La radiación solar es la energía emitida por el Sol, que se propaga en todas las direcciones a través del espacio mediante ondas electromagnéticas y se genera en las reacciones del hidrógeno en el núcleo del Sol por fusión nuclear y es emitida por la superficie solar. Esa energía es el motor que determina la dinámica de los procesos atmosféricos y el clima.

Medir la radiación solar es importante para un amplio rango de aplicaciones, en las áreas de ingeniería, arquitectura, agricultura, ganadería, salud humana y meteorología, dentro de las cuales se destacan: su empleo como fuente alternativa de energía en la generación de electricidad y en el diseño y uso de sistemas de calentamiento de agua, el diseño de edificios e infraestructura, el monitoreo del crecimiento de plantas, la deshidratación de alimentos, implicaciones en la salud (ej. cáncer de piel o tratamientos curativos), el análisis de la evaporación e irrigación, su importante rol en los modelos de calidad del aire y de predicción del tiempo y el clima y muchas otras aplicaciones y usos que emplean la radiación solar como una de sus fuentes de energía.

La radiación solar nos proporciona efectos fisiológicos positivos tales como: estimular la síntesis de vitamina D, que previene el raquitismo y la osteoporosis; favorecer la circulación sanguínea; actúa en el tratamiento de algunas dermatosis y en algunos casos estimula la síntesis de los neurotransmisores cerebrales responsables del estado anímico.

El Sol emite energía en forma de radiación de onda corta. Después de pasar por la atmósfera, donde sufre un proceso de debilitamiento por la difusión, reflexión en las nubes y de absorción por las moléculas de gases (como el ozono y el vapor de agua) y por partículas en suspensión, la radiación solar alcanza la superficie terrestre oceánica y continental que la refleja o la absorbe. La cantidad de radiación absorbida por la superficie es devuelta en dirección al espacio exterior en forma de radiación de onda larga, con lo cual se transmite calor a la atmósfera.

La radiación es emitida sobre un espectro de longitud de ondas, con una cantidad específica de energía para cada longitud de onda, la cual puede ser calculada usando Ley de Planck:

E = a / [⁵ {e^(b/ T) - 1}]                    (1)

Donde, E^ es la cantidad de energía (Wm^-2mm^-1) emitida a una longitud de onda  (mm) por un cuerpo con una temperatura T (en grados Kelvin), con a y b como constantes. Asumiendo que el Sol es un cuerpo negro, por diferenciación de la ecuación es posible determinar la longitud de onda máxima de emisión de radiación procedente del Sol:

= 2897 / T                                      (2)

Esta ecuación es conocida como la Ley de Wien. Para una temperatura de 5800°K (temperatura de la superficie solar) la longitud máxima de energía del Sol es aproximadamente 0,5 mm (micrómetro, equivalente a 1x10^-6m), tal como se observa en la figura 1 y 2. Esta longitud de onda corresponde a radiación en la parte del espectro visible.

^{Figura 1. Energía radiada por el Sol y la tierra}

A través de la integración de la ecuación (1) resulta la ley de Stefan-Boltzmann, por medio de la cual, se puede determinar el total de energía emitida por el Sol:

E_Total = ðT⁴                                         (3)

donde ð es la constante de Stefan-Boltzmann (dentro de la radiación como mecanismo básico de la transmisión de calor su valor es: 5,6697x10^-8 W/m²°K⁴).

Resolviendo la ecuación tres para una temperatura solar de 5800 K, la energía total de salida es de aproximadamente 64 millones W/m², de la cual, la Tierra solo intercepta 1367 W/m² (constante solar).

En la Figura 2, el área amarilla representa la solución ideal de la Ley de Plank de la radiación solar que llega al tope de la atmósfera, donde el punto más alto de la curva representa la longitud de onda con la mayor energía espectral (0,5mm, equivalente a 500nm) de acuerdo con la Ley de Wien y el área bajo la curva representa la cantidad total de energía recibida (1367 W/m²). Finalmente, el área roja constituye el espectro de la radiación solar a nivel marino para condiciones de cielo claro, después de la absorción atmosférica debida a diferentes gases.

El estudio del espectro de la radiación solar que llega a la super­ficie del suelo permite establecer que la radiación de longitud de onda menor que 0,2 mm debe ser absorbida totalmente por la atmósfera. Esta energía es absorbida principalmente en la atmósfera por el oxígeno molecular (O₂), ozono (O₃), y el vapor de agua (H₂O).

