ENERGIA DELL’ATMOSFERA La radiazione solare

Presentazione sul tema: "ENERGIA DELL’ATMOSFERA La radiazione solare"— Transcript della presentazione:

1 ENERGIA DELL’ATMOSFERA La radiazione solare
Prof. G. Mandaglio

2 È dal Sole che proviene la quasi totalità dell’energia che la natura sfrutta nella maggior parte dei processi fisici e chimici, compresi quelli che avvengono nell’atmosfera. Il Sole è costituito da Idrogeno ed Elio L’Idrogeno e l’Elio creano un’intensa forza gravitazionale che tende a comprimerli verso il nucleo. All’interno del Sole si crea una smisurata pressione che dà luogo a temperature elevatissime (dell’ordine di milioni di gradi centigradi) sufficienti ad innescare processi di fusione nucleare degli atomi di idrogeno in elio.

3 Dalla trasformazione dell’idrogeno 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 l’energia emessa dal Sole solo mezzo miliardesimo giunge sulla Terra. Questa energia riscalda il nostro pianeta in modo non omogeneo per cui l’atmosfera 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 D’ONDA DIFFERENTI
In figura, andando dal basso verso l’alto la frequenza aumenta e la lunghezza d’onda diminuisce

6 L’emissione dell’energia avviene per quantità elementari finite dette quanti o fotoni. Le onde elettromagnetiche trasportano energia. L’energia del quanto dipende dalla frequenza dell’onda elettromagnetica: ε = h f                                         . Dove h è la costante di Planck e f è la frequenza. h ha le dimensioni di un’energia per secondo

7 La frequenza, a sua volta, è legata alla lunghezza d’onda:
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 d’onda; si passa dalla banda meno “energetica”, ossia quelle delle frequenze più basse, alla banda delle radiazioni di origine prevalentemente naturale, all’interno della quale c’è la banda del visibile, ossia dalle onde che l’occhio umano è in grado di percepire.

9 UTILIZZO DELLE ONDE ELETTROMAGNETICHE
In base alla lunghezza d’onda, 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 E = k T4 LEGGE DI STEFAN-BOLTZMANN
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 dell’energia permessa; il valore di tale energia risulta dipendere dalla temperatura del corpo stesso. La legge di Stefan-Boltzmann stabilisce il rapporto di proporzionalità fra l’energia totale emessa e la quarta potenza della temperatura assoluta. E = k T4

11 T λMAX = 2940 LEGGE DI SPOSTAMENTO DI WIEN
Questa relazione è stata ottenuta nell’intento di ricavare per ogni temperatura la lunghezza d’onda corrispondente al picco massimo di energia emessa. La temperatura assoluta e la lunghezza d’onda di massima emissione sono inversamente proporzionali T λMAX = 2940

12 Spettro della radiazione solare
Il grafico dove ad ogni lunghezza d’onda 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 d’onda 0,15μm e 4 μm (ossia fra il vicino infrarosso e il vicino ultravioletto) passando per la luce visibile dove viene registrato il massimo dell’intensità 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 λMAX = 0.5μm 2940 λMAX = T Temperatura media del Sole: T = 6000°K λMAX = 0.5μm Per la Terra invece: Temperatura media della Terra: T = 300°K λMAX = 10μm

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
L’energia totale incidente perpendicolarmente a una superficie di area unitaria viene detta costante solare (E0) .Il suo valore medio è 1365 W al metro quadro. Il flusso totale di energia interessa una porzione di superficie terrestre pari a πR2 con R raggio terrestre (in pratica è la sezione circolare illuminata dal Sole), quindi l’energia totale che la Terra intercetta e che arriva ai limiti dell’atmosfera è: E0 πR2. Questa energia viene poi distribuita su tutta la superficie terrestre tramite le correnti atmosferiche (circolazione generale) e in minima parte dalle correnti oceaniche.

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

18 L’assorbimento della radiazione solare da parte dell’atmosfera può avvenire in due modi:
Assorbimento per diffusione; le molecole dell’atmosfera 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 dell’atmosfera (vapor acqueo, CO2 O2 O3 etc..) assorbono determinate lunghezze d’onda. Ad esempio i raggi ultravioletti duri (UVB e UVC) vengono assorbiti dagli strati superiori dell’atmosfera; i UVA e parte dei UVB vengono assorbiti dallo strato di Ozono.

19 INSOLAZIONE ED EFFETTO SERRA
L’energia proveniente dal Sole e che riesce ad oltrepassare l’atmosfera 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 dall’anidride carbonica. Quindi in ogni istante di tempo su un’area unitaria di superficie arriva radiazione proveniente direttamente dal Sole ed un’aliquota di controradiazione.

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

21 I principali gas serra presenti nell’atmosfera sono: anidride carbonica (CO2), gli ossidi di azoto (NOx), il metano (CH4), l’ozono (O3) 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 d’onda (frequenze) mentre lascia passare tutte le altre come mostrato nella figura. Lunghezze d’onda Lunghezze d’onda

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; latitudine; posizione della Terra rispetto al Sole (stagione ed ora del giorno).

24 LEGGE DI LAMBERT: la quantità di energia che arriva sulla superficie terrestre dipende dal coseno dell’angolo di incidenza dei raggi solari con la verticale (distanza zenitale): I = I0 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 all’Equatore e un deficit di energia a latitudini maggiori di 30°. L’atmosfera, quindi, si mette in moto per trasportare energia (calore) laddove ne arriva di meno.

26 IL RISCALDAMENTO DELLA TERRA ED IL TRASPORTO DI CALORE
L’effetto dell’insolazione dipende dalla natura del suolo. Nei mari e negli oceani la radiazione solare arriva fino ad una profondità di 200 – 500 m; in più l’acqua ha un elevato calore specifico per cui l’aumento di temperatura dei mari risulta piccolo. Inoltre per riuscire dall’acqua 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 l’effetto 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 un’unità 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 dell’acqua, i continenti si riscaldano di più dell’acqua. 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. L’atmosfera fa in modo di ridistribuire la radiazione proveniente dal Sole portando calore dove ne arriva di meno (circolazione generale dell’atmosfera).

28 PROPAGAZIONE DEL CALORE NELL’ATMOSFERA
CONDUZIONE: Il trasferimento di calore per conduzione o contatto è limitato agli strati in vicinanza del suolo essendo l’aria cattiva conduttrice di calore. CONVEZIONE: La propagazione per convezione è dovuta ai moti ascendenti dell’aria calda e discendenti dell’aria fredda (moti convettivi). IRRAGGIAMENTO: La propagazione per irraggiamento, sottoforma di onde lunghe, dipende essenzialmente dall’umidità presente nell’atmosfera.

29 L’atmosfera 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). L’atmosfera perde energia, invece, per radiazione verso lo spazio e verso la superficie terrestre.

30 NB Le cifre si riferiscono alla % di costante solare media.
BILANCIO TERMICO DELL’ATMOSFERA L’energia 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.