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: Kirchhoff2. Contínuo: Planck, Wien, Stefan3. Aplicaciones en estrellas: temperaturas y

radios4. Aplicaciones en Sistema Solar: temperaturas

y composición5. Generación de contínuo y líneas en estrellas,

nubes y galaxias6. 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

)(I

Ley de Planck: medio (o cuerpo) en equilibrio térmico emitirá con:

)1(

2),()(

/2

3

kThec

hTBI

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

La Ley de Wien y la Ley de Stefan se deducen de la Ley de Planck

T

KAngstroms )(1029 6

max

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

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

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

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()(

L1OPACIDAD 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

LAX

IAS

GA

LA

XIA

S D

E S

EYFE

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