radiação solar

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Radiação solar Radiação solar Na periferia do astro Sol, a Na periferia do astro Sol, a temperatura está ao redor de 5.800 K 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

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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 ao infinito, de forma contínua. Emite radiação em função da sua temperatura - PowerPoint PPT Presentation

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Radiação solarRadiação solarNa periferia do astro Sol, a temperatura está Na periferia do astro Sol, a temperatura está ao redor de 5.800 Kao 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

RadiaRadiaççao solar incidenteao solar incidenteRadiaRadiaççao solar fora da atmosfera terrestreao solar fora da atmosfera terrestre– O Sol comporta-se como um Corpo Negro. O Sol comporta-se como um Corpo Negro.

O fluxo radiante na sua superficie é O fluxo radiante na sua superficie é ~ ~ 63,4x1063,4x106 6 W.mW.m-2-2

– Entretanto, o fluxo solar recebido pela Entretanto, o fluxo solar recebido pela Terra é ~1373 W.mTerra é ~1373 W.m-2-2..

– Esse fluxo radiante no topo da atmosfera é Esse fluxo radiante no topo da atmosfera é chamado de chamado de Constante SolarConstante Solar

A integração de MA integração de Mλλ sobre todos comprimentos de onda determina a emitância sobre todos comprimentos de onda determina a emitância

total de um corpo negro:total de um corpo negro:

Onde Onde σσ = 5,669*10 = 5,669*10-8-8 W m W m-2 -2 KK-4-4 (constante do Stefan (constante do Stefan-Boltzmann-Boltzmann))

O O λλ de emissão máximo é determinado para a lei do Wien: de emissão máximo é determinado para a lei do Wien:

onde Conde C33=2897 =2897 μμm.Km.K

As características de emissão termal de um corpo a temperatura T (degK) As características de emissão termal de um corpo a temperatura T (degK) segue a equação de radiação do Planck:segue a equação de radiação do Planck:

6

2

51 10*

1exp

TCC

M

– Onde:Onde:

MMλλ e a emitância espectral (Wm e a emitância espectral (Wm-2-2μμmm-1-1))

λλ é o comprimento de onda em metros é o comprimento de onda em metros

CC11 e C e C22 são duas constantes: são duas constantes:

CC11= 3,74*10= 3,74*10-16-16 Wm Wm22 e C e C22= 1,44*10= 1,44*10-2-2 m degK m degK

4TM

3max CT

mKTSe 10300 max

A radiação do Corpo NegroA radiação do Corpo Negro

A radiação do Corpo NegroA radiação do Corpo Negro

Espectro de emissão de um corpo negro. Espectro de emissão de um corpo negro. – 6000K = temperatura do sol 6000K = temperatura do sol – 300K = temperatura da terra300K = temperatura da terra– O O de emissão máximo diminui enquanto a temperatura aumenta de emissão máximo diminui enquanto a temperatura aumenta

PortantoPortanto– Na faixa Na faixa de de

comprimentos de onda comprimentos de onda de 0,1μm até 100μm, ade 0,1μm até 100μm, aREM é emitida pelo REM é emitida pelo SOLSOL

– Na faixa de Na faixa de comprimentos de onda comprimentos de onda de 3μm até 40μm, a de 3μm até 40μm, a REM é REM é emitida pela emitida pela TERRATERRA

RadiaRadiaçção solarão solar

Carateristica da radiação solarCarateristica da radiação solar– Aumenta rapidamente dos comprimentos de onda curtaAumenta rapidamente dos comprimentos de onda curta

– Até o máximo de Até o máximo de maxmax500 nm500 nm

– Diminui devagar nos maiores comprimentos de ondaDiminui devagar nos maiores comprimentos de onda

Quando a Quando a radiaradiaçãção o eletromagnéticaeletromagnética se propaga sua se propaga sua intensidade pode diminuir no intensidade pode diminuir no espaço espaço Essa diminuição está associada à Essa diminuição está associada à definicão de “atenuação “definicão de “atenuação “

OO coeficiente de atenuação coeficiente de atenuação divide-de em dois componentes: divide-de em dois componentes: absorção e espalhamentoabsorção e espalhamento. .

Definimos então osDefinimos então os– coeficiente de absorção a(coeficiente de absorção a(λλ))– coeficiente de espalhamento coeficiente de espalhamento

b(b(λλ))– onde o coeficiente da onde o coeficiente da

atenuação vale atenuação vale

c(c(λλ) = a() = a(λλ) +b() +b(λλ))

Atenuação, absorção e espalhamentoAtenuação, absorção e espalhamento

Thin layer

Beam of light

r

A

B

0

Anualmente:Anualmente:– 34% da radia34% da radiaççao solar incidente é refletida pela atmosfera para o ao solar incidente é refletida pela atmosfera para o

espaco sideralespaco sideral25% por nuvens25% por nuvens

9% por constituentes da atmosfera9% por constituentes da atmosfera

– 19% da radiação solar é absorvida pela atmosfera19% da radiação solar é absorvida pela atmosfera10% por nuvens10% por nuvens

