Clase 2 - Unidad de Ciencias de la Atmósfera
Clase 2 - Unidad de Ciencias de la Atmósfera
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B a <strong>la</strong> nc e <strong>de</strong> e ne rg ía <strong>de</strong> l s is te m a c lim á tic o<br />
En equilibrio, <strong>la</strong> Tierra recibe tanta energía <strong>de</strong>l Sol como <strong>la</strong> que emite.<br />
Si uno <strong>de</strong> los componentes cambia, el ba<strong>la</strong>nce energético se ajustará <strong>de</strong> forma <strong>de</strong><br />
recobrar un nuevo equilibrio que tendrá una nueva temperatura.
PRIMERA LEY TERMODINAMICA: dq = dU - dW<br />
¿Qué dice?<br />
El calor suministrado a un sistema cerrado es igual al cambio en <strong>la</strong> energía interna<br />
menos el trabajo realizado<br />
TRANSFERENCIA DE CALOR<br />
RADIACIÓN:<br />
NO hay intercambio <strong>de</strong> masa.<br />
NO requiere <strong>de</strong> un medio.<br />
CONDUCCIÓN:<br />
NO hay intercambio <strong>de</strong> masa.<br />
SI requiere un medio<br />
CONVECCIÓN:<br />
SI hay intercambio <strong>de</strong> masa.<br />
ADVECCIÓN:Transporte <strong>de</strong> una p<br />
Por un fluido
RADIACIÓN ELECTROMAGNETICA<br />
• Consi<strong>de</strong>raremos como una onda que se propaga y dicha onda es<br />
eléctrica y magnética.<br />
• La velocidad en el vacío es <strong>la</strong> vel <strong>de</strong> <strong>la</strong> luz: c= 3*10 8 m/s<br />
• c= λν : mayores longitu<strong>de</strong>s <strong>de</strong> onda menores frecuencias
ESPECTRO ELECTROMAGNETICO<br />
• RADIACIÓN SOLAR: RADIACIÓN DE ONDA CORTA<br />
• RADIACIÓN TERRESTRE: RADIACIÓN DE ONDA<br />
LARGA
LEYES DE RADIACIÓN<br />
• CUERPO NEGRO: cuerpo i<strong>de</strong>al que absorbe y emite toda <strong>la</strong><br />
radiación inci<strong>de</strong>nte.<br />
• Ley <strong>de</strong> P<strong>la</strong>nck: La intensidad <strong>de</strong> <strong>la</strong> radiación en una cavidad que<br />
se encuentra en eq. Termodinámico es función únicamente <strong>de</strong> <strong>la</strong> T<br />
y ʋ.<br />
B ʋ<br />
(T) = (2 h ʋ 3 / c 2 )(1/ e hʋ/kT – 1)<br />
• LEY <strong>de</strong> Stefan-Bolzmann:<br />
E cn<br />
= σ T 4<br />
(σ = 5.67 * 10 -8 W/m 2 K 4 )<br />
• LEY <strong>de</strong> WIEN : λmax~cte/T<br />
Esta ley nos dice que <strong>la</strong> long <strong>de</strong> onda <strong>de</strong> maxima emision <strong>de</strong> un<br />
cuerpo es inversamente proporcional a su T. T altas, λ cortas!!!.<br />
La energía so<strong>la</strong>r es <strong>de</strong> Onda corta
RADIACIÓN SOLAR<br />
• Densidad <strong>de</strong> Flujo so<strong>la</strong>r=<br />
Flujo/ área = Lo/ 4πr 2 = 6.4*10 7<br />
W/ m 2 (Lo= 3.9*10 26 W)<br />
• Densidad <strong>de</strong> Flujo a una<br />
distancia d <strong>la</strong> l<strong>la</strong>mamos Sd :<br />
Lo = Sd 4πd 2<br />
La constante so<strong>la</strong>r es<br />
So = 1367 W/ m 2<br />
( ya que <strong>la</strong> distancia Tierra-Sol es <strong>de</strong><br />
1.5*10 11 m )
COMPARACÍON ENTRE VENUS, MARTE Y LA TIERRA
La curva muestra <strong>la</strong>s T calcu<strong>la</strong>das si los p<strong>la</strong>netas<br />
