RADIACIÓN SOLAR

Estructura y características del sol determinan la naturaleza de la energía que irradia en el espacio. Nos ocuparemos principalmente con la radiación en una gama de longitudes de onda de 0.25 a 3.0 μm, la parte de la radiación electromagnética que incluye la mayor parte de la energía irradiada por el sol.

El segundo tema importante es la geometría solar, es decir, la posición del sol en el cielo, la dirección en la que la radiación de haz incide sobre las superficies de diversas orientaciones y sombreado. El tercer tema es la radiación extraterrestre sobre una superficie horizontal, que representa el límite superior teórico de la radiación solar disponible en la superficie de la tierra.

Una comprensión de la naturaleza de la radiación extraterrestre, los efectos de la orientación de una superficie de recepción, y la teóricamente posible de radiación en la superficie de la tierra es importante para comprender y utilizar datos de radiación

El sol es una esfera de materia gaseosa intensamente caliente con un diámetro de 1.39 x 109 m, y esta, en promedio a 1.5 x 1011 metros de la tierra. Como se ve desde la tierra, el sol gira sobre su eje una vez cada cuatro semanas. Sin embargo, no gira como un cuerpo sólido; el ecuador tarda unos 27 días y las regiones polares toma cerca de 30 días para cada rotación.

El sol tiene una temperatura de cuerpo negro efectiva de 5 777 K. La temperatura en las regiones interiores centrales es estimada variando de los 8 x 106 a 40 x 106 K y la densidad se estima en alrededor de 100 veces la del agua. El sol es, en efecto, un reactor de fusión continua con sus gases constituyentes como en un "recipiente contenedor " retenidos por las fuerzas gravitacionales.

La temperatura de cuerpo negro efectiva de 5 777 K es la temperatura de un cuerpo negro que irradia la misma cantidad de energía como lo hace el sol. Otras temperaturas efectivas se pueden definir, por ejemplo, la que corresponde a la temperatura de cuerpo negro dando la misma longitud de onda de máxima radiación como la radiación solar (aproximadamente 6 300 K).

Varias reacciones de fusión se han sugerido como suministrar la energía radiada por el sol. Una considerada la más importante es un proceso en el cual el hidrógeno (es decir, cuatro protones) se combina para formar helio (es decir, un núcleo de helio); la masa del núcleo de helio es menor que el de los cuatro protones, ya la masa que se pierde en la reacción se convierte en energía.

La energía producida en el interior de la esfera solar a temperaturas de muchos millones de grados debe ser transferida a la superficie y luego ser radiada al espacio. Una sucesión de procesos de radiación y de convección se produce con la sucesión de emisión, absorción y re radiación; la radiación en el núcleo del Sol se encuentra en el espectro de rayos X y rayos gamma, con las longitudes de onda de la radiación aumentando a medida que la temperatura desciende a mayores distancias radiales.

Una estructura esquemática del sol se muestra en la Figura. Se estima que el 90% de la energía se genera en la región de 0 a 0.23R (donde R es el radio del sol), que contiene 40% de la masa del sol. En una 0.7R distancia desde el centro, la temperatura ha caído a alrededor de 130.000 K y la densidad se ha reducido a 70 kg / m3; aquí procesos de convección comienzan a llegar a ser importante, y la zona entre 0,7 y 1,0 R se conoce como la zona de convección. Dentro de esta zona la temperatura cae hasta aproximadamente 5000 K y la densidad a aproximadamente 10-5 kg / m3.

La superficie del Sol parece estar compuesto de gránulos (células de convección irregular), con unas dimensiones de 1 000 a 3 000 km y con una vida útil de la celda de unos pocos minutos. Otras características de la superficie solar son pequeñas áreas oscuras llamados poros, que son del mismo orden de magnitud que las células convectivas, y las zonas oscuras más grandes llamadas manchas solares, que varían en tamaño

La capa exterior de la zona de convección se llama la fotosfera. El borde de la fotosfera está claramente definido, a pesar de que es de baja densidad (aproximadamente 10-4 que la del aire al nivel del mar). Es esencialmente opaca, ya que los gases de los que se compone están fuertemente ionizados y capaz de absorber y emitir un espectro continuo de radiación. La fotosfera es la fuente de la mayor parte de la radiación solar.

