RADIAZIONE SOLARE. Università di Bologna

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Diana Ceccarelli
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1 RADIAZIONE SOLARE DiSTA Università di Bologna

2 IMPORTANZA DELLA RADIAZIONE E' fonte del 99.9% dell energia disponibile sulla terra Le principali fonti energetiche controllate dall'uomo sono state generate grazie alla solare: - Carbone e petrolio - Energia idroelettrica ed eolica E' responsabile del ciclo dell'acqua e del ciclo di produzione primaria attraverso fotosintesi ed evapotraspirazione Radiazione 2

dall'uomo sono state generate grazie alla solare: - Carbone e petrolio - Energia

3 DEFINIZIONE DI RADIAZIONE: E' l'energia emessa dalla superficie di qualsiasi corpo a temperatura maggiore di 0 K sotto forma di radiazione elettromagnetica. La radiazione può essere emessa in un ampio spettro o in una banda monocromatica Radiazione 3

sotto forma di radiazione elettromagnetica.

4 Onda elettromagnetica

5 SPETTRO ELETTROMAGNETICO Radiazione 5

6 La luce La parte visibile della radiazione (da 400 a 700nm) attiva nei processi fotosintetici Altre funzioni: Fototropismo Induzione alla fioritura Espansione fogliare Intensità massima: lux (=2000 me m²/s )

funzioni: Fototropismo Induzione alla fioritura

8 Da Wikipedia, l'enciclopedia libera. Vai a: REFLECTION Riflessione speculare della luce su una superficie levigata Riflessione diffusa della luce su una superficie scabra REFLECTION from a rough surface

9 Tipo di radiazione Lunghezza d onda (nm) Frequenza (s -1 ) Numero d onda (cm -1 ) Ultravioletto x x x x 10 4 Visibile x x x x 10 4 Blu x x 10 4 Verde x x 10 4 Giallo x x 10 4 Rosso x x 10 4 Infrarosso x x x Radiazione 9

43 x 10 4 Blu 480 6.25 x 10 14 2.08 x 10 4 Verde 555 5.40 x 10 14 1.80 x 10 4 Giallo 600 5.00 x 10 14 1.

10 definizioni ν frequenza numero di vibrazioni nell unità di tempo: Hz = 1/s lunghezza d onda: distanza tra due punti identici dell onda: m c velocità di propagazione della luce nel vuoto: c m/ s Radiazione 10

tra due punti identici dell onda: m c velocità di

11 La quantità di energia emessa è proporzionale alla temperatura del corpo: LEGGE DI STEFAN - BOLTZMANN R = T 4 L'intensità di emissione di energia di un corpo nero è proporzionale alla quarta potenza della sua temperatura. R = energia emessa per unità di tempo e superficie del corpo W m -2 T = temperatura del corpo in gradi Kelvin = 5.7 x 10-8 W m -2 K -4 Radiazione 11

12 Un corpo nero a parità di temperatura ha l'emissione massima. Per corpi non neri: R = T4 emissività della superficie 0 1 Radiazione 12

13 Radiazione 13

14 Energia emessa da un corpo nero a diverse temperature Radiazione 14

15 LEGGE DI KIRCHHOFF Se un corpo è un buon emettitore, allora è anche un buon assorbitore = emissività della superficie absortività della superficie Per un corpo nero: Radiazione 15

16 LEGGE DI KIRCHHOFF La radiazione, oltre che assorbita, può essere riflessa e trasmessa dal corpo: = frazione di radiazione incidente ad una certa trasmessa dal corpo; = frazione di radiazione incidente ad una certa riflessa dal corpo La somma dei tre indici su tutte le lunghezza d onda è, per la conservazione dell energia: + + = 1 Radiazione 16

frazione di radiazione incidente ad una certa riflessa dal corpo La somma dei tre

17 Absortività delle diverse componenti dell atmosfera Wavelenght ( m) Il coefficiente di riflessione per la radiazione solare è detto albedo. Essa dipende dalla natura della superficie, ma anche dall angolo d incidenza. Radiazione 17

18 Si definisce albedo di una superficie il rapporto fra la radiazione riflessa e la radiazione incidente. L albedo varia con la natura e la forma della superficie e, per la stessa superficie, con la lunghezza d onda e l inclinazione della luce incidente. Radiazione 18

