Este documento resume los principales conceptos relacionados con la radiación electromagnética en la Tierra y en el espacio. 1) Explica las leyes de Kirchhoff, Planck, Wien y Stefan que describen la generación y propagación de la radiación. 2) Describe cómo estas leyes se aplican para determinar las temperaturas y composiciones de objetos como estrellas, planetas y galaxias. 3) Examina los procesos de generación de radiación en la Tierra y su interacción con la atmósfera.

1. LAS LEYES
DE LA RADIACIÓN
EN LA TIERRA
Y EN EL ESPACIO
Dr. Tabaré Gallardo y MSc. Mario Bidegain
Facultad de Ciencias

2. OBJETIVO
Aproximarnos a los procesos que
absorben y generan radiación
electromagnética en la Tierra y en el
espacio.

3. RESUMEN
1. Generación de líneas: Kirchhoff
2. Contínuo: Planck, Wien, Stefan
3. Aplicaciones en estrellas: temperaturas y
radios
4. Aplicaciones en Sistema Solar: temperaturas
y composición
5. Generación de contínuo y líneas en estrellas,
nubes y galaxias
6. La radiación en la Tierra

4. GENERACIÓN DE LINEAS:
Leyes de Kirchhoff

9. EL CONTÍNUO:
Leyes de Planck, Wien y
Stefan

10. RESUMEN HISTÓRICO
1859 Kirchhoff: radiación de cuerpo en equilibrio térmico
1860 Kirchhoff y Bunsen: leyes de radiación
1879 Stefan: obtención empírica del flujo total
1893 Wien: ley de desplazamiento
1896 Zeeman: efecto y aplicación al estudio de manchas solares
1900 Planck: deducción teórica de la radiación de cuerpo negro
1906 Schwarzschild: teoría de campos de radiación estacionarios
1911 Rutherford: modelo de átomo con núcleo y nube de electrones
1913 Bohr: modelo del átomo de Hidrógeno
1916 Eddington: teoría de la constitución interna de las estrellas

11. Intensidad:
energía emitida en la dirección normal a la superficie
emisora
•por unidad de tiempo,
•por unidad de area,
•por unidad de frecuencia y
•por unidad de ángulo sólido
I (ν )

12. Ley de Planck: medio (o cuerpo) en equilibrio
térmico emitirá con:
2 hν 3
I (ν ) = B (ν , T ) = 2 hν / kT
c (e − 1)

14. 29 × 106 ( Angstroms K )
λmax = Ley de
T
Wien
Si integramos la intensidad en todas las direcciones y
en todas las frecuencias obtenemos el Flujo o energía
emitida por unidad de área y de tiempo:
F = σT 4
Ley de Stefan
La Ley de Wien y la Ley de Stefan se deducen de la Ley
de Planck

15. La observación y la teoría concuerdan en que las
estrellas a grosso modo están formadas por capas
gaseosas concéntricas en equilibrio térmico. La
intensidad de la emisión resultante de un medio como
éste es la función de Planck la cual es independiente
de las propiedades del medio, solo depende de su
temperatura (aunque T dependerá de las propiedades
del medio).
2 hν 3
I (ν ) = B (ν , T ) = 2 hν / kT
c (e − 1)

16. Luminosidad: energía total emitida por unidad de
tiempo. Para el caso de una ESTRELLA ESFERICA:
L = S × F = 4πR σT 2 4
Condición: emisión planckiana (equilibrio térmico)
La temperatura deducida a través de esta expresión se
conoce como Temperatura Efectiva de la estrella y se
requiere conocer el radio y la luminosidad de la estrella.
En realidad la radiación que recibimos es la suma de
emisiones de diferentes capas superficiales a diferentes
temperaturas pero el efecto total es equivalente al de
una capa de temperatura Tef .

17. La observación de la intensidad de las estrellas en
función de la frecuencia concuerda muy bien con la
curva de Planck. Ajustando las curvas de emisión
estelares a las de Planck podemos estimar las
temperaturas (Temp de brillo, Temp de color) de las
”superficies” que generan esa emisión observada.
Luego podemos deducir el radio estelar.

19. Ejemplo: radiación cósmica de fondo

20. APLICACIONES EN EL
SISTEMA SOLAR:
TEMPERATURAS Y
COMPOSICIÓN

21. Radiación recibida en un planeta propagada en el
vacío: la densidad de flujo (o “flujo”) decrece con el
cuadrado de la distancia al Sol.

