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
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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)
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The Electromagnetic Spectrum
• Shorter wavelengths have higher energy
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Figure 2.5
Figure 2.6
Spettro elettromagnetico
UV 10-400 nm (C_B_A)
Da Jones, 1992
4
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 l che è assorbita
 = emissività: frazione che puo’ essere emessa a
certa l del massimo possibile a quella determinata T
Massima emissività = CORPO NERO
 = 1 a tutte le l
5
Emissione del sole (Planck distribution)
6
Emissione
SOLE e TERRA
7
Figure 2.7
Lo spettro di emissione (=1) varia con la temp. del corpo
Legge Wien
lm=2897/T
40% tot
mol m-2 s-1
Scala logaritmica
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Da Jones, 1992
Quanta energia emette un corpo?
Legge Stefan-Boltzmann
Energia emessa per unità tempo e unità superficie
F e = esT
4
= 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)
9
-2
Es:  assorb = I * 
W m )
Abbiamo detto che la radiazione al suolo dipende da:
- inclinazione raggi
- spessore atmosfera
Adesso… quantifichiamo
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Legge del coseno di Lambert
I = I0 cosq
I = I0 sinb
Da Jones, 1992
Grafico 2,3 jones
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Attenuazione della radiazione
Es: effetto spessore dell’atmosfera
LEGGE DI BEER
-k x
F l = F loe
distanza
Coeff. estinz
Flusso livello l
Flusso livello 0
Cost. solare=1370 W m-2
luce monocromatica mezzo omogeneo
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Beer + Lambert
per la stima della radiazione diretta al suolo
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Trasmittanza atmosfera e massa ottica.
Graf Jones 2,6
Da Jones, 1992
m=massa ottica dell’aria
m = (P/P0)/sinb
P=898 hPa
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Stima irradianza diretta al suolo
m
Is(dir) = F pAt sinb
Trasmittanza atmosfera 0.75 (tab)
Cost solare
Ora
10.15
RG piano RG perp. Sole
560
1008
beta
3136
sen beta
0.587785
0.52
tTaum
0.736
0,61
m (jones)
1.508163
1.72
Rg est
507.188424
434
1370*(0.61*0.52)=434
radiazione diffusa 10-30 % (nel caso spec. 22%!)
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Radiazione misurate… dai vostri colleghi 2005
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Contributo dei diversi componenti atmosfera
Da Jones, 1992
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Assorbimento radiazione: onde frequenza intermedia
da Frova 2001
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Radiazione diretta e diffusa
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Bilancio energetico
Annuale planetario
stratosfera
Costante solare
1370 W m-2
±3.5%
Esterno atmosfera
troposfera
Bilancio annuo=0
Superficie del suolo
19
49
20
Da Chapin, 2003
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