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La Temperatura
La temperatura è un parametro che indica lo stato di agitazione termica delle molecole di un corpo.
Più le molecole sono agitate, più si muovono velocemente, più è alta la temperatura.
La temperatura è la proprietà fisica che regola il trasferimento di energia termica da un sistema a un altro.
Quando due sistemi si trovano in equilibrio termico e non avviene nessun trasferimento di energia, si dice
che sono alla stessa temperatura. Quando esiste una differenza di temperatura, il calore tenderà a muoversi
dal sistema che viene detto a temperatura più alta verso il sistema che diremo a temperatura più bassa, fino al
raggiungimento dell'equilibrio termico.
Il trasferimento di calore può avvenire per conduzione, convezione o irraggiamento.
Le proprietà formali della temperatura vengono studiate dalla termodinamica. La
temperatura svolge inoltre una parte importante in quasi tutti i campi della scienza e in
particolare in fisica, chimica e biologia.
La temperatura non è una misura della quantità di energia termica o calore di un sistema,
ma è a essa correlata. Pur con notevoli eccezioni, solitamente se viene fornito calore la
temperatura del sistema aumenta, mentre se viene sottratto calore la temperatura del
sistema diminuisce; inversamente un aumento di temperatura corrisponde a un
assorbimento di calore da parte del sistema, mentre un abbassamento di temperatura
corrisponde a una cessione di calore da parte del sistema.
Su scala microscopica, nei casi più semplici, questo calore corrisponde al movimento
casuale degli atomi e delle molecole del sistema. Quindi un incremento di temperatura
corrisponde a un incremento del movimento degli atomi del sistema. Per questo, la
temperatura viene anche definita come lo stato di agitazione molecolare del sistema (e
l'entropia come lo stato di disordine molecolare). In realtà è possibile fornire o sottrarre
calore anche senza alterazione della temperatura, poiché il calore fornito o sottratto può
essere correlato alla variazione di qualche altra proprietà termodinamica del sistema
(pressione, volume, eccetera) oppure può essere implicata in fenomeni di transizione di
fase (come i passaggi di stato), descritti termodinamicamente in termini di calore latente.
Analogamente è possibile aumentare o diminuire la temperatura di un sistema senza fornire
o sottrarre calore.
La temperatura è una grandezza fisica scalare ed è intrinsecamente una proprietà
intensiva di un sistema. Essa infatti non dipende dalle dimensioni o dalla quantità di
materia del sistema, ma non corrisponde alla densità di nessuna proprietà estensiva.
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I Gradi Celsius
Ai giorni nostri esistono varie scale per misurare la temperatura.
Le principali scale utilizzate sono 3:
1. I Gradi Celsius o Centigradi (°C)
2. I Gradi Fahrenheit (°F)
3. I Gradi Kelvin (°K)
La prima unità di misura venne ideata da Anders Celsius.
Questa temperatura comincia a contare i gradi dalla temperatura di
congelamento dell’acqua.
Anders Celsius in origine propose, però, che il punto di congelamento fosse
100 °C, e il punto di ebollizione 0 °C.
La scala fu rovesciata nel 1747 su suggerimento di Linneo, o forse di Daniel
Ekström, il produttore della maggior parte dei termometri utilizzati da Celsius.
Una temperatura di −40 ° è la stessa per le scale Celsius e Fahrenheit. Quindi,
un metodo per convertire celsius in fahrenheit è di aggiungere 40, moltiplicare
per 1,8 e sottrarre 40. Al contrario, per convertire fahrenheit in celsius occorre
sommare 40, dividere per 1,8 e sottrarre 40..
I Gradi Fahrenheit
Il grado Fahrenheit è l'unità di una scala di misura della temperatura così chiamata in onore del fisico tedesco
Gabriel Fahrenheit, che la propose nel 1724. È tuttora in uso negli Stati Uniti d'America e in Belize. In
questa scala, il punto di congelamento dell'acqua è di 32 gradi Fahrenheit, mentre il punto di ebollizione si
trova a 212 gradi, suddividendo così questo intervallo in 180 gradi.
