RADIACIÓN SOLAR -...

UNIVERSIDAD NACIONAL DEL SANTA DEPARTAMENTO ACADÉMICO DE ENERGÍA Y FÍSICA E.A.P. ING. AGRÓNOMA

RADIACIÓN SOLAR

La energía que emite el sol o radiación solar, recibida en la superficie terrestre, es la fuente de

casi todos los fenómenos meteorológicos y de sus variaciones en el curso del día y del año.

Se trata de un proceso físico, por medio del cual se transmite energía en forma de ondas

electromagnéticas, en línea recta, sin intervención de una materia intermedia, a 300.000 km por

segundo.

Cuando esta radiación alcanza el límite superior de la atmósfera está formada por rayos de

distinta longitud de onda:

• Los rayos ultravioletas: no son visibles y tienen muy pequeña longitud de onda.

• Los rayos luminosos: son los únicos visibles; su longitud de onda corresponde al violeta

y al rojo, respectivamente, ya que varía entre 0,36 y 0,76 micrones.

• Los rayos térmicos o caloríferos: tampoco son visibles y su longitud de onda es mayor

de 0,76 micrones. Son los rayos infrarrojos.

La intensidad calorífica de la radiación solar, medida en el límite superior de la atmósfera, es

por lo general constante en el tiempo.

El valor de la radiación solar para un cm2, expuesto perpendicularmente a los rayos solares en

el límite superior de la atmósfera, es de 2 cal/s, aproximadamente. Este valor se llama

Constante Solar.

Variaciones:

No toda la radiación solar incidente en el límite de la atmósfera llega a la superficie terrestre;

esto se debe a que la capa gaseosa actúa sobre ella produciendo distintos fenómenos:

Absorción: el flujo de radiación penetra en la atmósfera y transformada en energía térmica,

aumenta su temperatura y la hace irradiar calor hacia la Tierra y el espacio interplanetario. Las

radiaciones térmicas de la atmósfera que alcanzan la superficie terrestre atenúan el

enfriamiento de la misma, especialmente durante la noche; este fenómeno se conoce como

amparo térmico de la atmósfera.

Reflexión: se produce cuando parte de la radiación solar al incidir sobre un cuerpo es

desviada o devuelta, sin modificar sus caracteres: la atmósfera refleja la radiación que incide

sobre gases y partículas sólidas en suspensión; la que llega a la superficie de la tierra en parte

se absorbe y en parte se refleja.

Dispersión: fenómeno similar a la reflexión, pero la radiación modifica sus caracteres al ser

devuelta o desviada. En la alta atmósfera la radiación solar es dispersada por las moléculas de

los gases del aire: los rayos luminosos de onda más corta (violeta y azul) son más fácilmente

dispersados, dando el color azulado al cielo. Los demás, (rojo, anaranjado, amarillo), llegan

LIC. CHRISTIAN PUICAN FARROÑAY METEOROLOGÍA Y CLIMATOLOGÍA AGRÍCOLA

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casi directamente al suelo, sin dispersarse; se dispersan cuando atraviesan capas atmosféricas

de espesor considerable, como ocurre en los crepúsculos: en estos casos el cielo presenta un

color que va del amarillo al rojo intenso.

Reflexión y dispersión de los rayos solares dan como resultado la radiación solar difusa: a ella

corresponden las primeras luces antes de la salida del Sol y gracias a su existencia el pasaje

del día a la noche y viceversa se hace en forma gradual.

Efectos

Los rayos del Sol resultan muy debilitados cuando se hallan cerca del horizonte porque para

llegar a la superficie de la Tierra deben atravesar una capa atmosférica mayor que cuando

caen perpendicularmente sobre nuestras cabezas.

La intensidad del calor recibida por una superficie horizontal depende de la inclinación con que

llegan los rayos solares: La mayor intensidad corresponde a una superficie que recibe los rayos

solares verticalmente; la menor intensidad, cuando los rayos solares llegan con mucha

oblicuidad. A medida que esto sucede, la misma cantidad de radiación se distribuye en una

mayor superficie; por lo tanto, la energía recibida por centímetro cuadrado de superficie

receptora disminuye.


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La radiación solar La energía solar resulta del proceso de fusión nuclear que tiene lugar en el sol. Esta energía es

el motor que mueve nuestro medio ambiente, siendo la energía solar que llega a la superficie

terrestre 10.000 veces mayor que la energía consumida actualmente por toda la humanidad.