Fuera de la fotosfera es una más o menos transparente atmósfera solar, observable durante eclipse total de Sol o por los instrumentos que oculta en el disco solar. Por encima de la fotosfera es una capa de gases más fríos varios cientos de kilómetros de profundidad llamado la capa de reversa. Fuera de eso es una capa conocida como la cromosfera, con una profundidad de aproximadamente 10 000 km. Esta es una capa gaseosa con temperaturas algo más altas que la de la fotosfera pero con menor densidad. Mas al exterior esta la corona, una región de muy baja densidad y pero muy alta temperatura(106 K).

Esta imagen simplificada del sol, su estructura física, sus gradientes de temperatura y densidad servirá como base para apreciar que el sol no es, de hecho, su función como un radiador de cuerpo negro a una temperatura fija. Más bien, la radiación solar emitida es el resultado compuesto de las varias capas que emiten y absorben la radiación de diferentes longitudes de onda. La radiación solar extraterrestre resultante y su distribución espectral ahora se ha medido por diversos métodos en varios experimentos.

La figura muestra esquemáticamente la geometría de las relaciones Sol-Tierra. La excentricidad de la órbita de la tierra es tal que la distancia entre el Sol y la Tierra varía en un 1,7%. A la distancia de una unidad astronómica, 1.495 x 1011 m, la distancia media Tierra-Sol, el sol abarca un ángulo de 32 '. La radiación emitida por el sol y su relación espacial con el resultado de la Tierra en una intensidad casi fija de radiación solar fuera de la atmósfera de la tierra. La constante solar, GSC, es la energía desde el sol, por unidad de tiempo, recibió en una unidad de área de superficie perpendicular a la dirección de propagación de la radiación, a distancia media Tierra-Sol, en las afueras de la atmosfera.

Movimientos de a) rotación , b) variación de la declinación y c) variación de la excentricidad de la órbita terrestre.

Antes de cohetes y naves espaciales, las estimaciones de la constante solar se tuvieron que hacer las mediciones desde tierra de la radiación solar después de haber sido transmitida a través de la atmósfera y por lo tanto en parte absorbida y dispersada por los componentes de la atmosfera. Las extrapolaciones a partir de las mediciones terrestres elaborados en altas montañas se basan en estimaciones de transmisión atmosférica en varias porciones si el espectro solar. Estudios pioneros fueron hechas por CG Abbot y sus colegas en el Instituto Smithsoniano. Estos estudios y mediciones posteriores de cohetes fueron resumidos por Johnson (1954); Valor del Abbot de la constante solar de 1 322 W/m2 fue revisado al alza por Johnson a 1 395 W / m2.

La disponibilidad de aviones de gran altitud, globos, y naves espaciales ha permitido mediciones directas de la radiación solar fuera de la mayoría o de toda la atmósfera terrestre. Estas mediciones se realizaron con una variedad de instrumentos en nueve programas experimentales separados. Ellos dieron como resultado un valor de la constante solar, GSC, de 1.353 W/m2 con un error estimado de ± 1,5%. Este valor estándar fue aceptado por la NASA y por la Sociedad Americana de Pruebas y Materiales.

Los datos en los que se basó el valor de 1353/m2 se han reexaminado por Frohlich (1977) y la reducción a nueva escala piroheliometrica basado en la comparación de los instrumentos con radiómetros absolutos. Los datos de los satélites Nimbus y Mariner también se han incluido en el análisis, ya partir de 1978, Frohlich recomienda un nuevo valor de la constante solar de GSC = 1,373 W / m2, con una error probable de 1 a 2%. Este fue 1.5% mayor que el valor anterior y 1.2% mayor que la mejor determinación disponible de la constante solar por la integración de las mediciones espectrales. Medidas adicionales de naves espaciales se han hecho con Hickey et al. (1982) la presentación de informes 1373 W/m2 y Willson et al. (1981) la presentación de informes 1368 W/m2. Las mediciones de tres vuelos de cohetes reportados por Duncan et al. (1982) fueron 1367, 1372, y 1374 W/m2. El Centro Mundial de Radiación (CMR) ha adoptado un valor de 1.367 W/m2, con una incertidumbre del orden del 1%. Como se verá en el capítulo 2, las incertidumbres en la mayoría de las mediciones de radiación solar terrestres son un orden de magnitud mayor que los de GSC. Un valor de GSC de 1 367 W/m2 (1960 cal/cm2 min, 433 Btu/ft2hr, o 4 921 MJ / m2hr) se usara.

