Radiacion Solar

 

ÍNDI E INTRODUCCIÓN ...................................................................................................................... 2

LA RADIACIÓN SOLAR ..................................................................................................... 3 TIPOS DE RADIACIÓN ..................................................................................  ...................................................................................................... .................... 5 RADIACIÓN NETA (RN) ...................................................................................................... ...................................................... .............................................. 7  Albedo (α) y radiación neta solar (Rns) .................................................... ........................................................................ .................... 6

Radiación neta de onda larga (Rnl)  .............................................................................. 7 INSTRUMENTACIÓN Y MEDIDA DE LA RADIACIÓN SOLAR  .................................. 9 MÉTODOS PARA LA ESTIMACIÓN DE LA RADIACIÓN DIRECTA NORMAL ..... 10 UNIDADES DE MEDIDA .......................................................................  ................................................................................................ ......................... 272 272 INSTRUMENTOS DE MEDIDA ...................................................................................... .................................................. .................................. 283 283 ..................................................... ............................................................. ........ 283 283 Radiómetros .......................................................................................................... Heliógrafo ...................................................................................................................... 283 283

CONCLUSIONES .............................................................................................................. 14 BIBLIOGRAFÍA ................................................................................................................ 31 314 4  LINKOGRAFIA ................................................................................................................. 314 314 

 

 

INTRODUCCIÓN La radiación solar es la energía emitida por el sol en forma de radiación electromagnética que llega a la atmósfera. Se mide en superficie horizontal, mediante el sensor de radiación o piranómetro, o piranómetro, que  que se sitúa orientado al sur y en un lugar libre de sombras. La unidad de medida es vatios por metro cuadrado (W/m²). La radiación solar medida en cada una de las estaciones meteorológicas es ofrecida en unidades de potencia y está en vatios por metro cuadrado (W/m²). En el caso de los datos recogidos cada 10 minutos se trata de la potencia media en 10 minutos y en el caso de la radiación diaria representa la potencia media del día. Si se quiere convertir la radiación solar global en unidades de potencia a unidades de energía, en caso de utilizarse los datos de 10 minutos debe multiplicarse cada uno de los valores de potencia en W/m² por 600 s (segundos en 10 minutos) y el resultado estará en julios por metro cuadrado (J/m²). En caso de utilizarse el valor de la radiación solar global media diaria, debe multiplicarse el valor de potencia en W/m² por 86.400 s (segundos de un día) y el resultado estará en julios por metro cuadrado (J/m²). Se conoce por  radiación  radiación solar al conjunto de radiaciones electromagnéticas emitidas por   el el Sol. Sol. El  El Sol se comporta prácticamente como un cuerpo negro que emite energía siguiendo la ley la ley de Planck a una temperatura una temperatura de unos 6000 K. La radiación solar se distribuye desde el infrarrojo hasta el ultravioleta. No toda la radiación alcanza la superficie de la de la Tierra, pues Tierra, pues las las ondas  ondas ultravioletas, más cortas, son absorbidas por los gases los gases de la la atm  atmósfera ósfera fundamentalmente por el ozono. La magnitud que mide la radiación solar que llega a la la Tierra  Tierra es la irradiancia, que mide la energía que, por unidad de tiempo de  tiempo y área, alcanza a la Tierra. Su unidad es el W/m² (vatio por metro cuadrado).

 

 

LA RADIACIÓN SOLAR Generalidades Prácticamente toda la energía que produce y mantiene los movimientos y variaciones de la atmósfera llega del sol, en forma de radiación. En el sol, la energía radiante se genera a través de procesos en los que el hidrógeno, el elemento más simple se transforma en helio, por medio de reacciones nucleares de fisión. Lanzada a la velocidad de la luz, casi toda la radiación emitida se disipa en el espacio. Cada planeta recibe sólo una ínfima parte. Sobre la Tierra incide aproximadamente una media billonésima parte de la energía radiada por el sol. La longitud de onda de las radiaciones se mide en micrones (10-6 cm) o en angstrom (1 Å = 10-10 m). Las ondas correspondientes a la radiación solar, en un 90%, representan un espectro de longitudes de onda comprendido dentro del rango de 0.2 a 2 micrones, o sea longitudes de ondas cortas. La luz solar visible se halla aproximadamente entre los 0.40 y los 0.75 micrones; por debajo se encuentra la radiación ultravioleta (de carácter químico) y por encima la infrarroja (de carácter térmico) La energía solar resulta resu lta del proceso de fusión nuclear que tiene lugar en el sol. Esta energía es el motor que mueve nuestro medio ambiente, siendo la energía solar que llega a la superficie terrestre 10.000 veces mayor que la energía consumida actualmente por toda la humanidad. La radiación es trasferencia de energía por ondas electromagnéticas y se produce directamente desde la fuente hacia fuera en todas las direcciones. Estas ondas no necesitan un medio material para propagarse, pueden atravesar el espacio interplanetario y llegar a la Tierra desde el Sol. La longitud de onda y la frecuencia de las ondas electromagnéticas, son importantes para determinar su energía, su visibilidad y su poder de penetración. Todas las ondas electromagnéticas se desplazan en el vacío a una velocidad de 299.792 Km/s Estas ondas electromagnéticas pueden tener diferentes longitudes de onda. El conjunto de todas las longitudes de onda se denomina espectro electromagnético. El conjunto de las longitudes de onda emitidas por el Sol se denomina espectro solar.

