Teoría- PW- (Tipos de Radiación teoría).pdf

Teoria unviersitaria

1. AGROCLIMATOLOGÍA
CLIMATOLOGÍA
UNIDAD 2
RADIACIÓN
22/08/2025

2. FORMAS DE TRANSFERENCIA, INTERCAMBIO O TRANSMISIÓN DEL
CALOR
Enfísica,latransferenciadecaloreselpasodeenergía
térmicadesdeuncuerpodemayortemperaturaaotrode
menortemperatura.
Unobjetosólidoounfluido,estáaunaT°diferentedeladesu
entorno,latransferenciadeenergíatérmica,tambiénconocida
comotransferenciadecalorointercambiodecalor,ocurrede
talmaneraqueelcuerpoysuentornoalcancenunequilibrio
térmico.

3. Este proceso puede ocurrir a través de tres mecanismos posibles,
conducción, convección y radiación:

4. RADIACIÓN:
Es la transferencia de calor por medio de ondas electromagnéticas y no se
requiere de un medio para su propagación.
La energía irradiada se mueve a la velocidad de la luz.
A diferencia de las ondas mecánicas, las ondas electromagnéticas no necesitan
de un medio material para propagarse; es decir, pueden desplazarse en el vacío.
De las ondas nos interesan: AMPLITUD (A),
LONGITUD DE ONDA (λ), FRECUENCIA y PERÍODO (T)

5. HAY DISTINTOS TIPOS DE ONDA, DE VARÍAS LONGITUDES Y FRECUENCIA, PERO TODAS SE
PROPAGAN CON LA MISMA VELOCIDAD: LA DE LA LUZ.
EL CONJUNTO DE ONDAS ELECTROMAGNÉTICAS FORMAN EL ESPECTRO ELECTROMAGNÉTICO
OL

6. Radiación Solar:¿qué es?
Es la energía emitida por el sol que se propaga en todas las direcciones
del espacio mediante ondas electromagnéticasy su máximo de
emisión es en la región visible
Importancia de medir la radiación solar:
✓Crecimiento de las plantas
✓Arquitectura
✓Diseño de edificios
✓generación de energías amigables con el medio ambiente
✓Sistemas de calentamiento solar
✓Impactos en la salud
✓Modelos de predicción de tiempo y clima
Es el motor de la dinámica del Sistema Climático

7. ¿Cómo reaccionan los cuerpos frente a la RADIACION INCIDENTE?
Absorción:
elflujoderadiaciónpenetraenun
cuerpoysetransformaenenergía
térmicaaumentandosutemperatura.
Reflexión:laluzvuelvehaciasuorigen,
perocambiando sudirección.
Mantienenelmismoángulo.
Lasnubes,partículassólidasyelsuelo
reflejanpartedelaradiaciónsolar.

8. Reflexión o Albedo
El albedo es un coeficiente adimensional que expresa
la relación entre la radiación reflejada y la radiación
incidente sobre la superficie horizontal.
Elalbedoplanetarioes
enpromediodel30%,
estaenergíasepierde
ynointervieneenel
calentamientodela
atmósfera

9. ¿Cómo reaccionan los cuerpos frente a la RADIACION INCIDENTE?
Dispersión:
Sediferenciadelaanterioryasíse
modificansuscaracterísticasalser
desviada.
Laspartículassólidas,gotitasde
aguamoléculasdegasesdispersan
laradiaciónsolar
Radiación Difusa: Reflexión y Dispersión

10. SI OBSERVAMOS EN DETALLE UNA PARTE DEL ESPECTRO VISIBLE, QUE ES EL QUE
PUEDE PERCIBIR EL OJO HUMANO, TAMBIÉN LLAMADO LUZ , AL PASAR POR UN
PRISMA SEDESCOMPONE LA LUZ BLANCA Y SE VEN LOS COLORES.
✓43% DE LA RADIACIÓN
SOLAR CORRESPONDE A
ESTA PORCIÓN DEL
ESPECTRO
✓EN ESTA PARTE SE
ENCUENTRA LA
RADIACIÓN PARA LA
FOTOSÍNTESIS:
RADIACIÓN
FOTOSINTÉTICAMENTE
ACTIVA (PAR)
Ejemplo:ladescomposicióndelaluzblancaalpasarxelprisma.

