Balance Global de Energía - Centro de Ciencias de la Atmósfera

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.
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.


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).
Órbitas planetarias

Características de las órbitas planetarias: elípticas, distancia
promedio al Sol, excentricidad, orientación del plano orbital.



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°.
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.
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).
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:
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.





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:
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.
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.
~342 Wm-2
O3,
CO2,
H2O
H2O,
nubes
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.
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.

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 (+23.45° solsticio de verano, Junio 21;
-23.45° solsticio de invierno, Dic 21). El ángulo horario, h, es la
longitud del punto ss relativo a su posición al mediodía.



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.