M E T E O R O L O G I A

1. METEOROLOGIA

2. Capítulo 2 Balanço de Energia Global 1.Temperatura Planetária Efetiva 2. Espectro Atmosférico de Absorção 3. Efeito Estufa

3. I. Temperatura Planetária Efetiva • Terra recebe quase toda sua energia do Sol. • Sol emite Q=3,87.1026 W • Constante solar = fluxo de radiação solar na Terra: onde r é a distância da Terra ao Sol. • Se r=150.109 m, então So=1367 Wm-2.

4. I.Temperatura Planetária Efetiva Tabela 2.1. Propriedades de alguns planetas. So é a constante solar a uma distância r do Sol,  é o albedo planetário, Te é a temperatura de emissão computada pela equação 2.3, Tm é a temperatura de emissão medida e Ts é a temperatura média global na superfície. O período de rotação  é dado em dias terrestres.

5. I.Temperatura Planetária Efetiva Figura 2.1. Espectro eletromagnético.

6. Espectro EM

7. Espectro EM

8. I.Temperatura Planetária Efetiva Figura 2.2. A energia emitida pelo Sol em função do comprimento de onda. A maior parte da energia está no visível e 95% da energia total encontra-se entre 0,25 e 2,5 m (10-6 m).

9. Teoria da Radiação de Corpo Negro Figura 2.2. A energia emitida em diferentes comprimentos de onda para corpos negros de várias temperaturas.

10. Teoria da Radiação de Corpo Negro Figura 2.3. A energia emitida em diferentes comprimentos de onda para corpos negros de várias temperaturas.

11. I.Temperatura Planetária Efetiva Radiação incidente na Terra = Soa2 = 1,74.1017 W Figura 2.3. Fluxo solar interceptado pela Terra e fluxo terrestre emitido pela Terra.

12. I.Temperatura Planetária Efetiva • Albedo = energia solar refletida energia solar incidente • Albedo planetário = p =0,30 para Terra Tabela 2.2. Albedos para diferentes superfícies ter-restres.

13. I.Temperatura Planetária Efetiva • Radiação solar absorvida pela Terra = (1-p) Soa2 . = 1,22.1017 W • Radiação terrestre emitida = 4a2Te4 • Te é a temperatura de emissão = temperatura que um instrumento no espaço inferiria pelo ajuste da curva de corpo negro ao espectro da Terra.

14. I.Temperatura Planetária Efetiva • O raio a do planeta cancela e Te depende apenas da distância do Sol (por So(r)) e do albedo planetário. • Compare Tm e Te a seguir.

15. I.Temperatura Planetária Efetiva Tabela 2.1. Propriedades de alguns planetas. So é a constante solar a uma distância r do Sol,  é o albedo planetário, Te é a temperatura de emissão computada pela equação 2.3, Tm é a temperatura de emissão medida e Ts é a temperatura média global na superfície. O período de rotação  é dado em dias terrestres.

16. I.Temperatura Planetária Efetiva • Júpiter não apresenta boa concordância, porque emite 1/2 da sua energia. • Te é menor (40 K) do que a temperatura média global da superfície Ts, porque 1) radiação é absorvida na atmosfera; 2) movimentos de fluido levam o calor horizontal e verticalmente.

17. II.Espectro de Absorção Atmosférica • Lei de deslocamento de Wien: • TSol=6000 K e mSol=0,6 m, então se Te=255 K:

18. II.Espectro de Absorção Atmosférica Figura 2.3a. Fração de radiação a transmitida até o topo da atmosfera.

19. II.Espectro de Absorção Atmosférica Figura 2.4. Em função do , a) Espectro de emissão de corpo negro normalizado para o Sol (6000 K) e para a Terra (255 K), b) fração de radiação absorvida enquanto passa da superfície até o topo, e c) a absorvida da tropopausa até o topo (Goody e Yung, “Atmospheric Radiation”, Oxford Univ. Press, 1989).

20. II.Espectro de Absorção Atmosférica • Atmosfera é quase transparente ao visível, no pico do espectro do Sol; • Atmosfera é muito opaca ao UV; • Atmosfera é um pouco opaca ao IV, muito opaca em algumas bandas e transparente em outras; • N2 não figura na absorção e O2 absorve somente no UV longínquo e um pouco no IV.