La radiación es trasferencia de energía por ondas electromagnéticas y se produce

directamente desde la fuente hacia fuera en todas las direcciones. Estas ondas no necesitan

un medio material para propagarse, pueden atravesar el espacio interplanetario y llegar a la

Tierra desde el Sol.

La longitud de onda y la frecuencia de las ondas electromagnéticas, son importantes para

determinar su energía, su visibilidad y su poder de penetración. Todas las ondas

electromagnéticas se desplazan en el vacío a una velocidad de 299.792 Km/s

Estas ondas electromagnéticas pueden tener diferentes longitudes de onda. El conjunto de

todas las longitudes de onda se denomina espectro electromagnético. El conjunto de las

longitudes de onda emitidas por el Sol se denomina espectro solar.

La proporción de la radiación solar en las distintas regiones del espectro es aproximadamente:

Ultravioleta: 7%

Luz visible: 43%

Infrarrojo: 49%

El resto: 1%

INSTRUMENTACIÓN Y MEDIDA DE LA RADIACIÓN SOLAR Las medidas de la radiación son importantes para:

- Estudiar las transformaciones de la energía en sistema Tierra-Atmósfera.

- Analizar las propiedades y distribución de la atmósfera, los elementos que la constituyen,

tales como los aerosoles, el vapor de agua, el ozono, etc.

- Estudiar la distribución y variaciones de la radiación incidente, reflejada y total.

- Satisfacer las necesidades derivadas de las actividades de la biología, de la medicina, de

la agricultura, de la arquitectura, de la ingeniería y de la industria relacionadas con la

radiación.


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Referencia Radiométrica Mundial (WRR) y Grupo Mundial de Normalización (WSG): En los últimos años, gracias al desarrollo experimentado por la radiometría absoluta, se ha

mejorado enormemente la precisión de las medidas de la radiación. Por ello se ha definido una

Referencia Radiométrica Mundial a partir de los resultados obtenidos con la realización de

numerosas comparaciones de 15 pirheliómetros absolutos individuales.

La WRR se considera representativa de las unidades físicas de irradiancia total con una

precisión superior a ± 0-3 %. Fue adoptada por el congreso de la Organización Meteorológica

Mundial (O.M.M.) en 1979 y se crea El Grupo Mundial de Normalización (WSG). Con objeto de

garantizar la estabilidad a largo plazo de la nueva referencia, como WSG se utiliza por lo

menos un grupo de cuatro pirheliómetros absolutos de distinto diseño. Los instrumentos del

grupo se comparan entre sí al menos una vez al año. El WSG se mantiene en el Centro

Mundial de Calibración Radiométrica en Davos (Suiza)

WSG de Davos (Suiza)

Batería de Pirheliómetros de Cavidad del WSG


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MEDIDA DE LA RADIACIÓN DIRECTA La radiación solar directa se mide por medio de pirheliómetros. Merced al empleo de

obturadores, solamente se mide la radiación procedente del sol y de una región anular del cielo

muy próxima al astro. En los instrumentos modernos, esta última abarca un semiángulo de 2.5º

aproximadamente a partir del centro del Sol.

Generalmente el sensor está dotado de un visor en el que un pequeño punto luminoso coincide

con una marca situada en el centro del mismo cuando la superficie receptora se halla en

posición exactamente perpendicular al haz solar directo Por lo que se precisa que todos los

pirheliómetros vayan montados sobre un mecanismo que le permita un seguimiento muy

preciso del Sol.

Pirheliómetro de primera clase Kipp-Zonen Lo normal es que se calibren con el WSG en el transcurso de las Comparaciones

Pirheliométricas Internacionales que se organizan cada 5 años. Un sensor referenciado al

WSG puede usarse como patrón primario para calibrar de nuevo, por comparación y usando el

sol como fuente, pirheliómetros secundarios de primera y segunda clase.


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MEDIDA DE LA RADIACIÓN GLOBAL Y DIFUSA La radiación global se define como la radiación solar recibida de un ángulo sólido de 2π

estereorradianes sobre una superficie horizontal. La radiación global incluye la recibida

directamente del disco solar y también la radiación celeste difusa dispersada al atravesar la

atmósfera.