 

 

CONSTANTE SOLAR La cantidad de energía que desde el sol llega al límite superior de la atmósfera terrestre, medida sobre una superficie orientada perpendicularmente a los rayos solares, cuando la Tierra se encuentra a su distancia media anual del Sol, se denomina Constante Solar y su valor medio más aceptado es de: 1.94

 = 1.94    2 ∗  

Ly: Es la magnitud de la Constante Solar, el “Langley”   Este valor es proporcional al cuadrado de la distancia d istancia del Sol a la Tierra, en el límite de la atmósfera y varía muy poco en el curso del año, pues la órbita de nuestro planeta es próxima a una circunferencia. Independientemente de ello, experimenta pequeñas variaciones periódicas del 1 al 2% y que se supone están relacionadas con los ciclos de actividad y de manchas solares.

REFLEXION Y ABSORCION Cuando la radiación llega a una superficie, se “refleja” o se “absorbe”. La fracción reflejada se conoce con el nombre de albedo α(0 ≤α≤ 1). Por ejemplo:  

una masa de agua profunda absorbe la mayor parte de la radiación que recibe......α ≈ 0.06 nieve fresca refleja la mayor parte de la radiación   la recibida............................ recibida............... ....................... .......... α ≈ 0.90 En consecuencia: Radiacion incidente: Ri Radiación reflejada: α*Ri 

Radiacion Absorbida: Ri-α*Ri=(1-α) *Ri 

 

 

El albedo mide la proporción de la radiación incidente que se refleja nuevamente hacia la atmósfera, variando su valor en función de la longitud de onda de la radiación y de su ángulo de incidencia, sin embargo, a los efectos prácticos suele adoptarse un valor típico único según la clase de superficie. Por otra parte, la radiación que haya absorbido un cuerpo, cuer po, es también emitida por el mismo en forma continua, en cantidades que dependen de su temperatura superficial. En estas condiciones de denomina radiación neta absorbida, o simplemente Radiacion neta (Rn) al ingreso neto de radiación a la superficie considerada, en cualquier instante, el que será igual en consecuencia, a la diferencia existente entre la radiación absorbida y la emitida, o sea: Rn= (1-α) *Ri-Re La proporción de la radiación solar en las distintas regiones del espectro es aproximadamente:   Ultravioleta: 7%



  Luz visible: 43%   Infrarrojo: 4%   El resto: 1%

  

TIPOS DE RADIACIÓN  Además de la intensidad de la radiación (energía por unidad de superficie, por unidad de tiempo y por unidad de ángulo sólido que transporta la radiación electromagnética), interesa conocer su longitud de onda o intervalo espectral, fundamental para conocer los efectos de la radiación. El sol emite un amplio espectro de radiaciones, desde rayos gamma hasta longitudes de onda largas, de tipo infrarrojo (tablas 1-1 y 1-2). 

 

 

 

La curva espectral se parece a la de un cuerpo negro (teórico) a una temperatura de 6.000ºC. Las radiaciones solares más cortas se atenúan completamente en la alta atmósfera, de manera que a nivel de la superficie terrestre solamente llega una parte de ultravioleta B (UVB), ultravioleta A (UVA), visible (VIS) e infrarrojo cercano (NIR). Todos los cuerpos están constantemente emitiendo y recibiendo calor. ca lor. Cuanto más calientes están, tanto mayor es su emisión. Los cuerpos a alta temperatura emiten su máxima radiación a una longitud de onda más corta que los de temperatura menor (ley de Wien). Por ejemplo, la radiación solar tiene su máximo en 474 nm (recuerde que 1 nm equivale a 0,001 μm) y corresponde a una temperatura de la

fotosfera solar del orden de los 6.000ºC. En cambio, la superficie de la Tierra, a una temperatura del orden de 25ºC emite su máximo de radiación a 10 μm.  