Fahrenheit stabilì che il punto zero della sua scala (0 °F) doveva essere la
temperatura alla quale una ugual misura di ghiaccio e sale si scioglie (alcuni
sostengono che prese la mistura fissa dei due che produceva la temperatura più
bassa). Fissò inoltre il punto di 96 °F alla temperatura del sangue, usando
inizialmente del sangue di cavallo. La sua scala conteneva originariamente solo
12 suddivisioni, ma in seguito divise ognuna di queste in 8, dando così un totale
di 96 suddivisioni. Osservò successivamente che l'acqua congelava a 32 °F e
bolliva a 212 °F.
Le sue misure non erano molto precise. Secondo la scala originale, le vere
temperature di congelamento ed ebollizione dell'acqua sarebbero state piuttosto
diverse. Poco dopo, fu deciso di ricalibrare la scala in modo che 32 °F e 212 °F corrispondessero
precisamente alle temperature di congelamento ed ebollizione dell'acqua. Il risultato fu che la temperatura di
un corpo umano sano passò a 98,6 °F, invece dei 96 °F originari.
Negli Stati Uniti d'America e in Belize la scala Fahrenheit continua a essere usata dalla maggior parte della
popolazione, anche se per scopi scientifici e tecnologici viene utilizzata l'unità di misura kelvin (SI).
Inoltre, la temperatura dell'aria al suolo nella maggior parte delle aree abitate del pianeta tende a rimanere tra
0 °F e 100 °F: perciò, la scala Fahrenheit permette di indicare la temperatura con due sole cifre senza
bisogno del segno.
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I Gradi Kelvin
Il sistema di misurazione kelvin (simbolo K, a volte
erroneamente indicato con °K) della temperatura, è una delle
sette unità base del Sistema internazionale di unità di misura.
Per "temperatura termodinamica" si intende la differenza fra la
temperatura indicata (quella del punto triplo dell'acqua:
0,01 °C) e quella dello zero assoluto (-273,15 °C). Lo zero della
scala kelvin è infatti lo zero assoluto.
Prende il nome dal fisico e ingegnere irlandese William
Thomson, nominato barone con il nome di Lord Kelvin. Egli
propose per primo questa definizione nel 1868, partendo dalla
considerazione termodinamica che esiste una temperatura
minima assoluta, lo zero assoluto. Per praticità è stata però
mantenuta invariata, rispetto alla preesistente scala Celsius, la
dimensione di una unità (Δ 1 K ≡ Δ 1 °C): in questo modo le
differenze di temperatura nelle scale Celsius e kelvin sono
numericamente uguali.
Mentre la scala Celsius è pratica dal punto di vista umano, in
quanto si basa sulla temperatura di congelamento e di
ebollizione dell'acqua, quella kelvin è più rigorosa e si presta a
essere usata come unità di misura facilmente riproducibile.
Infatti la temperatura del punto triplo dell'acqua è una quantità auto-consistente, che non richiede altre
definizioni (o quasi, si veda sotto), mentre la temperatura di fusione e di ebollizione richiedono di specificare
le condizioni normali (specialmente di pressione) a cui il processo di fusione o ebollizione avviene.
La scala kelvin, avendo per zero lo zero assoluto è a volte detta scala assoluta. La scala di temperatura
Celsius e il grado Celsius sono comunque accettati, ma come unità derivata, e sono definiti rispetto al kelvin.
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Pressione Atmosferica
La pressione atmosferica è la pressione presente in qualsiasi punto dell'atmosfera terrestre. Nella maggior
parte dei casi il valore della pressione atmosferica è equivalente alla pressione idrostatica esercitata dal peso
dell'aria presente al di sopra del punto di misura.
Le aree di bassa pressione hanno sostanzialmente minor massa atmosferica sopra di esse, viceversa aree di
alta pressione hanno una maggior massa atmosferica. Analogamente, con l'aumentare dell'altitudine, il valore
della pressione decresce.
Al livello del mare il volume di 1 m3 di aria (ad una temperatura di 20 °C) ha una massa di circa 1,3 kg. Il
valore della pressione atmosferica varia anche in funzione della temperatura e della quantità di vapore
acqueo contenuto nell'atmosfera e decresce con l'aumentare dell'altitudine, rispetto al livello del mare, del
punto in cui viene misurata.
