Aunque se considera una estrella mediana, desde el punto de vista humano el sol es un astro de enormes dimensiones: su volumen podría contener cerca de 1 millón de Tierras. Nació hace unos 4,500 millones de años, producto de los residuos de otras generaciones de estrellas, y se estima que seguirá existiendo otros 5,000 millones, es decir, se trata de una estrella relativamente joven.

Más allá del tamaño o la edad del sol, lo que aquí nos interesa es la impresionante cantidad de energía que genera. Aunque sólo una minúscula parte llega a la Tierra, esa energía constituye la base indispensable de todas las formas de vida conocidas, incluyendo por supuesto la nuestra. Además la energía solar constituye el motor de los distintos fenómenos meteorológicos, como el viento y la lluvia. Ante esto, cabe preguntarnos ¿cómo se genera la energía del sol, de qué manera llega hasta nosotros y como nos afecta?

Estructura del sol

Podemos visualizar el Sol como un enorme horno atómico que, gracias a las altísimas temperaturas y presiones en su núcleo, es capaz de fusionar hidrógeno para generar helio. Dicho en términos simples, este proceso implica que se fusionen 4 núcleos de hidrógeno (con un protón cada uno) para formar un núcleo de helio (compuesto por 2 protones y 2 neutrones). Sin embargo el núcleo de helio resultante solo tiene el 99.3% del peso de los 4 núcleos de hidrógeno, lo cual significa que en el proceso el 0.7% de la masa se convierte en energía.

Se estima que cada segundo el sol transforma cerca de 600 millones de toneladas de hidrógeno en 596 millones de toneladas de helio: los 4 millones de toneladas de masa faltante se han convertido en energía. Es una cantidad difícil de imaginar, sobre todo si consideramos que cada gramo de masa convertido en energía equivale a quemar más de 3,000 litros de gasolina. Así, por cada centímetro cuadrado de su superficie, el sol proporciona alrededor de 6,200 watts (equivalente a la energía generada por 62 focos de 100 watts).

Debido a la distancia promedio entre el sol y la tierra, aproximadamente 150 millones de kilómetros, la radiación solar tarda 8.5 minutos en llegar hasta nosotros. Este lapso es muy pequeño, si tomamos en cuenta que la energía generada en el centro del sol tarda cerca de un millón de años en alcanzar la superficie solar.

En su conjunto, el sol es una gigantesca esfera de gases calientes compuesta principalmente de hidrógeno (70%) y helio (28%). También contiene carbono, nitrógeno, oxígeno y otros elementos que suman el 2% restante. Su estructura interna se caracteriza por una sucesión de capas esféricas. Es difícil establecer con precisión los límites entre cada una de estas capas, así como las diferencias en su composición química, si bien es posible diferenciarlas por los fenómenos físicos que acontecen en ellas. El modelo más aceptado establece seis capas en la estructura del sol: núcleo, zona radiante, zona convectiva, fotosfera, cromosfera y corona. Veamos algunos datos sobre esas capas.