RADIACIÓN NETA (RN) Es la diferencia entre la radiación entrante y saliente de longitudes de onda cortas y largas. Es el equilibrio entre la energía absorbida, reflejada y emitida por la superficie terrestre o la diferencia de la radiación neta de onda corta entrante (Rns) y la radiación neta de onda larga saliente (Rnl). Esto se observa en la siguiente figura del balance de radiación en la superficie de la tierra .

La intensidad de la radiación solar que llega a la parte superior de la atmósfera se ve reducida, antes de alcanzar la superficie terrestre, por los siguientes efectos:  

dispersión en la atmósfera.   absorción en las nubes. ncidente,   oblicuidad de la superficie terrestre con respecto a la radiación iincidente, función a su vez de la latitud, estación y hora del día. Esta radiación neta representa la fuente de energía que es invertida en los procesos de la fotosíntesis, evaporación y el calentamiento calen tamiento del aire, suelo y agua.

 

  Si se considera el caso de una superficie ccultivada, ultivada, la radiación neta puede ser utilizada en los siguientes procesos: 1. evaporación del agua y transpiración de las plantas (ET) 2. calentamiento del aire (H) 3. calentamiento del suelo (G) 4. almacenamiento de calor en las plantas (S) 5. fotosíntesis (F) Esto puede ser expresado a través de la ecuación del balance de energía: Rn = H + ET + G + S + F En la gran mayoría de cultivos, los procesos de fotosíntesis y almacenamiento temporal de calor por parte de la vegetación, son mucho menores que los demás términos del balance de energía, por lo que son generalmente ignorados, quedando la ecuación como : Rn = H + ET + G

Métodos para estimar la radiación neta. ne ta. El primero consiste en medir la radiación neta de onda corta y de onda larga. Para ello se utiliza un instrumento que dispone de cuatro sensores que miden la radiación r adiación de onda larga incidente, la de onda larga reflejada, la de onda corta incidente y la de onda larga reflejada. El segundo es a partir de los valores estimados de la radiación neta de onda corta entrante Rns y la radiación neta de onda larga Rnl. Este segundo método, recomendado por la FAO (1989), es el utilizado por el Sistema de Información  Agrario de Murcia (SIAM) para la estimación de la evapotranspiración de referencia ET0 a partir de los datos proporcionados por las estaciones agrometeorológicas, que son la radiación global incidente y reflejada (onda corta).

Estimacion de la radiación neta Debido al elevado costo de los instrumentos que miden radiación neta, en la práctica se realizan estimaciones de este parámetro con base en las mediciones de radiación solar o insolación. La estimación de la radiación neta se basa en la siguiente ecuación: Rn = Rne - Rns

(6)

 

Donde: Rn radiación neta Rne radiación solar entrante de onda corta Rns radiación  radiación de onda corta neta saliente Rns La Ecuación (6) se basa en el balance de radiación rad iación aprovechado en la tierra, el cual se presenta en la Figura 4. Al tope de la atmósfera llega una cantidad máxima de radiación denominada Ra. Una parte de Ra es absorbida ab sorbida y dispersada cuando pasa por la atmósfera. El resto, incluyendo parte de la radiación dispersada (difusa), llega a la superficie de la tierra y se denomina radiación solar Rs . Una parte de Rs es reflejada directamente por el suelo, cultivos u otras superficies , representando una fracción de Rs, que es estimada como α x Rs . La parte que es absorbida es la radiación neta entrante Rns ; es decir Rns = ( 1 - α) x Rs. Posteriormente de la radiación absorbida Rns , la tierra devuelve a la atmósfera una parte (contrairradiación ) en forma de radiación de longitud de onda larga, denominada como radiación neta saliente de onda larga Rne. La diferencia entre Rns y Rne es la radiación realmente aprovechada en la tierra, ósea la radiación neta.

