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LAS LEYES DE LA RADIACIÓN
EN LA TIERRA Y EN EL ESPACIO
Dr. Tabaré Gallardo y MSc. Mario Bidegain
Facultad de Ciencias
OBJETIVO
Aproximarnos a los procesos que absorben y generan radiación
electromagnética en la Tierra y en el espacio.
RESUMEN1. Generación de líneas: Kirchhoff
2. Contínuo: Planck, Wien, Stefan
3. Aplicaciones en estrellas: temperaturas y radios
4. Aplicaciones en Sistema Solar: temperaturas y composición
5. Generación de contínuo y líneas en estrellas, nubes y galaxias
6. La radiación en la Tierra
GENERACIÓN DE LINEAS:Leyes de Kirchhoff
EL CONTÍNUO: Leyes de Planck, Wien y
Stefan
1859 Kirchhoff: radiación de cuerpo en equilibrio térmico
1860 Kirchhoff y Bunsen: leyes de radiación
1879 Stefan: obtención empírica del flujo total
1893 Wien: ley de desplazamiento
1896 Zeeman: efecto y aplicación al estudio de manchas solares
1900 Planck: deducción teórica de la radiación de cuerpo negro
1906 Schwarzschild: teoría de campos de radiación estacionarios
1911 Rutherford: modelo de átomo con núcleo y nube de electrones
1913 Bohr: modelo del átomo de Hidrógeno
1916 Eddington: teoría de la constitución interna de las estrellas
RESUMEN HISTÓRICO
Intensidad:
energía emitida en la dirección normal a la superficie emisora
•por unidad de tiempo,
•por unidad de area,
•por unidad de frecuencia y
•por unidad de ángulo sólido
)(νI
Ley de Planck: medio (o cuerpo) en equilibrio térmico emitirá con:
)1(
2),()(
/2
3
−==
kThec
hTBI ν
ννν
Si integramos la intensidad en todas las direcciones y en todas las frecuencias obtenemos el Flujo o energía
emitida por unidad de área y de tiempo:
4TF σ=
La Ley de Wien y la Ley de Stefan se deducen de la Ley de Planck
T
KAngstroms )(1029 6
max
×=λ
Ley de Stefan
Ley de Wien
La observación y la teoría concuerdan en que las estrellas a grosso modo están formadas por capas
gaseosas concéntricas en equilibrio térmico. La intensidad de la emisión resultante de un medio como éste es la función de Planck la cual es independiente
de las propiedades del medio, solo depende de su temperatura (aunque T dependerá de las propiedades
del medio).
)1(
2),()(
/2
3
−==
kThec
hTBI ν
ννν
La temperatura deducida a través de esta expresión se conoce como Temperatura Efectiva de la estrella y se
requiere conocer el radio y la luminosidad de la estrella. En realidad la radiación que recibimos es la suma de
emisiones de diferentes capas superficiales a diferentes temperaturas pero el efecto total es equivalente al de
una capa de temperatura Tef .
424 TRFSL σπ=×=
Luminosidad: energía total emitida por unidad de tiempo. Para el caso de una ESTRELLA ESFERICA:
Condición: emisión planckiana (equilibrio térmico)
La observación de la intensidad de las estrellas en función de la frecuencia concuerda muy bien con la curva de Planck. Ajustando las curvas de emisión
estelares a las de Planck podemos estimar las temperaturas (Temp de brillo, Temp de color) de las ”superficies” que generan esa emisión observada.
Luego podemos deducir el radio estelar.
Ejemplo: radiación cósmica de fondo
APLICACIONES EN EL SISTEMA SOLAR:
TEMPERATURAS Y COMPOSICIÓN
Radiación recibida en un planeta propagada en el vacío: la densidad de flujo (o “flujo”) decrece con el cuadrado de la distancia al Sol.
La energía absorbida por el planeta dependera de su Albedo :
Si el asteroide se encuentra a temperatura constante quiere decir que toda la energía absorbida es reemitida:
),()( eqTBI νν =
Soleq TT <<
y el espectro de emisión del asteroide será:
espectro observado = emisión + reflexión
determinación de radio
Temperaturas de equilibrio en el sistema solar:
Dependen básicamente de la distancia al Sol y del Albedo.
