13060305solytierra

La Luz solar, en el más amplio sentido, es el espectro total de radiación electromagnética proveniente del Sol.

En la Tierra, la luz solar es filtrada al pasar por la atmósfera. Esto es usualmente durante las horas consideradas como día. Cerca de los polos geográficos durante el verano, la luz solar también ocurre en las horas que definen la noche y en los inviernos en estas zonas la luz solar podría simplemente no llegar. La radiación térmica producida directamente por la radiación del sol es diferente del incremento en la temperatura atmosférica debido al calentamiento radioactivo de la atmósfera por la radiación solar. La luz solar puede ser "grabada" usando un heliógrafo. La Organización Meteorológica Mundial define la luz solar como la irradiación directa proveniente del sol medida en el suelo de al menos 120 W·m^-2.

La luz solar directa proporciona alrededor de 93 lumenes de iluminación por vatio de potencia electromagnética, incluyendo infrarrojo, visible y ultra-violeta.

Luz solar brillante proporciona iluminación de aproximadamente 100,000 candelas por metro cuadrado en la superficie terrestre.

La luz solar es un factor fundamental en el proceso de fotosíntesis, tan importante para la vida.

Para calcular la cantidad de luz solar que alcanza el suelo se deben tomar en cuenta tanto la órbita elíptica de la tierra como su atmósfera. La iluminación solar extraterrestre (E_ext), corregida para la órbita elíptica usando el número de día del año, conocido como la fecha Juliana, es: E_ext=E_sc(1 + 0.034 * cos(2pi(Jd − 2) / 365))

La constante de iluminancia solar (E_sc), es equivalente a 128 Klux. La iluminancia directa normal, (E_dn), corregida para los efectos atenuantes de la atmósfera están dados por: E_dn=E_ext*e^-cm

Donde c es el coeficiente de extinción atmosférica y m es la masa óptica de aire relativa.

El espectro de radiación electromagnética golpea la Atmósfera terrestre es de 100 a 10⁶ nm. Esto puede ser dividido en cinco regiones en orden creciente de longitud de onda:

Radiación solar es el conjunto de radiaciones electromagnéticas emitidas por el Sol. El Sol se comporta prácticamente como un cuerpo negro que emite energía siguiendo la ley de Planck a una temperatura de unos 6000 K. La radiación solar se distribuye desde el infrarrojo hasta el ultravioleta. No toda la radiación alcanza la superficie de la Tierra, porque las ondas ultravioletas más cortas, son absorbidas por los gases de la atmósfera fundamentalmente por el ozono. La magnitud que mide la radiación solar que llega a la Tierra es la irradiancia, que mide la energía que, por unidad de tiempo y área, alcanza a la Tierra. Su unidad es el W/m² (vatio por metro cuadrado).

El Sol es la estrella más cercana a la Tierra y está catalogada como una estrella enana amarilla. Sus regiones interiores son totalmente inaccesibles a la observación directa y es allí donde ocurren temperaturas de unos 20 millones de grados necesarios para producir las reacciones nucleares que producen su energía. Dentro de 5.000.000.000 años se extinguirá.

La capa más externa que es la que produce casi toda la radiación observada se llama fotosfera y tiene una temperatura de unos 6000 K. Tiene sólo una anchura de entre 200 y 300 km. Por encima de ella está la cromosfera con una anchura de unos 15000 km. Más exterior aún es la corona solar una parte muy tenue y caliente que se extiende varios millones de kilómetros y que sólo es visible durante los eclipses solares totales.

La superficie de la fotosfera aparece conformada de un gran número de gránulos brillantes producidos por las células de convección. También aparecen fenómenos cíclicos que conforman la actividad solar como manchas solares, fáculas, protuberancias solares, etc. Estos procesos que tienen lugar a diferentes profundidades, van acompañados siempre de emisión de energía que se superpone a la principal emisión de la fotosfera y que hace que el Sol se aleje ligeramente en su emisión de energía del cuerpo negro a cortas longitudes de onda por la emisión de rayos X y a largas longitudes por los fenómenos nombrados, destacando que no es la emisión igual cuando el Sol está en calma que activo. Además la cromosfera y corona absorben y emiten radiación que se superpone a la principal fuente que es la fotosfera.

La aplicación de la Ley de Planck al Sol con una temperatura superficial de unos 6000 K nos lleva a que el 99% de la radiación emitida está entre las longitudes de onda 0,15 μm g(micrómetros o micras) y 4 micras. Como 1 angstrom 1 Å= 10^-10 m=10^-6 micras r,.esulta que el Sol emite en un rango de 1500 Å hasta 40000 Å. La luz visible se extiende desde 4000 Å a 7400 Å. La radiación ultravioleta u ondas cortas iría desde los 1500 Å a los 4000 Å y la radiación infrarroja u ondas largas desde las 0gb,74 micras a 4 micras.