Pressione normale
La pressione atmosferica normale o standard è quella misurata alla latitudine di 45°, al livello del mare e ad
una temperatura di 15 °C, che corrisponde ad una colonna di mercurio di 760 mm. Nelle altre unità di misura
corrisponde a:
1 atm = 760 mm Hg = 760 torr = 101 325 Pa = 1 013,25 mbar.
Con la diffusione dell'uso del Sistema internazionale anche in ambito meteorologico, la pressione
atmosferica si misura in ettopascal (centinaia di Pascal) il cui simbolo è hPa. Dal momento che 1013,25 mbar
= 101 325 Pa = 1013,25 hPa, si ha un'identità tra l'ettopascal ed il millibar.
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Variazione della pressione con l’altitudine
A causa della comprimibilità dell'aria sotto il proprio peso la diminuzione della pressione atmosferica con la
quota sul livello del mare non è lineare come nei liquidi, ma diminuisce in modo esponenziale (in prima
approssimazione). Vari fattori come le condizioni atmosferiche e la latitudine influenzano il suo valore, la
NASA ha compilato valori medi per tutte le parti del mondo. La seguente tabella fornisce i valori indicativi
della pressione, in percentuali di una atmosfera, in funzione dell'altitudine.
Altitudine Percentuale
in metri
di 1 atm
1.000
88,6
2.000
78,5
4.000
60,8
6.000
46,5
8.000
35,0
10.000
26,0
15.000
11,5
20.000
6,9
30.000
1,2
48.500
0,1
69.400
0,01
Esempio di variazione di pressione: se si chiude
ermeticamente una bottiglia in montagna arrivati al mare essa
di schiaccia per la differenza di pression
Variazione della pressione con la temperatura
La pressione atmosferica è influenzata dalla temperatura dell'aria. Essa diminuisce con l'aumentare della
temperatura poiché l'atmosfera, riscaldandosi, tende a dilatarsi diventando meno densa e più leggera a parità
di volume occupato. Di conseguenza il minore peso della massa d'aria calda riduce la pressione della colonna
d'aria e quindi si avrà una più bassa pressione atmosferica rispetto alle ore precedenti. Al contrario, quando
l'aria si raffredda aumenta la propria densità ed il maggiore peso della massa d'aria aumenterà la pressione
atmosferica. Localmente, con tempo stabile quindi, la pressione atmosferica varierà nell'arco delle 24 ore
anche a seconda delle variazioni di temperatura tra il giorno e la notte. I valori locali della pressione,
considerati a se stanti, non hanno significato di prognosi; lo hanno invece se confrontati con i valori
simultaneamente rilevati nelle zone adiacenti per mettere in risalto le aree di bassa pressione (brutto tempo) o
di alta pressione (bel tempo). Localmente solo cambiamenti repentini dei valori di pressione (ovvero
cambiamenti di pressione più rapidi rispetto a quelli relativi alla temperatura) sono indice di modifiche
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Variazione della pressione con l'umidità
Anche l'umidità contenuta nell'aria influenza il valore della pressione atmosferica. La presenza di molecole
di vapore acqueo, (H2O), sostituisce (ruba lo spazio) con molecole leggere (H2 in particolare) quelle più
pesanti e principalmente quelle d'azoto (78% dell'aria è costituito da questo elemento). Da ciò deriva che più
l'aria è umida più risulterà leggera e di conseguenza si avrà una minor pressione atmosferica (bassa
pressione). Questo d'altronde è uno dei princìpi di formazione dei cicloni tropicali. Al contrario, aria più
secca sarà anche più pesante e quindi, esercitando un peso maggiore determinerà un aumento della pressione
atmosferica.