• El núcleo del sol está compuesto fundamentalmente por hidrógeno y helio. Se estima que cada uno de estos elementos mantiene una proporción del 49%, mientras que el 2% restante corresponde a otros componentes, entre los que se encuentra el carbono, que funcionan como catalizadores de las reacciones termonucleares descritas líneas arriba. La energía producida y la enorme presión a que se ve sometido (200,000 millones de atmósferas, aproximadamente), hacen que el núcleo del sol mantenga temperaturas estimadas en 15 millones de ºC.
• Envolviendo al núcleo se encuentra la zona radiante, llamada así porque en ella la energía producida en el núcleo se transmite hacia el exterior fundamentalmente por radiación. Está compuesta por grandes cantidades de hidrógeno y helio ionizados, lo cual le da una consistencia de plasma. Aunque no es tan densa como el núcleo, la zona radiante mantiene una densidad tal que los fotones pueden tardar más de 100,000 años en atravesarla, siendo absorbidos y reemitidos millones de veces durante su trayecto.
• Más allá de la zona radiante se encuentra la zona convectiva. Se le denomina así porque en ella la energía proveniente de la zona radiante se transmite principalmente por convección. Debido a que en la zona convectiva los gases solares ya no se encuentran ionizados, estos se vuelven opacos a la radiación y absorben los fotones con facilidad. Da inicio entonces un complejo sistema de movimientos convectivos: los gases en las capas más cercanas a la zona radiante se calientan, se dilatan y, al volverse menos densos, ascienden hacia la superficie. Al llegar al límite inferior de la fotosfera, donde la atmósfera solar se vuelve otra vez transparente a la radiación, estos gases ceden calor, se enfrían ligeramente e inician las corrientes descendentes que completan los ciclos convectivos. Los fenómenos convectivos facilitan significativamente la transmisión de energía y el traslado de los fotones, los cuales atraviesan esta zona en menos de un mes.
• La fotosfera, considerada la superficie del sol, es una capa de apenas unos 200 km de profundidad que envuelve a la zona convectiva. En esta capa la atmósfera solar se vuelve lo suficientemente rala para que la gran mayoría de los fotones que llegan hasta ella escapen sin problema al espacio. Los gases en la fotosfera presentan una temperatura cercana a los 6,000ºC. En ella es posible apreciar las llamadas manchas solares, las cuales son producto de la actividad magnética del sol.
• La cromosfera es una capa que se extiende unos 16,000 km más allá de la fotosfera. Significativamente más transparente y menos brillante que ésta última, solo puede ser apreciada con facilidad durante los eclipses solares. Su nombre se debe a la luz rojiza que emiten los átomos de hidrógeno que la componen. Dista de ser una capa homogénea, ya que contiene numerosas protuberancias en forma de llamas, mientras que su temperatura va de 6,000ºC, en su parte inferior, a 1,000,000ºC en las capas que colindan con la corona.
• La corona, la capa más tenue y externa de la atmósfera solar, se extiende varios millones de kilómetros más allá de la cromosfera. Su característica más sobresaliente es que los gases que la componen llegan a alcanzar temperaturas de 2,000,000ºC, muy por encima de las temperaturas en las capas que le anteceden. Sin embargo se considera que esta capa es tan poco densa que no es posible hablar de temperatura en términos de agitación molecular. La corona da lugar al llamado viento solar, un flujo de partículas que inunda el espacio interplanetario, y en ella ocurren fenómenos como las llamaradas solares y las eyecciones masivas. La corona se puede apreciar a simple vista, como un halo blanco-perla alrededor del sol, durante los eclipses totales de sol.

Una vez que atraviesa todas las capas descritas arriba, la energía radiante generada en el núcleo del sol inicia su recorrido hacia la Tierra. Sin embargo, como explicaremos a continuación, más que hablar de radiación solar como un concepto unitario debemos describir numerosos tipos de radiación que se caracterizan principalmente por su nivel energético.

Espectro de la radiación solar

Debido a los procesos involucrados en la transmisión de la energía desde el núcleo del sol, donde es generada, hasta su superficie, la radiación solar presenta en realidad muy diversos niveles de intensidad. Simplificando el fenómeno al máximo, podríamos decir que algunas partículas energéticas logran atravesar las diferentes capas del sol sin colisionar demasiado con otras partículas y sin tantos procesos de absorción y conversión, por lo que al salir a la superficie dan lugar a radiaciones de elevada intensidad. Las que por el contrario sufren una gran cantidad de colisiones y transformaciones, perdiendo de esa manera gran parte de su energía, se convierten en radiación de baja intensidad. Entre ambos extremos se encuentran emisiones radiantes en todas las magnitudes posibles.