La atmósfera de la Tierra constituye un importante filtro que hace inobservable radiaciones de longitud de onda inferior a las 0,29 micras por la fuerte absorción del ozono y oxígeno. Ello nos libra de la ultravioleta más peligrosa para la salud. La atmósfera es opaca a toda radiación infrarroja de longitud de onda superior a los 24 micras, ello no afecta a la radiación solar pero sí a la energía emitida por la Tierra que llega hasta las 40 micras y que es absorbida. A este efecto se lo conoce como efecto invernadero.

El máximo (Ley de Wien) ocurre a 20,475 micras es decir a 4750 Å. Considerando la ley de Wien ello corresponde a una temperatura de:

Pero la emisión solar difiere de la de un cuerpo negro, sobre todo en el ultravioleta. En el infrarrojo se corresponde mejor con la temperatura de un cuerpo negro de 5779ºC y en el visible con 6090 K. Ello nos habla de que la radiación solar no se produce en las mismas capas y estamos observando la temperatura de cada una de ellas donde se produce la energía.

Esquema de la distribución de la radiación en el sistema tierra – atmósfera.

La atmósfera es diatérmana, es decir, que no es calentada directamente por la radiación solar, sino de manera indirecta a través de la reflexión de dicha radiación en el suelo y en la superficie de mares y océanos.

La energía solar tiene longitudes de onda entre 0,15 micras y 4 micras por lo que puede ionizar un átomo, excitar electrones, disociar una molécula o hacerla vibrar.

La energía térmica de la Tierra (radiación infrarroja) se extiende desde 3 micras a 80 micras por lo que sólo puede hacer vibrar o rotar moléculas, es decir, calentar la atmósfera.

La energía recibida del sol, al atravesar la atmósfera de la Tierra calienta el vapor de agua en unas zonas de la atmósfera más que otras, provocando alteraciones en la densidad de los gases y, por consiguiente desequilibrios que causan la circulación atmosférica. Esta energía produce la temperatura en la superficie terrestre y el efecto de la atmósfera es aumentarla por efecto invernadero y mitigar la diferencia de temperaturas entre el día y la noche y entre el polo y el ecuador.

La mayor parte de la energía utilizada por los seres vivos procede del Sol, las plantas la absorben directamente y realizan la fotosíntesis, los herbívoros absorben indirectamente una pequeña cantidad de esta energía comiendo las plantas, y los carnívoros absorben indirectamente una cantidad más pequeña comiendo a los herbívoros.

La mayoría de las fuentes de energía usadas por el hombre derivan indirectamente del Sol, ya que el sol puede a través de toda su radiación lanzada ser aprovechada como energía para los humanos. Los combustibles fósiles preservan energía solar capturada hace millones de años mediante fotosíntesis, la energía hidroeléctrica usa la energía potencial del agua que se condensó en altura después de haberse evaporado por el calor del Sol, etc.

La exposición exagerada a la radiación solar puede ser perjudicial para la salud. Esto está agravado por el aumento de la expectativa de vida humana, que está llevando a toda la población mundial, a permanecer más tiempo expuesto a las radiaciones solares, con el riesgo mayor de cáncer de piel.

Imagen del agujero de ozono más grande en la Antártida registrada en septiembre de 2000. Datos obtenidos por el instrumento Total Ozone Mapping Spectrometer (TOMS) a bordo de un satélite de la NASA.

La radiación ultravioleta, es emitida por el Sol en longitudes de onda van aproximadamente desde los 150 nm (1500 Å), hasta los 400 nm (4000 Å), en las formas UV-A, UV-B y UV-C pero a causa de la absorción por parte de la atmósfera terrestre, el 99% de los rayos ultravioletas que llegan a la superficie de la Tierra son del tipo UV-A. Ello nos libra de la radiación ultravioleta más peligrosa para la salud. La atmósfera ejerce una fuerte absorción que impide que la atraviese toda radiación con longitud de onda inferior a 290 nm (2900 Å). La radiación UV-C no llega a la tierra porque es absorbida por el oxígeno y el ozono de la atmósfera, por lo tanto no produce daño. La radiación UV-B es parcialmente absorbida por el ozono y llega a la superficie de la tierra, produciendo daño en la piel. Ello se ve agravado por el agujero de ozono que se produce en los polos del planeta.