A partir del balance energético en cada punto del planeta, Energía absorbida = E reemitida + E transmitida, obtenemos los perfiles de temperatura
Planeta de rotación lenta
Planeta de rotación rápida
Insolación en la Tierra
Insolación: energía total diaria recibida por unidad de área.
Tritón
Radiación a través de un medio absorbente.
LDD eI
eI
rI /
)0()0()( == α
L1=αOPACIDAD L = Camino Libre Medio de los
fotones
• Si D>>L , gran absorción
• Si D<<L , absorción despreciable
Ejemplo: atmosfera terrestre.
• D >> L (fotones en gama, X, UV)
• D << L (fotones en visible)
GENERACIÓN DEL CONTÍNUO Y LÍNEAS EN
ESTRELLAS, NUBES Y GALAXIAS
Opacidad alta
Opacidad baja
r (altura) desde donde se emiten los fotones observados
Temperatura de la capa emisora
Intensidad observada (espectro observado)
Longitud de onda
opac
idad
rT
empe
ratu
raIn
tens
idad
Siguiendo las leyes de Kirchhoff podríamos pensar que las líneas de absorción en las estrellas son generadas en capas gaseosas superiores y mas frías. Esto es un
modelo simplificado. En realidad el contínuo y las líneas son generados en grandes regiones y no hay una separación clara entre la región de producción del contínuo y la región de producción del conjunto de
líneas.
Líneas de emisión en estrellas
GA
LA
XIA
S
GA
LA
XIA
S D
E S
EY
FE
RT
QUASAR
NEBULOSAS PLANETARIAS
MEDIO INTERESTELAR: ABSORCIÓN POR NUBE DE GAS
MEDIO INTERESTELAR: ABSORCIÓN POR NUBE MOLECULAR
LA RADIACIÓN EN LA TIERRA
RADIACION SOLAR RECIBIDA EN EL TOPE DE LA ATMOSFERA Y EN LA SUPERFICIE TERRESTRE
RADIACION SOLAR EN SU PASO POR LA ATMOSFERA
RADIACION TERRESTRE
RADIACION TERRESTRE EN SU PASO POR LA ATMOSFERA
BALANCE DE ENERGIA EN EL SISTEMA
TIERRA-ATMOSFERA
RADIACION SOLAR ULTRAVIOLETA
La banda biológicamente activa de la UV abarca las longitudes de onda comprendidas entre los 200 y 400 nm. Las longitudes de onda inferiores a 200 nm no tienen importancia biológica porque son absorbidas rápidamente por la atmósfera.
•UV-C abarca desde 200 hasta 280 nm, también se le llama UV de onda corta, UV lejana o radiación germicida.•UV-B entre 280 y 320 nm, se la conoce como UV media o radiación de quemadura solar. Es la que tiene efectos biológicos más potentes. Solamente el 1% de la radiación solar está dentro de este rango y la mayor parte es absorbida por el ozono. Tiene gran interés porque pueden causar daño a nivel molecular.•UV-A entre 320 y 400 nm, también conocida como UV de onda larga, UV próxima o luz negra. Es importante en la generación fotoquímica del smog, en la decoloración y daño de los plásticos, pinturas y telas.
LA METEOROLOGIA POR SATELITE
LA METEOROLOGIA POR SATELITE
• Area relativamente nueva de las ciencias dedicadas al estudio de la atmósfera.
• Origen: década del 40, se lanzan los primeros cohetes equipados con Sistemas de Observación de la Tierra.
• Grandes avances de la tecnología espacial
• Grandes inversiones en la carrera espacial
LA METEOROLOGIA POR SATELITE
• Las imágenes fotográficas de la Tierra que mostraban la cobertura de las nubes fueron tan asombrosas...
LAS PRIMERAS MISIONES ESPACIALES DESTINADAS A OBSERVACIONES
METEOROLOGICAS
• Satelites de órbita polar.