 

Estimación de la radiación neta   A continuación se presenta el procedimiento de la FAO (1990) para estimar la radiación neta. Según la Ecuación (6) la radiación neta se estima como: Rn = Rne - Rns

(6)

La radiación neta entrante Rne, se puede estimar utilizando la expresión siguiente; Rne = (1 -α) *Rs  Donde:   α es el albedo o relación entre la radiación reflejada   y la radiación incidente(Tabla2).



La radiación solar Rs es la registrada en el actinógrafo o el piranómetro. De no contarse con este tipo de registros se puede recurrir a las mediciones de insolación, a través de la siguiente ecuación: Rs = Ra *(0,25 + 0,50 * n / N)(8) Donde :   Ra es la radiación extraterrestre, presentada en la Tabla 5.   N es la duración máxima diaria de de horas de fuerte insolación, Tabla 6.   n valores de insolación, registrados con el heliofanógrafo. 





Con respecto a la radiación neta saliente Rne, se utiliza la ecuación desarrollada por Doorembos y Pruitt, citada por Grassi (1993): Rns = f (t) * f (ed) * f (n/N) donde :   f (t) función de la temperatura.



  f(ed) función de la tensión de vapor del aire   f(n/N) función de la fracción de insolación   f(t) se consigue en la Tabla 3 en función de la temperatura del aire







•f(n/N) se calcula según la siguiente ecuación: (n/N) = 0,1 + 0,9 n/N (10)  •f(ed) se calcula a través de la siguiente ecuación:

f(ed) = 0,34 - 0,044 x ( eact)0,5 

(11)

 

Donde : eact es la presión actual de vapor de aire en milibares (mb), calculada como:

Donde:   esat es presión de vapor de aire a saturación, en milibares (mb), los cuales se obtienen en la Tabla 4.   HR es la humedad relativa del aire, en porcentaje





 

 

 

E J E MPLO APLI CAT I VO VO

  Estimar la radiación neta para el mes de Marzo, en un campo cultivado con gramíneas (albedo = 0,23), situado en Valera, Estado Trujillo. Los datos suministrados por la estación meteorológica, son los siguientes:



-Temperatura media del aire, mes de Marzo : 24,0 °C - Humedad Relativa media : 82 % - Insolación : 5,4 horas - Latitud del lugar : aproximadamente 10°N Solución    S e determi determina na la r adiaci ón neta entrante, R ne 



Como desconocemos el dato de radiación solar, Rs, se podría estimar el mismo utilizando la Ecuación : Rs = Ra*( 0,25 + 0,50 n / N) El valor de radiación extraterrestre Ra, se obtiene de la Tabla 5 , en función de la latitud y el mes del año . En nuestro caso, para una latitud de 10°N y mes deMarzo, Ra = 15,3 mm/día . El valor de N, obtenido de la Tabla 6, es N =11,9 horas.

La radiación neta entrante sería entonces: Rne = Rs (1 -α) = 7,3 ( 1 - 0,23) = 5,62 mm/día  mm/día 

R adiación neta neta s aliente, liente, R ns

Para determinar la función de temperatura, f (t), entramos a la Tabla 3 con la temperatura de 24°C, conseguimos un valor de f(t) = 15,4 Se determina la función de insolación, a través de la Ecuación (10):

 

El valor de N, se obtuvo de la Tabla 6, entrando con la latitud de 10°, hemisferio norte, y el mes de Marzo, N = 11,9. Se determina la función de la tensión de vapor, f (ed), ecuación (11): Para ello, primero se busca la tensión de vapor a saturación, esat, en la Tabla4 entrando con la temperatura. A una T = 24°C corresponde esat= 29,8 milibares. Posteriormente ecuación (12): calculamos la tensión actual de vapor de agua, a través de la

La radiación neta saliente será por lo tanto Rns = f (t)xf (ed)xf (n/N) = 15,4x0,12x0,508 = 0,94 mm/día

ParteB. ¿Si se contara con el dato de radiación del actinógrafo (Radiación so lar =387 cal/cm2/día = 6,6 mm/día), cual sería el valor de radiación neta?  1. Se determina la radiación neta ent entrante, rante, Rne Rne Rne =  = Rs ( 1 -α)  = 6,6 ( 1 - 0,23 ) = 5,1 mm/día  mm/día  2. La radiación neta será:Rn será:Rn = Rne – Rns  Rns   = 5,1 - 0,94 = 4,2 mm/día Este valor es diferente al obtenido en el punto A, pero es más exacto considerando que elvalor de Rs fue medido y no estimado como en el punto A.

