LAS LEYES
DE LA RADIACIÓN
EN LA TIERRA
Y EN EL ESPACIO
Dr. Tabaré Gallardo y MSc. Mario Bidegain
Facultad de Ciencias
OBJETIVO
Aproximarnos a los procesos que absorben y
generan radiación electromagnética en la Tierra
y en el espacio.
RESUMEN
1.
2.
3.
4.
Generación de líneas: Kirchhoff
Contínuo: Planck, Wien, Stefan
Aplicaciones en estrellas: temperaturas y radios
Aplicaciones en Sistema Solar: temperaturas y
composición
5. Generación de contínuo y líneas en estrellas, nubes y
galaxias
6. La radiación en la Tierra
GENERACIÓN DE LINEAS:
Leyes de Kirchhoff
EL CONTÍNUO:
Leyes de Planck, Wien y Stefan
RESUMEN HISTÓRICO
1859 Kirchhoff: radiación de cuerpo en equilibrio térmico
1860 Kirchhoff y Bunsen: leyes de radiación
1879 Stefan: obtención empírica del flujo total
1893 Wien: ley de desplazamiento
1896 Zeeman: efecto y aplicación al estudio de manchas solares
1900 Planck: deducción teórica de la radiación de cuerpo negro
1906 Schwarzschild: teoría de campos de radiación estacionarios
1911 Rutherford: modelo de átomo con núcleo y nube de electrones
1913 Bohr: modelo del átomo de Hidrógeno
1916 Eddington: teoría de la constitución interna de las estrellas
Intensidad:
energía emitida en la dirección normal a la superficie emisora
•por unidad de tiempo,
•por unidad de area,
•por unidad de frecuencia y
•por unidad de ángulo sólido
I ( )
Ley de Planck: medio (o cuerpo) en equilibrio térmico
emitirá con:
I ( )  B ( , T ) 
2h
2
c (e
3
h  / kT
 1)
29  10 ( Angstroms K )
6
 max 
Ley de Wien
T
Si integramos la intensidad en todas las direcciones y en todas las
frecuencias obtenemos el Flujo o energía emitida por unidad de
área y de tiempo:
F  T
4
Ley de Stefan
La Ley de Wien y la Ley de Stefan se deducen de la Ley de Planck
La observación y la teoría concuerdan en que las estrellas a grosso
modo están formadas por capas gaseosas concéntricas en equilibrio
térmico. La intensidad de la emisión resultante de un medio como
éste es la función de Planck la cual es independiente de las
propiedades del medio, solo depende de su temperatura (aunque T
dependerá de las propiedades del medio).
I ( )  B ( , T ) 
2h
2
c (e
3
h  / kT
 1)
Luminosidad: energía total emitida por unidad de tiempo. Para
el caso de una ESTRELLA ESFERICA:
L  S  F  4 R  T
2
4
Condición: emisión planckiana (equilibrio térmico)
La temperatura deducida a través de esta expresión se conoce como
Temperatura Efectiva de la estrella y se requiere conocer el radio y
la luminosidad de la estrella. En realidad la radiación que recibimos
es la suma de emisiones de diferentes capas superficiales a
diferentes temperaturas pero el efecto total es equivalente al de una
capa de temperatura Tef .
La observación de la intensidad de las estrellas en función de la
frecuencia concuerda muy bien con la curva de Planck.
Ajustando las curvas de emisión estelares a las de Planck
podemos estimar las temperaturas (Temp de brillo, Temp de
color) de las ”superficies” que generan esa emisión observada.
Luego podemos deducir el radio estelar.
Ejemplo: radiación cósmica de fondo
APLICACIONES EN EL SISTEMA
SOLAR:
TEMPERATURAS Y
COMPOSICIÓN
Radiación recibida en un planeta propagada en el vacío: la
densidad de flujo (o “flujo”) decrece con el cuadrado de la
distancia al Sol.
La energía absorbida por el planeta dependera de su Albedo :
Si el asteroide se encuentra a temperatura constante quiere decir
que toda la energía absorbida es reemitida:
y el espectro de emisión del asteroide será:
I ( )  B ( , T eq )
T eq  T Sol
espectro observado = emisión + reflexión
determinación de radio
Temperaturas de equilibrio en el sistema solar:
Dependen básicamente de la distancia al Sol y del Albedo.
