ONDAS Y CALOR
TRABAJO DE INVESTIGACIÓN EFECTO INVERNADERO
Alumno:
Medina Delgado Miguel Octavio
Profesor:
Julio Ernesto Caferatta E.
II
Ciclo: Fecha de entrega :
0 5
0 5
Esp spe ecial ialid ida ad:
C-19 Grupo upo:
1 !ora: !ora: 11 11"0 "00 0
Not a
A
1. Introducción La temperatura de nuestro planeta es perfecta para la vida. Ni demasiado caliente como Venus, ni demasiado frío, como Marte. Gracias a estas condiciones, la vida se exende por todos sios. La Tierra recibe el calor del Sol. Alunos ases de la atm!sfera la reenen i evitan "ue parte de este calor se escape de retorno al espacio. #o$ día esta situaci!n de e"uilibrio delicado est% en peliro a causa de la contaminaci!n de la atm!sfera, "ue provoca "ue los ases retenan muc&o calor cerca de la super'cie. Las temperaturas de todo el planeta &an aumentado en el (lmo silo $ esto podría provocar un cambio clim%co a nivel mundial. )l aumento del nivel del mar $ otros cambios en el medio ambiente representan una amena*a para todos los seres vivos. )l termino efecto invernadero &ace referencia al fen!meno por el cual la Tierra se manene caliente $ tambi+n al calentamiento eneral del planeta. ara mantener las condiciones ambientales !pmas para la vida es indispensable "ue entendamos las relaciones comple-as "ue se establecen entre la Tierra $ la atm!sfera. 2. Cambio global: el Antropoceno Se expone "ue la transformaci!n de los procesos naturales del planeta &an alcan*ado tal manitud "ue alunos cien'cos &an formulado la idea de "ue vivimos en una nueva +poca eol!ica/ el Antropoceno. Se iden'ca a los seres &umanos como la fuer*a de transformaci!n de escala mundial. )xiste una amplia discusi!n del tema inclusive sobre su propia existencia. Se iden'ca el uso de los combusbles f!siles como la causa del incremento considerable de !xido nitroso, di!xido de carbono, metano $ de nuevos ases como los cloro01uoro0carbonos en la atm!sfera. La comprensi!n cien'ca de los empos "ue estamos viviendo puede bene'ciarse al destacar $ caracteri*ar con precisi!n esta nueva etapa en la &istoria del planeta. Sea como sea, formal o colo"uialmente, el Antropoceno es m%s o menos sin!nimo con el presente $ el a&ora en las ciencias de la erra2 es probable "ue su inicio resulte siempre m%s o menos arbitrario, pero eso no cambia muc&o su relevancia 34o&en, 56789. )sta situaci!n se desa:a a encontrar nuevas formas de relaci!n con la bi!sfera "ue no atenten contra la propia existencia de la &umanidad. 3. ¿Qué es el efecto invernadero Causas ! consecuencias )l efecto invernadero es uno de los principales males "ue provocan da;os irreversibles en el planeta erra. ero, <"u+ es exactamente el efecto invernadero= )l efecto invernadero es el fen!meno "ue se produce cuando alunos ases reenen la enería "ue emite la erra lueo de &aber sido calentada por la radiaci!n solar. La concentraci!n de estos ases &a aumentado, en especial por las acciones del &ombre, lorando "ue se enere el famoso calentamiento lobal.
Proceso de formación del efecto invernadero por los gases en la atmósfera.
Causas del efecto invernadero
4onstrucciones de f%bricas $ todo po de infraestructuras. Las cuales producen ases "ue contaminan el aire al ser soltados a la atm!sfera. >so de combusbles f!siles. Medios de transporte/ buses, ve&ículos, motocicletas, aviones $ otros. La deforestaci!n, racias a "ue los %rboles son los encarados de puri'car el aire.
?inalmente, el efecto invernadero se presenta a causa directa de la acci!n del ser &umano, tanto de las industrias como de cada persona. Consecuencias )ste $a &a causado raves consecuencias en el planeta, pero a medida "ue pase el empo provocar% efectos peores. )nte las consecuencias m%s raves se encuentran/
4ambios clim%cos "ue desembocan en el des&ielo de los polos. rovocando cambios en el
nivel del mar $ dando luar a las inundaciones. Las especies marinas se ven afectadas. Las focas, *orros %rcos, osos polares $ m%s,
provocando su exnci!n. Aumento de las temperaturas $ por ende se"uías, contaminaci!n del aire $ del aua.