11. ¿Cómo se comportan los cuerpos a la radiación incidente?
✓Negros: teórico absorbe toda la luz y la energía radiante. Si bien es
teórico, el sol y la tierra se comporta como tales; siendo su emisividad 1.
✓Blancos: Cuando refleja toda la energía recibida, será blanco cuando
lo ilumina la luz blanca,
✓Grises u opacos: La emisividad es menor a 1 y depende de la longitud
de onda y de la temperatura y condiciones de la superficie.
✓Transparentes: permite pasar la luz a través de su masa y permite ver los
objetos que hay detrás de él, ejemplos: aire, agua.
✓Translucido: permite pasar la luz, pero no diferenciar los que hay detrás
de él.

12. Leyes de Radiación

13. LEY DE PLANCK
Todoslosobjetosemitenradiación,sisutemperaturaes
superioroigualalceroabsoluto(0
o
K),porejemplo,elSol,la
Tierra,laatmosfera,losPolos,laspersonas,etc.Laemisión
deradiaciónvaríaconlatemperaturadelcuerpoyparaun
mismocuerpoesfuncióndelalongituddeonda.

14. Espectro de radiación del Sol y de la Tierra

15. LEY DE STEFAN –BOLTZMAN
SiintegramoseláreabajolacurvadelaLeydePlankparacada
temperatura
Energía emitida (E) = ε σ T
4
σ = 1,378 ×10
-12
cal cm
-2
K
-4
seg
-1
= 5,67 ×10
-8
W m
-2
K
-4
= 4,903 x 10
-9
MJ m
-2
K
-4
día
-1 (Ctede Stefan
Boltzman)
T = temperatura del cuerpo en K ε = emisividad del cuerpo (cuerpo negro vale 1)
Losobjetosconmayortemperaturairradianmásenergíatotalpor
unidaddeáreaquelosobjetosmásfríos.ElSolconuna
temperaturamediade6000Kensusuperficie,emite1.6x10
5
veces
másenergíaquelaTierraconunatemperaturamediaensuperficie
de290K=17ºC

16. LEY DE WIEN
Loscuerposconmayortemperaturaemitensumáximode
radiaciónenlongitudesdeondas,λ,máscortas.Porejemplo,el
máximodeenergíaradiantedelSolseproduceparalongitudes
deondaλ=0.5μm,paralaTierraenλ=10μm
El Sol emite radiación de onda corta y
La Tierra emite en onda larga

17. Ley del coseno
Laintensidaddelcalorrecibido
porunasuperficiedependeráde
lainclinaciónconquelleguenlos
rayossolares.
Cuandoseanmásperpendiculares
mayorserásuintensidad.
La radiación se distribuye
en una mayor superficie

18. Ley de coseno
Altura del sol para una latitud de 40°
Intensidad de la radiación sobre
una sup. perpendicular.

19. Ley de Bouguer o de atenuación de la
radiación
Elflujoenergéticosufreunadisminucióncuando
atraviesaunasustancia,unpequeñoaumentoenel
espesordelamasaatravesadaprovocaunagran
mermaenelflujodelaradiación.
Estoexplicaporquelosrayossolaressonmásdébilesa
lasalidaypuestadelsolquealmediodía,yaquela
masaatmosféricaquedebeatravesaresmayorantes
dellegaralasuperficiedelatierra.

20. LEY O DISPERSIÓN DE RAYLEIGH
Laradiaciónsolarviajaenlínearecta,perolosgasesypartículasenla
atmósferapuedendesviarestaenergía,loquesellamadispersión.
Moléculasdegascontamañosrelativamentepequeñocomparadasconla
longituddeondacausanquelaradiaciónincidentesedisperseentodaslas
direcciones,haciaadelanteyhaciaatrás,estefenómenoesconocido
comodispersióndeRayleigh.
Losgasesdelaatmósferadispersanmásefectivamentelaslongitudesde
ondamáscortas(violetayazul)queenlongitudesdeondamáslargas
(naranjayrojo).Estoexplicaelcolorazuldelcielo.

21. Cuandoelsolseencuentrasobreelhorizontelacantidadde
atmósferaesmayor,ymayoresladispersiónquesufreelcolor
azul.
Comosedispersaentodasdirecciones,esoimplicaquea
nuestroojollegarámenoscantidaddecolorazulquederojo,
porqueesteúltimosevemenosafectado.
Laconsecuenciafinalesqueacabamosviendoelcielorojo.
Cuantomásbajoestéelsolconrespectoalhorizonte,menos
azulesymásrojosteñiránloscielos,yaquemásatmósferatendrá
queatravesarlaluzblanca.