La intensidad de las distintas manifestaciones de la radiación solar se mide mediante dos parámetros básicos, los cuales guardan una relación inversamente proporcional entre sí: la longitud y la frecuencia de onda. Así, las radiaciones más potentes presentan las mayores frecuencias y las menores longitudes de onda, mientras que las más débiles se caracterizan por sus bajas frecuencias y amplias longitudes de onda. A partir de esos parámetros se ha establecido una clasificación, denominada espectro electromagnético, que define distintos rangos de radiación. El espectro electromagnético se suele representar mediante una banda continua que empieza con los rayos cósmicos, de muy alta frecuencia y pequeñísima longitud de onda, hasta las ondas de radiofrecuencia, de muy baja frecuencia y gran longitud de onda. En los siguientes párrafos se hace una breve descripción de los distintos tipos de radiación definidos por el espectro electromagnético.

Figura 1. Espectro completo de la energía electromagnética clasificada por longitud de onda.

Rayos cósmicos

Los rayos cósmicos, que representan la manifestación de energía más alta conocida, son un tipo de radiación denominada corpuscular, es decir, que en realidad no está conformada por ondas electromagnéticas sino por el flujo de partículas subatómicas (electrones, protones, neutrinos y núcleos atómicos, principalmente) que se desplazan en el espacio a velocidades cercanas a la de la luz. El sol emite rayos cósmicos relativamente débiles, generalmente asociados con fenómenos como las llamaradas solares, mientras que los rayos cósmicos de mayor energía se consideran provenientes del espacio exterior. Aun no existe certeza sobre los elementos o fenómenos estelares que generan estos últimos.

A pesar de su enorme carga energética (algunos de ellos podrían atravesar sin dificultad capas de plomo de varios metros de espesor) los rayos cósmicos tienen un efecto reducido en la tierra. Esto se debe en gran parte a su baja densidad, la cual es menor en la medida en que son más intensos. Sin embargo es importante señalar que la atmósfera terrestre también juega un papel fundamental en la absorción de los rayos cósmicos.

Rayos Gama

Los rayos gama, constituidos por fotones de muy alta energía, representan el tipo de radiación realmente electromagnética más poderosa. Sus longitudes de onda se consideran inferiores a los 10 picómetros (pm). La mayoría de los rayos gama provienen del sol y del espacio exterior. Estos rayos son absorbidos por la alta atmósfera antes de que lleguen a la superficie terrestre, por lo que para registrarlos se requieren satélites o globos sonda que alcancen una gran altitud. Sin embargo, no estamos completamente a salvo de ellos ya que en la tierra existen materiales radiactivos, tanto naturales como producidos por el hombre, que emiten rayos gama.

Debido a su elevada energía, los rayos gama tienen un gran poder de penetración, por lo que para interceptarlos se necesita una gran cantidad de masa, preferentemente de materiales con un alto número atómico y gran densidad, como el plomo. Cuando inciden en el cuerpo humano atraviesan sin dificultad sus tejidos y provocan importantes daños en los núcleos de las células, lo cual produce fácilmente enfermedades como el cáncer. Sin embargo, empleados de manera correcta pueden tener aplicaciones benéficas como la esterilización de equipos médicos y alimentos.

Rayos X

Como los rayos gama, los rayos X también están conformados por fotones, aunque de menor intensidad, e incluyen un rango de radiaciones electromagnéticas con longitudes de 10 picómetros (pm) a 10 nanómetros (nm). Los rayos X provenientes del sol y el espacio exterior también son interceptados en gran parte por la alta atmósfera. Sin embargo su producción artificial por parte del hombre es mucho más intensiva que la de los rayos gama. Entre sus campos de aplicación más conocidos se encuentra la radiología, una disciplina médica especializada en la generación de imágenes del interior del cuerpo humano. Entre otros recursos, la radiología aprovecha la capacidad de los rayos X para atravesar los tejidos del cuerpo humano y generar impresiones sobre películas fotográficas. Sin embargo los rayos X también tienen una amplia aplicación en otros campos científicos y tecnológicos. La manera más frecuente de producirlos es mediante un dispositivo llamado precisamente tubo de rayos X.