Variazione della pressione con la temperatura
La pressione atmosferica è influenzata dalla temperatura dell'aria. Essa diminuisce con l'aumentare della
temperatura poiché l'atmosfera, riscaldandosi, tende a dilatarsi diventando meno densa e più leggera a parità
di volume occupato. Di conseguenza il minore peso della massa d'aria calda riduce la pressione della colonna
d'aria e quindi si avrà una più bassa pressione atmosferica rispetto alle ore precedenti. Al contrario, quando
l'aria si raffredda aumenta la propria densità ed il maggiore peso della massa d'aria aumenterà la pressione
atmosferica. Localmente, con tempo stabile quindi, la pressione atmosferica varierà nell'arco delle 24 ore
anche a seconda delle variazioni di temperatura tra il giorno e la notte. I valori locali della pressione,
considerati a se stanti, non hanno significato di prognosi; lo hanno invece se confrontati con i valori
simultaneamente rilevati nelle zone adiacenti per mettere in risalto le aree di bassa pressione (brutto tempo) o
di alta pressione (bel tempo). Localmente solo cambiamenti repentini dei valori di pressione (ovvero
cambiamenti di pressione più rapidi rispetto a quelli relativi alla temperatura) sono indice di modifiche
Variazione della pressione con l'umidità
Anche l'umidità contenuta nell'aria influenza il valore della pressione atmosferica. La presenza di molecole
di vapore acqueo, (H2O), sostituisce (ruba lo spazio) con molecole leggere (H2 in particolare) quelle più
pesanti e principalmente quelle d'azoto (78% dell'aria è costituito da questo elemento). Da ciò deriva che più
l'aria è umida più risulterà leggera e di conseguenza si avrà una minor pressione atmosferica (bassa
pressione). Questo d'altronde è uno dei princìpi di formazione dei cicloni tropicali. Al contrario, aria più
secca sarà anche più pesante e quindi, esercitando un peso maggiore determinerà un aumento della pressione
atmosferica.
Le Radiazioni Solari
Definizione:
La radiazione solare è l'energia radiante emessa nello spazio interplanetario dal Sole, generata a partire dalle
reazioni termonucleari di fusione che avvengono nel nucleo solare e che producono radiazioni
elettromagnetiche a varie frequenze o lunghezze d'onda, le quali si propagano poi nello spazio alle velocità
tipiche di queste onde.
Ogni forma di vita sulla Terra viene mantenuta dal flusso energetico solare che penetra nella biosfera;
l'energia utilizzata per la formazione ed il mantenimento della biomassa è l'1% della radiazione totale in
arrivo. La radiazione ha un'influenza diretta sulla temperatura dell'aria e del terreno e sul processo di
evapotraspirazione (consiste nella quantità d'acqua che dal terreno passa nell'aria allo stato di vapore per
effetto congiunto della traspirazione, attraverso le piante, e dell'evaporazione, direttamente dal terreno), ed
indiretta sul valore dell'umidità atmosferica, sul movimento delle masse d'aria e sulle precipitazioni.
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La quantità totale di radiazione emessa dal Sole nell'unità di tempo, nell'unità di superficie e misurata alle
soglie esterne dell'atmosfera, valore pressoché costante nel tempo, è detta costante solare.
Caratteristiche
La radiazione solare non è concentrata su una sola frequenza, ma è distribuita su un ampio spettro di
ampiezza non costante con la forma di una campana com'è lo spettro tipico di un corpo nero col quale la
sorgente solare è modellizzata. Il massimo di radiazione è centrato nella banda della radiazione visibile o
luce col picco ai 500 nm fuori dall'atmosfera terrestre in base alla legge di Wien, nel Ciano-verde. La banda
di radiazioni fotosinteticamente attive (PAR) va dai 400 ai 700 nm, corrisponde alla radiazione visibile ed è
pari al 41% della radiazione totale. All'interno del PAR esistono sottobande con radiazioni:
blu-violette, (400-490 nm), assorbite dai pigmenti, con azione sulla fioritura, sintesi proteica, effetti
fototropici, medio effetto sulla fotosintesi;
verdi (490-560 nm), le meno attive fotosinteticamente;
gialle (560-590 nm);
rosso-arancio (590-700 nm), molto attive per la fotosintesi. La colorazione delle piante è tale
proprio in virtù del fatto che il verde è colore complementare al rosso, e quindi è in grado di
catturare queste bande dello spettro elettromagnetico.
