Radiación Flujo 1ra Ley de Lambert

Capitulo 3. Radiación Solar
1.
Introdución.
2.
Flujo
3.
Intensidad
4.
Ley de Lambert
5.
Ley de Kirchoff
6.
Formula de Plank
7.
Ley de Wien
8.
Radiación
Energía transportada por particulas subatomicas libres o por
ondas electromagneticas.
Corpuscular- por particulas subatomicas
Ondulatorio- ondas electromagneticas
La ondas electromagneticas se caracterizan por tener una:
longitud de onda,
periodo o frecuencia,
velocidad de propagacion
Ley de Stefan
La descomposicion de una radiacion compleja en sus componentes, se llama
analisis espectral
Meteorología
Yamina Silva V.
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Meteorología
Yamina Silva V.
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Intensidad (I)
Flujo
Flujo
En un punto, es el flujo por unidad de superficie normal a
los rayos.
Manantial puntiforme: I disminuye en razon inversa del
cuadrado de la distancia.
cantidad de energía
transportada por la
radiación que atraviesa una
superficie S en una unidad
de tiempo
dσ- secciones normales de un pincel de rayos
R-distancias del manantial
|Φ| = M.L2.T-3
Io- Intensidad propia del manantial
Densidad superficial de flujo
o irradiación (E), es el flujo
que atraviesa la unidad de
superficie.
Ley de las distancias
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Meteorología
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1ra Ley de Lambert
Intensidad (I)
La intensidad propia depende de la direccion considerada
y equivale al flujo correspondiente de un pincel de rayos
cuya abertura sea un angulo solido unitario.
la irradiación recibida por un elemento de superficie, cuya
normal forma el angulo θ con la direccion de los rayos, es
igual a dicha intensidad multiplicada por el coseno de θ
Para la radiacion paralela: I es constante
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Meteorología
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Ley de Kirchoff
Formula de Plank
• El poder emisivo de un cuerpo es la intensidad total de la
radiacion monocromatica emitida por unidad de superficie,
que depende de T y λ.
• El poder absorvente de un cuerpo depende de T y λ.
La razon entre el poder emisivo y el poder absorbente, no
depende de la naturaleza del cuerpo ni del estado de su
superficie, y es igual al poder emisivo del cuerpo negro.
eλ
= Eλ (T )
aλ
eλ = Eλ
(aλ = 1)
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Ley de Wien
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Ley de Stefan
• A una temperatura dada, la emisión de un cuerpo negro
correspondiente a cada longitud de onda es la máxima posible.
La mayor parte de los sólidos y líquidos se comportan como
cuerpos negros, pero no ocurre así con los gases.
La longitud de onda de emisión máxima (λmax) es
inversamente proporcional a la temperatura absoluta (T) del
cuerpo emisor
λmax =
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2897 −6
10 m
T
Cuerpo negro- el poder absorvente es igual a la unidad para
todas las longitudes de onda; el poder reflector es nulo.
• El poder emisor total de un cuerpo negro es proporcional
a la cuarta potencia de la temperatura absoluta
• Los cuerpos negros absorben toda la energía que incide
sobre ellos y a su vez emiten energía proporcionalmente a
la cuarta potencia de su temperatura absoluta
ET = σT 4
La curva espectral del cuerpo megro tiene un solo maximo, que depende de
la temperatura, a medida que esta crece va corriendo hacia las longitudes de
onda mas cortas.
σ es la constante de Stefan-Boltzmann
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