Si bien no son tan potentes como los rayos gama, los rayos X también pueden ser muy dañinos para el ser humano, sobre todo en los rangos de frecuencias más altas. En el campo de la radiología en realidad se suelen aplicar rayos X de intensidad relativamente baja, pero estos también pueden ser peligrosos si su exposición es prolongada. Por ello las salas de rayos X se suelen proteger mediante láminas de plomo de 0.1 a 5.0 centímetros de espesor (dependiendo de la intensidad de la radiación generada).

Radiación ultravioleta

La radiación ultravioleta (UV) comprende longitudes de onda entre 10 nm y 380 nm. Se le denomina así porque sus longitudes de onda son más cortas que las de la luz violeta (que a su vez se ubica en el extremo de la luz visible). En algunos estudios se diferencia entre la radiación ultravioleta extrema, con longitudes de onda de 10 nm a 200 nm, y la radiación ultravioleta cercana, a la que se le asignan longitudes de onda entre 200nm y 380 nm.

Aunque una pequeña cantidad de radiación UV es necesaria tanto para el ser humano como para las plantas, se ha demostrado que una exposición excesiva, e incluso relativamente moderada, puede resultar perjudicial. Además de generar daños visibles en la piel (pérdida de elasticidad, manchas y arrugas) la radiación UV es capaz de producir mutaciones en las células, llegando a provocar cáncer. Por otro lado, la radiación ultravioleta se ha identificado como una de las principales causas de degradación de algunos materiales empleados en la edificación.

Espectro visible

El espectro visible comprende las radiaciones electromagnéticas con longitudes de onda entre 380 y 780 nm. Se le llama así porque representa el estrecho rango de radiaciones que el ojo, o mejor dicho el cerebro humano, es capaz de interpretar como luz y color (aunque la mayoría de las personas solo puede percibir las longitudes comprendidas entre 400 nm y 700 nm).

Dentro de ese rango de radiaciones es posible establecer diversas clasificaciones relacionadas con los colores que reconocemos más fácilmente, aunque en realidad los límites entre un color y otro resultan bastante difusos. Una clasificación basada en los colores que conocemos como primarios y secundarios, más o menos aceptada, es la siguiente:

Violeta: 380 – 450 nm

Azul: 450 – 495 nm

Verde: 495 – 570 nm

Amarillo: 570 – 590 nm

Naranja: 590 – 620 nm

Rojo: 620 – 780 nm

Cabe señalar que la radiación solar nos proporciona el espectro visible más limpio y eficiente. Aunque desde hace más de 100 años somos capaces de producir luz de manera artificial (sin contar la luz generada por el fuego), aun los dispositivos más eficientes generan más calor por unidad de intensidad lumínica que la luz solar.

Radiación infrarroja

Justo después del espectro visible se ubica la radiación infrarroja, llamada así precisamente porqué se encuentra más allá del rango asociado con el color rojo. Esta parte del espectro abarca longitudes de onda comprendidas entre 780 nanómetros (nm) y 1.0 milímetros (mm), aunque suele subdividirse en tres categorías:

Infrarrojo cercano: 780 nm a 2.5 micrómetros (µm)

Infrarrojo medio: 2.5µm a 50µm

Infrarrojo lejano: 50µm a 1mm

Además del espectro visible, los infrarrojos representan el tipo de radiación electromagnética que más fácilmente podemos “percibir”, aunque en este caso lo hacemos a través de los sensores térmicos de nuestra piel. Por ejemplo, percibimos los infrarrojos cercanos cuando nos exponemos directamente a los rayos del sol y cuando nos encontramos cerca del fuego o de un objeto con una elevada temperatura. Los infrarrojos medios y lejanos, por otro lado, son emitidos por cualquier objeto a temperatura terrestre (aproximadamente entre -10°C y 100°C). Los infrarrojos lejanos pueden ser emitidos por cualquier objeto con una temperatura superior al cero absoluto (-273°C).

