La radiación extraterrestre
Solar incidente radiación fuera de la atmósfera de la Tierra se llama radiación extraterrestre. En promedio, la irradiancia extraterrestre es 1367 Watts/meter2 (W/m2). Este valor varía en ± 3% mientras la tierra gira alrededor del sol. Acercamiento de la tierra al sol ocurre alrededor de 04 de enero y que está más alejado del sol alrededor de 5 de julio. La radiación extraterrestre es
Io= 1367 * (Rav / R)2 W/m2
donde Rav es la distancia media Tierra-Sol y R es la distancia real de sol-tierra en función del día del año. Una ecuación aproximada para el efecto de la distancia Tierra-Sol es:
(Rav / R)2 = 1.00011
+ 0.034221 * cos(b)
+ 0.001280 * sin(b) + 0.000719 * cos(2b) + 0.000077 * sin(2b)donde b = 2PN / 365 radianes y n es el día del año. Por ejemplo, 15 de enero es el día de año 15 y el 15 de febrero es el día del año 46. Hay 365 o 366 días en un año, dependiendo si el año es bisiesto.
El eje de la Tierra está inclinado aproximadamente 23,45 grados con respecto a la órbita de la Tierra alrededor del sol. Como la Tierra se mueve alrededor del Sol, el eje es fijo si se ve desde el espacio. En junio, la orientación del eje es tal que el hemisferio norte está apuntando hacia el sol. En diciembre, la tierra está en el otro lado del Sol y el eje de la Tierra en el hemisferio norte está apuntando lejos del sol. Durante los equinoccios de la primavera y el otoño, el eje de la Tierra es perpendicular a una línea imaginaria trazada entre la tierra y el sol.
Visto desde la Tierra, el sol está alto en el cielo durante el verano y más bajos en el cielo al acercarse el invierno. (Tenga en cuenta que el verano en el hemisferio norte es invierno en el hemisferio sur y viceversa.) La declinación del sol es el ángulo entre un plano perpendicular a la línea entre la tierra y el sol y el eje de la tierra. Una fórmula aproximada para la declinación del sol es:
d = 23.45p / 180 * sin(2p * (284 + n) / 365)
Zenit, azimutales, y horas ángulos
Para describir la trayectoria del sol a través del cielo se necesita conocer el ángulo del sol respecto a una línea perpendicular a la superficie terrestre, esto se llama el ángulo cenital (q) y la posición del sol en relación con el eje norte-sur, el ángulo azimutal (a). El ángulo horario (w) es más fácil de utilizar que el ángulo de orientación debido a que el ángulo de hora se mide en el plano de la órbita "aparente" del sol mientras se mueve a través del cielo. Dado que la Tierra rota aproximadamente una vez cada 24 horas, el ángulo horario cambia en 15 grados por hora y se mueve a través de 360 grados sobre el día. Típicamente, el ángulo horario se define como cero en el mediodía solar, cuando el sol está alto en el cielo.
Solar y hora estándar local
Para describir la posición del sol en el tiempo, típico del país, es necesario conocer la relación entre el tiempo solar y la hora estándar local. La hora local es la misma en toda la zona horaria mientras que la hora solar se refiere a la posición del sol con respecto al observador, y que es diferente en función de la longitud exacta en la que se calcula la hora solar. Para ajustar la hora solar para la longitud hay que restar ( Longlocal - Longsm/ 15 (las unidades son horas) de la hora local. Longlocal es la longitud del observador en grados y Longsmes la longitud del meridiano estándar para la zona horaria del observador.
Ecuación del Tiempo
Como la tierra gira alrededor del sol, hora solar cambia ligeramente con respecto a la hora estándar local. (Esto se debe principalmente a la conservación del momento angular que la Tierra se mueve alrededor del sol.) Esta diferencia de tiempo se llama la ecuación de tiempo y puede ser un factor importante cuando uno está en el mar, navegando por el sol o las estrellas. También es importante al determinar la posición del sol para los cálculos de energía solar. Una fórmula aproximada para la ecuación del tiempo (Eqt) en cuestión de minutos es:
Eqt = -14.2 sin(p(n + 7) / 111)
para el día de año n entre 1 y 106
Eqt = 4.0 sin(p(n - 106) / 59)
para el día de año n entre 107 y 166
Eqt = -6.5 sin(p(n - 166) / 80)
para el día de año n entre 167 y 246
Eqt = 16.4 sin(p(n - 247) / 113)
para el día de año n entre 247 y 365
Uso de la corrección de longitud y la ecuación del tiempo, la relación entre el tiempo solar y la hora estándar local es
Tsolar = Tlocal
+ Eqt / 60+ (Longsm - Longlocal) / 15Los valores están en horas. Como las ecuaciones usan funciones seno y coseno es conceptualmente más fácil de calcular usando el ángulo horas (W) en lugar de tiempo. La relación entre el ángulo y el tiempo de hora esç
w = p * (12 - Tsolar) / 12
El ángulo de hora está en unidades de radianes.
Con la información anterior, ahora se puede calcular el coseno del ángulo cenital:
cos(Z) = sin(l)sin(d)
+ cos(l)cos(d)cos(w)donde l es la latitud del lugar de interés.
Salida y puesta del sol
El cálculo de la salida del sol y puesta del sol ofrece un ejercicio fácil para poner a prueba nuestra comprensión de la información presentada hasta el momento. Salida y puesta del sol se producen cuando el sol está en el horizonte y, por tanto, el coseno del ángulo cenital es cero.
wsr,ss = arccos(-tan(l)tan(d))
donde wsr es el ángulo horario del amanecer y wss es el ángulo horario del atardecer.