Adem%s, afecta a la 1ora $ la fauna de diferentes ecosistemas. Aumento de la radiaci!n solar "ue provocan afecciones como el c%ncer en la piel.
Tormentas tropicales de ma$or fuer*a 3&uracanes $ maremotos9.
)l cambio clim%co se erie como una contrariedad de ran enveradura $ comple-idad, &o$ en día, es considerado por muc&os como el ma$or problema a ser confrontado por la &umanidad en los albores del silo @. A&ora $a se ene documentado la ran mulplicidad de modi'caciones esmuladas por este suceso "ue 0en muc&os casos0 es el inicio de una serie de se;ales "ue se conocer%n aravados a lo laro del silo @. No obstante, existe un debate acad+mico sobre el cambio clim%co. )ste traba-o pretende abordar las dos perspecvas existentes, a"uel sector acad+mico "ue apo$a la existencia del cambio clim%co $ por otra parte la opini!n tambi+n acad+mica "ue indica exaerados los efectos. Concentración de C"2 en la atmosféra vs. crecimiento #umano.
$ariaciones de la temperatura promedio en la super% cie de la &ierra en los 'l(mos veinte mil a)os.
Radiación electromagnética. Espectro electromagnético.
La radiación electromagnética es un tipo de energía que se propaga como un conjunto de ondas electromagnéticas a la velocidad de la luz (c=3·10 8 ms en el vacío!" Las ondas electromagnéticas est#n $ormadas por la superposición de dos campos perpendiculares entre sí% uno eléctrico & otro magnético (ver 'igura "1!) & como tales) no precisan la presencia de un medio material para propagarse" La energía que li*eran al ser a*sor*idas por un medio material se invierte en incrementar la temperatura del mismo"
'igura "1" +nda electromagnética" Las ondas electromagnéticas van a estar caracterizadas por una longitud de onda , (distancia entre dos crestas consecutivas!) una $recuencia -) & un periodo . (la inversa de la $recuencia!" La longitud de onda & la $recuencia cumplen la relación% c= ,· -) donde c es la velocidad de la luz" /omo c es constante) cuanto ma&or es ,) menor es -"
La 'igura " muestra el espectro de radiación electromagnética" /entr#ndonos en la $ranja del visi*le se puede ver que% i.
La radiaci!n "ue nosotros podemos ver es la "ue se encuentra en la fran-a de los 866nm a los BC6nm. La lonitud de onda promedio del espectro visible sería de C66nm, aproximadamente. )ste tama;o es del orden de la cent+sima parte del di%metro de un cabello &umano.
ii.
Dentro del visible, las lonitudes de onda m%s laras est%n asociadas al ro-o $ las m%s cortas al violeta. 4uando las lonitudes de onda empie*an a ser m%s randes "ue los BC6nm empe*amos a &ablar del infrarro-o, rei!n del espectro electroman+co no visible por el o-o &umano. or el contrario, cuando empie*an a ser m%s pe"ue;as "ue los 866nm, entonces empe*amos a &ablar de la rei!n del ultravioleta, tampoco visible para el o-o &umano.
'igura "" spectro electromagnético"
Leyes de la radiación electromagnética.
ntes de introducir las le&es de la radicación es necesario entender qué se entiende por cuerpo negro) &a que todas estas le&es van a estar re$eridas a este tipo de cuerpos" 2n cuerpo negro es un cuerpo ideal que se comporta como un a*sor*ente per$ecto de toda la radiación que le llega & como un emisor per$ecto (emite la m#ima radiación posi*le a su temperatura dada!"
n general) tanto la super$icie de la 4ierra como el sol a*sor*en & emiten radiación con una e$iciencia de aproimadamente el 1005 para sus respectivas temperaturas) por lo que pueden ser considerados como cuerpos negros & se les pueden aplicar las le&es de la radiación que se eponen a continuación"
a. Ley de Plank La intensidad de radiación emitida por un cuerpo negro en equili*rio termodin#mico es $unción de la temperatura 4 & la longitud de onda ,%
La $igura "3 muestra los espectros de emisión de tres cuerpos negros con temperaturas a*solutas 4=60007) 4=0007 & 4=90007" n ella se puede o*servar que cuanto ma&or es la temperatura del cuerpo) ma&or es la intensidad de radiación emitida (#rea por de*ajo de las curvas!" su vez) tam*ién se puede ver que la emisión por parte de los cuerpos no es monocrom#tica) sino que involucra una
'igura "3 spectro de emisión de un cuerpo negro en $unción de la longitud de onda a una temperatura 4 dada" La 'igura ": muestra la intensidad de radiación emitida por el sol asumiendo que se comporta como un cuerpo negro (siguiendo la le& de .lanc;!" n ella se puede ver que la ma&or cantidad de energía emitida por el sol cae dentro de la *anda del visi*le (::5!) seguida del in$rarrojo cercano (395!) in$rarrojo lejano (115! & del ultravioleta (95!"
