Roberto Sozzi (ARPA Lazio) Teodoro Georgiadis (CNR-IBIMET ...
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⎯⎯⎯⎯⎯⎯⎯⎯⎯⎯⎯⎯⎯⎯⎯⎯⎯⎯⎯⎯⎯⎯⎯⎯⎯⎯⎯⎯⎯⎯⎯⎯⎯⎯⎯⎯⎯3. ANALISI ENERGETICA DEL PLANETARYBOUNDARY LAYER⎯⎯⎯⎯⎯⎯⎯⎯⎯⎯⎯⎯⎯⎯⎯⎯⎯⎯⎯⎯⎯⎯⎯⎯⎯⎯⎯⎯⎯⎯⎯⎯⎯⎯⎯⎯⎯Dal punto di vista energetico, si può dire che il PBL è un'enorme macchina termica il cui combustibileè la radiazione solare. Per comprendere appieno i complessi scambi energetici che si generano entrotale sistema fisico (e quindi per comprenderne il funzionamento) è necessario studiare con attenzione isingoli termini che concorrono a definire il bilancio energetico del PBL. Il tema verrà sviluppatopartendo dai principi della propagazione della radiazione elettromagnetica in atmosfera, fino ad arrivarea studiare le specificità della radiazione elettromagnetica di origine solare e la sua interazione col PBL.3.1 LA RADIAZIONE SOLARE (RADIAZIONE AD ONDA CORTA)3.1.1 PRINCIPI BASE DELLA PROPAGAZIONE RADIATIVA DI ENERGIAIl fatto che ogni corpo ad una temperatura superiore a 0K emetta energia sotto forma di radiazioneelettromagnetica e che tale tipo di energia possa trasmettersi attraverso il vuoto, fa del trasferimentoradiativo il meccanismo di scambio energetico principale per il PBL. In particolare, la vita della Terra ècompletamente condizionata dall’apporto energetico del Sole che, in pratica, costituisce il combustibiledi questa enorme e complessa macchina termica che è il PBL.BANDAFREQUENZA(Hz)LUNGHEZZA D’ONDA(µm/ciclo)Onde Elettriche 0 ÷ 10 4 ∞ ÷ 3⋅10 10Onde Radio 10 4 ÷ 10 11 3⋅10 10 ÷ 3⋅ 10 3Infrarosso 10 11 ÷ 4⋅10 14 3⋅10 3 ÷ 7.5⋅10-1Visibile 4⋅10 14 ÷ 7.5⋅10147.5⋅10 -1 ÷ 4⋅ 10-1Ultravioletto 7.5⋅10 14 ÷ 3⋅10164⋅10 -1 ÷ 10-2Raggi X 3⋅10 16 ÷ 3⋅102010 -2 ÷ 10-6Raggi γ 3⋅10 20 ÷ 3⋅102110 -6 ÷ 10-7Tab. 3.1: lo spettro elettromagnetico.3.1.1.1 Caratteristiche della propagazione delle onde elettromagneticheUn’onda elettromagnetica consiste nella variazione della intensità di un campo elettrico e di un campomagnetico tra loro ortogonali. Essa è caratterizzata da:• una velocità di propagazione C o (m⋅s -1 ): per un’onda elettromagnetica la velocità di propagazioneè la velocità della luce (3⋅10 8 m⋅s -1 ) sia in atmosfera che nel vuoto;• una frequenza ν (Hz = cicli⋅s -1 ), cioè il numero di cicli per secondo caratteristici dell’onda;• una lunghezza d’onda λ (m⋅ciclo -1 ) legata alle due variabili precedenti della relazione seguente:———————————————————————⎯⎯————————————- 107 -
3. ANALISI ENERGETICA DEL PLANETARY BOUNDARY LAYER—————————————————————————————————————λ ⋅ν = C 0;• un numero d’onda σ (cicli⋅m -1 ) definito come σ = 1 λ;• una frequenza angolare ω (radianti⋅s -1 ) legata a ν dalla relazione ω = 2 π⋅ν.L’intero campo delle frequenze (o che è lo stesso delle lunghezze d’onda) prende il nome di spettro,mentre si definisce banda un intervallo di tale spettro che presenti caratteristiche particolari.Normalmente, lo spettro della radiazione elettromagnetica si ripartisce nel modo indicato in Tab.3.1,mentre in Tab.3.2. si analizza più in dettaglio la banda del visibile, cioè della radiazione percepitadall'occhio umano, associando tipiche lunghezze d’onda ai colori principali.COLORETIPICA LUNGHEZZA D'ONDAλ (µm)Violetto 0.430Blu scuro 0.470Blu chiaro 0.495Verde 0.530Giallo-Verde 0.560Giallo 0.580Arancio 0.600Rosso 0.640Tab. 3.2: corrispondenza tra colori e lunghezze d'onda.3.1.1.2 Emissione di energia elettromagnetica da corpi caldiPer quantificare l’emissione di energia elettromagnetica da un corpo caldo si faccia riferimento ad unoggetto un po' particolare e molto ideale, chiamato corpo nero. In