• SPUTNIK-3 Lanzado por la Unión Sovietica el 15 de mayo de 1958
• VANGUARD-2 Lanzado por EEUU el 17 de febrero de 1959
LA ERA DE LA METEOROLOGIA POR SATELITE
• 1º de Abril de 1960-Con el lanzamiento del TIROS-1 Television and Infrared Observation Satellite-1 USA-
• Este fue el primer satelite proyectado especialmente para observaciones meteorologicas .
• Fue tal el exito,especialmente en la aplicabilidad operativa de los nuevos instrumentos meteorológicos
SERIE TIROS-N
• Entre 1960-1965 fueron puestos en órbita polar más de una decena de satélites meteorológicos.
• TIROS-1• TIROS-2• ...• TIROS-10
LA METEOROLOGIA POR SATELITE
• Los satelites meteorológicos han sido diseñados para captar imágenes de la superficie y atmósfera terrestre que permiten establecer el diagnóstico de la situaciones meteorológicas .
• Esta captación se realiza por medio de sensores .Sistemas ópticos electrónicos .
• Radiómetros:trabajan en diferentes bandas del espectro de radiación.
• Los objetos terrestres emiten o reflejan radiaciones visibles o invisibles al ojo humano.
• Se utilizan sensores capaces de registrar estas radiaciones.
• Estos sensores operan sobre plataformas satelitales
Espectro visible cuando la zona relevada esta iluminada por el sol.Permite observar lo que el ojo humano vería desde el satélite.
• VISUAL
Espectro infrarrojo da idea de la distribucion del calor en la atmosfera variando la tonalidad de las zonas según su mayor o menor temp.
• Imagen IR.
Clasificación segun su órbita en POLAR y GEOSTACIONARIO
• Geostacionarios
• Goes en alta y baja resolution.
• Goes E. ubicado cercano al ecuador a 75º Long W., envia imagenes del la tierra correspondiente al continente americano y a los océanos Pacífico y Atlántico.desde los 36.500 km de altura.
• Es complementario de otros cuatro satelites de orbita geostacionaria en reposo con respecto a la rotación de la tierra que cubren con su alcanze las latitudes bajas y medias de todo el planeta.
• Emite información wefax imagen computarizada de todo el mundo en el espectro visible y en el infrarojo y sirve también como retransmisor de los datos basicos obtenidos con frecuencia horaria por las plataformas automaticas desplegadas en la sup.terrestre y oceánicas.
SISTEMA MUNDIAL DE SATELITES CON FINES METEOROLOGICOS
Meteorología satelital
• Se comunican con est.automáticas fijas en tierra o móviles.(boyas o barcos)
• Para requerir información y transmitir a los centros meteorológicos.
• Datos de presión,temp de aire,suelo,agua,viento,humedad,radiación solar,etc..
• Utilidad meteorología y oceanografía.
INFORMACION SATELITAL
• Estos satélites toman imágenes interrogan estaciones automáticas y realizan mediciones de distintos parámetros.
• Transmiten tambien información meteorológica elaborada.
• Imágenes procesadas.mapas sinopticos,etc
APLICACION DATOS SATELITALES
• Los datos en forma directa o procesados son aplicados en:
• Imagen cobertura nubosa
• Determinación vientos en la atmósfera superior
• Extraccion perfiles verticales de temperatura y humedad en la atmósfera
APLICACION DATOS SATELITALES
• Obtención de temperatura del agua de mar
• Monitoreo de huracanes y tormentas
• Observación de hielo y tempanos en el mar
• Monitoreo de las condiciones de la cobertura vegetal.
Temperaturas superficie del mar estimadas a partir de imagens do AVHRR-NOAA 14 e de GOES-8
Monitoreo de las condiciones de la cobertura vegetal.
BIBLIOGRAFIA:
Astronomy Today: www.prenhall.com/chaissonAstronomia e Astrofisica: www.if.ufrgs.bf/astAstronomy Notes, Nick Strobel: www.astronomynotes.comThe Cosmic Perspective: www.astrospot.com
