upright=1.5|thumb|El efecto escudo de la atmósfera terrestre sobre la radiación solar. La imagen superior es la irradiación solar media anual (o insolación) en la parte superior de la atmósfera terrestre (TOA); la imagen inferior muestra la insolación anual que llega a la superficie de la Tierra después de atravesar la atmósfera. Téngase en cuenta que las dos imágenes utilizan la misma escala de color La irradiancia solar es la potencia por unidad de área recibida del Sol en forma de radiación electromagnética medida en el rango de longitud de onda del instrumento de medición. La irradiancia solar se mide en watts por metro cuadrado (W/m2) en unidades SI. La radiación solar a menudo se integra durante un período de tiempo determinado para informar la energía radiante emitida en el entorno circundante ( joules por metro cuadrado, J/m2 ) durante ese período de tiempo. Esta irradiancia solar integrada se denomina irradiación solar, exposición solar, insolación solar o insolación.
La irradiación se puede medir en el espacio o en la superficie de la Tierra después de la absorción y dispersión atmosférica. La irradiancia en el espacio es una función de la distancia al Sol, el ciclo solar y los cambios entre ciclos.Michael Boxwell, Solar Electricity Handbook: A Simple, Practical Guide to Solar Energy (2012), p. 41–42. La irradiación en la superficie de la Tierra depende además de la inclinación de la superficie de medición, la altura del sol sobre el horizonte y las condiciones atmosféricas. La radiación solar afecta el metabolismo de las plantas y el comportamiento animal.C.Michael Hogan. 2010. Abiotic factor. Encyclopedia of Earth. eds Emily Monosson and C. Cleveland. National Council for Science and the Environment. Washington DC
El estudio y la medición de la irradiación solar tienen varias aplicaciones importantes, incluida la predicción de la generación de energía de las plantas de energía solar, las cargas de calefacción y refrigeración de los edificios y la modelización del clima y la previsión meteorológica.
Tipos upright=1.5|thumb|Global Map of Global Horizontal RadiationWorld Bank. 2017. Global Solar Atlas. https://globalsolaratlas.info upright=1.5|thumb|Global Map of Direct Normal Radiation La Irradiancia Solar Total (TSI) es una medida de la energía solar en todas las longitudes de onda por unidad de superficie que incide en la atmósfera superior de la Tierra. Se mide perpendicularmente a la luz solar entrante. La constante solar es una medida convencional de la TSI media a una distancia de una unidad astronómica (UA). Irradiancia normal directa (DNI), oradiación del rayo, se mide en la superficie de la Tierra en un lugar determinado con un elemento de superficie perpendicular al Sol. Excluye la radiación solar difusa (radiación que se dispersa o refleja por componentes atmosféricos). La irradiancia directa es igual a la irradiancia extraterrestre sobre la atmósfera menos las pérdidas atmosféricas debidas a la absorción y a la dispersión. Las pérdidas dependen de la hora del día (la longitud del recorrido de la luz a través de la atmósfera depende del ángulo de elevación solar), de la nubosidad, del contenido de humedad y de otros contenidos. La irradiancia por encima de la atmósfera también varía con la época del año (porque la distancia al sol varía), aunque este efecto es generalmente menos significativo comparado con el efecto de las pérdidas en el DNI. Irradiancia Horizontal Difusa (DHI), o Radiación Difusa del Cielo es la radiación en la superficie de la Tierra procedente de la luz dispersada por la atmósfera. Se mide en una superficie horizontal con la radiación procedente de todos los puntos del cielo, excluyendo la radiación circunsolar (radiación procedente del disco solar). Casi no habría DHI en ausencia de atmósfera. Irradiancia Horizontal Global (GHI) es la irradiancia total del sol sobre una superficie horizontal de la Tierra. Es la suma de la irradiancia directa (después de tener en cuenta el ángulo cenital solar del sol z) y la irradiancia horizontal difusa:
Irradiancia global inclinada (GTI) es la radiación total recibida en una superficie con inclinación y azimut definidos, fijos o con seguimiento del sol. La GTI puede medirse o modelarse a partir de GHI, DNI, DHI. Suele ser una referencia para las centrales fotovoltaicas, mientras que los módulos fotovoltaicos se montan en las construcciones fijas o de seguimiento. Irradiancia Global Normal (GNI) es la irradiancia total del sol en la superficie de la Tierra en un lugar determinado con un elemento de superficie perpendicular al Sol.