Además de la energía total en el espectro solar extraterrestre (es decir, la constante solar), es útil conocer la distribución espectral de esta radiación, es decir, la radiación que se recibiría en ausencia de la atmósfera. Una norma de la curva del espectro de irradiacia se ha recopilado en base a mediciones de altura y espacio. La norma del (CMR) estándar Centro Mundial de Radiación se muestra en la figura.

DISTRIBUCIÓN ESPECTRAL DE LA RADIACIÓN EXTRATERRESTRE

La tabla proporciona la misma información en el espectro de la CMR en forma numérica. El promedio de energía Gscλ (en W/m2 μm) sobre pequeños anchos de banda centrados en la longitud de onda λ dada en la segunda columna. La fracción f0-λ de la energía total en el espectro de longitudes de onda que está entre 0 y λ se da en la tercera columna. La tabla se divide en dos partes, la primera, a intervalos regulares de longitud de onda y la segunda a incluso fracciones f0-λ.

Ejemplo

Calcular la fracción de la radiación solar extraterrestre y la cantidad de la radiación en las porciones del espectro ultravioleta (λ <0.38 μm). la visible (0.38 μm <λ <0.78 μm), y el infrarrojo (λ> 0.78 μm)

De la Tabla anterior, las fracciones de f0-λ correspondiente a longitudes de onda de 0.38 y 0.78 μm son 0.064 y 0.544. Por lo tanto, la fracción en el ultravioleta es 0.064, la fracción en el rango visible es 0.544 a 0.064 = 0.480. y la fracción en el infrarrojo es 1.0 – 0.544 = 0.456. La aplicación de estas fracciones a una constante solar de 1367 W/m2 y la tabulación de los resultados, tenemos:

Rango de longitud de onda (μm) 0-0,38 0,38-0,78 0 78- ~

Fracción en el rango 0.064 0.480 0 456

Energía en el rango (W/m2) 87 656 623

Dos fuentes de variación en la radiación extraterrestre deben ser consideradas. La primera es la variación en la radiación emitida por el sol. Existen informes contradictorios en las publicaciones sobre las variaciones periódicas de la radiación solar intrínseca. Se ha sugerido que hay pequeñas variaciones (menos de ± 1,5%) con diferentes periodicidades y la variación relacionados con las actividades de manchas solares. Willson et al. (1981) Informe varianzas de hasta 0.2% en correlación con el desarrollo de las manchas solares. Otros consideran que las mediciones sean concluyentes o no indicativo de la variabilidad normal. Las mediciones de los satélites Nimbus y Mariner durante períodos de varios meses mostraron variaciones dentro de los límites de ± 0.2% más de un momento en que la actividad de las manchas solares era muy baja. Datos en un lapso de 2.5 años desde el satélite Nimbus 7 sugieren que la constante solar está disminuyendo lentamente, a un ritmo de aproximadamente 0.02% por año. Para los propósitos de ingeniería, en vista de las incertidumbres y la variabilidad de la transmisión atmosférica, la energía emitida por el sol puede ser considerado como fijo.

VARIACIÓN DE RADIACIÓN EXTRATERRESTRE

Variación de la distancia Tierra-Sol, sin embargo, da lugar a la variación del flujo de radiación extraterrestre en el rango de ± 3%. La dependencia de la radiación extraterrestre en la época del año se indica por la Ecuación1y se muestra en la Figuradonde Gon es la radiación extraterrestre, medido en el plano normal a la radiación en el día de la n-ésimo del año.

(1)

Varias definiciones serán útiles en la comprensión de la información.

La masa de aire m La relación de la masa de la atmósfera a través del cual pasa el haz de radiación, a la masa que pasaría a través de si el sol estuviera en el cenit (es decir, directamente sobre la cabeza). Así, en el nivel del mar, m = 1, cuando el sol está en el cenit, y m = 2 para un ángulo cenital θz de 60 °. Para ángulos cenitales de 0 ° a 70 ° a nivel del mar, a una aproximación cercana,

m = 1 / cos θ. (2)

Para ángulos cenitales más altos, el efecto de la curvatura de la tierra llega a ser significativa y debe tenerse en cuenta.

DEFINICIONES

Radiación Difusa Es radiación solar recibida del sol después de su dirección se ha cambiado por la dispersión por la atmósfera. (Radiación difusa se menciona en alguna literatura meteorológica en forma de radiación cielo o la radiación solar cielo; la definición utilizada aquí distinguirá la radiación solar difusa de la radiación infrarroja emitida por la atmósfera.)