^{Figura 2. Espectro de radiación solar fuera de la atmósfera de la Tierra (área amarilla) y a nivel del mar para condiciones de cielo despejado (área roja) (Fuente: Phinet). A la derecha, longitud máxima de energía del Sol y la Tierra (Fuente: MeteoGlosario Visual de AEMET)}

DISTRIBUCIÓN ESPECTRAL DE LA RADIACIÓN SOLAR

La energía solar llega en forma de radiación electromagnética o luz. La radiación electromagnética, son ondas producidas por la oscilación o la aceleración de una carga eléctrica. Las ondas electromagnéticas no necesitan un medio material para propagarse, por lo que estas ondas pueden atravesar el espacio interplanetario e interestelar y llegar a la Tierra desde el Sol y las estrellas. La longitud de onda () y la frecuencia (µ) de las ondas electromagnéticas, relacionadas mediante la expresión µ = C (donde C es la velocidad de la luz), son importantes para determinar su energía, su visibilidad, su poder de penetración y otras características. Independientemente de su frecuencia y longitud de onda, todas las ondas electromagnéticas se desplazan en el vacío a una velocidad de C = 299792 km/s.

La longitud de onda de la luz es tan corta que suele expresarse en nanómetros (nm), que equivalen a una milmillonésima de metro, o una millonésima de milímetro o en micrómetros (µm) que equivalen a una millonésima de metro.

La radiación electromagnética se puede ordenar en un espectro en diferentes longitudes de onda, como se muestra en la figura 3, que se extiende desde longitudes de onda corta de billonésimas de metro (frecuencias muy altas), como los rayos gama, hasta longitudes de onda larga de muchos kilómetros (frecuencias muy bajas) como las ondas de radio. El espectro electromagnético no tiene definidos límites superior ni inferior y la energía de una fracción diminuta de radiación, llamada fotón, es inversamente proporcional a su longitud de onda, entonces a menor longitud de onda mayor contenido energético.

Figura 3. Espectro electromagnético. (Fuente: luminousphoto)

Los fotones que se mueven a la velocidad de la luz C, son emitidos o absorbidos por la materia. La longitud de onda de la radiación está relacionada con la energía de los fotones, por una ecuación desarrollada por Planck:

donde h es la constante de Planck, de valor h = 6,626 x 10^-34 Js

El Sol emite energía en forma de radiación de onda corta, principalmente en la banda del ultravioleta, visible y cercano al infrarrojo, con longitudes de onda entre 0,2 y 3,0 micrómetros (200 a 3000 nanómetros), tal como se aprecia en la figura 2. Aproximadamente un 99% de la radiación solar de onda corta que llega a la superficie de la Tierra está contenida en la región entre 0,3 y 2,8 µm. mientras que la mayor parte de la radiación terrestre de onda larga está contenida en la región entre 3,5 y 50 µm (ver figura 1).

La región visible (entre 400 nm <  < 700 nm) corresponde a la radiación que puede percibir la sensibilidad del ojo humano e incluye los colores: violeta (0,42 µm ó 420 nm), azul (0,48 µm ), verde (0,52 µm ), amarillo (0,57 µm ), naranja (0,60 µm ) y rojo (0,70 µm ). La luz de color violeta es más energética que la luz de color rojo, porque tiene una longitud de onda más pequeña. La radiación con las longitudes de onda más corta que la correspondiente a la luz de color violeta es denominada radiación ultravioleta. Los distintos colores de luz tienen en común el ser radiaciones electromagnéticas que se desplazan con la misma velocidad. Se diferencian en su frecuencia y longitud de onda. Dos rayos de luz con la misma longitud de onda tienen la misma frecuencia y el mismo color.

Las hojas y las plantas se ven verdes, porque reflejan energía en longitudes de onda verde del espectro, con ¿ 0,55 µm. La energía de la luz verde sería:

Como esta cantidad de energía es muy pequeña, se calcula la energía contenida en una mol (6 x 10²³) de fotones, a lo que se le llama un Einstein, símbolo E, es decir 1E º 6 x 10²³ fotones = 1 mol de fotones.

