Climatología

Magnitudes meteorológicas, climatológicas y atmosféricas

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 terrestre en un plano perpendicular a los rayos del Sol. Los resultados de su medición por satélites arrojan un valor promedio de 1366 W/m².

Para calcular la constante solar basta con dividir el flujo energético que emite el Sol por la relación de áreas entre la superficie del Sol (con  el radio solar) y la de una esfera de radio  (una unidad astronómica) del mismo. Para obtener este valor, que en la práctica está medido por satélites, se debe usar como temperatura efectiva () del Sol el valor 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.

Espectro de la radiación recibida del Sol en la atmósfera exterior. La constante solar está representada por la integral (el área debajo) de la curva.

Otras unidades de la constante solar

La constante solar se puede expresar en . Para ello hay que recordar 1 julio = 0,24 calorías, 1 minuto = 60 s y 1 m² = 10⁴ cm²

.

Una unidad muy utilizada para medir la 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.

Luminosidad solar

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

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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 Solva 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:

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La luminosidad solar vale por tanto:

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

El diámetro angular de la Tierra vista desde el Sol es de aproximadamente 1/11.700 de radián, así que el ángulo sólido de la Tierra desde el Sol es de 1/175.000.000estereorradianes. 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.

Variación

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 composiciónn 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 considerado «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.

Relevancia

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.

Constante solar para los distintos planetas

El flujo emitido por el Sol va disminuyendo con la distancia debido a que se reparte por una superficie mayor. Supongamos que llamamos  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:

es decir:

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

Temperatura efectiva en los distintos planetas

Para calcular la temperatura efectiva en los distintos planetas hay que hacer el cálculo del balance radiativo 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.

 siendo r el radio del planeta.

 siendo a el albedo

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 delSistema Solar y temperaturas efectivas (T_e)

Planeta	K (W/m²)	K/K0	Albedo	Te (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

Radiación Solar Esta es una representación gráfica realizada con datos estándares de la NASA, sobre el espectro de radiación del disco solar en vatios/m2mm. La curva superior está formada por la unión de puntos de datos de fuera de la atmósfera. La curva inferior se atribuye a la superficie de la Tierra, bajo la condición designada como "masa de aire 2". Esta designación corresponde a un ángulo de 60° entre el cénit y el Sol. Los datos de la superficie corresponden a Brandhorst, et al., Procedimientos Provisionales de Ensayo de células solares para aplicaciones terrestres, NASA Rep. TM X-71771 (Lewis Research Center) 1975. Los puntos se han calculado realmente usando datos de fuera de la atmósfera, asumiendo un contenido de agua de 20 mmHg y de ozono 3.4 mm Hg. Los datos de fuera de la atmósfera, son de Thekaekara, M. P., Solar energy outside the earth's atmosphere, Solar Energy 14, 109 (1973). Esto representa una valoración posterior de la radiación solar, mostrada en rojo. Es también una ilustración de la NASA, con cálculos de líneas espectrales acreditadas a Bob Kurucz del Observatorio Smithsonian de Harvard. Es considerada como la mejor estimación del espectro solar posterior a 1992. La radiación solar de fuera de la atmósfera, se puede comparar con la curva de radiación de cuerpo negro a 6000ºK, una parte de la cual, se reproduce a la derecha. Examinando el rango nominal de 400-700 nm de la luz visible, se puede apreciar que la radiación solar es similar a la radiación de cuerpo negro. La curva en la superficie es notablemente mas plana, o mas blanca, si se toma como definición de blanca igual energía por longitud de onda. Longitud de onda l(nm) Atmósfera exterior Superficie m=2 Longitud de onda l(nm) Atmósfera exterior Superficie m=2 300 514 0 570 1712 1134 310 689 1 580 1715 1147 320 830 50 590 1700 1148 330 1059 105 600 1666 1135 340 1074 177 610 1635 1137 350 1093 217 620 1602 1137 360 1068 255 630 1570 1137 370 1181 320 640 1544 1141 380 1120 344 650 1511 1140 390 1098 371 660 1486 1136 400 1429 530 670 1456 1127 410 1751 693 680 1427 1119 420 1747 737 690 1402 1114 430 1639 737 700 1369 1102 440 1810 867 710 1344 1089 450 2006 1022 720 1314 1071 460 2066 1089 730 1290 1058 470 2033 1107 740 1260 1040 480 2074 1167 750 1235 1026 490 1950 1133 760 1211 660 500 1942 1165 770 1185 997 510 1882 1147 780 1159 981 520 1833 1136 790 1134 965 530 1842 1159 800 1109 950 540 1783 1140 810 1085 850 550 1725 1120 820 1060 900 560 1695 1111 830 1036 898 Curva de Radiación de Cuerpo Negro a 6000ºK

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La Constante Solar La cantidad de energía solar, que llega a la parte superior de la atmósfera de la Tierra por metro cuadrado de superficie perpendicular, se llama a menudo constante solar. El valor nominal de la constante solar es Constante Solar = 1366 vatios/m2 Para el total del área de superficie transversal de la Tierra, la potencia recibida es sobre 1,74 x 1017 vatios. La potencia de salida del Sol es alrededor de 3,86 x 1026 vatios. La cantidad de potencia recibida del Sol, varia con la actividad de las manchas solares, pero esta variación es bastante pequeña, como lo indica el siguiente gráfico de tiempo. La fuente para la curva de arriba fue http://www.pmodwrc.ch/pmod.php?topic=tsi/composite/SolarConstant. Representa un promedio de datos de varios satélites, y fué desarrollado por World Radiation Center PMOD (Physikalisch-Meteorologisches Observatorium Davos) de Suiza. La medida real de la radiación solor varia con la altitud y la orientación con el Sol.