Albedo (α) y radiación neta solar (Rns)

Una cantidad considerable de la radiación solar que llega a la superficie terrestre se refleja en ella. La fracción, α, de la radiación solar que es reflejada por la superficie

se conoce como albedo. El albedo es muy variable de acuerdo al tipo de superficie y el ángulo de incidencia o la pendiente de la superficie terrestre. Su valor puede ser tan elevado como 0,95 para la nieve recientemente caída y tan bajo como 0,05 para un suelo desnudo y húmedo.

 

Una cubierta verde de vegetación tiene un albedo de entre 0,20 a 0,25. Para el cultivo de referencia, se asume que α tiene un valor de 0,23.  

La radiación neta solar, Rns, es la fracción de la radiación solar Rs, medida por las estaciones, que no se refleja en la superficie. Su valor es (1- α)Rs.

Radiación neta de onda corta Radiación solar en superficie: RS ↓= STK senψ

Durante el día (senψ es positivo) y 0 durante la noche (senψ es negativo)   Donde:   S es la constante solar (1360 W /m2)   Tk es la transmisividad y ψ es el complemento del ´Angulo cenital.  





La transmisividad se puede calcular a partir de la ecuación de Burridge and Gadd (1974): TK = (0,6 + 0,2senψ)(1 − 0,4σCH )(1 − 0,7σCM )(1 − 0,4σCL )

Dónde:   σC representa la fracción de cielo cubierto, y los subíndices H, M y L significan nubosidad alta, media y baja, respectivamente.   El Angulo cenital, senψ, se obtiene de: 





 

Dónde:   φ es la latitud (negativa para el hemisferio Sur)   λe es la longitud en grad os.   δs es la declinación solar (latitud ( latitud a la cual lo rayos solares c aen verticalmente a mediodía)   tUTC es el titiempo empo univ universal ersal coordenado en horas. La declin declinación ación solar (en grados) se determina de:

  



Dónde:   d es el día d del el año (por ejemplo 27 de octubre=300).



Se define el albedo, a, como la fracción de la radiación solar incidente que es reflejada. RS ↑= −aRS ↓ 

Radiación neta de onda larga (Rnl) La radiación solar absorbida por la tierra se convierte en energía térmica. La tierra pierde esta energía por medio de varios procesos, entre los cuales se encuentra la emisión de radiación. La tierra, que tiene una temperatura mucho más baja que el sol, emite energía radiante con longitudes de onda más largas que el sol. Por ello, la radiación terrestre se conoce como radiación rad iación de onda larga. La radiación de onda larga emitida por el planeta es absorbida por la atmósfera o perdida hacia el espacio. La radiación de onda larga recibida por la atmósfera aumenta su temperatura. Por consiguiente, la atmósfera irradia también energía. Parte de la radiación emitida por la atmósfera se dirige nuevamente hacia la superficie terrestre. Por lo tanto, la superficie terrestre emite y recibe radiación de onda. Ejercicio aplicativo de radiación de onda corta y radiación de onda larga - 

En el problema 1  a través de datos determinados experimentalmente en el frontis del edificio del Departamento de Geofísica y otros obtenidos a través de fórmulas se debe calcular c alcular la radiación de longitud corta que llega (solar) y que se va (debido al albedo) y la radiación de longitud larga que se va (tierra) y la que ingresa (nubes, atmosfera, etc.) y mediante esta determinar la radiación neta que se queda en la tierra, para esto los datos son: 

 

 

Los datos a calcular eran:

 

En el problema solo se plantea buscar las radiaciones de onda larga y corta que ingresan (down) y se expulsan (up) teóricamente, esto es básicamente plantear las ecuaciones de cada una de las radiaciones. Para la radiación de onda corta que llega a la tierra (ROCdown) tenemos la ecuación de Burridge y Gadd:

Donde :   S es la constante solar para la tierra   ψ es el complemento del ángulo cenital, y los otros coeficiente son la nubosidad baja, media y alta





Con esto ROCdown queda: 607,56 (W/m2). Los mismos individuos determinaron la radiación de onda corta que sale de la tierra (ROCup), la cual es:

Donde:   a es el albedo del lugar, en este caso es el albedo del césped



(W/m2).  Con esto la ROCup queda: 127.58 (W/m2).  Se tiene la radiación de onda larga que viene a la tierra (ROLdown), la cual puede provenir de alguna nube, o de la misma atmosfera, la fórmula para esta es es::

Donde   ea es la presión de vapor es una constante dada   Ta es la temperatura del aire