El instrumento necesario para medir la radiación global es el piranómetro. Este se utiliza a

veces para medir la radiación incidente sobre superficies inclinadas y se dispone en posición

invertida para medir la radiación global reflejada (albedo).

Para medir solamente la componente difusa de la radiación solar, la componente directa se

cubre por medio de un sistema de pantalla o sombreado.

Pinanómetro Kipp-Zonen

MEDIDA DE LA RADIACIÓN INFRARROJA El instrumento usado para medir radiaciones de onda larga son los pirgeómetros. La mayoría

de éstos eliminan las longitudes de onda cortas mediante filtros que presentan una

transparencia constante a longitudes de onda largas mientras que son casi opacos a longitudes

de onda más cortas (300 a 3000nm).

Pirgeómetro Eppley

RADIACIÓN ULTRAVIOLETA:

La Radiación Ultravioleta cubre el rango espectral desde los 100 a los 400 nm. Se divide en:

Ultravioleta C de 100 a 280 nm, absorbida totalmente por el ozono.

Ultravioleta B de 280 a 320 nm, absorbida parcialmente por el ozono.


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Ultravioleta A de 320 a 400 nm, apenas absorbida por el ozono.

Aunque tan sólo representa el 7 % de la radiación total, los efectos que provoca sobre los seres

vivos y el medio ambiente hace que sea muy importante.

Así las variaciones tiene una influencia relevante sobre la salud (cáncer de piel, cataratas), el

clima (variación del balance energético terrestre), procesos biológicos (fotosíntesis), ecológicos

(modificación de ecosistemas) y fotoquímicos (formación y descomposición de contaminantes).

Todo esto unido a una posible disminución de la capa de ozono, provocando una mayor

cantidad de radiación UV, resultaría muy dañino sobre todo para la salud humana.

Por todo esto la Organización Mundial para la Salud puso en marcha la medida sistemática de

la radiación UVB. En este sentido la Unión Europea puso en marcha en 1996 la acción COST

para estandarizar la medida de la radiación UVB en Europa.

Se define un estándar de peligrosidad de la radiación UV, que es el UVI (Indice Ultravioleta),

que se calcula multiplicando la irradiancia eritemática en W/m2 por 40. Con unos intervalos de

peligrosidad según el índice:

0-3 Riesgo Bajo

4-6 Riesgo Medio

7-9 Riesgo Alto

>10 Riesgo Extremo


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EL ESPECTRO DE LA RADIACIÓN

Desde el siglo XVII sabemos, con los trabajos de Newton y Huygens, que la radiación

luminosa, la luz, se desvía al atravesar un medio de densidad distinta, como el agua. Sufre una

dispersión. Resulta que sus componentes se desvían con diferente ángulo, por lo que al salir

del medio que atraviesan, salen las componentes separadas por distintos ángulos y se pueden

identificar visualmente por los diferentes colores que muestran.

Así, cuando la luz blanca que procede del sol atraviesa gotas de lluvia, esta se desvía, y sus

componentes, que son las de luz de color rojo, naranja, amarillo, verde, azul, añil y violeta, se

separan formando el arco iris. Esto ocurre debido a que las componentes de la luz blanca del

Sol, en desplazamiento general de 300 000 km/s, tienen diferentes longitudes de onda.

La luz blanca procedente de nuestra estrella, el Sol, es la principal radiación que recibimos en

nuestro planeta. ¿Cómo estudiar la radiación?

1. El espectro de la radiación.

2. Espectros de emisión y espectros de absorción.

3. La espectroscopia. Aparatos de medición.

1. El espectro de la radiación:

En determinadas condiciones, los cuerpos emiten energía en forma de radiación. También los cuerpos absorben la radiación que emiten otros cuerpos, asimilando energía.

¿Cómo medir la radiación emitida o la radiación absorbida por los cuerpos?. Un aparato capaz de obtener el espectro de una radiación, es decir, de separar la radiación en sus componentes, se llama un espectroscopio. Si el aparato es capaz de fotografiarla se llama un espectrógrafo, y si es capaz de medirla diremos que se trata de un espectrómetro. Cuando es capaz de medir también la intensidad de la radiación, se llama espectrofotómetro.

La principal emisión de radiación de los cuerpos es la radiación electromagnética en forma de luz visible.

Se dice que el arco iris es el espectro de la luz visible procedente del sol. En el ejemplo del espectro constituido por el arco iris, son las gotas de lluvia y el aire atmosférico lo que hacen de espectroscopio.

