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 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

Radiaçao solar incidente Radiaçao solar fora da atmosfera terrestre O Sol comporta-se como um Corpo Negro. O fluxo radiante na sua superficie é ~ 63,4x106 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

A radiação do Corpo Negro As características de emissão termal de um corpo a temperatura T (degK) segue a equação de radiação do Planck: Onde: Mλ e a emitância espectral (Wm-2μm-1) λ é o comprimento de onda em metros C1 e C2 são duas constantes: C1= 3,74*10-16 Wm2 e C2= 1,44*10-2 m degK A integração de Mλ 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 C3=2897 μm.K

A radiação do Corpo Negro 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

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

Atenuação, absorção e espalhamento 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) r

Transmissão da radiação solar através da atmosfera terrestre Características da transmissão da atmosfera 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

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 reduçao 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.

Transmissão da radiação solar através da atmosfera terrestre Efeito das nuvens 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 outros Variação diurna Latitude Dia do ano

Transmissão da radiação solar através da atmosfera terrestre Distribuição espectral da irradiância solar na superficie da Terra 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 UV (200-400nm) espalhamento + absorption do ozonio Luz visível (400-700nm) 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)

Transmitância da atmosfera A atmosfera absorve a maioria das radiações de comprimentos de onda < 0.4μm e > 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

Absorção da Radiação Solar

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

Transmissão da radiação solar através a atmosfera terrestre Efeito do Espalhamento Mie 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.

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

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

Radiação Emitida pela Terra

Radiação Emitida pela Terra (4000 – 18000 nm ou 4 – 18 µm) CO2 H20 CO2

Bandas espectrais do MODIS na faixa do Infra-Vermelho

TSM e as bandas do MODIS

Transmissao a traves a interface ocean/atmosfera 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 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

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 400-700nm (Photosynthetic Available Radiacao – PAR) representa 38% da irradiancia solar extraterrestria

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

Função de Espalhamento Volumétrica - VSF 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-1sr-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

Atenuação,absorção e espalhamento 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. Modelos extremamente complexos

Radiação Solar - Oceano