Oltre alla radiazione visibile una componente energeticamente minoritara, ma comunque degna di nota per i
loro effetti è costituita dagli infrarossi e soprattutto dai raggi ultravioletti.
Nell'attraversare l'atmosfera la radiazione solare subisce fenomeni di riflessione, rifrazione, assorbimento,
diffusione ad opera dei vari gas atmosferici in misura variabile in funzione della frequenza, così che al suolo
lo spettro solare risulta irregolare rispetto a quello rilevato alle soglie esterne dell'atmosfera (TOA) con
presenza di tipiche bande di assorbimento o riflessione.
Legge di Wien
Intensità di emissione del corpo nero in funzione della lunghezza d'onda per varie temperature (assolute).
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La legge di Wien, detta anche legge dello spostamento di Wien, è una legge sperimentale che esprime la
relazione fra la radiazione emessa da un corpo nero e da una massa generica, la temperatura e la lunghezza
d'onda massima. Fu scritta dal fisico tedesco Wilhelm Wien nel 1893.
,
dove:
(valore raccomandato dal CODATA nel 2002) viene
detta costante dello spostamento di Wien (
dove
ed è detta seconda
costante di radiazione).
è la temperatura assoluta, in kelvin, della sorgente (corpo nero);
è lunghezza d'onda espressa in metri per la quale è massima la radiazione emessa dal corpo
(non è quindi la massima lunghezza d'onda da questo irradiata) [1].
La legge di Wien spiega come la densità di energia emessa in funzione della frequenza o della lunghezza
d'onda da parte di un corpo nero ad una certa temperatura, mostri un picco che si sposta verso le alte
frequenze all'aumentare della temperatura stessa. La massima energia irradiata da un corpo cresce con la sua
temperatura e la frequenza minima delle onde da questo emesse, e quindi, si ha in corrispondenza di una
lunghezza d'onda massima. La relazione, quindi, non esprime un legame lineare fra temperatura, energia e
frequenza d'onda, vero solo per i valori massimi di energia e minimi di frequenza, non per l'intero dominio
delle due grandezze.
All'aumentare della temperatura il massimo di emissione si sposta verso lunghezze d'onda minori e quindi
energie maggiori. Se ne deduce che al variare della temperatura del corpo varia il colore! Introduciamo
quindi il concetto di temperatura di colore, quale la temperatura cui corrisponde un ben determinato
massimo di emissione. Questo è per esempio il metodo utilizzato per capire quale sia la temperatura di forni
particolarmente potenti per i quali è chiaramente impossibile pensare all'utilizzo di un termometro. In pratica,
più caldo è un oggetto, più corta è la lunghezza d'onda a cui emetterà radiazione. Per esempio, la temperatura
superficiale del Sole è di 5777 K, il che dà un picco a 501.6 nm (5016 Angstrom) nel Ciano-verde. Come si
può vedere nell'articolo sul colore, questa lunghezza d'onda non è al centro dello spettro visibile, poiché
quest'ultimo è anche il risultato della deflessione della luce da parte dell'atmosfera terrestre la quale rende lo
spettro solare meno presente delle "componenti blu" (viola,indaco,blu,ciano,verde) . Una lampadina ha un
filamento luminoso con una temperatura leggermente più bassa, che risulta in un'emissione di luce gialla,
mentre un oggetto che si trovi al "calor rosso" è ancora più freddo.
Bilancio della radiazione
La Terra riceve dal Sole 1366 W/m2 (costante solare). Questa è riferita al piano, occorre quindi considerare
che sulla terra colpisce una calotta sferica per 1440 minuti, riducendosi del 75%. L'atmosfera filtra in una
certa misura i raggi solari come fa ogni corpo provocando:
una riflessione dei raggi dovuta all'albedo;
un assorbimento che ne provoca un aumento di temperatura, a seguito del quale riemette radiazioni
in accordo con la legge di Wien.
circa metà della radiazione attraversa invece l'atmosfera senza modificazioni, e prende il nome di radiazione
netta. Metà della radiazione netta contribuisce infine all'evaporazione delle masse d'acqua, di conseguenza
l'energia disponibile è circa un quarto di quella complessivamente emessa.
