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ENERGIA DELLATMOSFERA La radiazione solare Prof. G. Mandaglio.

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Presentazione sul tema: "ENERGIA DELLATMOSFERA La radiazione solare Prof. G. Mandaglio."— Transcript della presentazione:

1 ENERGIA DELLATMOSFERA La radiazione solare Prof. G. Mandaglio

2 È dal Sole che proviene la quasi totalità dellenergia che la natura sfrutta nella maggior parte dei processi fisici e chimici, compresi quelli che avvengono nellatmosfera. LIdrogeno e lElio creano unintensa forza gravitazionale che tende a comprimerli verso il nucleo. Il Sole è costituito da Idrogeno ed Elio Allinterno del Sole si crea una smisurata pressione che dà luogo a temperature elevatissime (dellordine di milioni di gradi centigradi) sufficienti ad innescare processi di fusione nucleare degli atomi di idrogeno in elio.

3 Dalla trasformazione dellidrogeno in elio si sprigiona una grandissima quantità di energia che, sottoforma di onda elettromagnetica, lascia la superficie esterna del Sole viene irradiata in tutte le direzioni ed incomincia il suo viaggio nello spazio. Di tutta lenergia emessa dal Sole solo mezzo miliardesimo giunge sulla Terra. Questa energia riscalda il nostro pianeta in modo non omogeneo per cui latmosfera si mette in moto per distribuirla su tutta la superficie della Terra.

4 NATURA DELLA RADIAZIONE SOLARE Abbiamo visto come il Sole, così come fanno tutti i corpi, emette energia sotto forma di onde elettromagnetiche. Caratteristiche delle onde elettromagnetiche

5 CONFRONTO TRA LUNGHEZZE DONDA DIFFERENTI In figura, andando dal basso verso lalto la frequenza aumenta e la lunghezza donda diminuisce

6 Lemissione dellenergia avviene per quantità elementari finite dette quanti o fotoni. Le onde elettromagnetiche trasportano energia. Lenergia del quanto dipende dalla frequenza dellonda elettromagnetica: ε = h f Dove h è la costante di Planck e f è la frequenza.. h ha le dimensioni di unenergia per secondo

7 La frequenza, a sua volta, è legata alla lunghezza donda: c = λ f Dove c è la velocità di propagazione delle onde elettromagnetiche (velocità della luce km/sec). Le onde più lunghe trasportano meno energia! ε = h c λ

8 CLASSIFICAZIONE DELLE ONDE ELETTROMAGNETICHE Le onde elettromagnetiche vengono suddivise in bande di frequenze o di lunghezza donda; si passa dalla banda meno energetica, ossia quelle delle frequenze più basse, alla banda delle radiazioni di origine prevalentemente naturale, allinterno della quale cè la banda del visibile, ossia dalle onde che locchio umano è in grado di percepire.

9 UTILIZZO DELLE ONDE ELETTROMAGNETICHE In base alla lunghezza donda, e quindi alla frequenza, le onde elettromagnetiche possono avere diversi utilizzi, ad esempio le onde con frequenze più basse vengono utilizzate per le comunicazioni radio- televisive, nei radar etc…

10 Per riuscire a ricavare le leggi fisiche che governano emissione ed assorbimento delle radiazioni elettromagnetiche è stato introdotto il concetto di corpo nero, cioè un corpo ideale in grado di assorbire totalmente ogni radiazione che lo colpisca. In fase di emissione, la caratteristica del corpo nero è quella di emettere per ogni valore della temperatura il massimo dellenergia permessa; il valore di tale energia risulta dipendere dalla temperatura del corpo stesso. La legge di Stefan-Boltzmann stabilisce il rapporto di proporzionalità fra lenergia totale emessa e la quarta potenza della temperatura assoluta. LEGGE DI STEFAN-BOLTZMANN E = k T 4

11 LEGGE DI SPOSTAMENTO DI WIEN Questa relazione è stata ottenuta nellintento di ricavare per ogni temperatura la lunghezza donda corrispondente al picco massimo di energia emessa. La temperatura assoluta e la lunghezza donda di massima emissione sono inversamente proporzionali T λ MAX = 2940

12 Spettro della radiazione solare Il grafico dove ad ogni lunghezza donda corrisponde una specifica quantità di energia per unità di tempo e per unità di superficie si chiama spettro di emissione. Lo spettro della radiazione proveniente dal Sole si colloca fra le lunghezze donda 0,15μm e 4 μm (ossia fra il vicino infrarosso e il vicino ultravioletto) passando per la luce visibile dove viene registrato il massimo dellintensità in corrispondenza delle frequenze della luce gialla e verde (circa 0.5 μm).

