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1 RADIAZIONE SOLARE - il flusso radiativo dipende dallaltitudine (spessore atmosfera) … ma in che modo? - le caratteristiche dellatmosfera modificano il.

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1 1 RADIAZIONE SOLARE - il flusso radiativo dipende dallaltitudine (spessore atmosfera) … ma in che modo? - le caratteristiche dellatmosfera modificano il flusso radiativo (effetto serra) Perché? Radiazione - effetti sulle piante: - effetti termici - fotosintesi - fotomorfogenesi - mutagenesi

2 2 Natura della radiazione … Newton pensava che la luce fosse costituita da corpuscoli (e aveva ragione!!). Oggi si sa che la luce è costituita da particelle. La luce è come una pioggia fatta di tante gocce chiamate FOTONI e quando è di uno stesso colore le gocce hanno la stessa dimensione… Ripeto: la luce si presenta sotto forma di particelle. Tutti i comportamenti della luce (che si propaga in linea retta, che si piega quando entra nellacqua, che puo essere focalizzata con una lente, ecc) possono essere spiegati se si considera la sua natura corpuscolare. R. Feynman QED Adelphi (1989) Quanta energia un fotone? E= hc/ h = Costante di Plank J s c = velocità della luce m s -1 = lunghezza donda (c/ = = frequenza)

3 3 The Electromagnetic Spectrum Figure 2.5Figure 2.6 Shorter wavelengths have higher energy

4 4 Spettro elettromagnetico UV nm (C_B_A) Da Jones, 1992

5 5 Che spettro di emissione hanno il sole e gli altri corpi? Le transizioni energetiche coinvolte nellemissione e nellassorbimento sono le stesse (direzione opposta). Quindi gli spettri di assorbimento sono anche quelli di emissione = assorbanza di un corpo: frazione di Rad Inc di una certa che è assorbita = emissività: frazione che puo essere emessa a certa del massimo possibile a quella determinata T Massima emissività = CORPO NERO = 1 a tutte le

6 6 Emissione del sole (Planck distribution)

7 7 Figure 2.7 Emissione SOLE e TERRA

8 8 Lo spettro di emissione ( =1) varia con la temp. del corpo Scala logaritmica m =2897/T Legge Wien mol m -2 s -1 40% tot Da Jones, 1992

9 9 Quanta energia emette un corpo? Legge Stefan-Boltzmann Energia emessa per unità tempo e unità superficie Q e = flusso radiante (W) e = flusso netto per unità superficie = Flusso radiativo netto W m -2 ) I e = flusso incidente per unità superficie = Irradianza (contrario: emittanza) W m -2 ) Es: assorb = I * W m -2 ) = emissività; = cost S.B. ( W m -2 K -4 ); T = temp. ass. K

10 10 Abbiamo detto che la radiazione al suolo dipende da: - inclinazione raggi - spessore atmosfera Adesso… quantifichiamo

11 11 Legge del coseno di Lambert Grafico 2,3 jones Da Jones, 1992

12 12 Attenuazione della radiazione Es: effetto spessore dellatmosfera LEGGE DI BEER Flusso livello l Flusso livello 0 Cost. solare=1370 W m -2 distanza Coeff. estinz luce monocromatica mezzo omogeneo

13 13 Beer + Lambert per la stima della radiazione diretta al suolo

14 14 Trasmittanza atmosfera e massa ottica. Graf Jones 2,6 m = (P/P 0 )/sin m=massa ottica dellaria P=898 hPa Da Jones, 1992

15 15 Cost solare Trasmittanza atmosfera 0.75 (tab) Stima irradianza diretta al suolo radiazione diffusa % (nel caso spec. 22%!) 1370*(0.61*0.52)= ,61434 m

16 16 Radiazione misurate… dai vostri colleghi 2005

17 17 Contributo dei diversi componenti atmosfera Da Jones, 1992

18 18 Assorbimento radiazione: onde frequenza intermedia da Frova 2001

19 19 Radiazione diretta e diffusa

20 20 Bilancio energetico Annuale planetario Costante solare 1370 W m -2 ±3.5% Esterno atmosfera Bilancio annuo=0 Superficie del suolo stratosfera Da Chapin, troposfera

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