9% por outros constituintes9% por outros constituintes

– 47% do fluxo solar no topo da atmosfera chega na superficie da Terra47% do fluxo solar no topo da atmosfera chega na superficie da Terra

Características da transmissão da atmosfera

Transmissão da radiação solar Transmissão da radiação solar através da atmosfera terrestreatravés da atmosfera terrestre

Transmissão da radiaTransmissão da radiaçção solar ão solar através a atmosfera terrestreatravés a atmosfera terrestre

Mesmo com um céu claro, a radiaMesmo com um céu claro, a radiaççao solar é reduzida de maneira ao solar é reduzida de maneira significativa através da atmosferasignificativa através da atmosfera

Essa reduEssa reduççao é devidaao é devida– ao ao espalhamentoespalhamento por moléculas de ar e partículas atmosféricas (poeira) por moléculas de ar e partículas atmosféricas (poeira)– à à absorabsorççãoão por vapor de água, oxigênio, ozonio e dióxido de carbono da por vapor de água, oxigênio, ozonio e dióxido de carbono da

atmosferaatmosfera

Com o sol na vertical de uma superficie horizontal, a irradiância solar Com o sol na vertical de uma superficie horizontal, a irradiância solar que vem do topo da atmosfera é reduzida quando chega na que vem do topo da atmosfera é reduzida quando chega na superficie da Terra, ao redor de:superficie da Terra, ao redor de:

14% com ar limpo e seco14% com ar limpo e seco40% com ar úmido e empoeirado40% com ar úmido e empoeirado

A proporA proporçção do fluxo solar que é reduzida pela atmosfera muda com ão do fluxo solar que é reduzida pela atmosfera muda com a elevaa elevação solarção solar pois o caminho a ser percorrido muda. pois o caminho a ser percorrido muda.

Além dos efeitos dos gases e das partículas da atmosfera, as Além dos efeitos dos gases e das partículas da atmosfera, as nuvens, dependendo do tipo e da sua extensao, vai mudar nuvens, dependendo do tipo e da sua extensao, vai mudar bastante a intensidade da radiabastante a intensidade da radiaççao solar na superficie da Terraao solar na superficie da Terra

– Existe uma grande diversidade de nuvens, sendo que seus efeitos são Existe uma grande diversidade de nuvens, sendo que seus efeitos são diferenciadosdiferenciados

– Até 90% da radiação solar pode ser absorvida ou retroespalhada Até 90% da radiação solar pode ser absorvida ou retroespalhada dependendo do tipo de nuvemdependendo do tipo de nuvem

Efeito das nuvens

outros Variação diurna Latitude Dia do ano

Transmissão da radiação solar Transmissão da radiação solar através da atmosfera terrestreatravés da atmosfera terrestre

Transmissão da radiaTransmissão da radiaçção solar ão solar através da atmosfera terrestreatravés da atmosfera terrestre

Os processos de absorção e espalhamento na atmosfera não Os processos de absorção e espalhamento na atmosfera não somente diminui a intensidade da radiacão solar mas também somente diminui a intensidade da radiacão solar mas também muda a distribuição espectral da radiação solarmuda a distribuição espectral da radiação solar

Distribuição espectral da irradiância solar na superficie da Terra

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 atmosferaTransmitância da atmosfera

A atmosfera absorve a maioria das radiações de comprimentos A atmosfera absorve a maioria das radiações de comprimentos de onda < 0.4μm e > 1μm. de onda < 0.4μm e > 1μm. Há faHá faixixas do espectro da EEM em que a atmosfera não as do espectro da EEM em que a atmosfera não absorve a radiação: absorve a radiação: janelas espectraisjanelas espectraisA atmosfera é bastante transparente na faixa do visíveA atmosfera é bastante transparente na faixa do visível da EEMl da EEM

Absorção da Radiação SolarAbsorção da Radiação Solar

VIIRS, MODIS, FY-1C, AVHRR

H2O

H2OH2O

H2O

O2

CO2

CO2

H2O

O2

O3

H2O

O2

Transmitância da AtmosferaTransmitância da Atmosfera(400 – 2500 nm)(400 – 2500 nm)

A atmosfera terrestre sempre possui A atmosfera terrestre sempre possui poeirapoeira

– a quantidade de poeira muda muito em funa quantidade de poeira muda muito em funçção do ão do lugar e do dia do anolugar e do dia do ano

– a poeira é constituída por material que possui a poeira é constituída por material que possui dimensões maiores que os comprimentos de onda da dimensões maiores que os comprimentos de onda da radiaradiaçãção solar => o solar => Espalhamento MieEspalhamento Mie

– o espalhamento o espalhamento Rayleigh e MieRayleigh e Mie atuam juntos, atuam juntos, resultando numa maior energia retroespalhada para o resultando numa maior energia retroespalhada para o espaço sideral, logo em direção do sensor a bordo do espaço sideral, logo em direção do sensor a bordo do satélite. satélite.