La longitud de onda de la radiación puede ser desde muy pequeña, en el caso de la llamada radiación gamma, hasta muy grande en las ondas de radio. Se mide, pues, usando desde nanómetros (nm) y ángstroms (Å) hasta cientos de metros. Recordemos que un nanómetro es la milmillonésima parte de un metro (1m = 10-9 nm) y que un Ángstrom es la diez mil millonésima parte de un metro (1m = 10-10 Å), por lo que un nanómetro equivale a 10 Ángstrom (1nm = 10 Å )

La luz que recibimos del Sol es radiación electromagnética que se desplaza a 300 000 km/s, en su totalidad, pero la longitud de onda no es la misma en todos los fotones luminosos, sino que varía entre los 4000 Å y los 7000 Å, aproximadamente, o lo que es lo mismo, entre los 400 nm y los 700 nm. La luz blanca se descompone, en definitiva, en un espectro de diferentes bandas coloreadas, cada una definida por una longitud de onda distinta. Así, la luz de menor longitud de onda es la luz violeta, que es de alrededor de unos 4000 Å, y la luz de mayor longitud de onda es la luz roja, que es de alrededor de unos 7 000Å .

Sin embargo, hay radiaciones de mayor y también de menor longitud de onda, es decir, que tienen una longitud de onda inferior a 4000 Å y que tienen una longitud de onda superior a los 7 000 Å.


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Las radiaciones que van desde el violeta al rojo se dice que forman el espectro visible, pues procede de la descomposición de la luz blanca.

Las radiaciones de longitud de onda inferior al violeta se llaman radiación ultravioleta, rayos X, y rayos gamma, por orden decreciente en la longitud de onda.

Las radiaciones de longitud de onda superior al rojo son las denominadas infrarrojo, microondas y ondas de radio, por orden creciente en longitud de onda.

TIPO DE RADIACION Intervalos de λ (nm) Rayos Gamma ≤ 10-2 Rayos X 10-2 ≤ λ ≤ 15 Ultravioleta 15 ≤ λ ≤ 4x102 ESPECTRO VISIBLE 4x102 ≤ λ ≤ 7,8x102

(4000 Å ≤ λ ≤ 7800 Å) Infrarrojo 7,8x102 ≤ λ ≤ 106 Región de microondas 106 ≤ λ ≤ 3x108 Ondas de radio ≥ 3x108


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2. Espectros de emisión y espectros de absorción:

Cuando un elemento irradia energía no lo hace en todas las longitudes de onda. Solamente en aquellas de las que está “provisto”. Esas longitudes de onda sirven para caracterizar, por tanto, a cada elemento. También ocurre que cuando un elemento recibe energía no absorbe todas las longitudes de onda, sino solo aquellas de las que es capaz de “proveerse”. Coinciden por tanto, las bandas del espectro en las que emite radiación con los huecos o líneas negras del espectro de absorción de la radiación, como si un espectro fuera el negativo del otro.

Cuando la radiación atraviesa a un gas, este absorve una parte del espectro

La exitación de un gas le hace emitir radiación, pero solo emite en ciertas longitudes de onda. Es su espectro de emisión, característico de cada sustancia


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Se acostumbra a llamar “cuerpo negro” al cuerpo ideal que absorbe todas las longitudes de onda y, por consiguiente, emite radiación también a todas las longitudes de onda. Sería, en definitiva, un emisor perfecto de radiación. A cada temperatura emitiría una cantidad definida de energía por cada longitud de onda.

El fracaso en el intento de explicar la radiación del cuerpo negro desde los conceptos de la física condujo al descubrimiento de Planck de que la emisión de energía es un múltiplo de la frecuencia de a radiación:

E = h. u

2.1. Los espectros de emisión:

Todos los cuerpos emiten energía a ciertas temperaturas. El espectro de la radiación energética emitida es su espectro de emisión. Todos los cuerpos no tienen el mismo espectro de emisión. Esto es, hay cuerpos que emiten en el infrarrojo, por ejemplo, y otros cuerpos no.

En realidad, cada uno de los elementos químicos tiene su propio espectro de emisión. Y esto sirve para identificarlo y conocer de su existencia en objetos lejanos, inaccesibles para nosotros, como son las estrellas.