A partir del balance energético en cada punto del planeta, Energía
absorbida = E reemitida + E transmitida,
obtenemos los
perfiles de temperatura
Planeta de rotación lenta
Planeta de rotación rápida
Insolación en la Tierra
Insolación: energía total
diaria recibida por unidad
de área.
Tritón
Radiación a través de un medio absorbente.
OPACIDAD
 
1
L
I (r ) 
I (0)
e
D

L = Camino Libre Medio de los fotones
I (0)
e
D/L
• Si D>>L , gran absorción
• Si D<<L , absorción despreciable
Ejemplo: atmosfera terrestre.
• D >> L (fotones en gama, X, UV)
• D << L (fotones en visible)
GENERACIÓN DEL CONTÍNUO
Y LÍNEAS EN ESTRELLAS,
NUBES Y GALAXIAS
opacidad
Opacidad alta
Opacidad baja
Temperatura
Temperatura de la capa
emisora
Intensidad
r
r (altura) desde donde se
emiten los fotones
observados
Intensidad observada
(espectro observado)
Longitud de onda
Siguiendo las leyes de Kirchhoff podríamos pensar que las líneas de
absorción en las estrellas son generadas en capas gaseosas superiores
y mas frías. Esto es un modelo simplificado. En realidad el contínuo
y las líneas son generados en grandes regiones y no hay una
separación clara entre la región de producción del contínuo y la
región de producción del conjunto de líneas.
Líneas de emisión en estrellas
GALAXIAS
GALAXIAS DE SEYFERT
QUASAR
NEBULOSAS
PLANETARIAS
MEDIO INTERESTELAR: ABSORCIÓN POR NUBE DE GAS
MEDIO INTERESTELAR: ABSORCIÓN POR NUBE MOLECULAR
LA RADIACIÓN EN LA TIERRA
RADIACION SOLAR RECIBIDA EN EL TOPE DE LA
ATMOSFERA Y EN LA SUPERFICIE TERRESTRE
RADIACION SOLAR EN SU PASO POR LA
ATMOSFERA
RADIACION TERRESTRE
RADIACION TERRESTRE EN SU PASO POR LA
ATMOSFERA
BALANCE DE ENERGIA EN EL SISTEMA
TIERRA-ATMOSFERA
RADIACION SOLAR ULTRAVIOLETA
La banda biológicamente activa de la UV abarca las longitudes de onda comprendidas entre los 200 y
400 nm. Las longitudes de onda inferiores a 200 nm no tienen importancia biológica porque son
absorbidas rápidamente por la atmósfera.
UV-C abarca desde 200 hasta 280 nm, también se le llama UV de onda corta, UV lejana o
radiación germicida.
UV-B entre 280 y 320 nm, se la conoce como UV media o radiación de quemadura solar.
Es la que tiene efectos biológicos más potentes. Solamente el 1% de la radiación solar está
dentro de este rango y la mayor parte es absorbida por el ozono. Tiene gran interés porque
pueden causar daño a nivel molecular.
UV-A entre 320 y 400 nm, también conocida como UV de onda larga, UV próxima o luz
negra. Es importante en la generación fotoquímica del smog, en la decoloración y daño de
los plásticos, pinturas y telas.
LA METEOROLOGIA
POR SATELITE
LA METEOROLOGIA POR
SATELITE
• Area relativamente nueva de las ciencias
dedicadas al estudio de la atmósfera.
• Origen: década del 40, se lanzan los primeros
cohetes equipados con Sistemas de Observación
de la Tierra.
• Grandes avances de la tecnología espacial
• Grandes inversiones en la carrera espacial
LA METEOROLOGIA POR
SATELITE
• Las imágenes fotográficas de la Tierra que
mostraban la cobertura de las nubes fueron
tan asombrosas...
LAS PRIMERAS MISIONES ESPACIALES
DESTINADAS A OBSERVACIONES
METEOROLOGICAS
• Satelites de órbita polar.