pratica il corpo nero è un oggettoche emette la massima radiazione possibile compatibile con la propria temperatura.La legge di Planck individua l’ammontare massimo di flusso radiativo monocromatico (per una singolalunghezza d’onda) che un corpo nero può emettere (Irradianza monocromatica di un corpo nero):* c1E =λ 5λ [ exp( c 2 ( λT))−1][3.1]dove T è la temperatura assoluta del corpo (K), l’asterisco indica che ci si riferisce ad un corpo nero el’irradianza è espressa in (W⋅m -2 ⋅µm -1 ). In questa relazione le costanti c 1 e c 2 valgono rispettivamente3.74⋅10 8 W⋅m -2 µm 4 e 1.44⋅10 4 µm⋅K. Nell’intervallo di temperatura d’interesse per lo studio del PBL, lalegge di Planck può così semplificarsi:[ c ( λT)]E* − 5= c ⋅λ⋅ exp −[3.2]λ 12Dato che da osservazioni astronomiche il sole presenta una temperatura superficiale di circa 5780K edè noto che una tipica superficie terrestre ha una temperatura dell'ordine di circa 300K, è interessantemettere a confronto l'irradianza di due corpi a tali temperature, come viene mostrato nella Fig.3.1. Perla temperatura di 5780 K si ha un picco di irradianza monocromatica in corrispondenza della banda del—————————————————————————————————————- 108 -
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3. ANALISI ENERGETICA DEL PLANETARY BOUNDARY LAYER—————————————————————————————————————λ ⋅ν = C 0;• un numero d’onda σ (cicli⋅m -1 ) definito come σ = 1 λ;• una frequenza angolare ω (radianti⋅s -1 ) legata a ν dalla relazione ω = 2 π⋅ν.L’intero campo delle frequenze (o che è lo stesso delle lunghezze d’onda) prende il nome di spettro,mentre si definisce banda un intervallo di tale spettro che presenti caratteristiche particolari.Normalmente, lo spettro della radiazione elettromagnetica si ripartisce nel modo indicato in Tab.3.1,mentre in Tab.3.2. si analizza più in dettaglio la banda del visibile, cioè della radiazione percepitadall'occhio umano, associando tipiche lunghezze d’onda ai colori principali.COLORETIPICA LUNGHEZZA D'ONDAλ (µm)Violetto 0.430Blu scuro 0.470Blu chiaro 0.495Verde 0.530Giallo-Verde 0.560Giallo 0.580Arancio 0.600Rosso 0.640Tab. 3.2: corrispondenza tra colori e lunghezze d'onda.3.1.1.2 Emissione di energia elettromagnetica da corpi caldiPer quantificare l’emissione di energia elettromagnetica da un corpo caldo si faccia riferimento ad unoggetto un po' particolare e molto ideale, chiamato corpo nero. In pratica il corpo nero è un oggettoche emette la massima radiazione possibile compatibile con la propria temperatura.La legge di Planck individua l’ammontare massimo di flusso radiativo monocromatico (per una singolalunghezza d’onda) che un corpo nero può emettere (Irradianza monocromatica di un corpo nero):* c1E =λ 5λ [ exp( c 2 ( λT))−1][3.1]dove T è la temperatura assoluta del corpo (K), l’asterisco indica che ci si riferisce ad un corpo nero el’irradianza è espressa in (W⋅m -2 ⋅µm -1 ). In questa relazione le costanti c 1 e c 2 valgono rispettivamente3.74⋅10 8 W⋅m -2 µm 4 e 1.44⋅10 4 µm⋅K. Nell’intervallo di temperatura d’interesse per lo studio del PBL, lalegge di Planck può così semplificarsi:[ c ( λT)]E* − 5= c ⋅λ⋅ exp −[3.2]λ 12Dato che da osservazioni astronomiche il sole presenta una temperatura superficiale di circa 5780K edè noto che una tipica superficie terrestre ha una temperatura dell'ordine di circa 300K, è interessantemettere a confronto l'irradianza di due corpi a tali temperature, come viene mostrato nella Fig.3.1. Perla temperatura di 5780 K si ha un picco di irradianza monocromatica in corrispondenza della banda del—————————————————————————————————————- 108 -