Así, el sodio tiene su característico espectro de emisión, lo mismo que el calcio, o que el hidrógeno, etc..

Algunos ejemplos de espectros de emisión:


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Diremos que el hidrógeno emite, dentro del visible, en una cierta longitud de onda del naranja (6560 A), en otra del azul (4858 A), otra del añil (4337 A) y otra del violeta (4098 A).

El sodio (Na) emite en el amarillo (bandas de longitudes de onda de 5896 A y 5890 A).

El gas noble Neón (Ne) emite en el espectro visible en las longitudes de onda de 6402 A (naranja), 5852 A (amarillo) y 5400 A (verde)

El Calcio emite en la longitud de onda del espectro visible 6162 A (amarillo-naranja), 4454 A y 4435 (color añil) y 4226 A (violeta).

El Mercurio (Hg) emite radiación en dos longitudes de onda del visible: 5460 A (color verde) y 4358 A (color añil).


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2.2. Los espectros de absorción:

Y también los cuerpos absorben radiación emitida desde otros cuerpos, eliminando del espectro de radiación que reciben aquellas bandas absorbidas, que quedan de color negro. Son lo que se llaman “rayas negras” o simplemente “rayas” del espectro.

También ocurre con la absorción, que unos cuerpos absorben la radiación de unas determinadas longitudes de onda y no absorben la radiación de otras longitudes de onda, por lo que cada cuerpo, cada elemento químico en realidad, tiene su propio espectro de absorción, correspondiéndose con su espectro de emisión, cual si fuera el negativo con el positivo de una película.

Algunos ejemplos de espectros de absorción:

El hidrógeno, pues, absorbe radiación en las mismas bandas en las que la emite, es decir, absorbe en una cierta longitud de onda del naranja, en otra longitud de onda del azul, en otra del añil y en otra del violeta.

También, por consiguiente, el sodio (Na) absorbe en las mismas bandas de longitud de onda en las que emite.

El gas Neón absorbe, naturalmente, las mismas bandas que figuran en su espectro de emisión


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El calcio (Ca) absorbe también las líneas que figuran en su espectro de emisión

El mercurio (Hg) absorbe también las mismas líneas que emite.

2.3. El Espectro Solar:

Si analizamos mediante un espectroscopio la luz que nos llega del Sol observamos en el espectro que no es completamente continuo, sino que aparecen ciertas rayas de absorción. Indicándonos este hecho que la luz del sol ha atravesado gases que han absorbido las longitudes de onda que a cada uno de ellos le es característica. Algunos de estos elementos sabemos que no pueden existir en la atmósfera de nuestro planeta, por lo que hemos de concluir que se encuentran en la atmósfera solar:

Se observa fácilmente, por tanto, la existencia de Sodio (las dos líneas amarillas), hidrógeno, etc..

El primero en describir las líneas oscuras del espectro solar fué Joseph Von Fraunhofer (1787-1826), por lo que se le denominaron "Líneas de Fraunhofer", aunque ya habian sido descubiertas en 1802 por William H. Wollaston (1766-1828)

3. Espectroscopia. Aparatos de medición:

La Espectroscopia es el estudio de los espectros de los cuerpos físicos. Se fundamenta en el hecho de que cada elemento químico tiene su propio espectro de emisión y de absorción.

Para el estudio de los espectros de los elementos químicos se usan aparatos diversos, fundamentalmente son:


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- El espectroscopio: que al descomponer la luz incidente dispersándola en diferentes radiaciones monocromáticas, permite la observación directa del espectro de un determinado elemento.

- El espectrógrafo, que permite fotografiar las bandas de emisión y absorción de los elementos.

- El espectrómetro, cuyo objeto es la medición de las longitudes de onda de emisión y absorción en los espectros.

Todos son aplicables a la Espectroscopia astronómica.

3.1. Espectroscopios:

Son aparatos que dispersan la radiación incidente, lo cual se puede realizar por refracción en los llamados espectroscopios de prisma o bien por difracción, en los espectroscopios de red.

El espectroscopio de prisma fue desarrollado a partir de 1859 por los alemanes Kirchoff y Bunsen.

En el espectroscopio de red se consigue dispersar la radiación mediante una superficie reflectante sobre la cual se han trazado miles de surcos paralelos muy finos. Un CD ROM, y debido a sus líneas, es un ejemplo elemental de espectroscopio de red.