Unidades La unidad SI de irradiancia es vatio por metro cuadrado (W/m2 = Wm−2).
Una unidad de medida alternativa es el Langley (1 caloría termoquímica por centímetro cuadrado o 41,840J/m2 ) por unidad de tiempo.
La industria de la energía solar utiliza Kilovatio hora por metro cuadrado (kWh/m2) por unidad de tiempo. La relación con la unidad SI es así:
1 kW/m2 × (24 h/día) = (24 kWh/m2)/día (24 kWh/m2)/día × (365 días/año) = (8760 kWh/m2)/año.
Irradiación en la parte superior de la atmósfera thumb|upright=1.5|Triángulo esférico para la aplicación de la ley esférica de los cosenos para el cálculo del ángulo cenital solar Θ para el observador en latitud φ y longitud λ a partir del conocimiento del ángulo horario h y de la declinación solar δ. (δ es la latitud del punto subsolar, y h es la longitud relativa del punto subsolar). La radiación solar media anual que alcanza la parte superior de la atmósfera terrestre es de unos 1361 W/m2. Esto representa la potencia por unidad de área de la irradiancia solar a través de la superficie esférica que rodea al Sol con un radio igual a la distancia a la Tierra (1 UA). Esto significa que el disco aproximadamente circular de la Tierra, visto desde el Sol, recibe aproximadamente 1361 W/m2 estables en todo momento. El área de este disco circular es , dónde es el radio de la Tierra. Como la Tierra es aproximadamente esférica, tiene un área total , significa que la radiación solar que llega a la parte superior de la atmósfera, promedio sobre toda la superficie de la Tierra, se divide simplemente por cuatro para obtener 340 W/m2. En otras palabras, con un promedio del año y el día, la atmósfera terrestre recibe 340 W/m2 del Sol. Esta cifra es importante en el forzamiento radiativo.
Derivación La distribución de la radiación solar en la parte superior de la atmósfera está determinada por la esfericidad de la Tierra y los parámetros orbitales. Esto se aplica a cualquier haz unidireccional incidente en una esfera giratoria. La insolación es esencial para la predicción numérica del tiempo y para entender las estaciones y el cambio climático. La aplicación a las eras glaciares se conoce como ciclos de Milankovitch.
La distribución se basa en una identidad fundamental de la trigonometría esférica, la ley esférica de los cosenos:
donde a, b y c son longitudes de arco, en radianes, de los lados de un triángulo esférico. C es el ángulo en el vértice opuesto al lado que tiene la longitud del arco c. Aplicado al cálculo del ángulo cenital solar Θ, lo siguiente se aplica a la ley esférica de los cosenos:
Esta ecuación también puede derivarse de una fórmula más general:
donde β es un ángulo respecto a la horizontal y γ es un ángulo acimut. thumb|upright=1.5|, la irradiación media diaria teórica en la parte superior de la atmósfera, donde θ es el ángulo polar de la órbita de la Tierra, y θ = 0 en el equinoccio de primavera, y θ = 90 ° en el solsticio de verano; φ es la latitud de la Tierra. El cálculo supuso unas condiciones adecuadas para el año 2000 d.C.: una constante solar de S0 = 1367 W m− 2, oblicuidad de ε = 23.4398°, longitud del perihelio de ϖ = 282.895°, excentricidad e = 0.016704. Las etiquetas de contorno (verdes) están en unidades de m−2.