La radiación infrarroja juega un papel fundamental en el comportamiento térmico de los edificios. Al recibir la radiación solar, los cerramientos aumentan su temperatura y emiten radiación infrarroja con mayor intensidad, contribuyendo a incrementar nuestra sensación de calor. Por otro lado, el fenómeno conocido como “invernadero” está relacionado con la radiación solar de onda corta que ingresa al espacio a través de superficies vidriadas, la cual hace que los elementos constructivos se calienten y emitan radiación de onda larga (infrarrojos). Como estos últimos no pueden atravesar las superficies vidriadas con la misma facilidad que la radiación de onda corta, se genera un proceso de calentamiento paulatino del espacio interior.

Microondas

La radiación de microondas comprende un rango de longitudes de onda que van, de acuerdo con una de las clasificaciones más aceptadas, de 1mm a 30cm. Aunque en algunos estudios se considera parte del espectro de radiofrecuencia, por su importancia es cada vez más común que se les asigne una categoría propia.

Si bien son más débiles que la radiación infrarroja, los microondas tienen una importante peculiaridad: en ciertas longitudes de onda son capaces de hacer vibrar las moléculas de agua y con ello elevar significativamente su temperatura. Dado que la mayoría de los alimentos contienen agua en mayor o menor medida, estos pueden ser cocinados fácilmente por medio de radiación de microondas. No es de extrañar que el horno de microondas se haya convertido en uno de los electrodomésticos más populares. Sin embargo, en la actualidad algunas radiaciones de microondas tienen un uso cada vez más extendido en el campo de las telecomunicaciones y la radiodifusión, gracias a que son capaces de atravesar la atmósfera con mayor facilidad que las radiaciones de onda más larga.

Ondas de radiofrecuencia

En el extremo menos energético del espectro electromagnético se encuentran las ondas de radiofrecuencia, que abarcan longitudes de onda superiores a 30cm (algunas de ellas alcanzan longitudes de onda de más de 100,000km). Estas incluyen las ondas de radio y de radar, aunque una clasificación un poco más detallada establece las siguientes categorías, de acuerdo con su longitud de onda:

Ultra alta frecuencia: de 30cm a 1m

Muy alta frecuencia: de 1m a 10m

Onda corta: de 10m a 180m

Onda media: de 180m a 650m

Onda larga: de 650m a 10km

Muy baja frecuencia: superiores a 10km

Es difícil enumerar y clasificar con precisión todas las aplicaciones de las radiofrecuencias. Por ejemplo, se suelen emplear en la transmisión de algunas señales de televisión, en la telefonía celular y en telecomunicaciones militares. Las de muy alta frecuencia se usan en la radio móvil, navegación aeronáutica y marina, televisión y radio FM. Las radiofrecuencias de onda corta se emplean en radiodifusión, comunicaciones gubernamentales y banda civil. Las de onda media y larga se emplean en la radio AM y en la navegación aeronáutica y marina. Las radiofrecuencias de onda de muy baja frecuencia se emplean principalmente en telecomunicaciones gubernamentales y militares. Los sistemas de radar emplean radiofrecuencias de onda corta, muy alta frecuencia y ultra alta frecuencia, aunque algunos hacen uso de ondas electromagnéticas que caen en la categoría de las microondas.

Cantidad y tipo de radiación solar

No toda la radiación proveniente del sol y del espacio exterior llega hasta la superficie terrestre de manera inalterada. De hecho menos de una tercera parte lo hace. En ello la atmósfera terrestre juega un papel fundamental, al menos hasta ahora, al funcionar como un filtro que tamiza buena parte de esa radiación e incluso como un escudo protector contra las radiaciones que resultan más peligrosas para los seres vivos.

Para entender la forma en que la atmósfera interactúa con la radiación exterior podemos establecer dos grandes aproximaciones. La primera y más simple considera las cantidades proporcionales de radiación que es reflejada, absorbida, y dispersada por la atmósfera, mientras que la segunda, más compleja, describe los cambios en la distribución espectral de la radiación solar provocados por los diferentes componentes de la atmósfera.