Se pueden encontrar fácilmente espectroscopios comercializados en la red destinados a los centros educativos. El modelo de la siguiente figura se puede encontrar en la dirección de Internet:

Este modelo es una antigüedad que data de la segunda mitad del siglo XIX.

3.2. Espectrógrafos:

Son instrumentos que registran fotográficamente, o por medio de detectores fotosensibles, las diferentes componentes del espectro. Su estructura es similar a la del espectroscopio, sustituyendo el ocular por una placa fotográfica o un detector.

Las siguientes imágenes corresponden a tipos diferentes de espectrógrafos:

http://personales.ya.com/casanchi/did/ea01.html


Espectrógrafo Cassegrain (Boller & Chivens) Espectrógrafo en el Observatorio Astronómico Naciona

3.3. Espectrómetros:

Se ha desarrollado comercialmente una gran variedad de tipos de espectrómetros, prácticamente, existe un espectrómetro especializado en cada tipo de medición.

Existen muchos tipos de espectrómetros:

Espectrómetro de rayos gamma, con diferentes tipos utilizados en Astrofísica

para detectar esta forma de radiación.

Espectrómetro de emisión óptica

Espectrómetro de masas

Especializados en radiación térmica infrarroja

Espectrómetro de neutrones, utilizado en trabajos de investigación lunas

Espectrofotómetro: Se basan en la absorción, emisión o fluorescencia por átomos o iones elementales

BIBLIOGRAFÍA

- http://personales.ya.com/casanchi/did/er.htm


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http://www.astroscu.unam.mx/deptos/Tonantzintla/Telescopio_1mts/Instrumentos/InstrumentosChivens.html

http://www.oan.es/museo/espectrografo25.html

http://www.shimadzu.com.br/analitica/esp/Productos/Espec/

http://www.cecc.cl/astrofis/rg-busq.htm

http://personales.ya.com/casanchi/did/er.htm


LAS PLANTAS Y LA LUZ

Las plantas utilizan la luz como fuente de energía para transformar el CO2 en compuestos orgánicos indispensables para la vida.

Proveniente del Sol, a la Tierra llega la radiación y la luz visible corresponde a longitudes de onda que van de 400 a 700 nanómetros (radiación fotosintéticamente activa RFA ó PAR en inglés). La luz se refleja, absorbe o trasmite a través de los objetos. Las hojas de las plantas reflejan entre un 6 a un 12% de la RFA, un 80% de infrarroja y más o menos 3% de ultravioleta. El color verde de las plantas se debe a que absorben principalmente luz violeta, azul y roja, reflejando la verde.

La cantidad de luz que las plantas absorben y reflejan depende de su constitución (estructura y grosor). Normalmente dejan pasar de un 10 a un 20% de la luz que reciben. En el agua la luz es absorbida más rápidamente y sólo un 40% puede penetrar 1 m en el agua clara. En este medio, primero se absorbe la luz roja visible y el infrarrojo, lo que reduce casi la mitad de la radiación solar que incide. Luego se extingue la amarilla, después la verde y la violeta. Sólo la longitud de onda que corresponde al azul puede penetrar más (un 10% de ella puede alcanzar los 100 m en el agua clara).

Los vegetales se distribuyen verticalmente formando estratos, en los cuales se absorbe o atenúa la luz, limitando su llegada al suelo. Los animales siguen el patrón que las plantas muestran, formando verdaderas comunidades que habitan preferentemente en un estrato específico.

Las aves se distribuyen en las áreas más altas, los monos y otros mamíferos prefieren las zonas inferiores de las copas o el sotobosque. En el estrato arbustivo abundan los reptiles, los insectos y los mamíferos menores.

En el estrato herbáceo abundan los insectos y toda clase de organismos transformadores o desintegradotes de materia orgánica, así como en las capas superficiales del suelo rico en materia orgánica.


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La cubierta de vegetal de bosques y selvas también intercepta la luz solar. La cantidad de luz solar que alcanza el suelo depende de la cantidad (densidad o foliar), disposición y tipo de hojas de las plantas. Estos factores determinan la superficie foliar.

Con base en la estimación la superficie foliar se puede determinar el índice de superficie foliar o ISF (superficie foliar existente por m2 de superficie foliar/ m2 de superficie de suelo). Un índice de superficie foliar de 2 indica que hay dos metros de superficie foliar por encima de cada metro cuadrado de suelo.