Así, la energía de un mol de fotones de luz verde se expresa como:

El flujo de fotones se puede calcular dividiendo el flujo de energía que llega a la Tierra desde el Sol por la energía de los fotones:

El flujo de energía promedio del Sol que llega a la Tierra, en un día despejado de verano, es del orden de 500W/m², en el espectro visible, por lo tanto, el flujo de fotones de la luz verde es:

La radiación en el rango visible del espectro, en el caso de las plantas, se define como ¿radiación fotosintéticamente activa¿, PAR. Como el valor medio de longitud de onda para el rango visible es  ¿ 0,51 mm, entonces, la energía de los fotones en este caso es:

La energía de los fotones para la PAR es:

y el flujo de fotones para la PAR es:

De la radiación emitida por el Sol, la región del ultravioleta está entre los 100 y los 400 nanómetros, la del infrarrojo cercano está entre los 700 y los 4000 nanómetros y la visible está entre los 400 y los 700 nanómetros. A cada región le corresponde una fracción de la energía total incidente en la parte superior de la atmósfera distribuida así: 7,2% al ultravioleta; 47,2% al visible y 45,6% al infrarrojo.

LEYES DE RADIACIÓN

Para entender mejor cómo la energía radiante del Sol interactúa con la atmósfera de la tierra y su superficie, se deben conocer las leyes básicas de radiación, que son las siguientes:

1. Todos los objetos con temperatura mayor a 0°K emiten energía radiante, por ejemplo: el Sol, la Tierra, la atmósfera, las personas, etc.

2. Los objetos con mayor temperatura radian más energía total por unidad de área que los objetos más fríos (ver figura 4). Por ejemplo, el Sol con una temperatura media de 5800°K en su superficie emite aproximadamente 64 millones W/m², 165000 veces más energía que la Tierra (la cual emite cerca de 390 W/m²) con una temperatura media en superficie de 288°K= 15ºC, cifra obtenida al utilizar la ley de Stefan-Boltzmann relacionando estas temperaturas (5800/288) elevadas a la cuarta potencia.

^{Figura 4 Distribución Espectral de la energía radiada a partir de cuerpos negros} a diferentes temperaturas

3. Los cuerpos con mayor temperatura emiten un máximo de radiación en longitudes de ondas, más cortas. Ejemplo, el máximo de energía radiante del Sol se produce en ~0,5 µm, mientras que para la Tierra en ~10,7 µm (ver Figura 2).

4. Los objetos que son buenos absorbedores de radiación son también buenos emisores. Este es un principio importante para comprender el calentamiento en la atmósfera, porque sus gases son absorbedores y emisores selectivos en longitud de onda. Así, la atmósfera es aproximadamente transparente (no absorbe) a ciertas longitudes de onda de radiación y aproximadamente opaca (buen absorbedor) en otras longitudes de onda.

Un absorbedor perfecto se llama ¿cuerpo negro¿, que se define como un objeto ideal que absorbe toda la radiación que llega a su superficie. No se conoce ningún objeto así, aunque una superficie de negro de carbono puede llegar a absorber aproximadamente un 97% de la radiación incidente. El Sol, la Tierra, la nieve, etc, bajo ciertas condiciones se comportan como un cuerpo negro. En teoría, un cuerpo negro sería también un emisor perfecto de radiación, y emitiría a cualquier temperatura la máxima cantidad de energía disponible.

MAGNITUDES RADIATIVAS

Las magnitudes radiativas se clasifican en dos grupos según su origen, a saber, la radiación solar y la radiación terrestre.

Radiación solar: Es la energía emitida por el Sol.

Radiación solar extraterrestre: Es la radiación solar que incide en el límite de la atmósfera terrestre.

Radiación de onda corta: la radiación solar extraterrestre se halla dentro del intervalo espectral comprendido entre 0,25 y 4,0 µm y se denomina radiación de onda corta. Una parte de la radiación solar extraterrestre penetra a través de la atmósfera y llega a la superficie terrestre, mientras que otra parte se dispersa y/o es absorbida en la atmósfera por las moléculas gaseosas, las partículas de aerosoles y las gotas de agua y cristales de hielo presentes en las nubes.

Radiación solar directa: Esta radiación solar llega a la superficie de la Tierra, sin cambios de dirección.

Radiación solar difusa: es definida como la cantidad de energía solar que incide sobre una superficie horizontal desde todos los lugares de la atmósfera diferente de la radiación solar directa.

Radiación solar global: Es la cantidad de energía solar que incide sobre una superficie. La radiación solar global diaria es la cantidad de radiación global entre las seis de la mañana y las seis de la tarde (en algunos lugares del mundo y en determinados meses, este periodo se puede ampliar entre las cinco de la mañana y las siete de la noche) y sus valores oscilan entre 300 y 9800 W*h/m² al día.