El estudio de la dirección con la cual incide la irradiación solar sobre los cuerpos situados en la superficie terrestre, es de especial importancia cuando se desea conocer su comportamiento al ser reflejada. La dirección en que el rayo salga reflejado dependerá de la incidente.

Con tal fin se establece un modelo que distingue entre dos componentes de la irradiación incidente sobre un punto: la irradiación solar directa y la irradiación solar difusa.

La suma de ambas es la irradiación total incidente. La superficie del planeta está expuesta a la radiación proveniente del Sol. La tasa de irradiación depende en cada instante del ángulo que forman la normal a la superficie en el punto considerado y la dirección de incidencia de los rayos solares. Por supuesto, dada la lejanía del Sol respecto de nuestro planeta, podemos suponer, con muy buena aproximación, que los rayos del Sol inciden esencialmente paralelos sobre el planeta. No obstante, en cada punto del mismo, localmente considerado, la inclinación de la superficie respecto a dichos rayos depende de la latitud y de la hora del día para una cierta localización en longitud. Dicha inclinación puede definirse a través del ángulo que forman el vector normal a la superficie en dicho punto y el vector paralelo a la dirección de incidencia de la radiación solar.

La constante solar es la cantidad de energía recibida en forma de radiación solar por unidad de tiempo y unidad de superficie, medida en la parte externa de la atmósfera en un plano perpendicular a los rayos. Los resultados de su medición por satélites indican un valor promedio de 1366 W/m².

Para calcular la constante solar basta con dividir el flujo energético que sale del sol por la relación de áreas entre la superficie del Sol (r_s radio solar) y el área de una esfera situada a la distancia AU (unidad astronómica) del Sol. Para obtener este valor, que realmente está medido por satélites se debe usar un valor de la temperatura superficial del Sol de T_s=5776 K

Para la Tierra en su conjunto, dada su sección transversal de 127,4 millones de km², la energía es del orden de 1,74·10¹⁷ W. En realidad la «constante solar» no es propiamente una constante, pero sí un parámetro que a corto y medio plazo varía dentro de márgenes estrechos.

La constante solar se puede expresar en

. Para ello hay que recordar 1 julio=0,24 calorías, 1 minuto= 60 s y

Una unidad muy utilizada para medir energía que llega a la parte superior de la atmósfera en un día es:

Así un lugar a 30º N de latitud recibe el 21 de junio, el día del solsticio de verano una insolación de 1004,7 langleys/día y el 21 de diciembre, día del solsticio de invierno sólo 480,4 langleys/día.

Por otra parte se puede calcular la insolación anual en la parte alta de la atmósfera a diferentes latitudes. Para el polo la insolación anual es 133,2 kilolangleys/año mientras en el ecuador asciende a 320,9 kilolangleys/año donde el klangley=1000 langleys.

Se llama luminosidad solar a la energía emitida por el Sol en la unidad de tiempo. Por tanto vale:

Análogo resultado se obtiene en vez de hacer el cálculo para la superficie solar, hacerlo a la distancia de la Tierra y usar la constante solar. El flujo emitido por el Sol va disminuyendo con la distancia debido a que se reparte por una superficie mayor. La superficie esférica a la distancia en que se encuentra la Tierra vale:

Análogo resultado se obtiene haciendo el cálculo mediante el siguiente razonamiento:

el diámetro angular de la Tierra vista desde el Sol es de aproximadamente 1/11.000 de radián, así que el ángulo sólido de la Tierra desde el Sol es de 1/140000 estereorradianes. Eso implica que la Tierra intercepta sólo una parte entre 2000 millones de la radiación que el Sol emite (aproximadamente 3,6×10²⁶ W).

La constante solar incluye todos los tipos de radiación, no sólo la visible. La constante solar está relacionada con la magnitud aparente del Sol (la intensidad de su brillo según lo recibe el espectador) cuyo valor es de −26,8; ya que ambos parámetros vienen a describir el brillo observable del Sol, aunque la magnitud se refiere solamente al espectro visible.

La radiación emitida por el Sol no es exactamente constante, sino que sufre de fluctuaciones caóticas de muy pequeña amplitud y de oscilaciones periódicas descritas como ciclos de actividad, así como de variaciones tendenciales por las cuales el brillo del Sol ha ido creciendo lentamente a lo largo de su historia.

