Movimiento General del Viento para estudios en función de la radiación solar

1. Circulación General: Vientos
alisios, vientos tropicales,
vientos polares y monzones
Profesor: Jacinto Arroyo

2. DINÁMICA ATMOSFÉRICA
Jacinto Arroyo

3. DINÁMICA ATMOSFÉRICA
Jacinto Arroyo

4. Es una compleja
combinación de
movimientos
horizontales y
verticales de masas
atmosféricas, de su
temperatura y de su
contenido de agua
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5. También es el estado
de la atmósfera en
un instante y lugar
dado, cambia
continuamente, a
veces en forma muy
errática, por lo que
es impredecible.
Tiempo
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6. Jacinto Arroyo

7. CALENTAMIENTO DIFERENCIAL ORIGINADO
POR LA RADIACIÓN SOLAR
Jacinto Arroyo

8. Ecuaciones básicas para el cálculo de energía
• La constante solar
• La transparencia de la atmósfera
• La duración de la luz del día
• El ángulo con el que los rayos caen sobre la Tierra.
cosh
QT = F0(t) = Energía total
S = Constante solar
Distancia media del Sol entre distancia instantanéa
Latitud
Declinación
cosh Angulo horario
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9. cos
2









d
dSTQ y )cosh(coscossinsinsincos ts  
Donde: S = constante solar.






d
d
= distancia media del Sol entre distancia/instantánea.
 = declinación (grados).
= latitud (grados).
= ángulo horario (grados) u hora angular solar
Donde   tgtgarc .cos. 
siendo QT en W/m2
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10. RADIACIÓN SOLAR
(En la hipótesis que no exista atmósfera)
• Constante Solar
• Emisión Solar
• Distancia del Sol
• Altura del Sol
• Duración del día
– Radiación Total (Qt)
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11. (1) Constante Solar So
• La constante solar, SO, es la cantidad total de radiación solar (incluidas todas las
longitudes de onda del espectro solar) por unidad de área que incide en un
plano normal a la dirección de los rayos solares en la parte externa de la
atmósfera terrestre a la distancia media entre el sol y la tierra. La cantidad Sose
puede derivar teóricamente de los siguientes conceptos: ya que el sol es
prácticamente una esfera y la radiación solar es emitida perpendicularmente a su
superficie en todas las direcciones, entonces, la energía radiante que nos llega
del sol disminuirá inversamente al área formada por una esfera de radio de 1
U.A., es decir:
4 1 . .
So = Constante Solar
Es = Emisión solar de energía de un
punto
u.a. = Unidad astronómica
• 1.94 cal/cm2/min – 2.02 cal/cm2/min en promedio es 1.36 kw/m2 (1.95 cal/cm2/min)
• Debemos tener en cuenta que la constante solar recibida en la atmósfera superior es de 1.94 cal/cm2/min
(1905 – 1924)
• En el año 2007 fué de 2 cal/cm2/min.
• Estas cifras presenta variaciones periodicas de 1 a 2% que están relacionados con el ciclo de las manchas
solares.
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12. Calculo de E = Emisión solar
• Tener en cuenta la constante de Stefan –
Boltzmann
= 5,669 x 10‐8 Wm‐2 °K‐4
• También el valor de la emisividad y,
• La temperatura Absoluta del sol (5785 °K)
E = 6,35 x 107 Wm‐2
Jacinto Arroyo

13. (1.2) Calculo de Es = Radiación total
emitida
Es = E x As
• Cálculo del Area total del Sol (As)
– Tener en cuenta que el Radio medio del Sol
(Rs = 6,959 x 108m.)
• Área total del Sol (As)
As = 4
• As=6,1 x 1018 m2
• Por lo tanto Es (Radiación total emitida) es igual
Es = 3,864 x 1026 W ó
= 3,873 x 1026 W
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14. Distancia entre el Sol y la tierra
• La distancia siempre cambiante entre el Sol y
la Tierra produce variaciones más frecuentes
en la cantidad de energía solar recibida.
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15. Distancia entre el Sol y la Tierra
• La luz del día es el resultado de la radiación solar que ha
viajado una distancia promedio de 1 Unidad Astronómica (1
UA = 1.496 x 108 km) del sol a la tierra.
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16. Ecuaciones básicas
Donde dn corresponde al número del día de año (1≤dn≤365), variando desde 1 para el 1 de enero hasta 365
para el 31 de diciembre
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17. Distancia instantánea
• 1 U.A. = 1,496 x 108 Km (convertido a metros
sería)
• I U. A. = 1,496 x 1011 m
• Se debe utilizar las ecuaciones anteriores para
determinar las distancias reales en función del
día del año.
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18. Declinación Solar
• Definido como el ángulo entre el plano
ecuatorial de la tierra y la línea que une el
centro del sol con el de la tierra
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19. Ecuaciones básicas
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20. Altura del sol
• La altitud del sol; es decir, el
ángulo entre los rayos solares y el
plano tangente a la superficie
terrestre, también tiene un efecto
importante en la distribución de
radiación solar incidente en la
tierra.
• Mientras más grande sea la altitud
del sol (es decir, mientras más se
acerquen a la perpendicular los
rayos del sol), mayor será la
radiación solar recibida por unidad
de área sobre la tierra.
• La variación horaria de la altitud
del sol, tiene un amplio rango
durante el día, lo cual obviamente
regulará la cantidad de radiación
que cae en una determinada
región geográfica.
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21. Altura solar
• Se calcula en función de la latitud geográfica del punto de
observación.
• También en función de la declinación solar y de la hora angular
solar.
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22. Ángulo horario
• Debido a la rotación terrestre, la altura solar , o su
complemento ángulo cenital ,varia a lo largo del día.
• Por ello cualquier punto situado a una latitud , gira a
una velocidad angular ⁄ ⁄ .
• Ello hace que la posición aparente del sol cambie
continuamente. Por ello se utiliza el ángulo horario h u
hora angular.
• El ángulo horario es el ángulo formado entre la posición
del Sol a la hora considera y su posición al medio día.
t expresa la hora solar local, de tal forma que h=0 a medio día, es decir a las 12 horas hora solar
local
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23. Duración del día
• Como es evidente la radiación solar sólo está disponible de día.
• Cuando mayor sea la duración del día mayor será la insolación
recibida en un lugar determinado.
• La Dd depende de la laitud y la época del año.
.
• Si Nd es la longitud del día expresada en horas, 12‐Nd/2 representa
al alba en el horario solar local y 12+Nd/2 el ocaso.
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24. Radiación solar extraterrestre
• La radiación solar recibida por un plano
horizontal a la superficie terrestre situado fuera
de la atmósfera,
• Es decir sin tener sin tener en cuenta los efectos
de la atmósfera.
• Donde E es el factor de corrección de la
excentricidad de la orbita terrestre.
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25. Jacinto Arroyo