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La stratosfera assorbe i raggi ultravioletti grazie all'ozono (O3; assorbe 200-300 nm), la troposfera riflette,
assorbe e diffonde l'infrarosso grazie al vapore acqueo e alla CO2. L'azione di filtro delle bande alle
lunghezze d'onda dell'ultravioletto, per la maggior parte letali, è essenziale per lo sviluppo della vita.
Albedo
È il coefficiente di riflessione c. I valori di c sono di solito compresi tra 0 e 1 oppure sono espressi in
percentuale. È data dal rapporto tra l'energia radiante riflessa da una superficie rispetto l'energia incidente. La
Terra ha un valore medio del 40% (c = 0,4) Alla quota di albedo terrestre si aggiungono le radiazioni riflesse
dalle particelle atmosferiche verso lo spazio.
Radiazione diffusa
Detta anche indiretta, rappresenta quella quota di radiazione che ha colpito almeno una particella cambiando
angolo di incidenza e che arriva comunque al suolo perché verso esso indirizzata. Aumenta relativamente
alla totale in cieli nuvolosi. In particolare lo scattering di Rayleigh dello componente blu della radiazione
solare è responsabile del colore blu del cielo.
Radiazione assorbita
È quella radiazione che ha incontrato un ostacolo qualsiasi al quale ha ceduto tutta o una parte della propria
energia. L'Energia che non arriva alla superficie della terra si dice estinta ed è formata dalla radiazione
assorbita, la radiazione riflessa e la radiazione diffusa nello spazio.
Secondo la legge di Lambert la quantità di radiazioni che colpisce l'unità di superficie è proporzionale al
coseno dell'angolo d'incidenza:
Si ha la massima quantità con incidenza perpendicolare, all'aumentare dell'angolo aumenta sia la superficie
colpita dalla stessa quantità di radiazioni che lo spessore dell'atmosfera attraversato da questi. Ciò crea le
variazioni d'irraggiamento giornaliere, annuali e latitudinali.
Applicazioni
L'energia associata alla radiazione solare (energia solare) può essere sfruttata a livello tecnologico per
produrre energia (termica o elettrica) attraverso varie tecnologie solari quali pannello solare termico,
fotovoltaico e solare termodinamico ed utilizzata nelle applicazioni umane. La costante solare è la quantità di
radiazione che arriva sulla Terra dal Sole per potenza e per unità di tempo, misurata sulla superficie
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superiore dell'atmosfera terrestre, su un piano perpendicolare ai raggi.
La costante solare include (somma) tutte le frequenze dello spettro della radiazione solare, non soltanto
quelle della banda visibile. Essa, assieme alla magnitudine apparente del Sole, pari a -26,8, è uno dei valori
indicativi dello splendore apparente del Sole. Tuttavia la costante è un valore più corretto, perché la
magnitudine apparente misura la luminosità della nostra stella solo nello spettro visibile.
Le misure più recenti compiute dai satelliti forniscono un valore di 1.367 W/m², anche se può variare di circa
il 6,9% durante l'anno - da circa 1.412 W/m² a gennaio a 1.321 W/m² a luglio, a causa della variazione della
distanza della terra dal sole, oltre ad una lieve variazione della luminanza solare di poche parti su mille da un
giorno all'altro.
Per l'intero globo terrestre, che ha una sezione di taglio di 127.400.000 km², la potenza fornita dall'energia
solare è di 1.740 × 1017 Watt, con una variazione del +/- 3,5%. Di conseguenza, tenuto conto della
superficie sferica del nostro pianeta, la potenza solare che viene indirizzata sulla Terra ha un valore di circa
174 × 1015 W, ossia di 174 PW. In altri termini, l'energia luminosa arriva sulla Terra al ritmo di 174 PW.
Il diametro angolare della Terra vista dal Sole è circa 1/11 000 rad, e l'angolo solido corrispondente a questo
valore è di circa 1/140 000 000 sr. Se ne deduce che il Sole emette più o meno 2 miliardi di volte la quantità
di radiazione che riceve la Terra, cioè circa 3,86 × 1026W.