Radiación solar reflejada: Radiación solar dirigida hacia arriba, tras haber sido reflejada o difundida por la atmósfera y por la superficie terrestre.

Radiación terrestre: La radiación terrestre es la energía electromagnética de onda larga emitida por la superficie terrestre y por los gases, los aerosoles y las nubes de la atmósfera, y es también parcialmente absorbida en la atmósfera. Para una temperatura de 300 ºK, el 99,99 por ciento de energía de la radiación terrestre posee una longitud de onda superior a los 5,0 mm y el intervalo espectral llega hasta los 100 mm. Para temperaturas inferiores, el espectro se desvía hacia ondas de longitud mayor. Teniendo en cuenta que las distribuciones espectrales de la radiación solar y terrestre apenas se superponen, con frecuencia, se las puede tratar por separado en mediciones y cálculos.

UNIDADES DE MEDIDA

A.  Radiación solar global

La tasa de transferencia de energía por radiación electromagnética es llamada flujo radiante, el cual tiene unidades de energía por unidad de tiempo y es expresada como:

F = dQ / dt

Esta es medida en joules por segundos (equivalente a vatios que es una unidad de potencia eléctrica). Por ejemplo, el flujo radiante del Sol es cercano a 3,86 x 10²⁶ vatios. El flujo radiante por unidad de área  es llamado irradiancia (o densidad de flujo radiante). Esta magnitud de radiación instantánea está expresada en unidades de potencia por unidad de superficie. Este se expresa como: 

E = dQ / dt / dA

y es medido en vatios por metro cuadrado. La irradiancia de la radiación electromagnética del Sol (el cual tiene un radio aproximado de 7 x 10⁸ metros) esta dada por:

                                                  3,90 x 10²⁶

E_(Sol) =     ----------------- =   6,34 x 10⁷ W m-2

                                                  4 (7 x 10⁸)²

Las cantidades de radiación son expresadas generalmente en términos de exposición radiante o irradiancia, siendo esta última una medida del flujo de energía (flujo radiante) recibida por unidad de área en forma instantánea, como se mencionó anteriormente, mientras que la exposición radiante es la medida de la radiación solar, en la cual la irradiancia es integrada en el tiempo como  y cuya unidad es el kWh/m² por día (si es integrada en el día) ó MJ/m² por día. 

Por ejemplo, el piranometro de Bogotá mide la potencia promedio por metro cuadrado cada minuto (W/m²). Estos valores se llevan a energía (en Wh/m²) al integrarlos en el tiempo (en este caso en una hora). La mejor manera de satisfacer las necesidades de exactitud es realizando observaciones cada minuto, incluso cuando los datos que finalmente se registrarán sean totales integrados para períodos de hasta una hora o más (ej. acumulados diarios). Los datos sencillos de un minuto pueden ser totales integrados o un flujo medio calculado entre seis o más muestras.

En la tabla 1 se presentan las conversiones más importantes utilizadas en el campo de la radiación.

Tabla 1. Conversiones útiles para radiación

Con relación a la exposición radiante, las exigencias de la Organización Meteorológica Mundial para las mediciones destinadas a los intercambios internacionales son de ± 0,4 MJ m^-2 d^-1 para valores = 8 MJ m^-2 d^-1 y de ±5 por ciento para valores > 8 MJ m^-2 d^-1.

Para otras magnitudes de radiación no existen criterios aprobados oficialmente. Cabe señalar que, en la práctica generalmente es difícil obtener mediciones de buena calidad y para las operaciones de rutina sólo pueden lograrse con un equipo moderno, adecuadamente mantenido y calibrado.

La mejor manera de satisfacer las necesidades de exactitud es realizando observaciones cada minuto, incluso cuando los datos que finalmente se registrarán sean totales integrados para períodos de hasta una hora o más. Los datos sencillos de un minuto pueden ser totales integrados, o un flujo medio calculado entre seis o más muestras.

B.  Radiación visible y ultravioleta

Para algunas bandas espectrales, como la visible y la ultravioleta se utilizan las siguientes unidades, en particular:

• Radiación visible o radiación activa en fotosíntesis (PAR, por sus siglas en inglés): instantánea (µE/cm²seg: donde E = Einsten) y la integrada (µEh/cm²).
• Radiación ultravioleta: instantánea (µW/cm²nm) y la integrada (µWh/cm²nm), en cada longitud de onda medida.