absorbieran toda <strong>la</strong> radiación so<strong>la</strong>r. (Círculos negros: T<br />
observada)
Para <strong>de</strong>terminar <strong>la</strong> T <strong>de</strong> un p<strong>la</strong>neta <strong>de</strong>bido unicamente a su posición<br />
respecto al Sol, utilizamos <strong>la</strong> ley <strong>de</strong> conservación <strong>de</strong> <strong>la</strong> energía .<br />
Esta ley nos dice que en estado <strong>de</strong> equilibrio el p<strong>la</strong>neta absorbe y<br />
emite iguales cantida<strong>de</strong>s <strong>de</strong> energía.<br />
• Flujo <strong>de</strong> energía so<strong>la</strong>r<br />
por unidad <strong>de</strong> área:<br />
E s<br />
= πR 2 S<br />
• La energía que irradia<br />
<strong>la</strong> Tierra esta dada por<br />
<strong>la</strong> Ley <strong>de</strong> Stef.-Bolt.<br />
E T<br />
= 4 πR 2 σ T 4<br />
• Estado <strong>de</strong> eq.: Es = ET,<br />
los que nos da una<br />
Teq = (S/4 σ ) 1/4<br />
(Teq~5ºC ¿¿¿????)
Teq~ -19ºC !!!!!!
Albedo
INSOLACIÓN Neta
Nos falta consi<strong>de</strong>rar <strong>la</strong> composición<br />
química atmosférica y el efecto<br />
inverna<strong>de</strong>ro!!!!
Volviendo a <strong>la</strong> comparación p<strong>la</strong>netaria…..<br />
Venus <strong>Atmósfera</strong>: 96% dióxido <strong>de</strong> carbono, 3% nitrógeno y 1% dióxido <strong>de</strong> azufre, agua y otros
¿Porque <strong>de</strong>cimos que <strong>la</strong> atmósfera terrestre<br />
es transparente a <strong>la</strong> radiación so<strong>la</strong>r?
Ej. Mo<strong>de</strong>lo sencillo atmósfera <strong>de</strong> una capa<br />
Para ilustrar <strong>de</strong> forma sencil<strong>la</strong><br />
el efecto inverna<strong>de</strong>ro utilizando<br />
el mo<strong>de</strong>lo <strong>de</strong> ba<strong>la</strong>nce <strong>de</strong> energía<br />
que hemos trabajado.<br />
SUPONEMOS:<br />
1) <strong>Atmósfera</strong> transparente<br />
a <strong>la</strong> radiación <strong>de</strong> onda corta<br />
EN LA DEMOSTRACIÓN REALIZADA EN CLASE<br />
LLEGAMOS A QUE:<br />
2) <strong>Atmósfera</strong> se comporta como<br />
cuerpo negro para <strong>la</strong><br />
Tsup = 2 1/4 Tatm !!!!!!<br />
radiación <strong>de</strong> onda <strong>la</strong>rga<br />
IMPORTANTE!!!: ESTO DEMUESTRA QUE LA ATMÓSFERA SE CALIENTA<br />
DESDE ABAJO
Distribución <strong>de</strong> <strong>la</strong> Inso<strong>la</strong>ción<br />
• Variaciones <strong>la</strong>titudinales<br />
y estacionales <strong>de</strong> <strong>la</strong> T<br />
son <strong>de</strong>bidos a:<br />
• Cantidad <strong>de</strong> radiación<br />
so<strong>la</strong>r inci<strong>de</strong>nte al tope <strong>de</strong><br />
<strong>la</strong> atmosfera que<br />
<strong>de</strong>pen<strong>de</strong> <strong>de</strong> <strong>la</strong> Latitud,<br />
estación y momento <strong>de</strong>l<br />
día.<br />
• La cantidad <strong>de</strong> energía<br />
so<strong>la</strong>r reflejada (sin<br />
absorción) <strong>de</strong>pen<strong>de</strong> <strong>de</strong>l<br />
ángulo zenital so<strong>la</strong>r y <strong>la</strong>s<br />
propieda<strong>de</strong>s <strong>de</strong> <strong>la</strong><br />
superficie (albedo)