Los ángulos de salida y puesta de sol horas no son exactamente el mismo valor que la salida del sol y puesta del sol que aparece en el periódico local. El amanecer se informa en el documento será más temprano y las puesta del sol será más adelante. La razón de esta diferencia es que la luz solar se refracta al pasar por la atmósfera de la Tierra y el Sol aparece ligeramente más alto en el cielo que los cálculos geométricos simples indican. Este es el mismo efecto que hace que un palo parece doblarse cuando se lo coloca en agua. Durante la mitad del día, el efecto es pequeño, pero durante los períodos amanecer o al atardecer, el efecto puede cambiar el tiempo solar aparente por unos 5 minutos.
Global, directa, y difusa Irradiancia
Cerca de mediodía en un día sin nubes, aproximadamente el 25% de la radiación solar es dispersada y absorbida a medida que pasa a través de la atmósfera. Por lo tanto acerca de 1000 W/m2 de la radiación solar incidente alcanza la superficie de la tierra sin que se dispersa de manera significativa. Esta radiación, que viene de la dirección del sol, se llama la irradiancia directa normal (o irradiancia del haz).
Parte de la luz solar dispersada es dispersada de vuelta al espacio y algo de él también llega a la superficie de la tierra. La radiación dispersa que alcanza la superficie de la Tierra se llama radiación difusa. Parte de la radiación también está dispersada por la superficie de la tierra y volver a dispersada por la atmósfera para el observador. Esto también es parte de la radiación difusa el observador ve. Esta cantidad puede ser significativa en las áreas en las que el suelo está cubierto de nieve.
La radiación solar total en una superficie horizontal se llama irradiancia global y es la suma de la radiación incidente difusa más la irradiancia directa normal proyecta sobre la superficie horizontal. Si la superficie objeto de estudio está inclinado con respecto a la horizontal, la irradiancia total es la radiación difusa incidente más la irradiancia directa normal proyecta sobre la superficie inclinada más de tierra se refleja la radiación que incide sobre la superficie inclinada.
La radiación solar en superficies inclinadas
La cantidad de radiación directa sobre una superficie horizontal se puede calcular multiplicando la irradiancia directos normales el coseno del ángulo cenital. En una superficie inclinada T grados respecto a la horizontal y girado g grados desde el eje norte-sur, el componente directo sobre la superficie inclinada se determina multiplicando la irradiancia directa normal por:
cos(q) = sin(d)sin(l)cos(T)
- sin(d)cos(l)sin(T)cos(g)+ cos(d)cos(l)cos(T)cos(w)+ cos(d)sin(l)sin(T)cos(g)cos(w)+ cos(d)sin(T)sin(g)sin(w)
La radiación solar es el resultado de la fusión de los átomos en el interior del sol. Parte de la energía a partir de este proceso de fusión se calienta la cromosfera , la capa exterior del sol que es mucho más frío que el interior del sol, y la radiación de la cromosfera se convierte en la radiación solar incidente sobre la tierra. La radiación solar no es muy diferente de la radiación de cualquier objeto que se calienta a unos 5800 grados Kelvin , excepto que la "superficie" del Sol es calentado por el proceso de fusión . La radiación se extiende por una amplia gama de longitudes de onda de 200 nm a más que 50.000 nm con el pico alrededor de 500 nm. Aproximadamente el 47 % de la radiación solar incidente es extraterrestre en las longitudes de onda visibles de 380 nm a 780 nm . La porción infrarroja del espectro con longitudes de onda superiores a 780 nm para la cuenta de otro 46 % de la energía incidente y la porción ultravioleta del espectro es con longitudes de onda inferiores a 380 nm representa el 7 % de la radiación solar extraterrestre .
Como la luz del sol pasa a través de la atmósfera , una gran parte de la radiación UV es absorbida y dispersada . Las moléculas de aire dispersan las longitudes de onda más cortas con más fuerza que las longitudes de onda más largas. Esto dispersa la luz más azul y es la razón por la que el cielo se ve azul . Vapor de agua y polvo atmosférico reducen aún más la cantidad de luz solar que pasa directo a través de la atmósfera. En un día claro , aproximadamente 75 % de la irradiancia directa normal extraterrestre pasa a través de la atmósfera sin ser dispersada o absorbida.
| Absorcion Y Dispersión bajo condiciones tipicas cielo despejado | |||
| Factor | Percentaje absorbido | Percent scattered | Percentaje del total que atravieza la atmosfera |
| Ozone | 2% | 0% | |
| Vapor de agua | 8% | 4% | |
| Aire seco | 2% | 7% | |
| Polvo superior | 2% | 3% | |
| Polvo Inferior | 0% | 0% | |
| Total absorbido y disperso | 87% | 87% | 76% |
Muchas aplicaciones se refieren a regiones específicas del espectro solar. Por ejemplo, los diseñadores de construcción están interesados en la iluminación para el ojo humano, que es sensible sólo a la parte visible del espectro. La respuesta del ojo a diferentes longitudes de onda se llama una curva fotópica. Iluminancia de iluminación natural es la suma, sobre todas las longitudes de onda, del producto de la irradiancia solar a una longitud de onda dada veces la respuesta fotópica en esa longitud de onda. La unidad del SI para la iluminancia es el lux (lumen/m2).
Fuente: Universidad de Oregon
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