'igura ":" spectro electromagnético del sol seg
'igura "6" spectros electromagnéticos del ol & la 4ierra en $unción de la longitud de onda"
n la 'igura "6 se puede ver una comparación de los espectros de emisión de la 4ierra & del ol" n ella podemos o*servar que mientras que el sol emite $undamentalmente en longitudes de onda menores a >m) la ma&or parte de la radiación emitida por la super$icie de la 4ierra cae dentro del intervalo (6 ? 36!>m (longitudes de onda mas largas!" .or este motivo hablaremos de radiación de onda larga cuando nos refiramos a la radiación emitida por la Tierra y radiación de onda corta cuando nos refiramos a la radiación emitida por el Sol"
a. Ley de Stean – Bolt!ann La le& de te$ann ? @oltzmann esta*le que la energía que por unidad de tiempo & de super$icie (irradiancia o densidad de $lujo! emite un cuerpo negro es proporcional a la cuarta potencia de su temperatura (cuanto ma&or es la temperatura del cuerpo) ma&or es la radiación total emitida por unidad de tiempo & de super$icie!%
E 3T 9 T
8
donde es la constante de te$ann ? @oltzmann (6"9·10 A8BmA7 A:! & 4 es la temperatura de emisión del cuerpo en ;elvin (4emperatura en 7elvin = 4emperatura en C/ D 93! & representa la temperatura a la que tiene que llegar un cuerpo negro para lograr estar en equili*rio termodin#mico" e o*tiene integrando la le& de .lanc; a lo largo de todas las longitudes de onda & representa el #rea encerrada por de*ajo de la curva de la Le& de .lanc; (ver 'igura "3!" Ee este modo) & como se puede o*servar en las 'iguras "3 & ":) cuanto ma&or es la temperatura del o*jeto) ma&or es la cantidad de energía total emitida por el mismo (ma&or es el #rea de*ajo de la
De esta le$ tambi+n se puede concluir "ue todo cuerpo con temperatura & * + , 3es decir, T E 05BF49 emite energ-a en forma de radiación electromagné(ca.
b. Ley de des"laa!iento de #ien Eerivando la ecuación de .lanc; respecto a la longitud de onda e igualando a cero se puede o*tener el valor de la longitud de onda asociada al pico de emisión de @ , (4!%
max
5HIB T
donde se epresa ma en m & 4 en 7elvin" Ee este modo) conociendo el espectro de emisión de un cuerpo) podemos o*tener el valor de la longitud de onda asociada al m#imo de emisión & por ende) in$erir su temperatura" .ara el caso del sol) la temperatura de su super$icie es de 000;) aproimadamente)
por lo que%
5HIB
6.C m . )sto "uiere decir "ue el sol emite la m%xima
max
J666
cantidad de radiación cerca de las 0"6 >m
in em*argo) para el caso de la 4ierra la temperatura de la super$icie es de 887 aproimadamente) por lo que el m#imo de emisión se encuentra en las
max
5HIB 76 m 5HH
)n resumen/
A
>n cuerpo nero es a"uel "ue absorbe toda la radiaci!n "ue le llea, $ emite toda la radiaci!n posible a la temperatura T "ue ene. Toda la radiaci!n posible "ue puede emir un cuerpo nero siue las le$es de lancK $ Stefan0olt*man.
A
Todo cuerpo nero con una temperatura T, emite radiaci!n electroman+ca, $ esa emisi!n no es monocrom%ca, sino "ue abarca una amplia ama de lonitudes de onda dentro del espectro electroman+co 3Le$ de lancK, ?iura 5.F9.