Con esto se puede determinar que ROLdown =331.66 (W/m2)

 

 

Para la radiación de onda larga que qu e emite la tierra (ROLup) se tiene la fórmula de Stefan-Boltzmann, la cual es:

Donde   Eir es la emisiv emisividad idad de la superficie To es la temperatura de la superficie



Con esto la ROLup es igual a: 414.72 (W/m2) (W/m2)   Con todo lo anterior solo hace falta hacer el balance de radiación y encontrar la radiación neta que es:

RN= ROCdown + ROLdown – ROLup – ROCup RN= 607.56 +331.66 -414.72-127.58 RN= 396.92 (W/m2)

El problema 2 trata de utilizar datos entregados de radiación solar (onda corta) tomados en la superficie terrestre y en el tope de la atmosfera, con estos datos tomados en una secuencia de tiempo de un año (2008) están cada media hora y una hora respectivamente, con esto se pide graficar en el tiempo la radiación terrestre en la superficie y al tope de la atmosfera y radiación máxima diaria (12.00 HRS) para todo el año en la superficie terrestre y en el tope de la atmosfera, para ello se pide utilizar programas computacionales como MATLAB o EXCEL.   Para el Segundo problema solo se deben analizar los datos entregados, ingresarlos en un programa computacional y graficarlos, obteniendo 4 graficos, para la radiación solar de todo el año si tiene:

 

Gráfico de la radiación solar en la superficie de la tierra (edificio DGF)

 

Para la radiación al tope de la atmosfera se tiene:

 

 

Para la radiación máxima diaria al tope de la atmosfera se tiene:

Según el grafico podemos observar que la curva de la radiación al tope de la atmosfera es una curva suave.

 

 

Para la radiación solar máxima en la superficie Terrestre se tiene:

Se puede observar que la radiación máxima que se encuentra en la superficie de la tierra es muy quebrada, esto se puede observar ya que existen e xisten muchas variantes en un día, como por ejemplo: -

Existencia de nubes

-

Absorción por la atmosfera

-

Calor latente

-

Etc.

 

INSTRUMENTACIÓN Y MEDIDA DE LA RADIACIÓN SOLAR

La radiación solar se mide usualmente mediante instrumentos especiales destinados a tal propósito denominados radiómetros. Existen varias clases de radiómetros, dependiendo del tipo de radiación a medir. Los más comunes son:  

 

Radiación directa: La radiación solar directa se mide por medio de pirheliómetros, instrumento de tipo telescópico con una apertura de pequeño diámetro. Las superficies receptoras del pirheliómetro deben mantenerse en todo momento perpendiculares a la dirección de la radiación radiac ión solar, por lo que el uso de un sistema de seguimiento adecuado (solar tracker) es ineludible. Las aperturas de este dispositivo están dispuestas de forma que sólo la radiación procedente del disco solar y de una estrecha franja anular en torno al mismo alcanzan el receptor.  Radiación global y difusa: La radiación global se define como la radiación

solar recibida de un ángulo sólido de 2π estereorradianes sobre una

superficie horizontal. La radiación global incluye la recibida directamente del disco solar y también la radiación celeste difusa dispersada al atravesar la atmósfera. El instrumento necesario para medir la radiación global es el piranómetro. Éste se utiliza a veces para medir la radiación incidente sobre superficies inclinadas y se dispone en posición invertida para medir la radiación global reflejada (albedo). Para medir solamente la componente difusa de la radiación solar, la componente directa se cubre por medio de un sistema de pantalla o sombreado.  

Figura 3.12 Piranómetro PSP (izquierda) y Pirheliómetro (derecha).

 

  Las medidas de la radiación son importantes para:  Estudiar las transformaciones de la energía en sistema Tierra-Atmósfera.



  Analizar las propiedades y distribución de la atmósfera, los elementos que la constituyen, tales como los aerosoles, el vapor de agua, el ozono, etc. 

 Estudiar la distribución y variaciones de la radiación incidente, reflejada y total.



  Satisfacer las necesidades derivadas de las actividades de la biología, de la medicina, de la agricultura, de la arquitectura, de la ingeniería y de la industria relacionadas con la radiación. 