L albedo varia con la natura e la forma della superficie e, per la

19 Considerando come radiazione incidente la radiazione globale G, la radiazione diffusa dal suolo deve essere misurata sull orizzontale dalla parte che guarda il suolo. L albedo così misurata, sottratta alla radiazione globale, dà modo di conoscere la radiazione assorbita dal suolo. Radiazione 19

20 L albedo secondo le diverse superfici varia entro i seguenti limiti: Terreno coltivato Sabbia grigia Roccia Sabbia chiara Neve fresca Acqua stagnante con sole da 90 a Acqua stagnante con sole da Acqua stagnante con sole da Acqua stagnante con sole da Acqua stagnante con sole da Neve vecchia Terreno sabbioso asciutto Terreno argilloso asciutto Torba Colture agrarie Bosco di latifoglie Bosco di conifere Radiazione 20

06 Acqua stagnante con sole da 20 0.13 Acqua stagnante con sole da 10 0.35 Acqua stagnante con sole da 5 0.59 Neve vecchia 0.42 0.

21 DEFINIZIONE DI ALCUNE UNITA' DI MISURA 1 Joule = 1 N m lavoro fatto o energia spesa da una forza di 1 Newton per compiere uno spostamento di 1 metro nella direzione della forza. 1 caloria = energia necessaria per portare 1 cm 3 di acqua dalla temperatura di 14.5 C alla temperatura di 15.5 C, alla pressione di 10 5 Pa. 1 cal = 4.18 J. 1 Watt = lavoro fatto nell'unità di tempo 1 Watt = 1 Joule s -1 = 1 N m s -1 Radiazione 21

22 LEGGE DI PLANK La maggior parte dei corpi emette radiazione non monocromatica, ma in una banda la cui ampiezza dipende dalla temperatura. Radiazione 22

23 LEGGE DI PLANK Per ciascuna lunghezza d'onda della radiazione e ciascuna temperatura si può calcolare la quantità di energia emessa: R C 1 5 exp( C 2 1 / T ) 1 C1, C2 = costanti Radiazione 23

24 LEGGE DI WIEN Permette di calcolare la lunghezza d onda della radiazione per cui è massima l emissione del corpo: max = 2895 T m K T = temperatura del corpo, K = lunghezza d onda, m Radiazione 24

25 Absortività delle diverse componenti dell atmosfera Wavelenght ( m) Il coefficiente di riflessione per la radiazione solare è detto albedo. Essa dipende dalla natura della superficie, ma anche dall angolo d incidenza. Radiazione 25

26 Confronto tra radiazione emessa dal sole e dalla terra Radiazione 26

27 COSTANTE SOLARE E la parte di radiazione emessa dal sole che arriva mediamente sulla superficie esterna dell atmosfera La radiazione emessa dal sole è: Rsole = T 4 = 6.24 x 10 6 W m -2 Tsole = 5760K Radiazione 27

28 COSTANTE SOLARE Il flusso di energia in tutto lo spazio sarà dato dall energia emessa per unità di superficie moltiplicata per la superficie del sole : = R x 4 r 2 rsole = 6.96 x 10 8 m Radiazione 28

29 COSTANTE SOLARE La quantità che investe la superficie esterna dell atmosfera dipende dalla distanza della terra dal sole d: r So 4 4 d 2 2 R d media terra-sole = m So è la COSTANTE SOLARE = 1360 W m -2 Radiazione 29

30 COSTANTE SOLARE La quantità media di energia intercettata dall emisfero illuminato, approssimato come un disco di raggio a, è S = So a 2 = W a = m Radiazione 30

31 Radiazione Media dal 1972 al 2000 a Bologna Media giornaliera di 30 anni e media mobile RADIAZIONE MJ m Media annuale Media mobile 5 0 gen feb mar apr mag giu lug ago set ott nov dic Radiazione 31

32 RADIAZIONE MJ/m gen feb mar apr mag giu lug ago set ott nov dic Radiazione 32

33 Risultati Andamento negli anni dell energia totale incidente annuale 6 Energia incidente totale (GJ m-2 anno-1) anno Radiazione 33

34 Esempio di modello matematico RadEst (anno singolo) Radiazione 34

35 Radiazione 35

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