A
Tanto la Tierra como el Sol emiten radiaci!n. )l sol, "ue es m%s c%lido 3J6669, emite la
Modelos heurísticos de equilibrio radiatio sencillos.
l o*jetivo de este apartado es determinar la temperatura de emisión promedio glo*al de la super$icie del planeta *as#ndonos en la utilización de modelos Feurísticos de equili*rio radiativo sencillos" 2n modelo Feurístico es un esquema teórico de un sistema que se ela*ora para $acilitar el estudio & comprensión del mismo" l que a estos modelos los llamemos de Gequili*rio radiativoH quiere decir que no van a considerar la eistencia de $lujos de energía no radiativa (como son los $lujos de calor latente & sensi*le!" La temperatura promedio glo*al de la super$icie del planeta son 16C/" sta temperatura se Fa mantenido aproimadamente constante a lo largo del tiempo" sto implica que la misma cantidad de energía que por unidad de tiempo & de super$icie llega a la 4ierra) tiene que ser emitida por la misma" Ee no ser así) si la energía total que llega es ma&or (menor! que la que el planeta emite) entonces el planeta se calienta (en$riando!" /omo sa*emos que esto
)ste balance de enería se establece entre la enería radiante emida por el sol e incidente en la super'cie del planeta, $ la enería emida en forma de radiaci!n por la super'cie de la Tierra. )n los dos siuientes apartados calcularemos la temperatura de emisi!n de la super'cie de la Tierra considerando la ecuaci!n de e"uilibrio ener+co anterior $ dos casuíscas disntas.
!nteracción de la radiación solar con la atmósfera.
/uando la radiación solar entra en la atmós$era) numerosas interacciones tienen lugar" .or ejemplo) parte de la energía solar es a*sor*ida por los gases de la atmós$era) tales como el ozono en la estratos$era media o el nitrógeno & oígeno molecular en la termos$era" isten tam*ién otros dos tipos de interacciones% el scattering & el al*edo (éste
Eonde es a intensidad de la dispersión) r es el radio de la partícula & la longitud de onda" .or un momento) supongamos un valor de r contante" La dispersión) ) ser# m#s intensa cuanto menor sea la longitud de onda" i *ien las moléculas del aire son mu& pequeIas con respecto a la longitud de onda de la luz visi*le) dentro del rango de longitudes de onda del espectro visi*le) las moléculas del aire son mucFo m#s e$ectivas dispersando longitudes de onda m#s cortas (azul! que las largas (rojo!" i tenemos en cuenta
que azul
6.8B m
$
rojo
6.J8 m , el cociente
la dispersión del azul es 3":6 veces superior a la dispersión del rojo en la atmós$era" .or consiguiente) cuando miramos al cielo lo vemos azul" in em*argo) al atardecer el sol se ve rojizo" sto es consecuencia de que los ra&os del sol tienen que atravesar una capa de atmós$era m#s grande) a la que
Energía radiante del Sol. Constante solar La ma&or parte de la energía que llega a nuestro planeta procede del ol" Jiene en $orma de radiación electromagnética"
l $lujo de energía solar que llega al eterior de la atmós$era es una cantidad $ija) llamada constante solar" u valor es de alrededor de 1): · 10 3 Bm (136: Batios por metro cuadrado seg
Co!osi"i#n de la energía solar a9 Antes de atravesar la atm!sfera
La energía que llega a la parte alta de la atmós$era es una mezcla de radiaciones de longitudes de onda ( l ! entre 00 & :000 nm" e distingue entre radiación ultravioleta) luz visi*le & radiación in$rarroja"
b9 )n la super'cie de la Tierra
La atmós$era a*sor*e parte de la radiación solar" n unas condiciones óptimas con un día per$ectamente claro & con los ra&os del sol ca&endo casi perpendiculares) como mucFo las tres cuartas partes de la energía que llega del eterior alcanza la super$icie" /asi toda la radiación ultravioleta & gran parte de la in$rarroja son a*sor*idas por el ozono & otros gases en la parte alta de la atmós$era" l vapor de agua & otros componentes atmos$éricos a*sor*en en ma&or o menor medida la luz visi*le e in$rarroja" La energía que llega al nivel del mar suele ser radiación in$rarroja un :5) luz visi*le un :5 & radiación ultravioleta un 5"
n un día nu*lado se a*sor*e un porcentaje mucFo m#s alto de energía) especialmente en la zona del in$rarrojo" La vegetación a*sor*e en todo el espectro) pero especialmente en la zona del visi*le" .arte de la energía a*sor*ida por la vegetación es la que se emplea para Facer la $otosíntesis"
Radia"i#n re$le%ada & absorbida !or la Tierra l al*edo de la 4ierra) es decir su *rillo% su capacidad de re$lejar la energía) es de alrededor de un 0"3" sto signi$ica que alrededor de un 305 de los 3: B·m A que se reci*en (es decir algo m#s de 100 B·m A ! son devueltos al espacio por la re$leión de la 4ierra" e calcula que alrededor de la mitad de este al*edo es causado por las nu*es) aunque este valor es) lógicamente) mu& varia*le) dependiendo del lugar & de otros $actores