Tabla 2. Conversiones útiles para radiación visible y ultravioleta

C.  Brillo solar

La magnitud física de la duración del brillo solar o insolación es el tiempo. La unidad que se emplea generalmente es la hora. Con fines climatológicos, se utilizan expresiones tales como: "horas de Sol al día", "horas de Sol efectivo en el día" u "horas de insolación diaria". También se hace referencia a la duración de la insolación extraterrestre posible (SDo) o a la duración de la insolación máxima posible (SDmax). Los promedios mensuales de horas de Sol al día se pueden multiplicar por los días del mes respectivo para obtener el promedio del acumulado de horas de Sol al mes.

INSTRUMENTOS DE MEDIDA

A.  Radiación solar

La radiación solar se mide en forma directa utilizando instrumentos que reciben el nombre de radiómetros y se puede estimar mediante modelos matemáticos que correlacionan la radiación con el brillo solar.

Los radiómetros solares como los piranómetros o solarímetros y los pirheliómetros, según sus características (ver tabla 3), pueden servir para medir la radiación solar incidente global (directa más difusa), la directa (procedente del rayo solar), la difusa, la neta y el brillo solar.

Los radiómetros se pueden clasificar según diversos criterios: el tipo de variable que se pretende medir, el campo de visión, la respuesta espectral, el empleo principal a que se destina, etc.

Tabla 3. Instrumentos meteorológicos para la medida de la radiación

1. Piranómetro: es el instrumento más usado en la medición de la radiación solar (ver Figura 5). Mide la radiación semiesférica directa y difusa (la suma de estas dos es la radiación global) que se mide sobre una superficie horizontal en un ángulo de 180 grados, obtenida a través de la diferencia de calentamiento de dos sectores pintados alternativamente de blanco y negro en un pequeño disco plano. Cuando el aparato es expuesto a la radiación solar, los sectores negros se vuelven más cálidos que los blancos. Esta diferencia de temperatura se puede detectar electrónicamente generándose un voltaje eléctrico proporcional a la radiación solar incidente. En la variación de la temperatura puede intervenir el viento, la lluvia y las pérdidas térmicas de la radiación al ambiente. Por lo tanto, el piranómetro tiene instalado una cúpula de vidrio óptico transparente que protege el detector, permite la transmisión isotrópica del componente solar y sirve para filtrar la radiación entre las longitudes de onda que oscilan aproximadamente entre 280 y 2.800 nm. Un piranómetro acondicionado con una banda o disco parasol, que suprime la radiación directa, puede medir la radiación difusa.

^{Figura 5. Piranómetros. (Fuente: Eppley, Kipp & Zonen, Thies Clima)}

De acuerdo a las especificaciones de la OMM existen varias clases de piranómetros, los cuales son clasificados por la ISO 9060 en: patrones secundarios, de primera y segunda clase. En la tabla 4 se presentan sus características. Generalmente los de primera clase y los patrones secundarios emplean una termopila como elemento de detección. Los de segunda clase emplean típicamente las fotocélulas como el elemento de detección, son menos costosos que los otros tipos de piranómetros, pero la respuesta espectral del piranómetro fotovoltaico se limita al espectro visible. Los piranómetros de primera clase y los patrones secundarios normalmente son los utilizados para medir la radiación solar global. Un ejemplo de piranómetro de primera clase es el piranómetro Blanco y Negro Eppley de la figura 5(a) y otro ejemplo de patrón secundario es el piranómetro espectral de precisión Eppley (PSP) (Ver figura 5(b)). 

Tabla 4. Clasificación y características de los piranómetros

El sensor en todas las estaciones satelitales del IDEAM es el piranómetro CMP 11 de la empresa alemana ADOLF THIES Gmbh & Co. KG, mostrado en la figura 5(c).

Se pueden usar filtros en lugar de la bóveda de cristal para medir la radiación en diversos intervalos espectrales, por ejemplo: la radiación ultravioleta. Para las aplicaciones que requieran datos de radiación ultravioleta no se deben emplear los piranómetros de principio fotovoltaico debido a que estos instrumentos no son sensibles a la radiación UV.

2. Pirheliómetros:  son instrumentos usados para la medición de la radiación solar directa. Esto se consigue colocando el sensor normalmente en el foco solar, bien manualmente o bien sobre un montaje ecuatorial. Hay varios tipos de instrumentos que la OMM clasifica como patrones primarios y secundarios, a continuación, se describen los dos tipos de pirheliómetros.