22. La energía absorbida por el planeta dependera de su
Albedo :

23. Si el asteroide se encuentra a temperatura constante
quiere decir que toda la energía absorbida es
reemitida:
y el espectro de emisión del asteroide será:
I (ν ) = B (ν , Teq )
Teq << TSol

24. espectro observado = emisión + reflexión
determinación de
radio

25. Temperaturas de equilibrio en el sistema solar:
Dependen básicamente de la distancia al Sol y del
Albedo.

26. A partir del balance energético en cada punto del
planeta, Energía absorbida = E reemitida + E
transmitida, obtenemos los perfiles de
temperatura

27. Planeta de rotación
lenta
Planeta de rotación
rápida

28. Insolación en la
Tierra
Insolación: energía
total diaria recibida
por unidad de área.

29. Tritón

30. Radiación a través de un medio absorbente.
1
OPACIDAD α= L = Camino Libre Medio de los
L fotones
I (0) I (0) • Si D>>L , gran absorción
I (r ) = Dα = D / L • Si D<<L , absorción
e e despreciable

31. Ejemplo: atmosfera terrestre.
• D >> L (fotones en gama, X, UV)
• D << L (fotones en visible)

32. GENERACIÓN DEL
CONTÍNUO Y LÍNEAS EN
ESTRELLAS, NUBES Y
GALAXIAS

34. Opacidad alta
opacidad
Opacidad baja
r (altura) desde
donde se emiten los
r
fotones observados
Temperatura
Temperatura de la
capa emisora
Intensidad observada
Intensidad
(espectro observado)
Longitud de onda

36. Siguiendo las leyes de Kirchhoff podríamos pensar que
las líneas de absorción en las estrellas son generadas
en capas gaseosas superiores y mas frías. Esto es un
modelo simplificado. En realidad el contínuo y las líneas
son generados en grandes regiones y no hay una
separación clara entre la región de producción del
contínuo y la región de producción del conjunto de
líneas.

39. Líneas de emisión en estrellas

40. GALAXIAS

41. GALAXIAS DE SEYFERT

43. QUASAR

44. NEBULOSAS
PLANETARIAS

45. MEDIO INTERESTELAR: ABSORCIÓN POR NUBE DE GAS

46. MEDIO INTERESTELAR: ABSORCIÓN POR NUBE MOLECULAR

47. LA RADIACIÓN EN LA TIERRA

48. RADIACION SOLAR RECIBIDA EN EL TOPE DE LA
ATMOSFERA Y EN LA SUPERFICIE TERRESTRE

49. RADIACION SOLAR EN SU PASO POR LA
ATMOSFERA

50. RADIACION TERRESTRE

51. RADIACION TERRESTRE EN SU PASO POR LA
ATMOSFERA

52. BALANCE DE ENERGIA EN EL SISTEMA
TIERRA-ATMOSFERA

53. RADIACION SOLAR ULTRAVIOLETA
La banda biológicamente activa de la UV abarca las longitudes de onda comprendidas entre los 200 y
400 nm. Las longitudes de onda inferiores a 200 nm no tienen importancia biológica porque son
absorbidas rápidamente por la atmósfera.
•UV-C abarca desde 200 hasta 280 nm, también se le llama UV de onda corta, UV lejana o
radiación germicida.
•UV-B entre 280 y 320 nm, se la conoce como UV media o radiación de quemadura solar.
Es la que tiene efectos biológicos más potentes. Solamente el 1% de la radiación solar está
dentro de este rango y la mayor parte es absorbida por el ozono. Tiene gran interés porque
pueden causar daño a nivel molecular.
•UV-A entre 320 y 400 nm, también conocida como UV de onda larga, UV próxima o luz
negra. Es importante en la generación fotoquímica del smog, en la decoloración y daño de
los plásticos, pinturas y telas.

54. LA METEOROLOGIA
POR SATELITE

55. LA METEOROLOGIA POR
SATELITE
• Area relativamente nueva de las ciencias
dedicadas al estudio de la atmósfera.
• Origen: década del 40, se lanzan los primeros
cohetes equipados con Sistemas de Observación
de la Tierra.
• Grandes avances de la tecnología espacial
• Grandes inversiones en la carrera espacial

56. LA METEOROLOGIA POR
SATELITE
• Las imágenes fotográficas de la Tierra que
mostraban la cobertura de las nubes fueron
tan asombrosas...

