Radiazione - effetti sulle piante: - effetti termici - fotosintesi

Presentazione sul tema: "Radiazione - effetti sulle piante: - effetti termici - fotosintesi"— Transcript della presentazione:

1 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

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 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 J s c = velocità della luce m s-1 l = lunghezza d’onda (c/ l = n = frequenza)

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

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

5 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 

6 Emissione del sole (Planck distribution)

7 Emissione SOLE e TERRA Figure 2.7

8 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

9 = 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. ( 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)

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

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

12 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

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

14 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

15 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 % (nel caso spec. 22%!)

16 Radiazione misurate… dai vostri colleghi 2005

17 Contributo dei diversi componenti atmosfera
Da Jones, 1992

18 Assorbimento radiazione: onde frequenza intermedia
da Frova 2001

19 Radiazione diretta e diffusa

20 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

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