I. Pirheliómetro de Cavidad Absoluta. El instrumento posee dos cavidades cónicas idénticas, una externa, que se calienta al estar expuesta a la radiación solar, mientras la otra cavidad, oculta en el interior del instrumento, se calienta utilizando energía eléctrica hasta obtener una temperatura igual a la cavidad externa, asignándose el valor de la energía eléctrica consumida como el valor de la radiación solar incidente. La figura 6 presenta el pirheliómetro de cavidad Absoluta, serie PMO-6, correspondiente al modelo de patrón nacional del que dispone el IDEAM

^{Figura 6. Pirheliómetro de cavidad Absoluta, serie PMO-6. (Fuente: IDEAM)}

II.  Pirheliómetros Secundarios. Son Instrumentos que miden la radiación solar directa, se calibran por ínter comparación con un Pirheliómetro de cavidad absoluta. Uno de los varios diseños existentes en el mundo es el pirheliómetro EPPLEY de incidencia normal de la figura 7, que posee un sensor de termopila compensada de bismuto-plata con 15 junturas y un tiempo de respuesta de aproximadamente 20 s. Este instrumento requiere de un dispositivo que le permita seguir el movimiento del Sol durante su transito diurno por el cielo. Este pirheliómetro es muy estable y puede emplearse como patrón secundario para calibrar otros instrumentos. En Colombia se emplea, aunque no es de uso generalizado ni permanente.

^{Figura 7.  Pirheliómetro Eppley de incidencia normal (montado sobre un seguidor de Sol).} (Fuente: IDEAM)

Otro instrumento es el pirheliógrafo, el cual se utiliza para registrar la radiación solar directa (ver Figura 8). Este instrumento (en forma semejante a como mide el pirheliómetro) registra la radiación que proviene de un ángulo sólido pequeño y que incide en una superficie plana normal al eje de este ángulo.

Figura 8. Pirheliógrafo. (Fuente: IDEAM)

3. Actinógrafo: es un instrumento para registrar la radiación global que funciona mediante un sensor termomecánico, protegido por una cúpula en vidrio. Está conformado por un arreglo bimetálico de dos superficies, una pintada de color negro para que absorba las ondas electromagnéticas de la radiación solar y la otra de blanco para que las refleje y así ocasionar diferencia de temperatura que permite formar curvatura en la placa negra que se amplifica por medio de palancas y se transmiten a un tambor movido por un mecanismo de reloj para describir una gráfica que registra los valores de radiación global. La precisión de los valores de la radiación global que se obtienen con este instrumento es del orden de ± 8%. Estos instrumentos requieren de una calibración con un patrón secundario una vez por año. El actinógrafo se diferencia de un piranómetro por que el sensor es una lámina bimetálica y el del piranómetro es una termopila.

La Figura 9 muestra un actinógrafo Fuess, similar a los utilizados en Colombia por el IDEAM. Es de anotar que otras instituciones regionales como Cenicafé disponen de actinógrafos Belfor con precisiones de ± 6%.

^{Figura 9 Actinógrafo bimetálico tipo Robitzsch-Fuess 58dc. (Fuente: RFUESS-MUELLER)}

4. Radiómetro neto: diseñado para medir la diferencia entre la radiación ascendente y la descendente, a través de una superficie horizontal. La aplicación básica de un radiómetro neto es determinar la radiación diurna y nocturna como un indicador de la estabilidad. Las categorías de estabilidad nocturnas generalmente usadas en los estudios de contaminación del aire se basan en la velocidad del viento, la radiación neta y el aspecto del cielo. Ver figura 10

^{Figura 10. Radiómetro Neto de 4 Componentes SKU: LPNET14. (Fuente: DARRERA)}

5. Heliógrafo: en la medición de la insolación o brillo solar se utiliza generalmente el heliógrafo de Campbell-Stokes, el cual es un instrumento relativamente sencillo, que detecta la luz solar cuando la energía de los rayos solares, concentrada mediante una lente, quema una cartulina especial. Este instrumento registrador, proporciona las horas de Sol efectivo en el día (insolación o brillo solar) asociadas a los periodos de tiempo de radiación solar directa que superan un valor mínimo. La duración de la insolación correspondiente a un período determinado, se define como la suma de los subperíodos durante los cuales la irradiancia solar directa rebasa los 120 W/m². El heliógrafo opera focalizando la radiación solar mediante una esfera de vidrio a manera de lente convergente, en una cinta con escala de horas (ver Figura 11), que, como resultado de la exposición a la radiación solar directa, se quema formando líneas, cuya longitud determina el número de horas de brillo del Sol.

