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Radiação solar Na periferia do astro Sol, a temperatura está ao redor de 5.800 K Características do Corpo Negro – –Emite radiação com frequências de zero.

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1 Radiação solar Na periferia do astro Sol, a temperatura está ao redor de K Características do Corpo Negro – –Emite radiação com frequências de zero ao infinito, de forma contínua. – –Emite radiação em função da sua temperatura – –Absorve toda radiação incidente mas não reflete nenhuma (perfeito absorvedor) – –Se a temperatura for muito baixa, o corpo negro não emite luz então aparece como negro

2 Radiaçao solar incidente Radiaçao solar fora da atmosfera terrestre –O Sol comporta-se como um Corpo Negro. O fluxo radiante na sua superficie é ~ 63,4x10 6 W.m -2 –Entretanto, o fluxo solar recebido pela Terra é ~1373 W.m -2. –Esse fluxo radiante no topo da atmosfera é chamado de Constante Solar

3 A integração de M λ sobre todos comprimentos de onda determina a emitância total de um corpo negro: Onde σ = 5,669*10 -8 W m -2 K -4 (constante do Stefan-Boltzmann) O λ de emissão máximo é determinado para a lei do Wien: onde C 3 =2897 μm.K As características de emissão termal de um corpo a temperatura T (degK) segue a equação de radiação do Planck: –Onde: M λ e a emitância espectral (Wm -2 μm -1 ) λ é o comprimento de onda em metros C 1 e C 2 são duas constantes: C 1 = 3,74* Wm 2 e C 2 = 1,44*10 -2 m degK A radiação do Corpo Negro

4 Espectro de emissão de um corpo negro. –6000K = temperatura do sol –300K = temperatura da terra –O de emissão máximo diminui enquanto a temperatura aumenta Portanto –Na faixa de comprimentos de onda de 0,1μm até 100μm, a REM é emitida pelo SOL –Na faixa de comprimentos de onda de 3μm até 40μm, a REM é emitida pela TERRA

5 Radiação solar Carateristica da radiação solar –Aumenta rapidamente dos comprimentos de onda curta –Até o máximo de max  500 nm –Diminui devagar nos maiores comprimentos de onda

6 Quando a radiação eletromagnética se propaga sua intensidade pode diminuir no espaço Essa diminuição está associada à definicão de “atenuação “ O coeficiente de atenuação divide-de em dois componentes: absorção e espalhamento. Definimos então os –coeficiente de absorção a(λ) –coeficiente de espalhamento b(λ) – onde o coeficiente da atenuação vale c(λ) = a(λ) +b(λ) c(λ) = a(λ) +b(λ) Atenuação, absorção e espalhamento r

7 Anualmente: –34% da radiaçao solar incidente é refletida pela atmosfera para o espaco sideral 25% por nuvens 9% por constituentes da atmosfera –19% da radiação solar é absorvida pela atmosfera 10% por nuvens 9% por outros constituintes –47% do fluxo solar no topo da atmosfera chega na superficie da Terra Características da transmissão da atmosfera Transmissão da radiação solar através da atmosfera terrestre

8 Transmissão da radiação solar através a atmosfera terrestre Mesmo com um céu claro, a radiaçao solar é reduzida de maneira significativa através da atmosfera Essa redu ç ao é devida –ao espalhamento por moléculas de ar e partículas atmosféricas (poeira) –à absorção por vapor de água, oxigênio, ozonio e dióxido de carbono da atmosfera Com o sol na vertical de uma superficie horizontal, a irradiância solar que vem do topo da atmosfera é reduzida quando chega na superficie da Terra, ao redor de: –14% com ar limpo e seco –40% com ar úmido e empoeirado A proporção do fluxo solar que é reduzida pela atmosfera muda com a elevação solar pois o caminho a ser percorrido muda.

