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Radiación e Irradiación - Coggle Diagram

- - - - Superficie
      - Atmósfera
  - - - Interior de la Tierra
      - Llega por lo geiseres
    - - Escasa y despreciable
  - - - Continuas
      - Diferentes longitudes de onda
      - Proporciones
        
        50% infrarrojo
        
        49% visible
        
        1% UV
        
        Atmósfera la filtra en la ozonósfera y produce reacciones químicas
- - - - I → Es la intensidad de radiación solar que le llega a la Tierra en un momento dado.
      - I₀ → Es la intensidad normal o promedio (cuando la Tierra está a la distancia media del Sol).
      - d → Es la distancia entre la Tierra y el Sol en un momento específico.
      - d₀ → Es la distancia media entre la Tierra y el Sol:
        
        👉 149 millones de km (149 × 10⁶ km)
    - - A > distancia hay < irradiación (menos e°)
  - - - In en el lím sup de la atm ≈ 2 gr.cal/cm².min
  - - - t= Semiarco diurno (2t = fotoperíodo)
      - φ = latitud del lugar
      - δ = declinación
        
        ángulo entre la posición del sol y el plano del Ecuador
  - - - la intensidad de radiación que llega a la superficie del suelo es función de la transparencia atmosférica
    - - I₀ = intensidad que llega a la sup superior de la atm
      - q = coef de transparencia de la atm
      - m = espesar de la atm
        
        cuántas veces más atm atraviesa la radiación en comparación al paso vertical
        
        .
  - - - A cuántas atmósferas limpias y secas equivale la atmósfera real de ese instante
      - Varía con la latitud y longitud
  - - - Qr= radiación que llega a la superficie de la tierra
      - Qa= radiación que llega al tope de la atmósfera
      - H= heliofanía teórica astronómica
        
        Depende de la latitud y época del año
        
        Es el máximo tiempo de sol posible en un día sin nube ni obstáculos
      - h= heliofanía efectiva
        
        Tiempo real de sol que hay considerando nubosidad u otros bloqueos
      - h/H= heliofanía relativa
        
        Proporcionar la radiación difusa según cuánto sol se deja ver
        
        • > nubosidad
        • < h/H
        • > radiación difusa
        
        Cielo despejado ⇒ h≈H ⇒ h/H ≈ 1
        
        Cielo nublado ⇒ h<H ⇒ h/H < 1
- - - - T°= Temperatura del cuerpo en K
        
        • > T° < λ
      - λₘₐₓ= long de onda de máx energía
      - Cte ≈ 2882 μK
        
        Fijo para cualquier cuerpo que se comporte como un cuerpo negro
  - - - I = a + r + t = 1
        
        a → absorbancia: fracción de la radiación que el cuerpo absorbe
        
        Se transforma en energía o calor
        
        r → reflectancia: fracción que refleja
        
        Rebota
        
        t → transmitancia: fracción que atraviesa el cuerpo
        
        Atraviesa
        
        El 1 representa el total de la radiación incidente (100%)
    - - e(λT)/a(λT) = e'(λT)/a'(λT)
        
        La relación entre la emisividad (e) y la absorbancia (a) de un cuerpo, para una λ y temperatura T° dadas, es la misma que para cualquier otro cuerpo en eq térmico
        
        Buen absorbente a una λ ⇒ es un buen emisor en esa λ
        
        Un suelo oscuro y húmedo absorbe + en el IR → emite + en el IR nocturno
      - cuerpo negro
        
        e(λT)/a(λT) = E(λT)/1
        
        Un buen absorbente es un buen emisor
  - - - E → energía emitida por unidad de área y tiempo
      - σ → constante de Stefan–Boltzmann (en este caso te la dan en cal·K⁻⁴·cm⁻²·min⁻¹, pero también existe en W·m⁻²·K⁻⁴).
      - T → temperatura absoluta (en kelvin)
        
        Un pequeño aumento de T° dispara la emisión
        si duplicás la T° (en K), la e° emitida se multiplica por 16
  - - - Si la integro en todas las λ me da Stefan-Boltzmann
      - Partes
        
        C2 = N/R · h.k.c
        
        h = cte de Planck
        
        k = cte de Boltzmann
        
        e = base de log
        
        c = vel de la luz
        
        N = Nro de avogadro
        
        R = cte gral de los gases
        
        C1 = 2πh²
  - - - Ih = intensidad en una superficie horizontal
      - h = ángulo de altura solar
      - sen h = cos z
    - - h=90° y z=0°
        