MÉTODOS PARA LA ESTIMACIÓN DE LA RADIACIÓN DIRECTA NORMAL

Desde de vista es importante predecir, encomponentes función del tiempo, cantidadmuchos global puntos de radiación solar, descompuesta en sus directa lay difusa, que alcanza un lugar de la superficie terrestre. Este cálculo, que resultaría fácil de realizar si no existiese atmósfera, se antoja prácticamente pr ácticamente imposible debido en gran parte a la variabilidad en la composición de la atmósfera terrestre. Por tanto, no cabe más que recurrir a métodos indirectos para la estimación del recurso solar.  A continuación, se comentarán cuatro metodologías diferentes que pueden emplearse para la determinación de la radiación incidente sobre la superficie terrestre:

1. Modelos Radiométricos La importancia de los modelos radiométricos para estimar la radiación solar sobre la superficie terrestre queda de manifiesto cuando se revisa la amplísima literatura existente al respecto. Esto es debido principalmente al gran interés en el conocimiento del recurso solar casi en la totalidad del planeta junto con la escasez de estaciones radiométricas disponibles. Coincidiendo con el desarrollo des arrollo del uso de la radiación solar como fuente energética, se han desarrollado un gran número de modelos de diferente alcance y complejidad, cuyos objetivos varían desde la estimación de la irradiancia anual para un determinado emplazamiento hasta la estimación espectral sobre una determinada superficie, empleando desde métodos estadísticos relativamente simples (regresión) hasta

 

modelos de transferencia de calor por radiación muy detallados, siendo las fuentes de información igualmente variadas.

2. Estimación a partir del análisis de series temporales  A partir del análisis de series temporales de valores medidos de irradiación (normalmente irradiación global en plano horizontal) medidos o calculados a partir de series de horas de Sol, y del estudio estadístico de estas series, se obtienen las componentes directa y difusa y de ellas la global, en cualquier lugar de la superficie terrestre, del cual se tenga información medida. Últimamente, este método se está apoyando adicionalmente en imágenes de satélite que permite una mayor extensión espacial. En cualquier caso, hay que apoyarse en medidas realizadas en la superficie terrestre.

3. Estimación a p partir artir de bases de datos de medidas de radiación directa Un tratamiento estadístico adecuado permite realizar una estimación fiable del recurso solar si se dispone de una base de datos de calidad y estadísticamente significativa desde el punto de vista temporal. Una base de datos de radiación directa adecuada para la estimación del recurso solar debe satisfacer los requisitos de calidad, es decir, las medidas deben haber sido realizadas con un dispositivo adecuado, debidamente validado y mantenido, y abarcar un período lo suficientemente largo como para que las estimaciones realizadas puedan considerarse fiables. Sin embargo, es realmente infrecuente disponer de una base de datos que cumpla ambos requisitos.

4. Estimaciones a partir de las medidas por satélite La estimación de la radiación solar en la superficie terrestre a partir de imágenes de satélites geoestacionarios comienza a finales de la década de los 70, cuando se presentaron los primeros modelos empleando imágenes del satélite GOES (Tarpley, 1979; Gautier et al., 1980). Desde sus comienzos, los modelos propuestos se han podido clasificar en dos categorías: modelos físicos y modelos estadísticos o semiempíricos. Los primeros se basan en la aplicación de leyes físicas sobre estructuras atmosféricas definidas por un conjunto de parámetros provenientes de la climatología, y necesitan, por tanto, de información precisa sobre los componentes de la atmósfera. Los modelos estadísticos son más sencillos, empleando relaciones empíricas obtenidas con medidas en tierra para cuantificar la transmitancia de la atmósfera terrestre. Laimplementación gran ventaja de los modelos estadísticos es su sencillez y su facilidad de y operación.

 

  Sin embargo, requieren de una buena base de datos experimentales y suelen tener carácter local. Las incertidumbres de los modelos estadísticos para estimar la radiación solar provienen tanto de la incertidumbre en los datos de satélite como la de los datos medido en tierra. La tendencia actual apunta hacia la unificación a través de modelos híbridos, en los que la formulación inicialmente de tipo estadístico se complementa con parámetros físicos relacionados con el espesor óptico o con relaciones paramétricas basadas en modelos de transferencia radiativa para conocer la atenuación de la radiación solar en condiciones de cielo despejado

UNIDADES DE MEDIDA La radiación solar, se mide en unidades de energía por tiempo y por área, que alcanza la superficie terrestre. A esta magnitud se la denomina Irradiación, y está representada por la letra I:  

 = ∗ 

La relación entre la Energía y el tiempo es la potencia: =

   

Por lo tanto:  = P  A

La unidad para la potencia es el Watio [W] y para el área es el metro cuadrado [m2], por lo que la irradiancia se mide en:  =〔

  El vatio



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Es una unidad de potencia instantánea que nos permite calcular el uso de un dispositivo eléctrico.