9 Além dos efeitos dos gases e das partículas da atmosfera, as nuvens, dependendo do tipo e da sua extensao, vai mudar bastante a intensidade da radiaçao solar na superficie da Terra –Existe uma grande diversidade de nuvens, sendo que seus efeitos são diferenciados –Até 90% da radiação solar pode ser absorvida ou retroespalhada dependendo do tipo de nuvem Efeito das nuvens outros Variação diurna Latitude Dia do ano Transmissão da radiação solar através da atmosfera terrestre

10 Os processos de absorção e espalhamento na atmosfera não somente diminui a intensidade da radiacão solar mas também muda a distribuição espectral da radiação solar Distribuição espectral da irradiância solar na superficie da Terra UV ( nm) espalhamento + absorption do ozonio Luz visível ( nm) espalhamento +absorção do ozonio, oxigênio e vapor de água no vermelho Infra vermelho=> pouco espalhamento mas importantes faixas de absorção do vapor da água A proporção de PAR na superfície da Terra chega a 45% da radiação solar (em ar limpo)

11 Transmitância da atmosfera A atmosfera absorve a maioria das radiações de comprimentos de onda 1μm. Há faixas do espectro da EEM em que a atmosfera não absorve a radiação: janelas espectrais A atmosfera é bastante transparente na faixa do visível da EEM

12 Absorção da Radiação Solar

13 VIIRS, MODIS, FY-1C, AVHRR H2O O2 CO2 H2O O2 O3 H2O O2 Transmitância da Atmosfera (400 – 2500 nm)

14 A atmosfera terrestre sempre possui poeira –a quantidade de poeira muda muito em função do lugar e do dia do ano –a poeira é constituída por material que possui dimensões maiores que os comprimentos de onda da radiação solar => Espalhamento Mie –o espalhamento Rayleigh e Mie atuam juntos, resultando numa maior energia retroespalhada para o espaço sideral, logo em direção do sensor a bordo do satélite. Efeito do Espalhamento Mie Transmissão da radiação solar através a atmosfera terrestre

15 Tempestade de areia no noroeste da África (2/03/2003)

16 Poluição no Noroeste dos USA (14/08/02)

17 Radiação Emitida pela Terra

18 Radiação Emitida pela Terra (4000 – nm ou 4 – 18 µm) CO2 H20 O3 CO2

19 Bandas espectrais do MODIS na faixa do Infra-Vermelho MODIS

20 TSM e as bandas do MODIS

21

22 O estado do mar tem pouco efeito na reflectancia da interface para angulo zenitais baixo (ate 50deg) O efeito e muito importante para angulo zenitais alto Transmissao a traves a interface ocean/atmosfera

23 Apos chegar na superficie do oceano, as caracteristicas da radiaçao electromagnetica vao mudar ao atravessar a interface oceano/atmosfera –A proporcao de luz refletida para um mar calmo muda de 2% ate 100% dependendo do angulo do sol –A dependencia da refletencia com o angulo zenital de um feixe de luz segue a Equacao do Fresnel –O angulo  w depende de  a, e segue a equaçao do Snell

24 Radiação solar O espectro de emissão teórico do corpo negro apresenta diferenças com o espectro de emissãoo real assima da atmosfera –Devido ao espectre de absorcao do hydrogenio na atmosfera solar –A radiaçao disponivel para photosintese nm (Photosynthetic Available Radiacao – PAR) representa 38% da irradiancia solar extraterrestria

25 Estimativa de Lw de um pixel nas proximidades do Hawaii Lw = radiância ascendente que deixa a superfície do mar

26 O espalhamento muda a direção de propagação de um feixe de luz. A função de distribuição espacial do espalhamento é chamada de função de espalhamento volumétrico (Volume Scattering Function - VSF) β(θ,λ) (m -1 sr -1 ) Onde: –E é a irradiância espectral (W.m-2) –I(λ,θ) é a intensidade radiante (W.sr-1) O β(θ,λ) é um parâmetro tecnicamente muito difícil para medir Geralmente utilizamos modelos matemáticos para calculá-lo Função de Espalhamento Volumétrica - VSF

27 Existe dois modelos para descrever o β(θ,λ) –Espalhamento Rayleigh (D<<λ), Rayleigh espalhamento e quase isotrópico i.e. quase igual nas três direção do espaço –Espalhamento Mie (D>>λ), Com o espalhamento Mie, o raio de luz é desviado principalmente formando um pequeno ângulo em relação a sua trajetória inicial. Atenuação,absorção e espalhamento Modelos extremamente complexos

28 Radiação Solar - Oceano


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