Sin embargo una comprensión más amplia de la incidencia de la radiación solar sobre la superficie terrestre implica considerar las variaciones en su intensidad debidas a la ubicación geográfica, la fecha y el momento del día. Incluso, desde un punto de vista arquitectónico, resulta importante comprender cómo la intensidad de la radiación solar sobre un plano (una cubierta, por ejemplo) dependerá en gran medida del ángulo entre dicho plano y la dirección de los rayos solares. A continuación trataremos de describir estos aspectos.

Balance térmico y cantidades proporcionales de radiación solar

En términos generales y en el largo plazo, el intercambio de energía entre el Sol y la Tierra presenta un estado de balance térmico, lo cual quiere decir que las cantidades globales de energía que ésta última recibe tienden a ser equivalentes a las que emite. Si ese balance térmico se rompiera, dando lugar a un desequilibrio prolongado, la Tierra se enfriaría o calentaría paulatinamente hasta volverse inhabitable. De hecho es lo que muchos científicos asumen que está sucediendo actualmente, aunque de manera relativamente moderada, dando lugar a fenómenos como el calentamiento global.

La parte superior de la atmósfera recibe una cantidad de energía solar equivalente a 1,367 W/m2, parámetro que se conoce como insolación o constante solar. Sin embargo, debido a que en un momento dado solo la mitad de la esfera terrestre se encuentra expuesta a la radiación solar, ese valor suele dividirse entre 4 para obtener una radiación incidente promedio de 342 W/m2. Esa energía se distribuye de la siguiente manera, también en valores promedio:

• 77 W/m2 (22%) es reflejada de nuevo al espacio por la atmósfera.
• 67 W/m2 (20%) es absorbida por la atmósfera.
• 198 W/m2 (58%) atraviesa la atmósfera y llega a la superficie terrestre, aproximadamente la mitad (29%) como radiación difusa (por efecto de la misma atmósfera) y la otra mitad (29%) como radiación directa (que atraviesa la atmósfera prácticamente sin interferencia).

Ahora bien, de los 198 W/m2 que llegan a la superficie terrestre, tanto en forma de radiación difusa como directa, 30 W/m2 (9%) son reflejados y 168 W/m2 (49%) son absorbidos por la misma. Con estos últimos datos podemos completar el balance térmico global, que se expresaría con la siguiente ecuación:

342 W/m² (radiación incidente) – 77 W/m² (radiación reflejada por la atmósfera) – 67 W/m² (radiación absorbida por la atmósfera) – 30 W/m² (radiación reflejada por la superficie terrestre) – 168 W/m² (radiación absorbida por la superficie terrestre) = 0

Como se ha dicho, este planteamiento implica el manejo de promedios globales, lo cual representa una simplificación de los fenómenos involucrados. En realidad los valores suelen tener variaciones importantes. Por ejemplo, en las partes de la Tierra cuyo cielo se encuentra cubierto de nubes densas la reflexión hacia el espacio es mayor al 22%. Así mismo, la radiación reflejada por la superficie terrestre (sin contar los océanos) varía en gran medida debido a sus características particulares: las superficies con vegetación profusa solo reflejan entre el 5% y el 10% de la radiación recibida, las superficies con pasto entre el 15% y el 25%, las zonas arenosas (como los desiertos) entre el 35% y el 45%, y las superficies cubiertas de nieve reciente hasta el 95%.

Existen otros fenómenos interesantes relacionados con el intercambio de energía radiante de la Tierra. Por ejemplo, las superficies construidas de las zonas urbanas también reflejan la radiación solar en diversas proporciones, aunque generalmente es más la radiación absorbida, lo cual da lugar a lo que se conoce como islas de calor. Por otro lado, la superficie terrestre tiende a re-irradiar buena parte de su energía durante la noche, lo cual sucede de manera más eficiente cuando el cielo se encuentra despejado. Esa es la razón por la que en algunos lugares las madrugadas suelen ser más frías cuando el cielo se encuentra despejado.