        Rayos caen perpendiculares y la radiación es máx
    - - e° se reparte en una sup mayor (<e°/cm2)
- - - - e° que reciben
        
        directa de sol
        
        de rebote de la atm
      - Devuelven
        
        IR
        
        Evaporan agua
        
        Calientan aire
    - - Puente térmico
        
        Absorbe calor de
        
        Sol
        
        Suelo
        
        Condensación del H2O
        
        Lo reparte hacia arriba (espacio) y abajo (suelo)
    - - Cada 100 unidades solares que entran
        
        30 se reflejan
        
        70 se usan
        
        a la larga terminan saliendo al espacio igual
  - - - 30% rebota
      - 23% lo absorbe la atm
      - 48% llega al suelo
        
        25% evaporación
        
        17% irradiación terrestre
        
        12% ventana al cielo
        
        sin ella el planeta se cocina
        
        5% absorbe la atm
        
        aumentan gases invernadero
        
        5% convección
      - ONDA CORTA
  - - - Viene del sol sin desvío ni rebote
      - Si lo sumo me da la radiación global (Rg)
    - - Se choca con partículas
      - Depende de
        
        Cantidad de partículas
        
        A > cant de partículas > dispersión
        
        Altura sobre el nivel del mar
        
        A > cant de atm arriba > dispersión
        
        Altura del sol
        
        A > altura > dispersión
    - - Rad reflejada por cualquier sup
  - - - O2
      - Vapor de agua
      - O3
        
        9% en total
    - - Ley de Rayleigh
        
        D=λ⁻⁴
        
        D = dispersión
        
        A < λ > dispersión
      - Radiación choca con partículas chicas (< que λ de la luz)
      - Atm selectiva
        
        No dispersa todos los colores/luz, “prefiere” los de OC (violeta, azul)
      - Produce cielo :large_blue_circle:
    - - Se da cuando λ del rayo < diámetro de la partícula
        
        Reflexión en todas las direcciones
      - Produce cielo :white_circle: o gris
- - - - CO2
        
        4,3 a 14,7 μm
      - H2O gaseoso
        
        3 μm en semitransparente a 80 μm en opaco
    - - Humedad atmosférica
        
        Iₐ (irradiación atmosférica)= G = a₂ . δ . T⁴ . (0,77 - 0,28 - 10^γρ)
        
        a₂ = Coeficiente experimental para OL
        
        0,77 = Cte experimental derivada (1-0,23)
        
        0,28 = Cte experimental
        
        γ = Cte experimental
        
        ρ = Presión de vapor
        
        A > vapor de agua → > contrarradiación atmosférica (G) → < pérdida neta (Ie)
        
        -SL (Irr efectiva con cielo despejado) = σ . T⁴ . (1 - a + b . 10⁻ᶜᵉ)
        
        σ = cte Stefan-Boltzmann
        
        T = T° del aire (K)
        
        a = cte experimental para cada zona
        
        b = cte experimental para cada zona
        
        c = cte experimental para cada zona
        
        e = tensión actual de vapor (mmHg)
        
        Angström
        
        Consideran el vapor de agua pero no la turbidez
        
        Ie = a₂ . σ . λ . T⁴ . (a - b . √e)
        
        Brunt
      - Nubosidad
        
        Nubes :cloud: :arrow_forward: casi como un cuerpo negro :arrow_forward: absorben y reemiten mucho
        
        Angström
        
        Ieₙ = Ie₀ (0,14 + 0,36 . h)
        
        h = altura de la base de la nube en km
        
        Ie₀ = Irr efectiva sin :cloud:
        
        Boltz
        
        Sw = -SL - k . w² . (SL + σ . T⁴)
        
        Asklof
        
        Tabla (bajas, medias, altas, cielo despejado)
      - Altura sobre el nivel del mar
        
        ↑ altitud → ↓ humedad → ↓ G
        
        Pero SL ≈ constante
  - - - Barrera para la pérdida de calor
      - Mantiene temperaturas habitables en la Tierra
      - Vapor de agua
        
        Gas más influyente
  - - - Ie = σT⁴ − G
        
        σT⁴ = Irradiación terrestre
        
        G = Irradiación atmosfértica
      - Saldo neto de calor que se escapa de la Tierra
  - - - Por cenit
        
        Atraviesa menos espesor atmosférico
      - â oblicuos
        
        Atraviesa máas atm
        
        Da > absoción
        
        < pérdida neta
    - - Iez = Ieo . cos z ʳ
        
        Iez = Irr efectiva según â cenital
        
        Ieo = Irr efectiva en el cenit
        
        r = (0,11 + 0,34) . e
        
        e = tensión de vapor en mmHg
        
        z = â cenital
        
        0° = vertical
        
        90° = horizontal