^{Figura 11. Heliógrafo CAMPBELL-STOKES. (Fuente: IDEAM)}

En localidades donde no se mida directamente la radiación solar global, es posible obtenerla a partir de los valores de horas de brillo solar, mediante un modelo de regresión lineal simple llamado Ångström Modificado. El modelo se aplica a estaciones de brillo solar de la misma zona geográfica donde se mida simultáneamente radiación y brillo solar.

6. Medición de la radiación solar difusa: Las mediciones de la radiación difusa se realizan con Piranómetros cuyo sensor es sombreado por una banda o disco, de manera que no deja pasar radiación solar directa. El más tradicional utiliza la banda de sombra en forma de aro o semiaro, puesto de acuerdo con la declinación del Sol y la latitud del lugar. De esta manera, el sensor se protegerá de la radiación directa durante el día. La figura 12 ilustra uno de ellos. 

^{Figura 12.  Piranómetro Con banda de Sombra Para la Medición Radiación Difusa.} (Fuente: IDEAM)

B.  Radiación visible y ultravioleta

El IDEAM ha establecido una red nacional para la vigilancia y monitoreo de la radiación ultravioleta, con cinco estaciones de superficie en el país, ubicadas en: Riohacha, Bogotá, Pasto, Leticia y San Andrés. Los lugares fueron escogidos por su posición geográfica representativa, tomando en cuenta las variaciones latitudinales a lo largo del territorio nacional.

Cada estación cuenta con un espectrorradiómetro con cuatro rangos espectrales de medida de la radiación ultravioleta para las bandas UV-A, UV-B y la banda integral de la radiación activa en fotosíntesis (PAR, por sus siglas en inglés). El espectrorradiómetro utilizado es el ultravioleta Biospherical GUV-511 (ver figura 13a), el cual cuenta con cinco canales de medida distribuidos así: UV-B (305 nm), UV-B (320 nm), UV-A (340 nm), UV-A (380 nm) y el rango entre 400 nm y 700 nm que mide la radiación visible o activa en fotosíntesis (PAR). Los instrumentos realizan medidas puntales en fracciones de segundo para cada canal de medida y las integra en intervalos de un minuto; las medidas luego se almacenan en valores máximos, integrales horarios y totales diarios.

^{Figura 13. a) Dos de los Espectroradiómetros Biospherical GUV-511 utilizados por el IDEAM. b) Espectroradiómetro Biospherical GUV-2511 utilizado por la Fundación Universitaria Los Libertadores.}

El espectroradiómetro físicamente consiste en un sensor, con cinco canales a temperatura controlada, por medio de una interfase que también permite la comunicación con un computador personal. Este instrumento ha sido utilizado con éxito en todo el mundo bajo las más adversas condiciones climáticas, siendo considerado como un sistema de punta en el monitoreo a largo plazo de la radiación ultravioleta y la radiación fotosintéticamente activa del espectro solar.

La mayoría de las estaciones fueron instaladas en el año 1998, pero en la actualidad solo están funcionando las de San Andrés y Leticia. Las otras estaciones, debido a diferentes circunstancias, han dejado de funcionar.

Adicionalmente, el IDEAM administra una Red Nacional de Solmáforos en el país, la cual está conformada por siete (7) solmáforos. Seis de estos solmáforos fueron adquiridos a través del PNUD, en el marco de la implementación del Protocolo de Montreal, mientras que el séptimo fue instalado y donado al IDEAM por la empresa Scandinavia Pharma, como parte de su campaña de responsabilidad social.

CONSTANTE SOLAR

En el tope de la atmósfera, a una distancia promedio de 150 x 10⁶ Km del Sol, el flujo de energía de onda corta interceptada por una superficie normal a la dirección del Sol en vatios por metro cuadrado (W/m²) es llamada constante solar. Este valor da una idea de los valores que se registran en el tope de la atmósfera y de los que finalmente llegan a la superficie de la tierra durante el día como consecuencia de las ¿pérdidas¿ de radiación por fenómenos como la reflexión, refracción y difracción (procesos de atenuación) durante su trayectoria. Midiendo su variabilidad en el espacio y en el tiempo sobre el globo se puede definir el forzamiento radiativo básico del sistema climático.

