Balance Global de Energía

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1 Balance Global de Energía Balance de energía 1a Ley de la Termodinámica El balance básico global se establece entre la energía proveniente del sol y la energía regresada al espacio por emisión de la radiación terrestre. La generación de energía en el interior de la Tierra tiene una influencia despreciable en el balance energético. La absorción de la radiación solar tiene lugar principalmente en la superficie de la Tierra, mientras que la mayor parte de la emisión al espacio se origina en su atmósfera. Dado que la atmósfera absorbe y emite radiación infrarroja de forma eficiente, la superficie terrestre es mucho más cálida de lo que sería sin atmósfera. En promedio anual, se absorbe más energía solar cerca del ecuador que cerca de los polos. Transporte de energía por la atmósfera y océanos hacia los polos.

2 El Sistema Solar La fuente de energía que mantiene la vida en nuestro planeta proviene del Sol. El Sol es una de aproximadamente 1011 estrellas en nuestra galaxia (la Vía Láctea). La luminosidad del Sol es la rapidez con la que libera su energía. Dicha energía es producida en su centro mediante fusión nuclear. La fotosfera es la región del Sol por donde emite su energía al espacio. La temperatura de la fotosfera es de ~6,000 K.

3 El tiempo de vida de una estrella del tamaño del Sol (relativamente pequeña) es de ~11 mil millones de años, de los cuales han transcurrido alrededor de la mitad. Los planetas en el sistema solar se dividen en terrestres o interiores (Mercurio, Venus, Tierra y Marte) y jovianos o exteriores (Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno).

4 Órbitas planetarias Características de las órbitas planetarias: elípticas, distancia promedio al Sol, excentricidad, orientación del plano orbital.

5 La distancia promedio al Sol controla: la cantidad de energía que llega al planeta por unidad de tiempo y de área (densidad del flujo de energía solar) y la longitud del año planetario. La excentricidad controla la variación de la densidad del flujo solar durante el año planetario. La orientación del plano orbital no tiene mucha relación directa con el clima. Además de los parámetros orbitales, los parámetros de la rotación del planeta y su relación con la órbita son muy importantes. Período de rotación: ciclo diurno de la insolación, respuesta de la atmósfera y el océano al calentamiento solar (patrones de viento y corrientes). Oblicuidad (ángulo de inclinación entre el eje de rotación y la normal al plano de la órbita): variación estacional de la insolación. Actualmente la inclinación es de ~23.45.

6 Primera ley de la termodinámica La energía es una cantidad física que se conserva. El calor suministrado a un sistema (cerrado) es igual al cambio en su energía interna menos el trabajo que éste realiza: El calor puede ser transportado hacia o desde un sistema de tres maneras: Radiación: No hay intercambio de masa; no se requiere de un medio; la energía radiante se mueve a la velocidad de la luz. Conducción: No hay intercambio de masa; se requiere de un medio para transferir calor mediante colisiones entre los átomos o moléculas. Convección: Hay intercambio de masa. Parcelas con diferente cantidad de energía cambian de lugar.

7 Flujo de energía, densidad del flujo y constante solar El Sol expulsa una cantidad casi constante de energía, llamada la luminosidad solar, Lo = 3.9 x 1026 W, a partir de la cual se puede calcular la densidad del flujo promedio en la fotosfera: Densidad del flujo = Como la energía se conserva, la cantidad de energía que pasa a través de cualquier esfera con el Sol en su centro es igual a Lo. Si Sd es la densidad del flujo de energía a una distancia d del sol, entonces: Calcular la constante solar a la distancia promedio entre la Tierra y el Sol (1.5 x 1011 m).

8 Radiación de cuerpo negro El campo de radiación dentro de una cavidad cerrada en equilibrio termodinámico tiene un valor que está relacionado de forma única con la temperatura de las paredes de la cavidad, independientemente del material del que están hechas (radiación de cuerpo negro). Ley de Stefan-Boltzmann.- Todo cuerpo negro emite energía radiante en función de su temperatura según la expresión: ECN Calcular la temperatura de emisión del Sol. La emisividad, ε, de un cuerpo es el cociente entre su radiación efectiva, ER, y la que correspondería a un cuerpo negro a la misma temperatura:

9 Temperatura de emisión de un planeta La temperatura de emisión de un planeta es la temperatura de cuerpo negro a la que debe emitir para lograr un balance energético. Radiación solar absorbida = Radiación emitida por el planeta La radiación solar es esencialmente un haz paralelo y uniforme para un planeta ya que su diámetro es pequeño en comparación con su distancia al sol. La cantidad de energía incidente sobre un planeta es igual a la constante solar multiplicada por el área que el planeta barre del haz paralelo de energía.