13 SPETTRO DELLA RADIAZIONE SOLARE

14 Con la legge di spostamento di Wien possiamo dimostrare che la massima intensità di radiazione del Sole si ha per λ MAX = 0.5μm λ MAX = 2940 T Temperatura media del Sole: T = 6000°Kλ MAX = 0.5μm Temperatura media della Terra: T = 300°Kλ MAX = 10μm Per la Terra invece:

15 CONFRONTO TRA LA RADIAZIONE EMESSA DAL SOLE E DALLA TERRA In meteorologia si dice che: Il Sole emette onde corte mentre la Terra emette onde lunghe.

16 PROPAGAZIONE ED ASSORBIMENTO DELLA RADIAZIONE Lenergia totale incidente perpendicolarmente a una superficie di area unitaria viene detta costante solare (E 0 ).Il suo valore medio è 1365 W al metro quadro. Il flusso totale di energia interessa una porzione di superficie terrestre pari a πR 2 con R raggio terrestre (in pratica è la sezione circolare illuminata dal Sole), quindi lenergia totale che la Terra intercetta e che arriva ai limiti dellatmosfera è: E 0 πR 2. Questa energia viene poi distribuita su tutta la superficie terrestre tramite le correnti atmosferiche (circolazione generale) e in minima parte dalle correnti oceaniche.

17 Lenergia che arriva alla sommità dellatmosfera è maggiore rispetto a quella in arrivo al suolo. Infatti, la materia che compone latmosfera assorbe, diffonde e riflette una parte della radiazione prima che questa raggiunga la superficie terrestre. La radiazione solare, oltre ad essere assorbita e diffusa nellattraversare latmosfera, viene anche parzialmente riflessa verso lo spazio ad opera di nubi, dei gas atmosferici e della superficie terrestre. Si definisce albedo il rapporto tra lenergia riflessa e quella totale incidente sulla superficie considerata.

18 Lassorbimento della radiazione solare da parte dellatmosfera può avvenire in due modi: Assorbimento per diffusione; le molecole dellatmosfera deviano i raggi luminosi dal percorso rettilineo (le onde più corte sono più facilmente diffuse, per questo il cielo appare azzurro); Assorbimento selettivo; le varie componenti dellatmosfera (vapor acqueo, CO 2 O 2 O 3 etc..) assorbono determinate lunghezze donda. Ad esempio i raggi ultravioletti duri (UVB e UVC) vengono assorbiti dagli strati superiori dellatmosfera; i UVA e parte dei UVB vengono assorbiti dallo strato di Ozono.

19 INSOLAZIONE ED EFFETTO SERRA Lenergia proveniente dal Sole e che riesce ad oltrepassare latmosfera viene assorbita dalla superficie terrestre che si riscalda. A sua volta la Terra emette radiazioni lunghe. Si può dimostrare che la Terra emette più energia di quanto ne riceve dal Sole. Questo significa che la radiazione lunga emessa dalla Terra non si perde completamente nello spazio, ma parte di essa viene rimandata al suolo dalla Atmosfera (si parla di controradiazione), in particolare dal vapor acqueo e poi dallanidride carbonica. Quindi in ogni istante di tempo su unarea unitaria di superficie arriva radiazione proveniente direttamente dal Sole ed unaliquota di controradiazione.

20 Si parla di EFFETTO SERRA: LATMOSFERA TENDE A TRATTENERE LA RADIAZIONE EMESSA DAL SUOLO, QUINDI LATMOSFERA NEI CONFRONTI DELLA RADIAZIONE SI COMPORTA COME UNA SERRA.