Variación espectral de la radiación solar

Como hemos explicado antes, la radiación electromagnética proveniente del sol se distribuye en un amplio rango de frecuencias. La radiación ultravioleta (UV) representa apenas un 8-9% del total de la energía que contiene la insolación. El rango visible representa el 46-47% del total de la energía recibida del sol. Casi la totalidad del restante 45% se encuentra en rangos cercanos al infrarrojo.

Sin embargo, existen diferencias significativas entre la distribución espectral de la radiación que incide sobre la parte exterior de la atmósfera y la distribución espectral de la radiación que llega a la superficie terrestre. Esto se debe principalmente a que las moléculas de gas y las partículas suspendidas absorben una parte de la radiación y retienen una fracción de energía en forma de calor, provocando atenuaciones significativas en la intensidad de la radiación solar.

Como muestra la Figura 2, los rayos X y otras radiaciones de onda muy corta del espectro solar son absorbidos en gran medida en la ionosfera por el nitrógeno, el oxígeno y otros componentes atmosféricos. La mayor parte de los rayos ultravioleta, por su parte, son absorbidos por el ozono. Para longitudes de onda superiores a 2,500 nm se produce una fuerte absorción debida al dióxido de carbono y al agua presentes en la atmósfera, por lo que llega muy poca radiación de este tipo hasta la superficie terrestre. En lo que respecta a las aplicaciones terrestres de la energía solar, las radiaciones más importantes tienen longitudes de onda comprendidas entre 290 y 2,500 nm. Estas radiaciones también son las que más variaciones sufren debido a la difusión y la absorción, especialmente en la parte de los infrarrojos.

Figura 2. Distribución espectral de la radiación solar incidente.

Variaciones temporales (estacionales y diarias) de la radiación solar

Si la atmósfera reduce la intensidad y modifica la composición de la radiación que llega hasta nosotros, entonces debemos reconocer un hecho: mientras mayor sea la porción de atmósfera terrestre atravesada por los rayos solares mayor será ese efecto, ya que más radiación será absorbida, dispersada y re-irradiada al espacio. Ahora bien, la porción de atmósfera que debe atravesar la radiación solar depende del ángulo de incidencia. Como muestra la Figura 3, cuando el ángulo de altitud solar es bajo (b) la porción de atmósfera atravesada es mucho mayor que cuando el ángulo es elevado (a).

Figura 3. Variación de la porción de atmósfera atravesada por los rayos solares.

Como sabemos, la inclinación constante del eje norte-sur de la Tierra durante el movimiento de traslación hace que los rayos solares incidan con diferentes ángulos sobre un punto determinado de la superficie terrestre a lo largo del año. Para un mismo sitio, los recorridos aparentes del sol tendrán variaciones estacionales importantes durante el ciclo anual. Así, durante el mes de junio el hemisferio norte se inclina hacia el sol, con lo que no sólo se acerca él (lo cual en realidad tiene un efecto reducido), sino que recibe los rayos del sol en forma más directa, es decir, atravesando una porción menor de la atmósfera. Al mismo tiempo, en el hemisferio sur sucede lo contrario. Esto explica las diferencias en las tasas de incidencia de la radiación solar que hacen que el hemisferio norte se encuentre en verano mientras que el hemisferio sur se encuentra en invierno

Nota: El fenómeno descrito arriba es más intenso en las latitudes elevadas, tanto al norte como al sur, mientras que en la franja ecuatorial las variaciones anuales en la incidencia de la radiación solar son menos notorias.