Las variaciones periódicas parecen consistir en varias oscilaciones de período (duración) diferente, de las que la más conocida es la de 11 años que se manifiesta como ciclo de variación de la abundancia de manchas solares en la fotosfera. Los ciclos recientes muestran una variación del brillo solar dentro de los límites de un 0,1%; sin embargo desde el mínimo de Maunder, una época sin manchas entre 1650 y 1700, la radiación solar podría haber crecido hasta en un 0,6%.

Los modelos teóricos del desarrollo del Sol implican que hace unos 3.000 millones de años, cuando el Sistema Solar sólo tenía un tercio de su edad, el Sol emitía sólo un 75% de la energía que emite actualmente. El clima de la Tierra era menos frío de lo que implica este dato, porque la composición de la atmósfera era muy diferente, mucho más abundante en gases de invernadero, sobre todo dióxido de carbono (CO₂) y amoniaco (NH₃).

Otras variaciones de carácter cíclico tienen que ver con los parámetros orbitales de la Tierra, especialmente con la excentricidad. Ésta no afecta en sí a la energía media recibida a largo plazo, pero sí a las variaciones estacionales. Actualmente la Tierra se encuentra en su perihelio a primeros de enero, coincidiendo casi con el solsticio de invierno, lo que contribuye a que el Hemisferio Norte recoja algo más de energía solar que el Sur. Pero la fecha del perihelio (y del afelio) oscila con un período muy largo.

En cualquier caso la excentricidad de la órbita terrestre es relativamente pequeña, pero es grande sin embargo en otros planetas, como Marte y sobre todo Plutón (ahora planeta enano). En éstos la diferencia de energía interceptada en distintos momentos del año puede llegar a ser considerable. La tabla siguiente presenta las constantes solares de los planetas del Sistema solar, calculadas en función de su distancia media.

Variaciones de la luminosidad solar a lo largo del ciclo de las manchas solares durante los últimos 30 años.

Es un lapso de 11 años durante el cual varían la cantidad de manchas, ráfagas y protuberancias solares.

De las parejas de manchas solares del hemisferio norte, la mancha que guía a su compañera en la dirección de rotación tiene un campo magnético en sentido opuesto al de la mancha solar dominante del hemisferio sur. Cuando comienza un nuevo ciclo de 11 años, se invierte el sentido del campo magnético de las manchas solares dominantes de cada hemisferio.

Así pues, el ciclo solar completo incluyendo la polaridad del campo magnético, dura unos 22 años. Además, las manchas solares se suelen dar en la misma latitud en cada hemisferio. Esta latitud varía de los 45 a los 5° durante el ciclo de las manchas solares.

Como cada mancha solar dura como mucho unos pocos meses, el ciclo solar de 22 años refleja los procesos asentados y de larga duración en el Sol y no las propiedades de las manchas solares individuales. Aunque no se comprenden del todo, los fenómenos del ciclo solar parecen ser el resultado de las interacciones del campo magnético del Sol con la zona de convección en las capas exteriores.

Además, estas interacciones se ven afectadas por la rotación del Sol, que no es la misma en todas las latitudes. El Sol gira una vez cada 27 días cerca del ecuador, pero una vez cada 31 días más cerca de los polos.

El valor de la constante solar, así como su relativa estabilidad, son fundamentales para muchos de los más importantes procesos terrestres. En particular, para la determinación del clima, los procesos geológicos externos, y para la vida. También para el futuro de la Humanidad, al menos en lo que éste dependa del desarrollo tecnológico de las energías renovables.

El flujo emitido por el Sol va disminuyendo con la distancia debido a que se reparte por una superficie mayor. Supongamos que llamamos K₀ a la constante solar a la distancia de la Tierra (1 unidad astronómica) y K a la distancia r expresada en U.A. de cualquier planeta solar, se cumplirá que la luminosidad solar no cambia, es decir:

Supongamos por ejemplo el planeta Marte que dista 1,5236 U.A. la constante solar valdrá:

Para calcular la temperatura efectiva en los distintos planetas hay que hacer el cálculo del balance radiactivo terrestre pero generalizado para los planetas. Se supone que cada planeta ha alcanzado el equilibrio interceptando del Sol la misma energía que irradia por su temperatura.

La razón del 4 radica en que sólo la sección del planeta intersecciona la energía solar mientras que toda la superficie del planeta la irradia.

Como la energía absorbida e irradiada son iguales por el equilibrio térmico resulta:

La evaluación de la fórmula da las distintas temperaturas efectivas de los planetas. Estas temperaturas no deben confundirse con temperaturas superficiales, pues la atmósfera y las nubes reflejan parte de la radiación solar de onda corta mientras las ondas largas emitidas por la radiación térmica del planeta son absorbidas en parte por los gases de efecto invernadero aumentando significativamente la temperatura superficial especialmente en el caso de Venus mientras que si la atmósfera es delgada como en el caso de Marte no debe haber mucha diferencia.