Radiación solar total La suma del haz y la radiación solar difusa en una superficie. (La medición más común de la radiación solar es la radiación total sobre una superficie horizontal, a menudo referida como la radiación global en la superficie.)Radiación solar total se utiliza a veces para indicar cantidades integradas sobre todos longitudes de onda del espectro solar.

Irradiancia, W/m2 Es la cantidad que la energía radiante incide sobre una superficie, por unidad de área de superficie. El símbolo G se utiliza para la irradiación solar, con subíndices apropiados para haz, difusa, o radiación espectral .

La irradiación o exposición radiante, J / m2 La energía incidente por unidad de superficie sobre una superficie, que se encuentra por la integración de la irradiancia durante un tiempo determinado, normalmente una hora o un día. La insolación es un término que se aplican específicamente a la irradiación de energía solar. El símbolo H se utiliza para la insolación para un día. El símbolo I se utiliza para la insolación durante una hora (u otro período si se especifica). Los símbolos H y I puede representar haz , difusa, o total y puede ser en superficies de cualquier orientación.

Los subíndices de G, H e I son las siguientes: o se refiere a la radiación por encima de la atmósfera terrestre, denominada radiación extraterrestre; b y d se refieren al haz y la radiación difusa; T y n se refieren a la radiación en un plano inclinado y en un plano normal a la dirección de propagación. Si ni T, ni n aparecen, la radiación está en un plano horizontal.

Radiosidad o emisión radiante, W/m2 La velocidad a la que la energía radiante deja una superficie, por unidad de superficie, por combinado emisión, reflexión y transmisión.

Poder emisivo o Auto-emisión Radiante ,W / m2 La velocidad a la que la energía radiante deja una superficie por unidad de área, por la emisión solamente.

Cualquiera de estos términos de radiación, excepto insolación, se puede aplicar a cualquier longitud de onda especificada (por ejemplo, el espectro de energía solar) o de radiación monocromática. La insolación se refiere sólo a la irradiación en el espectro de la energía solar.

Hora Solar Tiempo basado en el movimiento angular aparente del sol a través del cielo, con el mediodía solar cuando el sol cruza el meridiano del observador.

El tiempo solar es el tiempo utilizado en todas las relaciones sol-ángulo; no coincide con la hora del reloj local. Es necesario convertir la hora estándar al tiempo solar mediante la aplicación de dos correcciones.

En primer lugar, hay una constante de corrección de la diferencia de longitud entre el meridiano del observador (longitud) y el meridiano en el que el tiempo estándar local en que se basa . El sol tarda 4 minutos para atravesar 1 ° de longitud. La segunda corrección es de la ecuación de tiempo, que tiene en cuenta las perturbaciones en la frecuencia de rotación de la tierra que afectan a la vez que el sol cruza el meridiano del observador. La diferencia en minutos entre el tiempo solar y el tiempo estándar es

Tiempo solar – tiempo estándar = 4 (Lst - Lloc) + E (3)

donde Lst, es el meridiano estándar para la zona horaria local. Lloc

es la longitud de la ubicación en cuestión, y las longitudes están en grados oeste. es decir .. 0 ° < L <360 °. La ecuación de tiempo E (en minutos) se determina a partir de la Figura o ecuación 4.

Todas la ecuaciones usan grados, no radianes

(4)

La ecuación del tiempo E en minutos, en función de la época del año

Donde

y n = día del año. Así

Tener en cuenta que las correcciones para las ecuaciones de tiempo y el desplazamiento desde el meridiano estándar son en cuestión de minutos y de que hay una diferencia de 60 minutos entre el horario de verano y la hora estándar. El tiempo se especifica normalmente en horas y minutos. Se debe tener cuidado en la aplicación de las correcciones, que pueden sumar más de 60 minutos.

(5)

Ejemplo

En Madison, WI, ¿cuál es el tiempo solar correspondiente a las 10:30 AM hora del centro, el 3 de febrero?

Solución

En Madison, donde la longitud es de 89.4°, la ecuación 3 da

Tiempo solar = hora estándar + 4 (90-89,4) + E = hora estándar + 2.4 + E

El 3 de febrero, n = 34, y de la Ecuación 4 o figura anterior, E es -13,5 minutos, por lo que la corrección a tiempo estándar es de -11 minutos. Así las 10:30 AM hora estándar central es 10:19 AM hora solar.

En todo momento se supone que son tiempos solares a menos que se dé otra indicación.