estos procesos la superficie de la tierra absorbe una
cantidad de radiación variable con la latitud, mayor en latitudes bajas y disminuyendo hacia los polos.
La nubosidad, si es lo suficientemente espesa y completa, puede formar una importante barrera
que impida la penetración de la insolación. La cantidad de radiación solar que se refleja depende de la
cantidad de nubes existentes y de su espesor:
42
Además de impedir la transmisión de la insolación, el efecto de la nubosidad también opera en
sentido contrario ya que una capa de nubes retiene la mayor parte del calor que, de otro modo, sería
escaparía al espacio interestelar. Este importante papel de las nubes afecta la variación diaria de la
temperatura en superficie, evitando máximas altas durante el día y mínimas bajas durante la noche.
Ya hemos discutido que distintas partes de la superficie terrestre reciben distintas cantidades
de insolación. Un factor que controla este efecto es la época del año: se recibe más insolación en el
verano que en el invierno por la mayor altura del sol y la mayor duración de los días.
La Figura siguiente nos muestra cómo se distribuye la radiación global (directa más difusa)
sobre la superficie terrestre, expresada en kilocalorías/cm2.año = kilolangley/año.
Notemos que los trópicos son los que más reciben en el promedio anual. Ello obedece, fundamentalmente, a la escasez de nubes y turbiedad en los trópicos, con lo cual se reduce la reflexión y
absorción por nubes, y la absorción por polvo atmosférico.
43
∗
DISTRIBUCIÓN DE LA RADIACIÓN NETA (ENTRANTE – SALIENTE) EN
SUPERFICIE, EN PRESENCIA DE LA ATMÓSFERA
Si ahora tenemos en cuenta la RADIACIÓN TERRESTRE en onda larga, debemos considerar otros fenómenos adicionales que alteran la ganancia radiativa en la superficie terrestre.
La atmósfera terrestre es prácticamente opaca a la radiación de onda larga terrestre. El vapor
de agua, el CO2 y el O3 son importantes absorbentes selectivos de esta radiación. De este modo, la
atmósfera deja pasar a la mayor parte de la radiación solar de onda corta pero captura, e irradia nuevamente hacia la superficie terrestre (CONTRA-RADIACION), la mayor parte de la radiación de
onda larga proveniente de la Tierra, generando un efecto protector del enfriamiento denominado
EFECTO DE INVERNADERO.
Si se balancean la radiación solar entrante y la radiación saliente:
Q:
radiación efectiva
rad. directa + difusa - albedo
(onda corta)
radiación saliente
rad. terrestre - contrarradiación
(onda larga)
obtendremos la cantidad de energía disponible en la superficie terrestre, para ser empleada en distintos
procesos. Los más importantes son:
(a)
transmisión del calor hacia el centro de la tierra (despreciable en continentes pues la tierra es
mala conductora del calor);
(b)
calentamiento del aire por calor sensible;
(c)
entrega de calor latente (muy importante en los océanos, donde se produce evaporación);
(d)
consumo de calor para derretir hielos o nieves.
Si observamos la Figura referida al balance de radiación en la superficie terrestre según Budyko, puede notarse:
(a)
en ambos hemisferios, las latitudes superiores a 45° presentan un balance negativo durante el
invierno.
44
CAUSAS: mayor duración de la noche con respecto al día, rayos solares inclinados con respecto al zenit, efecto de contrarradiación pobre debido al bajo contenido de vapor de agua en
latitudes altas.
(b)
la máxima radiación neta se produce en los meses de verano. Durante esta estación del año, los
centros de máxima se encuentran sobre los trópicos y no sobre el ecuador.
CAUSAS:
1)
durante el verano de cada hemisferio, los rayos solares inciden perpendicularmente
sobre los trópicos, lo cual no ocurre en las restantes latitudes;
2)
la radiación solar directa es más importante sobre los trópicos que sobre el ecuador,
debido a la falta de sistemas nubosos.
3)
la inmigración aparente del Sol sobre el zenit es relativamente más rápida durante su
paso sobre el ecuador, pero su velocidad disminuye a medida que se aproxima a los
trópicos.
4) durante el verano de cada hemisferio, los días son más largos en el trópico que en el
ecuador.
(c)
sin embargo, en el promedio anual encontramos:
Latitud
30º N
0º
30º S
Radiación anual (Ly/día)
226
257
230
O sea, el ecuador es la región del planeta que, en el promedio anual, tiene mayor ganancia de
energía.