Constantes solares (K) de los planetas del Sistema Solar y temperaturas efectivas (T_e)
Planeta	K (W/m²)	*K/K₀*	*Albedo*	*T_e (K)*
Mercurio	9040	6,7	0,058	442
Venus	2610	1,9	0,71	244
Tierra	1360	1	0,33	253
Marte	590	0,4	0,17	216
Júpiter	50	0,04	0,52	87
Saturno	15	0,01	0,47	63
Urano	3,7	0,003	0,51	33
Neptuno	1,5	0,001	0,41	32

La tierra tiene un movimiento de rotación en torno a un eje y otro de translación de forma elíptica alrededor del sol. El primero de estos movimientos hace que un punto sobre ella se vea iluminado de forma periódica por el sol, originando el día y la noche, el segundo movimiento hace que los tiempos de exposición al sol sean variables originando las estaciones. Esta variación en los tiempos de exposición es debido a que el eje de rotación de la tierra permanece prácticamente siempre paralelo a si mismo con un ángulo de 66º 33` respecto al plano de la elíptica (plano que contiene a la trayectoria de la tierra).

Llamamos declinación ( xxxsol mov) al ángulo formado por la línea que une los centros de la tierra y el sol y su proyección sobre el ecuador E.

Cuando la tierra está en A la declinación tiene su valor máximo positivo disminuyendo hasta ser igual a 0 en B (23 de setiembre). En C la declinación toma el valor de -23º 27`. Y va aumentando hasta anularse en D.

En la siguiente figura vemos como varían las horas del día que permanece la tierra iluminada de acuerdo a la fecha y a las distintas latitudes

Para cualquier día del año podemos determinar la declinación (

) con la siguiente formula

284 es un número que ponemos en la expresión para corregir el hecho que comenzamos a contar los días en forma arbitraria.

Denominamos de esta forma al ángulo formado por la línea que une el centro de la tierra con un punto sobre la superficie de la misma y el plano del ecuador. Este ángulo se denomina paralelo y es positivo hacia el hemisferio norte y negativo al sur.

Es la otra coordenada que se utiliza junto con la latitud para la ubicación de un punto sobre la tierra, y esta definido como la distancia angular entre el meridiano de Greenwich (origen arbitrario) y el meridiano del lugar. Las longitudes se consideran positivas al oeste y negativas al este. Se denominan meridianos a los círculos imaginarios que pasan por los polos.

Se utilizan fundamentalmente dos sistemas de coordenadas para ubicar la posición del sol sobre la bóveda celeste.

El sistema denominado ecuatorial que es un sistema independiente de la posición del observador y el sistema horizontal que es subjetivo ya que depende de la posición del observador (este es el centro del sistema). Este último es el que vamos a detallar por ser el más practico para resolver problemas de asoleamiento.

Para un observador situado en la tierra, el sol realiza una trayectoria aparente, distinta cada día, que se repite cada seis meses excepto para los recorridos extremos (solsticios de verano e invierno) que se producen una vez cada año.

Para un observador, apoyado en un plano horizontal, podemos definir la posición del sol por dos variables, la altura solar y el azimut.

Llamamos altura solar al ángulo que forma el plano horizontal y la línea imaginaria que pasa por el centro del sol y el ojo del observador.

Llamamos azimut al ángulo que forman un plano vertical que pasa por el observador de norte a sur (llamado meridiano del lugar) y otro plano vertical que pasa por el observador y el sol.

La altura solar será positiva siempre que el sol se encuentre por encima del horizonte.

Consideramos al azimut = 0 en la dirección norte tomando valores positivos al este y negativos al oeste.

Podemos determinar los recorridos aparentes del sol mediante métodos gráficos y analíticos; representamos las trayectorias aparentes del sol para un observador sobre la tierra.

Si estas trayectorias aparentes del sol las proyectamos sobre el plano horizontal obtenemos la carta solar.

En esta carta tenemos representadas las proyecciones de las trayectorias aparentes del sol para distintos días del año, las curvas que nos representan las horas del día (hora solar, que en general difiere de la hora oficial)

En la circunferencia externa tenemos los ángulos que nos representan el azimut y mediante circunferencias concéntricas la altura solar.

Esta carta es simétrica respecto al eje norte-sur, para los días, horas y alturas que no figuran explícitamente, debemos interpolar entre los valores existentes.