INSTRUMENTOS DE MEDIDA Radiómetros Los instrumentos que miden la intensidad de energía radiante reciben el nombre genérico de radiómetros, de los cuales hay varias versiones. Funcionamiento: Consta de un molinete, cuyas aletas son blancas o metálicas por una cara y negras por la otra, dispuesto, para que pueda girar con un roce mínimo, en el interior de una ampolla de cristal en la cual se ha practicado un vacío parcial. Los rayos luminosos son reflejados por la superficie clara y absorbidos por la negra, la cual consiguientemente, se calienta. Así, el aire el aire residual de la ampolleta se expande al contacto con las superficies negras y empuja las aspas, provocando una rotación del molinete, tanto mayor cuanto más intensa es la luz. la  luz.   Estos instrumentos han sido sustituidos casi por completo por dispositivos electrónicos de estado sólido, que miden la energía la energía radiante de forma más directa y precisa.  Heliógrafo El heliógrafo es un instrumento sencillo que mide el número de horas de insolación en cada día. Consiste de una esfera maciza de cristal y un papel sensible que va siendo quemado mientras el sol brilla. El número de horas de sol es un parámetro que interviene en el cálculo de la evaporación. 

 

PIRANOMETRO Llamado solarímetro y actinómetro. Es un instrumento meteorológico utilizado para medir de manera muy precisa la radiación solar incidente sobre la superficie de la Tierra. Se trata de un sensor diseñado d iseñado para medir la densidad del flujo de radiación solar (kilovatios por metro cuadrado) en un campo de 180 grados.  

PIRHELIÓMETRO Es utilizado exclusivamente para medir la radiación solar directa.

PYRADIOMETRO  Es utilizado para radiación total, tanto onda corta como larga.

PYRADIOMETRO NETO  Mide la radiación neta

 

 

PYRGEOMETRO  Radiación atmosférica de onda larga

ALBEDÓMETRO Mide albedo

CONCLUSIONES   La radiación solar es la fuente fuente de energía del ciclo hidrológico. No corresponde hacer aquí un estudio detallado de este factor hidrológico, pero tampoco se puede soslayar su enorme importancia. La radiación solar debe ser considerado como el factor más importante del ciclo hidrológico. Produce variaciones de calor que se traducen en una mayor o menor evaporación. La tendencia actual en Hidrología es que la radiación solar vaya sustituyendo a la temperatura como parámetro en el cálculo de la evaporación y de la transpiración.    Se puede observar que existe gran di diferencia ferencia entre lo medido teóricamente y lo experimental, esto demuestra que la teoría siempre tiene un margen de error que no toma en cuenta algunas variables, se puede observar que la mama yor diferencia se encuentra en la Radiación de onda corta que ingresa a la tie-rra, ya que tal vez esta se diferencia por que existen otros tipos de radiación que pueden afectar a la experimental, cabe siempre recordar que lo teórico debe tener un margen de error siempre.

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BIBLIOGRAFÍA   VILLODAS, R. 2008 Hidrología. Universidad nacional de cuyo. Argentina.

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  MEDARDO MOLINA, G. 1975. Departamento de recursos de agua y tierra Hidrología. Universidad Nacional Agraria La Molina. Lima, Perú. 9p.

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LINKOGRAFIA   https://slideplayer.es/slide/11814285/

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  http://www7.uc.cl/sw_educ/hidrologia/Capitulo_2/modulo2/radsol.pdf

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  https://eliseosebastian.com/unidades-de-medida-en-energia-solar/

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  http://bibing.us.es/proyectos/abreproy/4443/fichero/Memoria+PFC%252F3.p df

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“UNIVERSID

DN

CION

L DE PIUR

” 

 

TEMA:   “LA RADIACIÓN SOLAR. LA RADIACIÓN NETA EN LA SUPERFICIE TERRESTRE. UNIDADES. MEDICIÓN ” 

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CURSO: 

  Hidrología.

ALUMNOS:        

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López Chuquicusma Yary Gianella.  Poycon Requena Catterine Soledad.  Torres Poicon Anelia Magaly.  Rojas Calle Diego. 

PROFESOR:   Ing. Walter Ramírez Chacón

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FECHA:   02-05-2019.

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