La irradiancia solar que llega al tope de la atmósfera de la Tierra (I_o, también denominada como irradiación solar total ¿ IST) puede ser calculada al asumir que el flujo solar es constante, por lo tanto:

I_o x 4R_es² = E_(Sol) x 4R_s²,

donde R_es es la distancia media entre la Tierra y el Sol (aprox. 1,5 x 10¹¹ m) y R_s es el radio solar (aprox. 7 x 10⁸ m). 

La irradiancia del Sol (E_(Sol)) está dada por:

                                               E_(Sol) = dQ / dt / dA  

Donde dQ / dt es el flujo radiante del Sol, el cual es cercano a 3,86 x 10²⁶ vatios.

                                                      3,86 x 10²⁶

        E_(Sol)   =  --------------------  =  6,34 x 10⁷ W/m²         

                                                     4 (7 x 10⁸)²

Despejando se obtiene:

I_o = 6,34 x 10⁷ (7 x 10⁸ / 1,5 x 10¹¹)² = 1380 W/m²

Según el Centro de Referencia Radiométrica Mundial (World Radiometric Reference - WRR) del Centro Mundial de Radiación (World Radiation Center - WRC), la constante solar tiene un valor aproximado de:

I_o         = 1367 W/m²

            = 433,3 Btu/(ft²*h)

          = 1,96 cal/(cm²*min)

con una desviación estándar de 1,6 W/m² y una desviación máxima de ⁺ 7 W/m².

El anterior valor es muy similar al definido por las mediciones tomadas durante la era espacial y que se muestran en la figura 14, donde se presenta la constante solar medida por satélites en W/m² durante el período 1978-2003. En esta figura se observa, que la constante varía con el tiempo, así como un leve aumento en los mínimos de la misma. También se aprecia el ciclo solar, en el cual cada 11 años se presenta un máximo en la constante.

^{Figura 14. Valores de la constante solar medidos por medio de satélites.} (Fuente: NASA)

Aunque las variaciones en el flujo de energía de onda corta interceptada por una superficie normal a la dirección del Sol en W/m², a lo largo del ciclo solar de 11 años, no ascienden a más del 0,1% de la producción total del Sol, esa fracción tan diminuta sigue siendo importante. Incluso las variaciones de corto plazo típicas de 0,1% en la irradiación solar incidente supera a todas las demás fuentes de energía (como la radiactividad natural en el núcleo de la Tierra) combinadas.

Es de particular importancia la radiación solar en el ultravioleta extremo (UVE), la cual alcanza su punto de mayor intensidad durante los años cercanos al máximo solar. Dentro de la relativamente estrecha banda de las longitudes de onda del UVE, la producción solar varía no por un minúsculo 0,1%, sino por enormes factores de 10 o más. Esto puede afectar considerablemente la química y la estructura térmica de la atmósfera superior.

Las mediciones de la irradiación solar total (IST) basadas en satélites, han sido corregidos con el fin de compensar las diferencias de calibración entre los distintos instrumentos empleados para medir la IST (ver Figura 15), por lo que es necesario realizar una composición o superposición de las mediciones para obtener un único valor.

^{Figura 15. Composición de los valores diarios de la Irradiancia Solar Total medidas por diferentes radiómetros desde el espacio y corregidas. Los valores de los promedios y los mínimos son dados en la escala original VIRGO y en su nueva escala absoluta.(Fuente: https://www.sws.bom.gov.au/Educational/2/1/12)}

Las variaciones de la constante solar dependen de la actividad solar asociada al número de manchas presentes en la superficie solar y a cambios en la distancia Tierra-Sol como consecuencia de la órbita elíptica terrestre. La intensidad de la energía solar varía inversamente propor­cional al cuadrado de la distancia al Sol, entonces en el movimiento de translación de la Tierra cambia la distancia Tierra-Sol durante el año originando una variación de la radia­ción solar extraterrestre incidente sobre una superficie normal al rayo solar como ilustra la Figura 16. Específicamente la constante solar tiene la siguiente variación:

I_Afelio= 1308 W/m²

I_Perihelio= 1398 W/m²

Analíticamente se puede determinar la radiación solar extraterrestre incidente mediante la expresión:

Donde:

R =      Distancia Tierra-Sol

I_o =    Constante solar

R_o =    Distancia promedio Tierra-Sol (igual a una Unidad Astronómica = 149,46 x 10⁶ Km).

^{Figura 16.  Variación de la radiación solar fuera de la atmósfera terrestre. (Fuente: Atlas solar 2005)}