Efeito do Espalhamento MieEfeito do Espalhamento Mie

Transmissão da radiação solar Transmissão da radiação solar através a atmosfera terrestreatravés a atmosfera terrestre

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

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

Radiação Emitida Radiação Emitida pela Terrapela Terra

Radiação Emitida pela TerraRadiação Emitida pela Terra(4000 – 18000 nm ou 4 – 18 (4000 – 18000 nm ou 4 – 18 µµm)m)

CO2

H20

O3

CO2

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

MODIS

TSM e as bandas do MODISTSM e as bandas do MODIS

O estado do mar O estado do mar tem pouco efeito na tem pouco efeito na reflectancia da reflectancia da interface para interface para angulo zenitais angulo zenitais baixo (ate 50deg) baixo (ate 50deg)

O efeito e muito O efeito e muito importante para importante para angulo zenitais altoangulo zenitais alto

Transmissao a traves a Transmissao a traves a interface ocean/atmosferainterface ocean/atmosfera

Transmissao a traves a Transmissao a traves a interface ocean/atmosferainterface ocean/atmosfera

Apos chegar na superficie do oceano, as Apos chegar na superficie do oceano, as caracteristicas da radiacaracteristicas da radiaççao electromagnetica vao ao electromagnetica vao mudar ao atravessar a interface oceano/atmosferamudar ao atravessar a interface oceano/atmosfera– A proporcao de luz refletida para um mar calmo muda de A proporcao de luz refletida para um mar calmo muda de

2% ate 100% dependendo do angulo do sol2% ate 100% dependendo do angulo do sol– A dependencia da refletencia com o angulo zenital de um A dependencia da refletencia com o angulo zenital de um

feixe de luz segue a Equacao do Fresnelfeixe de luz segue a Equacao do Fresnel

– O angulo O angulo ww depende de depende de aa, e segue a equa, e segue a equaççao do Snellao do Snell

wa

wa

wa

war

2

2

2

2

tan

)(tan

2

1

sin

)(sin

2

1

a

w

w

a

n

n

sin

sin

RadiaRadiaçção solarão solarO espectro de emissão teórico do O espectro de emissão teórico do corpo negrocorpo negro apresenta apresenta diferenças com o espectro de emissãoo real assima da diferenças com o espectro de emissãoo real assima da atmosferaatmosfera– Devido ao espectre de absorcao do hydrogenio na atmosfera solarDevido ao espectre de absorcao do hydrogenio na atmosfera solar– A radiaA radiaççao disponivel para photosintese 400-700nm (Photosynthetic ao disponivel para photosintese 400-700nm (Photosynthetic

Available Radiacao – PAR) representa 38% da irradiancia solar Available Radiacao – PAR) representa 38% da irradiancia solar extraterrestriaextraterrestria

Estimativa de Lw de um pixel

nas proximidades

do Hawaii

Lw = radiância ascendente que deixa a superfície do

mar

O espalhamento muda a direção de propagação de um feixe de luz . A função de O espalhamento muda a direção de propagação de um feixe de luz . A função de distribuição espacial do espalhamento é chamada de distribuição espacial do espalhamento é chamada de função de espalhamentofunção de espalhamento volumétricovolumétrico ( (Volume Scattering Function - VSFVolume Scattering Function - VSF) ) ββ((θθ,,λλ) ) (m(m-1-1srsr-1-1))

Onde:Onde:– E é a irradiância espectral (W.m-2)E é a irradiância espectral (W.m-2)– I(I(λλ,,θθ) é a intensidade radiante () é a intensidade radiante (W.sr-1)W.sr-1)

O O ββ((θθ,,λλ) é um parâmetro tecnicamente muito difícil para medir) é um parâmetro tecnicamente muito difícil para medir

Geralmente utilizamos modelos matemáticos para calculá-loGeralmente utilizamos modelos matemáticos para calculá-lo

Função de Espalhamento VolumétricaFunção de Espalhamento Volumétrica - VSF - VSF

Vd

Id

E

,1, db ,4

Existe dois modelos para descrever o Existe dois modelos para descrever o ββ((θθ,,λλ))

– Espalhamento RayleighEspalhamento Rayleigh (D<< (D<<λλ), ), Rayleigh espalhamento e quase isotrópico i.e. quase igual nas Rayleigh espalhamento e quase isotrópico i.e. quase igual nas três direção do espaçotrês direção do espaço

– Espalhamento MieEspalhamento Mie (D>> (D>>λλ), ), Com o espalhamento Mie, o raio de luz é desviado Com o espalhamento Mie, o raio de luz é desviado principalmente formando um pequeno ângulo em relação a sua principalmente formando um pequeno ângulo em relação a sua trajetória inicial. trajetória inicial.

)(cos835.01,90, 112

32.4

0

srmww

Atenuação,absorção e espalhamentoAtenuação,absorção e espalhamento

Modelos extremamente complexos

Radiação Solar - OceanoRadiação Solar - Oceano