B a la n c e de e n e rg ía de l s is t e m a c lim á tic o

Transcripción

1 B a la n c e de e n e rg ía de l s is t e m a c lim á tic o En equilibrio, la Tierra recibe tanta energía del Sol como la que emite. Si uno de los componentes cambia, el balance energético se ajustará de forma de recobrar un nuevo equilibrio que tendrá una nueva temperatura.

2 PRIMERA LEY TERMODINAMICA: dq = du - dw Qué dice? El calor suministrado a un sistema cerrado es igual al cambio en la energía interna menos el trabajo realizado TRANSFERENCIA DE CALOR RADIACIÓN: NO hay intercambio de masa. NO requiere de un medio. CONDUCCIÓN: NO hay intercambio de masa. SI requiere un medio CONVECCIÓN: SI hay intercambio de masa. ADVECCIÓN:Transporte de una p Por un fluido

3 RADIACIÓN ELECTROMAGNETICA Consideraremos como una onda que se propaga y dicha onda es eléctrica y magnética. La velocidad en el vacío es la vel de la luz: c= 3*108 m/s c= λν : mayores longitudes de onda menores frecuencias

4 In te ra c c ió n de la ra dia c ió n e le c t ro m a g n é t ic a c o n lo s g a s e s a tm o s fé ric o s R o ta c ió n, V ib ra c ió n F o t o dis o c ia c ió n, io n iza c ió n H2 0 C O2

5 H2 0

6 ESPECTRO ELECTROMAGNETICO RADIACIÓN SOLAR: RADIACIÓN DE ONDA CORTA RADIACIÓN TERRESTRE: RADIACIÓN DE ONDA LARGA

7

8 LEYES DE RADIACIÓN CUERPO NEGRO: cuerpo ideal que absorbe y emite toda la radiación incidente. Ley de Planck: La intensidad de la radiación en una cavidad que se encuentra en eq. Termodinámico es función únicamente de la T y ʋ. Bʋ (T) = (2 h ʋ3 / c2 )(1/ ehʋ/kt 1) LEY de Stefan-Bolzmann: Ecn= σ T4 (σ = 5.67 * 10-8 W/m2K4) LEY de WIEN : λmax~cte/t Esta ley nos dice que la long de onda de maxima emision de un cuerpo es inversamente proporcional a su T. T altas, λ cortas!!!. La energía solar es de Onda corta

9 RADIACIÓN SOLAR Densidad de Flujo solar= Flujo/ área = Lo/ 4πr2 = 6.4*107 W/ m2 (Lo= 3.9*1026 W) Densidad de Flujo a una distancia d la llamamos Sd : Lo = Sd 4πd2 La constante solar es So = 1367 W/ m2 ( ya que la distancia Tierra-Sol es de 1.5*1011m )

10 COMPARACÍON ENTRE VENUS, MARTE Y LA TIERRA

11 La curva muestra las T calculadas si los planetas absorbieran toda la radiación solar. (Círculos negros: T observada)

12 Para determinar la T de un planeta debido unicamente a su posición respecto al Sol, utilizamos la ley de conservación de la energía. Esta ley nos dice que en estado de equilibrio el planeta absorbe y emite iguales cantidades de energía. Flujo de energía solar por unidad de área: Es = πr2 S La energía que irradia la Tierra esta dada por la Ley de Stef.-Bolt. ET= 4 πr2 σ T4 Estado de eq.: Es = ET, los que nos da una Teq = (S/4 σ )1/4 (Teq~5ºC????)

13 Teq~ -19ºC!!!!!!

14

15 Albedo

16

17 INSOLACIÓN Neta

18 Nos falta considerar la composición química atmosférica y el efecto invernadero!!!!

19

20 Volviendo a la comparación planetaria.. Venus Atmósfera: 96% dióxido de carbono, 3% nitrógeno y 1% dióxido de azufre, agua y otros

21 Ej. Modelo sencillo atmósfera de una capa Para ilustrar de forma sencilla el efecto invernadero utilizando el modelo de balance de energía que hemos trabajado. SUPONEMOS: 1) Atmósfera transparente a la radiación de onda corta EN LA DEMOSTRACIÓN REALIZADA EN CLASE 2) Atmósfera se comporta como LLEGAMOS A QUE: cuerpo negro para la radiación de onda larga Tsup = 21/4 Tatm!!!!!! IMPORTANTE!!!: ESTO DEMUESTRA QUE LA ATMÓSFERA SE CALIENTA DESDE ABAJO

22 Distribución de la Insolación Variaciones latitudinales y estacionales de la T son debidos a: Cantidad de radiación solar incidente al tope de la atmosfera que depende de la Latitud, estación y momento del día. La cantidad de energía solar reflejada (sin absorción) depende del ángulo zenital solar y las propiedades de la superficie (albedo)

23

24 Balance de energía al tope de la Atmósfera

25 Radiación de onda corta que llega) (radiaciòn solar

26 Radiación de onda larga (OLR) terrestre que sale) (radiación

27 La OLR esta controlada por la temperatura de la superficie de emisión. Por lo tanto los Polos y los topes nubosos fríos son los que menos emiten. Los mayores valores ocurren en superficies calidas, con una atmósfera seca y sin nubes. Mayor en los desiertos y océanos tropicales ( regiones con poca nubosidad) Menor en las regiones polares y en regiones con alta persistencia de nubosidad.

28 Flujo neto de radiación (al tope)

29 La radiación neta es negativa cerca de los polos y positiva en los trópicos. El valor positivo mas alto es de 120 W/m2 y ocurre en los océanos subtropicales del Hemisferio que se encuentra en verano. (Mas insolación y menos albedo). Pérdidas de energía mas grandes se dan en la noche polar (gran emisión de OLR). Desiertos, si bien se encuentran en zonas subtropicales, presentan mínimos de energía en el promedio anual. Dos efectos: gran albedo + gran pérdida de OLR debido a atmósfera seca. El gradiente latitudinal de la radiación neta debe ser balanceado por un flujo de energía hacia los polos.