22. ¿Por qué son blancas las nubes? ¿Por qué a veces se ven grises?
Lasgotasdevapordispersanporigualtodosloscoloresque
componen laluzdelSolycomoresultadovemosunanube
blanca.
Seponendeesecolorcuandovaallover:lasgotassevuelven
tangruesasodensasquelaluzdelsolnopuedeatravesarlasy
poresosevenoscuras.

23. Aspectos Astronómicos que afectan a la Radiación

24. Ángulo Altura del Sol
Es el ángulo que forman los rayos solares con la
horizontal de un lugar.
La Hsolvaria a lo largo del día siendo 0 a la
salida del, máximo al mediodía solar y luego
decrece hasta la puesta del sol.

25. Equinoccios:
El sol sale del ESTE y se pone en el OESTE.
Verano:
Sale desde el SE y la puesta es en el SO,
Lo que hace que a ciertas hsdel día las
fachadas de las casas que dan al sur reciben
radiación directa.
Invierno:
Sale del NE y la puesta es en el NO
TRAYECTORIASOLAR

26. Cenit
TRAYECTORIASOLAR
N S
E
W
Solsticio de invierno
Equinoccios
Solsticio de verano
Movimiento aparente del sol en la órbita celeste
Vertical del lugar (Hzenital)

27. Altura de sol al mediodía en los solsticios y
Los equinoccios al sur del trópico
diciembre
junio
S N

28. Recordamos esta formula que vimos en la clase anterior
Ángulo altura de sol al mediodía solar
Hsol= 90
o
+ (φ –δ)
φ: latitud
δ : declinación solar
Φ:negativas para el HS

29. Sus valores extremos están relacionados con la
inclinación del eje terrestre:
Valor máximo: 23,5°corresponde al 21/6
Valor mínimo: -23,5°corresponde al 21/12
Valor intermedio: 0°corresponde al 21/3 y 21/9
Declinación solar:
Es el ángulo que forman los rayos solares con el plano
del ecuador al medio día solar.
La declinación solo varía con el día del año.
La latitud donde los rayos solares inciden
perpendicularmente.

30. Declinación solar:
δ= 23,45
o
sen γ
γ = 360
o
. (n + 284) / 365,24 (ángulo adicional para calcular la
declinación)
n: día del año
Hsol= 90
o
+ (φ –δ)
φ: latitud
δ : declinación solar
φ y δ positivas para el HN negativas para el HS

31. Duración del día, Heliofanía
Se denomina Heliofanía Teórica a la cantidad de hsy décimas
de horas en que brilla el sol, sin tener en cuenta la existencia
de obstáculos que impide la llegada de luz directa.
La Heliofanía Efectiva: es la cantidad de horas de luz reales,
teniendo en cuenta las interrupciones, debido a la presencia
de nubes, por ejemplo.
Heliofanía relativa es la relación expresada en forma
porcentual de la Heliofanía efectiva y la teórica
La Heliofanía Varía con la latitud y con la época del año

32. Variación anual de la heliofanía teórica en distintas latitudes

33. Fotoperíodo y crepúsculos
Crepúsculo: La luz difusa antes de que salga el sol y
después de la caída del mismo. Es el tiempo en que el sol
esta 6°por debajo de la horizontal.
Fotoperíodoes la suma de los crespúsculos más la
heliofanía teórica.

34. Constante solar:
Es la cantidad de energía solar recibida en el límite superior de
la atmósfera, sobre unidad de superficie (cm2) orientada
perpendicularmente a la dirección de los rayos solares en un
intervalo de tiempo (min), cuando la tierra se encuentra a la
distancia media Tierra-Sol.
S= 2 cal/min.cm2
S= 1366W.m2

35. Radiación Solar Astronómica
Es la radiación solar diaria que se recibe sobre una
superficie horizontal situada en el límite superior de la
atmósfera.

36. Variación anual de la Radiación astronómica en distintas latitudes
del hemisferio sur
Disminuye de Ecuador a
Polo
Aumenta de
Ecuador a Polo
21/6 21/12
Diferencia entre
máximo y mínimo
aumenta de
Ecuador a Polo

37. Radiación Global
La cantidad de radiación solar que incide sobre la superficie
terrestre por unidad de superficie a lo largo del día, luego de
traspasar la atmósfera y sufrir los procesos de reflexión,
absorción, dispersión y transmisión.
Está compuesta por la
Radiación directa y la difusa

38. ¿Cómo se calcula la Rg?
Rg= Ra(0,18+0,55 h/H)
¿Qué valor tomará la Rg para un día
totalmente despejado?
¿y para un día totalmente nublado?