Cuanta mayor superficie foliar hay menor penetración de la luz solar.

Atenuación de la luz en el bosque Atenuación de la luz en el pastizal

TIPO DE ECOSISTEMA ISF BOSQUE TROPICAL LLUVIOSO 6 a 10 BOSQUE DE CONÍFERAS 2 a 4 BOSQUE TEMPLADO CADUCIFOLIO 3 a 5

Las variaciones estaciónales influyen en la densidad de la superficie foliar. En ecosistemas caducifolios las variaciones pueden ser muy significativas, cuando en invierno los árboles pierden la mayoría de sus hojas.


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La capacidad fotosintética de las plantas también puede variar drásticamente con los cambios estaciónales. Si bien, en invierno la cantidad de luz que alcanza el suelo puede ser mayor al perderse la cubierta vegetal alta de los árboles caducifolios, las bajas temperaturas y la escasez de agua pueden ser los factores limitantes que coarten una mayor actividad fotosintética.

En los ecosistemas naturales, la productividad anual promedio a partir de la cantidad de radiación solar fotosintéticamente activa, en función de la temperatura y la cantidad de precipitación pluvial al año, tiene un comportamiento como el siguiente:


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En el territorio nacional podemos localizar, según la distribución y capacidad fotosintética de los vegetales, diferentes áreas de actividad fotosintética (terrestre) y de producción primaria, tal como se muestra en los siguientes esquemas.

LAS PLANTAS ESTÁN ADAPTADAS A LA CANTIDAD DE LUZ QUE PUEDE RECIBIR

Las plantas de sombra regulan su actividad fotosintética disponiendo de menores cantidades de enzimas como rubisco, que intervienen en ese proceso. Al mismo tiempo, incrementan la producción de clorofilas, captadoras de luz. La tasa de respiración de estas plantas también es menor con respecto a las plantas de sol, reduciendo sus demandas metabólicas.

Cuando una planta de sombra se va adaptando lentamente a condiciones de sol, se conoce como aclimatación, y son muchas las especies que puede desarrollar mecanismos adaptativas (correcciones metabólicas y modificacines estructurales) para lograrlo. Otras plantas son muy estrictas en sus requerimientos y no se adaptan a esos cambios.

Las plantas acuáticas corresponden a las plantas que crecen en ambientes sombríos ya que están adaptadas a bajas intensidades de luz.

El fitoplancton (plantas microscópicas fotosintéticas) está adaptado a las mayores condiciones de iluminación. Las plantas de los fondos utilizan menor cantidad de luz. Las plantas rojas se encuentran a mayor profundidad que las verdes, y las verde-azuladas se localizan a mayor profundidad.


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Las algas pardas que contienen clorofilas y otros pigmentos fotosintéticos: la fucoxantina, se encuentran en profundidades intermedias.

La distribución de las plantas en relación a la disponibilidad de radiación luminosa se ve sensiblemente afectada por la transparencia del agua, que deja pasar mayor o menor cantidad de luz en diferentes niveles. Las modificaciones estaciónales y la latitud en la que se encuentran mares, lagos y océanos tienen mucho que ver con la capacidad de penetración de la luz.

Las plantas han desarrollado algunos mecanismos de defensa contra las radiaciones ultravioleta que penetran la atmósfera. La barrera más importante que utilizan es la capa de células epidérmicas que contienen algunos pigmentos que absorben las radiaciones UV-B dejando pasar la RFA. Las plantas de las regiones tropicales y alpinas son más eficientes en este bloqueo ya que constantemente están más expuestas a ellas que las plantas que crecen en oras latitudes.

Poco se sabe del efecto específico de las radiaciones UV en los organismos y menos acerca de sus efectos en la vegetación.

REFERENCIA:

- http://www.astromia.com/tierraluna/meteorologia.htm - http://www.buscalibros.cl/climatologia-meteorologia-agricola-ledesma-jimeno-cp_488239.htm - http://www.wmo.int/pages/index_en.html

http://www.senamhi.gob.pe/-


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http://www.astromia.com/tierraluna/meteorologia.htm

http://www.buscalibros.cl/climatologia-meteorologia-agricola-ledesma-jimeno-cp_488239.htm

http://www.wmo.int/pages/index_en.html

http://www.senamhi.gob.pe/

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