• SPUTNIK-3 Lanzado por la Unión
Sovietica el 15 de mayo de 1958
• VANGUARD-2 Lanzado por EEUU el 17
de febrero de 1959
LA ERA DE LA
METEOROLOGIA POR SATELITE
• 1º de Abril de 1960-Con el lanzamiento del
TIROS-1 Television and Infrared Observation
Satellite-1 USA• Este fue el primer satelite proyectado
especialmente para observaciones meteorologicas
.
• Fue tal el exito,especialmente en la aplicabilidad
operativa de los nuevos instrumentos
meteorológicos
SERIE TIROS-N
• Entre 1960-1965
fueron puestos en
órbita polar más de
una decena de satélites
meteorológicos.
• TIROS-1
• TIROS-2
• ...
• TIROS-10
LA METEOROLOGIA POR
SATELITE
• Los satelites meteorológicos han sido diseñados
para captar imágenes de la superficie y atmósfera
terrestre que permiten establecer el diagnóstico de
la situaciones meteorológicas .
• Esta captación se realiza por medio de sensores
.Sistemas ópticos electrónicos .
• Radiómetros:trabajan en diferentes bandas del
espectro de radiación.
• Los objetos terrestres emiten o reflejan
radiaciones visibles o invisibles al ojo
humano.
• Se utilizan sensores capaces de registrar
estas radiaciones.
• Estos sensores operan sobre plataformas
satelitales
Espectro visible cuando la zona relevada esta
iluminada por el sol.Permite
observar lo que el ojo humano
vería desde el satélite.
• VISUAL
Espectro infrarrojo da idea de la distribucion del
calor en la atmosfera variando
la tonalidad de las zonas según
su mayor o menor temp.
• Imagen IR.
Clasificación segun su órbita en POLAR
y GEOSTACIONARIO
• Geostacionarios
• Goes en alta y baja resolution.
• Goes E. ubicado cercano al ecuador a 75º
Long W., envia imagenes del la tierra
correspondiente al continente americano y
a los océanos Pacífico y Atlántico.desde los
36.500 km de altura.
• Es complementario de otros cuatro satelites de
orbita geostacionaria en reposo con respecto a la
rotación de la tierra que cubren con su alcanze las
latitudes bajas y medias de todo el planeta.
• Emite información wefax imagen computarizada
de todo el mundo en el espectro visible y en el
infrarojo y sirve también como retransmisor de los
datos basicos obtenidos con frecuencia horaria
por las plataformas automaticas desplegadas en la
sup.terrestre y oceánicas.
SISTEMA MUNDIAL DE SATELITES
CON FINES METEOROLOGICOS
Meteorología satelital
• Se comunican con
est.automáticas fijas en tierra
o móviles.(boyas o barcos)
• Para requerir información y
transmitir a los centros
meteorológicos.
• Datos de presión,temp de
aire,suelo,agua,viento,humed
ad,radiación solar,etc..
• Utilidad meteorología y
oceanografía.
INFORMACION SATELITAL
• Estos satélites toman imágenes interrogan
estaciones automáticas y realizan
mediciones de distintos parámetros.
• Transmiten tambien información
meteorológica elaborada.
• Imágenes procesadas.mapas sinopticos,etc
APLICACION DATOS
SATELITALES
• Los datos en forma directa o procesados son
aplicados en:
• Imagen cobertura nubosa
• Determinación vientos en la atmósfera
superior
• Extraccion perfiles verticales de
temperatura y humedad en la atmósfera
APLICACION DATOS
SATELITALES
•
•
•
•
Obtención de temperatura del agua de mar
Monitoreo de huracanes y tormentas
Observación de hielo y tempanos en el mar
Monitoreo de las condiciones de la
cobertura vegetal.
Temperaturas superficie del mar estimadas a partir de
imagens do AVHRR-NOAA 14 e de GOES-8
Monitoreo de las condiciones de
la cobertura vegetal.
BIBLIOGRAFIA:
Astronomy Today: www.prenhall.com/chaisson
Astronomia e Astrofisica: www.if.ufrgs.bf/ast
Astronomy Notes, Nick Strobel: www.astronomynotes.com
The Cosmic Perspective: www.astrospot.com
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