39. AGROCLIMATOLOGÍA
CLIMATOLOGÍA
✓Balance de radiación
✓Radiación global
✓Efecto invernadero
✓Contrarradiación

40. Balance Global de Radiación
El Sol es la única fuente de energía calórica que llega a
la superficie terrestre.
La energía solar directa no es un efectivo calentador de la
atmósfera, sino que es calentada por la tierra.
La tierra irradia calor hacia el espacio exterior, esta
energía irradiada en una longitud de onda larga, ¿por
qué?
Vapor de agua y el CO2 absorben parte de la energía
irradiada de la tierra, favorece al aumento de la
temperatura en la troposfera

41. LA ATMÓSFERA ES PRACTICAMENTE TRANSPARENTE A LA
RADIACIÓN DE O.C, PERO ABSORBE LA RADIACIÓN
TERRESTRE DE O.L,
LA ATMÓSFERA ES CALENTADA DESDE EL SUELO HACIA
ARRIBA, MAS LEJOS DE LA SUPERFICIE ES MAS FRÍA.
Esto explica la disminución de la T°con la altura en la
troposfera.
-6,5°C/km esto es conocido como el gradiente de T°de
una atmósfera estándar.
GT= diferencia de T°entre dos puntos/ la distancia entre
los dos puntos.


42. Contrarradiación: efecto invernadero natural
La atmósfera tiene una Tmed-20°C y la TIERRA : 17°C
La atmósfera absorbe radiación terrestre y
se calienta reirradiaenergía
que es absorbida por los gases de la atmósfera
que la vuelve a emitir x contrarradiaciónhacia la tierra
que es absorbida por la superficie.
TIERRA: Recibe energía del sol y de la atmósfera
Las nubes , Vapor de agua y CO2 absorben Rad. O.L y ayudan a mantener la
temperatura de la superficie terrestre en la noche.
Noches despejadas son más frías que las noches nubladas.
Ejemplo Desierto: Bajo Vapor de agua Altas T°de día y bajas de noche.

43. Estos procesos de entrada y salida de energía son
permanentes y dan lugar a un equilibrio térmico.
Durante un periodo prolongado el nivel medio de la
energía calórica se mantiene constante
Balance Global de Radiación

44. R. astronómica
Ozono
Límite superior de
la atmósfera
Vapor de
agua,
CO2;
CH4, N2O
Radiaciónglobal:
Radiación solarque
llegaalasuperfície
terrestre
Rg= R directa+ R difusa
Rg=Ra (0,18 + 0,55 h/H)
H: heliofanía teórica
h: heliofanía efectiva
h/H: heliofanía relativa
100% RS: 25% es reflejado y dispersado por las nubes, partículas sólidas y gases.
25% es absorbido por las nubes y el O3 y el 3% es reflejado por la sup. terrestre
R. Global 50%

45. R. astronómica
Part. Sólidas y
Moléculas gaseosas
Ozono
Límite
superior
de la
atmósfer
a
Vapor de
agua,
CO2;
CH4, N2O
Recibe de la atmósfera por
contrarradiación(CO2 y
Vapor de H2O

46. Si lo vemos numéricamente…
OC OL NETA
ATM Gana: +25 +109
Pierde: -163Déficit: -29
SUELO +47 +96
-114 Superávit
+29
Por lo tanto, debe ocurrir flujos verticales de calor: CONDUCCIÓN,
CONVECCIÓN Y CALORES LATENTES para llegar al equilibrio térmico.
Es la diferencia entre la Rad entrante
y saliente de longde OC y OL. Es el
equilibrio entre la energía Absorbida,
reflejada y emitida por la superficie
terrestre

47. BALANCE DE RADIACIÓN TIERRA -ATMÓSFERA
La energía recibida y
emitida por el sistema
tierra-atmósfera es la
misma, hay ganancia en
los trópicos y pérdidas en
las zonas polares el exceso
y el déficit es balanceado
por la circulación general
de la atmósfera y de los
océanos.
Irradiación terrestre
Rad. Solar

48. Ahora, ¡a realizar el TP de Radiación!
En la próxima clase continuamos con:
✓Temperatura de aire y suelo
✓Heladas
Repasar Estadística I
(Distribución Normal, probabilidad)
Recuerden que el aula virtual están publicados los horarios de clases de
consultas y la explicación para resolver este TP.