CAUSAS:
1)
importante efecto de la contrarradiación en el ecuador;
2)
el "peso" del invierno en los trópicos, con rayos solares más oblicuos y noches más largas que
los días. Además, puede observarse en la tabla anterior que, a los 30°, el H.S. recibe más que
el H.N., debido a su posición preferencial durante el perihelio.
Si observamos la Tabla siguiente, la que nos da los promedios anuales de insolación e irradiación para distintas latitudes, en cal/cm2.min, puede verse que la radiación neta es positiva en latitudes
bajas y es negativa en latitudes altas.
Latitud N
Autor
0-10
10-20
20-30
30-40
40-50
50-60
60-90
A = INSOLACIÓN (cal cm-2 min-1)
Simpson
Baur y Philipps
0.33
0.34
0.34
0.30
0.24
0.19
0.11
0.36
0.35
0.34
0.30
0.24
0.18
0.13
45
Latitud N
Autor
0-10
10-20
20-30
30-40
40-50
50-60
60-90
B = IRRADIACIÓN (Tierra – Atmósfera)
Simpson
Baur y Philipps
0.27
0.29
0.30
0.29
0.27
0.26
0.26
0.30
0.30
0.30
0.29
0.27
0.25
0.24
DIFERENCIA = A – B = Radiación Neta
Simpson
Baur y Philipps
0.06
0.05
0.04
0.01
-0.03
-0.07
-0.15
0.06
0.05
0.04
0.01
-0.03
-0.07
-0.11
Promedios anuales de la insolación e irradiación en las diferentes latitudes, en
(cal.cm-2.min-1), según Baur, Philipps y Simpson.
Esto parecería indicar que las latitudes bajas deberían estar calentándose continuamente, y las
latitudes bajas enfriándose constantemente. Ello no ocurre gracias al transporte meridional de calor
desde el ecuador hacia los polos, el cual se realiza fundamentalmente mediante la circulación general
y las corrientes marinas.
Este efecto puede apreciarse en la Tabla siguiente en la cual se cotejan las temperaturas medias anuales que deberían existir en las distintas latitudes de acuerdo al balance de radiación (T. Solar), y las realmente registradas:
Latitud
0°
10°
20°
30°
40°
50°
60°
70°
80°
90°
T. Solar (T)
32.8
31.6
28.2
22.1
13.7
2.6
-10.9
-24.1
-32.0
-34.8
H.N. (TN)
26.2
26.7
25.3
20.3
14.1
5.8
-1.1
-10.7
-17.2
-22.7
H.S (TS)
26.2
25.3
22.9
18.4
11.9
5.8
-3.4
-13.6
-27.0
-33.1
(TN+TS)/2-T
-6.6
-5.6
-4.1
-2.7
-0.7
3.2
8.7
12.0
9.9
6.9
Temperaturas verdaderas y solares de los círculos de latitud, en el promedio anual,
según MILANKOVITCH.
Puede notarse:
(a)
que las temperaturas medias anuales reales en latitudes bajas son menores que las temperaturas
medias anuales solares, en ambos hemisferios;
(b)
que la temperatura medias anuales reales en latitudes altas son mayores que la temperaturas
medias anuales solares, en ambos hemisferios;
en general, el H.S. presenta temperaturas medias anuales más bajas que el H.N., a pesar de
recibir más radiación neta en el promedio anual;
(c)
CAUSA: como el H.S. es un hemisferio en el cual predomina las aguas, la cantidad de calor
provisto por la radiación neta es empleada, en su mayor parte, en forma de calor latente de vapor de agua, en los procesos de evaporación.
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En la Figura siguiente se ilustra el monto de transporte requerido para compensar estas diferencias.
Ilustración meridiana del equilibrio existente entre la radiación
procedente del sol y la emitida por la tierra y la atmósfera (datos
de Houghton); las zonas de superávit y déficit constantes se mantienen en equilibrio por el transporte de energía hacia el polo.
Este transporte de calor hacia los polos es realizado por medio de la atmósfera y los océanos
y se estima que la primera transporta aproximadamente dos tercios del total. El transporte horizontal (advección de calor) tiente lugar tanto en la forma de calor latente (es decir, vapor de agua que
se condensa luego) como de calor sensible (es decir, masas de aire caliente). Varía en intensidad
según la latitud y la estación del año.
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