57. LAS PRIMERAS MISIONES ESPACIALES
DESTINADAS A OBSERVACIONES
METEOROLOGICAS
• Satelites de órbita polar.
• SPUTNIK-3 Lanzado por la Unión
Sovietica el 15 de mayo de 1958
• VANGUARD-2 Lanzado por EEUU el 17
de febrero de 1959

58. LA ERA DE LA METEOROLOGIA
POR SATELITE
• 1º de Abril de 1960-Con el lanzamiento del
TIROS-1 Television and Infrared Observation
Satellite-1 USA-
• Este fue el primer satelite proyectado
especialmente para observaciones
meteorologicas .
• Fue tal el exito,especialmente en la aplicabilidad
operativa de los nuevos instrumentos
meteorológicos

59. SERIE TIROS-N
• Entre 1960-1965
fueron puestos en
órbita polar más de
una decena de satélites
meteorológicos.
• TIROS-1
• TIROS-2
• ...
• TIROS-10

60. LA METEOROLOGIA POR
SATELITE
• Los satelites meteorológicos han sido diseñados
para captar imágenes de la superficie y atmósfera
terrestre que permiten establecer el diagnóstico de
la situaciones meteorológicas .
• Esta captación se realiza por medio de sensores
.Sistemas ópticos electrónicos .
• Radiómetros:trabajan en diferentes bandas del
espectro de radiación.

61. • Los objetos terrestres emiten o reflejan
radiaciones visibles o invisibles al ojo
humano.
• Se utilizan sensores capaces de registrar
estas radiaciones.
• Estos sensores operan sobre plataformas
satelitales

62. Espectro visible cuando la zona relevada esta
iluminada por el sol.Permite
observar lo que el ojo humano
vería desde el satélite.
• VISUAL

63. Espectro infrarrojo da idea de la distribucion del
calor en la atmosfera variando
la tonalidad de las zonas según
su mayor o menor temp.
• Imagen IR.

64. Clasificación segun su órbita en POLAR
y GEOSTACIONARIO

65. • Geostacionarios
• Goes en alta y baja resolution.
• Goes E. ubicado cercano al ecuador a 75º
Long W., envia imagenes del la tierra
correspondiente al continente americano y
a los océanos Pacífico y Atlántico.desde los
36.500 km de altura.

66. • Es complementario de otros cuatro satelites de
orbita geostacionaria en reposo con respecto a la
rotación de la tierra que cubren con su alcanze las
latitudes bajas y medias de todo el planeta.
• Emite información wefax imagen computarizada
de todo el mundo en el espectro visible y en el
infrarojo y sirve también como retransmisor de los
datos basicos obtenidos con frecuencia horaria
por las plataformas automaticas desplegadas en la
sup.terrestre y oceánicas.

67. SISTEMA MUNDIAL DE SATELITES
CON FINES METEOROLOGICOS

68. Meteorología satelital
• Se comunican con
est.automáticas fijas en tierra
o móviles.(boyas o barcos)
• Para requerir información y
transmitir a los centros
meteorológicos.
• Datos de presión,temp de
aire,suelo,agua,viento,humed
ad,radiación solar,etc..
• Utilidad meteorología y
oceanografía.

69. INFORMACION SATELITAL
• Estos satélites toman imágenes interrogan
estaciones automáticas y realizan
mediciones de distintos parámetros.
• Transmiten tambien información
meteorológica elaborada.
• Imágenes procesadas.mapas sinopticos,etc

70. APLICACION DATOS
SATELITALES
• Los datos en forma directa o procesados son
aplicados en:
• Imagen cobertura nubosa
• Determinación vientos en la atmósfera
superior
• Extraccion perfiles verticales de
temperatura y humedad en la atmósfera

71. APLICACION DATOS
SATELITALES
• Obtención de temperatura del agua de mar
• Monitoreo de huracanes y tormentas
• Observación de hielo y tempanos en el mar
• Monitoreo de las condiciones de la
cobertura vegetal.

72. Temperaturas superficie del mar estimadas a partir de
imagens do AVHRR-NOAA 14 e de GOES-8

73. Monitoreo de las condiciones de
la cobertura vegetal.

74. BIBLIOGRAFIA:
Astronomy Today: www.prenhall.com/chaisson
Astronomia e Astrofisica: www.if.ufrgs.bf/ast
Astronomy Notes, Nick Strobel:
www.astronomynotes.com
The Cosmic Perspective: www.astrospot.com