10 Pero no toda la energía solar incidente es absorbida, cierta porción es reflejada hacia el espacio y no entra en el balance de energía planetario. A esta reflectividad planetaria se le conoce como albedo (αp). Entonces, la radiación solar absorbida está dada como sigue: Cuál sería la insolación globalmente promediada en el tope de la atmósfera sabiendo que el albedo de la Tierra es de 30%? Esa cantidad de energía debe ser regresada al espacio mediante el flujo de emisión del planeta ( ). Por lo tanto: Y la temperatura de emisión del planeta sería:

11 El efecto invernadero Debemos agregar al balance de energía global una atmósfera que es opaca a la radiación terrestre pero que es transparente a la radiación solar. El balance de energía en el tope de la atmósfera en este modelo es el mismo que en el modelo básico usado para definir la temperatura de emisión. Como la capa atmosférica absorbe toda la energía emitida por la superficie que está debajo de ella y emite como un cuerpo negro, la única radiación emitida al espacio proviene de la atmósfera en este modelo.

12 Balance radiativo global La facilidad con la cual la radiación solar penetra la atmósfera y la dificultad con la cual la radiación terrestre se transmite a través de ella determinan la intensidad del efecto invernadero. El flujo vertical de energía en la atmósfera es uno de los procesos climáticos más importantes. Los flujos radiativos y no radiativos entre la superficie, la atmósfera y el espacio son procesos determinantes del clima. El efecto invernadero no solamente mantiene la temperatura superficial relativamente cálida sino que también limita la amplitud de la variación diurna de la temperatura de la superficie de la tierra.

13 ~342 Wm-2 O3, CO2, H2O H2O, nubes

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16 Distribución de la insolación Las variaciones estacionales y latitudinales de la temperatura son causadas principalmente por variaciones de la insolación y el ángulo solar cenital promedio. La cantidad de radiación solar incidente en el tope de la atmósfera depende de la latitud, estación y momento del día. La cantidad de energía solar que es reflejada al espacio sin ser absorbida depende del ángulo solar cenital y de las propiedades de la superficie y atmósfera locales. El clima depende de la insolación y del ángulo cenital promediados en un período de 24 hrs, en una estación y en un año. El flujo solar promedio por unidad de área (1367 Wm-2) en la posición media de la Tierra está medido para una superficie que es perpendicular al haz solar, pero como la Tierra es aproximadamente esférica, su superficie está inclinada con respecto a dicho haz.

17 Distribución de la insolación En consecuencia, el flujo por unidad de área superficial es más pequeño que la densidad del flujo solar. El ángulo cenital solar, θs, es el ángulo entre la normal a la superficie terrestre y una línea entre un punto sobre la superficie y el sol. El flujo solar por unidad de área sería: donde d es la distancia promedio a la cual se mide S0 y d es la distancia real al sol.

18 Queremos calcular el ángulo zenital θs y el ángulo azimutal ξ en el punto X sobre la superficie de la esfera (unitaria), localizado a la latitud φ. El punto subsolar ss, aquel por donde cruza la línea que une el centro de la Tierra con el sol, se encuentra a la latitud δ que es igual al ángulo de declinación ( solsticio de verano, Junio 21; solsticio de invierno, Dic 21). El ángulo horario, h, es la longitud del punto ss relativo a su posición al mediodía.

19 Si el coseno es negativo entonces el sol se encuentra debajo del horizonte. El amanecer y el atardecer ocurren cuando θs = 90, entonces: La insolación promedio diaria sobre una superficie en el tope de la atmósfera se obtiene sustituyendo cosθs en la ecuación del flujo solar, integrando entre el amanecer y el atardecer y dividiendo entre 24 hrs.

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