L'enorme quantità di energia solare che arriva alle soglie dell'atmosfera non arriva tutta sulla superficie
terrestre, ma subisce fenomeni di attenuazione, riflessione, scattering nel percorso verso il suolo. Infatti circa
il 40% della radiazione viene assorbita o riflessa dalle nubi ed il 15% viene assorbita dall'atmsfera stessa;
arriva al suolo, quindi, circa il 45% della radiazione (78 PW).
Al di là delle variazioni sopraesposte, la costante solare tuttavia non è rigorosamente costante, ma varia a
seconda dell'attività delle macchie solari. Si presume, ma non ancora scientificamente dimostrato, sia una
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delle cause principali di cambiamenti climatici a lungo termine ovvero a scala ultrasecolare, mentre influisce
in maniera relativamente piccola sui cambiamenti climatici a breve termine (decadale) (variazioni di appena
lo 0,1%).
Storia
Nel 1884 Samuel Pierpont Langley cercò di stimare il valore della costante da Monte Whitney in California,
cercando di rimuovere gli effetti dell'assorbimento atmosferico effettuando misurazioni in diversi momenti
del giorno. Ottenne il valore decisamente errato di 2903 W/m², probabilmente a causa di qualche errore
matematico. Tra il 1902 e il 1957, le misure effettuate da Charles Greeley Abbot e da altri a diverse altitudini
ottennero un valore compreso fra 1322 e 1465 W/m².
Samuel Pierpont Langley
Samuel Pierpont Langley (Roxbury, 22 agosto 1834 – Aiken, 27 febbraio 1906) è stato un pioniere
dell'aviazione statunitense.Egli fu un precursore dell'aeronautica, ed il suo tentativo di far volare mezzi più
pesanti dell'aria precedette quello dei fratelli Wright. Sfortunatamente per lui, fu anche il protagonista di un
insuccesso che ebbe molta risonanza presso la stampa americana dell'epoca, quando un suo aereo,
l'Aerodrome, pilotato da Manly si schiantò durante il decollo da una nave sul fiume Potomac, senza
conseguenza per il pilota.Samuel Langley (a destra) e Charles M. Manly (il pilota dei suoi velivoli
sperimentali) in una foto dell'epoca In effetti, questo insuccesso era stato preceduto da una serie di tentativi
andati a buon fine con aerei senza pilota, ad elastico o a vapore. In particolare, il 6 maggio 1896 il prototipo
n. 5 catapultato da una nave sul fiume Potomac percorse più di 400 m. Successivamente, l'11 novembre, il
prototipo n. 6 percorse più di 1 600 m. In effetti, avuta conoscenza da Octave Chanute, altro pioniere
dell'aviazione, riguardo ai tentativi dei Wright, tentò più volte di contattarli per collaborare con loro, ma i
Wright erano molto restii a condividere le loro esperienze, e la cosa non ebbe seguito.Primo fallimento
dell'Aerodrome e del suo pilota nelle acque del fiume Potomac, il 7 ottobre 1903 Langley ebbe anche dei
finanziamenti governativi, per $50.000 dal Ministero della Guerra, e dallo Smithsonian Institute per altri
$20.000, che lo aiutarono a costruire i successivi prototipi, che però furono i protagonisti di due consecutivi
incidenti con il prototipo n.7, il 7 ottobre e l'8 dicembre 1903. Il primo vide l'Aerodrome toccare un cavo e
precipitare nel fiume, mentre nel secondo l'aereo si spezzò in due durante il lancio. L'aereo, propulso da un
motore a combustione interna, aveva una potenza di molto superiore a quella del Flyer I (50 hp contro 12),
ma i due insuccessi lo condannarono, anche se il motore venne definito il maggior contributo del progetto
alla storia dell'aviazione. Riprese il volo solo nel 1914 ai comandi di Glenn Curtiss, solo per appoggiare una
richiesta legale di rigetto del brevetto che nel frattempo i fratelli Wright avevano ottenuto sull'aereo, e che
venne respinta dalla corte competente.
