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

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 nell’acqua, 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/l h = Costante di Plank 6.63 10-34 J s c = velocità della luce 3 108 m s-1 l = lunghezza d’onda (c/ l = n = frequenza)

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

Spettro elettromagnetico UV 10-400 nm (C_B_A) Da Jones, 1992

Massima emissività = CORPO NERO Che spettro di emissione hanno il sole e gli altri corpi? Le transizioni energetiche coinvolte nell’emissione e nell’assorbimento 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 

Emissione del sole (Planck distribution)

Emissione SOLE e TERRA Figure 2.7

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

= emissività; s = cost S.B. (5.76 10-8 W m-2 K-4); T = temp. ass. K Quanta energia emette un corpo? Legge Stefan-Boltzmann Energia emessa per unità tempo e unità superficie = emissività; s = cost S.B. (5.76 10-8 W m-2 K-4); T = temp. ass. K Qe = flusso radiante (W) e = flusso netto per unità superficie = Flusso radiativo netto W m-2) Ie = flusso incidente per unità superficie = Irradianza (contrario: emittanza) W m-2) Es:  assorb = I * a W m-2)

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

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

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

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

m = (P/P0)/sinb Trasmittanza atmosfera e massa ottica. Graf Jones 2,6 Da Jones, 1992 m=massa ottica dell’aria m = (P/P0)/sinb P=898 hPa

Trasmittanza atmosfera 0.75 (tab) Stima irradianza diretta al suolo Cost solare Trasmittanza atmosfera 0.75 (tab) t m 31 0.52 0,61 1.72 434 1370*(0.61*0.52)=434 radiazione diffusa 10-30 % (nel caso spec. 22%!)

Radiazione misurate… dai vostri colleghi 2005

Contributo dei diversi componenti atmosfera Da Jones, 1992

Assorbimento radiazione: onde frequenza intermedia da Frova 2001

Radiazione diretta e diffusa

Bilancio energetico Annuale planetario Costante solare 1370 W m-2 stratosfera Costante solare 1370 W m-2 ±3.5% Esterno atmosfera troposfera Bilancio annuo=0 Superficie del suolo 19 49 Da Chapin, 2003