En los ciclos diarios generados por el movimiento de rotación de la tierra sucede un fenómeno similar. Durante el amanecer y el atardecer, los rayos solares inciden con ángulos muy bajos y atraviesan una porción mayor de la atmósfera. Esto provoca una disminución importante de la intensidad de la radiación solar (hasta el punto de que es posible ver directamente al sol). Justo hacia el mediodía sucede lo contrario: el sol se encuentra en su posición más elevada posible, de acuerdo con la latitud del sitio y la fecha del año, y atraviesa una porción menor de la atmósfera terrestre. La radiación solar se intensifica entonces de manera importante. Este fenómeno es la base de las oscilaciones térmicas diarias, aunque estas no se corresponden exactamente con los momentos de máxima y mínima radiación, debido al efecto de masa térmica (acumulación de calor) de la superficie terrestre. Así, las temperaturas mínimas suelen darse hacia las 5:00-7:00 AM, justo antes de la salida del sol, mientras que las máximas se dan generalmente hacia las 2:00-4:00 PM.

Los índices de nubosidad también juegan un papel importante en la cantidad de radiación solar que llega a la tierra. Un cielo nublado reduce significativamente la radiación solar directa y, si bien al mismo tiempo puede incrementar ligeramente la difusa, el balance final es una reducción de la radiación global que llega hasta nosotros. Este fenómeno puede afectar las variaciones estacionales explicadas arriba, ya sea enfatizándolas o matizándolas, dependiendo de las temporadas en que se presenten mayores índices de nubosidad.

Nota: La radiación solar que llega directamente a la superficie terrestre se conoce como Directa, mientras que La radiación que llega a la superficie terrestre después de que ha sido desviada y rebotada se conoce como Difusa. La suma del componente directo y el difuso, al incidir sobre una superficie horizontal, constituye la Radiación Solar Global Horizontal.

Intensidad de la radiación solar sobre una superficie

Finalmente, existe otro fenómeno que afecta la intensidad de la radiación solar sobre un lugar determinado. También se relaciona con el ángulo de incidencia, pero en este caso no por la porción de atmósfera que deben atravesar los rayos solares, sino por la distribución de estos sobre las superficies en las que se proyectan.

Para visualizar este fenómeno, imaginemos la radiación solar como un paquete de rayos que, debido al tamaño del sol respecto a la tierra, se consideran paralelos y equidistantes entre sí. Cuando ese paquete de rayos incide sobre una superficie perpendicular a su dirección, su “intensidad” es la máxima posible (mayor número de rayos por unidad de área). Si el ángulo de incidencia de los rayos solares se reduce, el mismo paquete de rayos se distribuye en una mayor superficie, es decir, disminuye la intensidad de la radiación (menor número de rayos por unidad de superficie). La Figura 4, generada con ayuda de la herramienta Beam Spread, ilustra este hecho.

Figura 4. Disminución de la intensidad de la radiación solar sobre una superficie.

Esta variación de la intensidad de la radiación solar puede entenderse a gran escala, si consideramos la superficie terrestre en su totalidad, pero también puede aplicarse a superficies relativamente pequeñas, como los planos conformados por los cerramientos de los edificios. De especial interés resultan las cubiertas, que suelen ser las superficies más afectadas por la radiación solar. En algunos climas muy cálidos y áridos las cubiertas de tierra abovedadas han demostrado una cierta capacidad para disminuir el efecto de la radiación solar, entre otras cosas porque su geometría permite sacar provecho del fenómeno descrito arriba.

Referencias

[1] E. Mazria, “El libro de la energía solar pasiva,” SERBIULA (sistema Librum 2.0), May 2019.

[2] V. Olgyay, Arquitectura y Clima - Manual de Diseño Bioclimático. Editorial Gustavo Gili, 1998.

[3] F. Tudela, Ecodiseño. Universidad Autonoma Metropolitana de Xochimilco, 1982.

[4] “PD: 2D Sun-Path.” https://drajmarsh.bitbucket.io/sunpath2d.html (accessed Jan. 02, 2021).

[5] “PD: 3D Sun-Path.” https://drajmarsh.bitbucket.io/sunpath3d.html (accessed Jan. 02, 2021).

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