21 I principali gas serra presenti nellatmosfera sono: anidride carbonica (CO 2 ), gli ossidi di azoto (NO x ), il metano (CH 4 ), lozono (O 3 ) e soprattutto il vapor acqueo. Tutti questi elementi assorbono la radiazione proveniente dal suolo e la riemettono in tutte le direzioni, restituendone parte al suolo (controradiazione).

22 Ognuno dei gas serra assorbe in modo selettivo alcune lunghezze donda (frequenze) mentre lascia passare tutte le altre come mostrato nella figura. Lunghezze donda

23 La quantità di energia che arriva al suolo dipende da vari fattori: insolazione, cioè le ore di esposizione della superficie terrestre alla luce del Sole; posizione della Terra rispetto al Sole (stagione ed ora del giorno). latitudine;

24 LEGGE DI LAMBERT: la quantità di energia che arriva sulla superficie terrestre dipende dal coseno dellangolo di incidenza dei raggi solari con la verticale (distanza zenitale): I = I 0 cos z

25 Siccome la direzione di propagazione dei raggi solari risulta essere quasi ortogonale od ortogonale alla superficie terrestre solo nella fascia tropicale, si ha un surplus di energia allEquatore e un deficit di energia a latitudini maggiori di 30°. Latmosfera, quindi, si mette in moto per trasportare energia (calore) laddove ne arriva di meno.

26 Leffetto dellinsolazione dipende dalla natura del suolo. IL RISCALDAMENTO DELLA TERRA ED IL TRASPORTO DI CALORE Nei mari e negli oceani la radiazione solare arriva fino ad una profondità di 200 – 500 m; in più lacqua ha un elevato calore specifico per cui laumento di temperatura dei mari risulta piccolo. Inoltre per riuscire dallacqua la radiazione deve ripercorrere grosse distanze per cui le escursioni termihe dei mari sono piccole (il mare mitiga il clima!). Sulla terra ferma la radiazione si ferma nei primi millimetri per cui si riscalda solo lo strato superficiale e poi, per contatto, il calore arriva fino ad alcuni centimetri. Inoltre leffetto riflettente del suolo (scattering) è variabile: ad esempio la neve riflette fino al 90% della radiazione incidente. Calore specifico: è la quantità di calore necessaria per far aumentare di ununità la temperatura di una massa unitaria (J/kg °K oppure Kcal/Kg °C).

27 In definitiva poiché la radiazione rimane localizzata in superficie sulla terra ferma mentre nei mari si disperde più in profondità, ed il calore specifico della terra – ferma è molto più piccolo dellacqua, i continenti si riscaldano di più dellacqua. La diversa insolazione porterebbe ad enormi differenze di temperatura fra le varie zone della Terra, non solo in base alla latitudine (legge di Lambert) come abbiamo visto prima, ma anche fra terre emerse ed oceani. Latmosfera fa in modo di ridistribuire la radiazione proveniente dal Sole portando calore dove ne arriva di meno (circolazione generale dellatmosfera).

28 PROPAGAZIONE DEL CALORE NELLATMOSFERA CONDUZIONE: Il trasferimento di calore per conduzione o contatto è limitato agli strati in vicinanza del suolo essendo laria cattiva conduttrice di calore. CONVEZIONE: La propagazione per convezione è dovuta ai moti ascendenti dellaria calda e discendenti dellaria fredda (moti convettivi). IRRAGGIAMENTO: La propagazione per irraggiamento, sottoforma di onde lunghe, dipende essenzialmente dallumidità presente nellatmosfera.

29 Latmosfera riceve calore per: Assorbimento della radiazione ad onde corte (proveniente dal Sole); Assorbimento della radiazione ad onde lunghe provenienti dalla superficie terrestre (controradiazione); Condensazione del vapor acqueo; Contatto con la superficie terrestre (conduzione). Latmosfera perde energia, invece, per radiazione verso lo spazio e verso la superficie terrestre.

30 BILANCIO TERMICO DELLATMOSFERA Lenergia definitivamente perduta nello spazio dal sistema Terra- atmosfera è uguale a quella ricevuta dal Sole NB Le cifre si riferiscono alla % di costante solare media.


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