Se puede indicar la separación de la Tierra del Sol RE y se puede indicar la distancia media R0, aproximadamente 1 unidad astronómica (UA). Se denota la constante solar. S0. La densidad de flujo solar (insolación) sobre un plano tangente a la esfera de la Tierra, pero por encima de la mayor parte de la atmósfera (elevación 100 km o más) es:
La media de Q durante un día es la media de Q en una rotación, o el ángulo horario que progresa desde h = π a h = −π:
Permitir h0 sea el ángulo horario cuando Q deviene positivo. Esto podría ocurrir en la salida del Sol cuando , o po h0 como solución de
o
Si tan(φ)tan(δ) > 1, entonces el Sol no se pone y el Sol ya ha salido h = π, so ho = π. Si tan(φ)tan(δ) < −1, el Sol no sale y .
es casi constante a lo largo de un día y se puede sacar fuera de la integral
Por lo tanto:
Sea θ el ángulo polar convencional que describe una órbita planetaria. Dejar θ = 0 en el equinoccio vernal. La declinación δ en función de la posición orbital es
donde ε es la oblicuidad. (Nota: la fórmula correcta, válida para cualquier inclinación axial, es .) La longitud del perihelio ϖ convencional se define en relación con el equinoccio vernal, por tanto, para la órbita elíptica:
o
Con conocimientos de ϖ, ε y e a partir de cálculos astrodinàmics i So a partir de un consenso de observaciones o teoría, puede calcularse para cualquier latitud φ y θ. Debido a la órbita elíptica, y como consecuencia de la segunda ley de Kepler, θ no progresa uniformemente con el tiempo. Sin embargo, θ = 0° es exactamente el momento del equinoccio de primavera, θ = 90° es exactamente la época del solsticio de verano, θ = 180° es exactamente la época del equinoccio de otoño y θ = 270° es exactamente la época del solsticio de invierno.
Una ecuación simplificada para la irradiancia en un día dado es:
donde n es un número de un día del año.
Variación La Irradiancia solar total (TSI) se ha monitorizado de forma continua mediante instrumentos espaciales desde 1978. Estas mediciones muestran variaciones en la TSI del orden del 0,01 % en escalas temporales de unos pocos minutos, debidas a la convección solar y a las oscilaciones. Se ha observado que algunas erupciones solares extremadamente grandes provocan aumentos más pronunciados de la TSI en estas escalas de tiempo.
En un plazo de días a semanas, las manifestaciones en la superficie de la actividad magnética solar provocan cambios del orden del 0,1 %. Estos se deben en gran medida los efectos opuestos de las manchas solares, que provocan disminuciones de la TSI cuando se encuentran cerca del centro del disco, y de las fáculas, que provocan un aumento neto del brillo. En escalas temporales que van desde la rotación solar hasta el ciclo solar, los aumentos de brillo de las fáculas compensan los oscurecimientos de las manchas solares, de modo que la TSI es aproximadamente un 0,1 % más brillante durante los periodos de máximo solar.
Irradiancia solar total (TSI)Solar Radiation and Climate Experiment, Total Solar Irradiance Data (retrieved 16 July 2015) cambia lentamente en períodos mayores a décadas. La variación durante el ciclo solar 21 fue de unos 0,1% (cima a pico). A diferencia de las reconstrucciones más antiguas, las reconstrucciones más recientes de la TSI apuntan a un aumento de sólo entre el 0,05% y el 0,1% entre el Mínimo de Maunder del y la actualidad. La irradiancia ultravioleta (EUV) varía aproximadamente un 1,5 por ciento desde los máximos hasta los mínimos solares, para longitudes de onda de 200 a 300 nm. (19% de la disminución total de 1/1366 es una disminución del 1,4% en UV) Sin embargo, un estudio de proxy estima que la UV ha aumentado un 3,0% desde el mínimo de Maunder.
thumb|upright=1.5|Variaciones en la órbita terrestre, cambios resultantes en el flujo de energía solar a latitudes altas y los ciclos glaciares observados.