21. II.Espectro de Absorção Atmosférica • A absorção é dominada pelas moléculas triatômicas: • O3 na banda do UV; • H2O, CO2 e outros na banda do IV. • Moléculas triatômicas tem modos vibracionais e rotacionais que são facilmente excitados pela radiação nos comprimentos de onda do IV. • Elas estão em baixa concentração na atmosfera e vulneráveis a ação antropogênica.

22. III. O Efeito Estufa • Cálculo Te fornece um valor abaixo de Ts • Atmosfera é opaca ao IV  radiação terrestre não é emitida diretamente para o espaço. • Radiação da superfície  absorvida ao passar pela atmosfera, primeiramente pelo H2O

23. III. O Efeito Estufa • Emissão para espaço origina-se em algum nível na atmosfera (tipicamente a 5 km) ; • É esta região que deve estar a temperatura de emissão; • A radiação da atmosfera será dirigida para cima e para baixo.

24. III. O Efeito Estufa • Logo, a superfície não recebe apenas a radiação solar, mas também a radiação de IV da atmosfera. • A superfície vai ser mais quente que a Te. • Este é o Efeito Estufa!!!!

25. III.1Modelo de Efeito Estufa Simples Figura 3.5. O modelo de efeito estufa mais simples.

26. III.1Modelo de Efeito Estufa Simples • Como a atmosfera é fina  geometria plana • Radiação que chega por unidade de área = fluxo médio por unidade de área que atinge a superfície = fluxo solar médio que chega por unidade de área da superfície da Terra • Fluxo solar médio= radiação que chega interceptada área da superfície da Terra

27. III.1Modelo de Efeito Estufa Simples Fluxo solar médio • Atmosfera será uma única camada a temperatura Ta, com as seguintes caraterísticas: • completamente transparente a radiação solar de ondas curtas; • completamente opaca ao IV, absorvendo toda radiação que vem as superfície, mas emitindo para o espaço.

28. III.1Modelo de Efeito Estufa Simples • Equilíbrio radiativo  fluxo líquido é nulo; • Fluxo de onda curta líquido médio por unidade de área é: • Radiação terrestre emitida para o espaço, por unidade de área é:

29. III.1Modelo de Efeito Estufa Simples

30. III.1Modelo de Efeito Estufa Simples • Atmosfera está com a temperatura de emissão.

31. III.1Modelo de Efeito Estufa Simples • A superfície recebe um fluxo para baixo de: • A superfície emite um fluxo para cima de: Ts é atemperatura da superfície

32. III.1Modelo de Efeito Estufa Simples

33. III.1Modelo de Efeito Estufa Simples • Balanço na superfície é de:

34. III.1Modelo de Efeito Estufa Simples • Portanto, a temperatura na superfície é: • Se Te=255 K, então Ts=303 K.

35. III.1Modelo de Efeito Estufa Simples • Neste modelo, Ts(=303 K) é maior que Tm(=288 K), porque ele é muito simplificado: • Nem todo fluxo solar incidente no topo da atmosfera alcança a superfície. 20 a 25% é absorvido pela atmosfera (inclusive pelas nuvens). • A absorção de IV está incompleta. O efeito estufa será menos efetivo e Ts será menor do que o valor de 1,1892Te. • Logo, o modelo deve permitir transmissão parcial do IV pela atmosfera  Modelo de Efeito Estufa Vazando

36. III.2Modelo de Efeito Estufa Vazando • Atmosfera tem uma absortividade ; • Uma fração  da radiação emitida para cima a partir da superfície é absorvida dentro da atmosfera. • No modelo anterior, =1.

37. III.2Modelo de Efeito Estufa Vazando Figura 2.6. O modelo de efeito estufa com vazamento.

38. III.2Modelo de Efeito Estufa Vazando • O fluxo líquido no topo da atmosfera é nulo. • O fluxo líquido na superfície é nulo.

39. III.2Modelo de Efeito Estufa Vazando • Como a emissão da atmosfera é a mesma nas duas direções:

40. III.2Modelo de Efeito Estufa Vazando

41. III.2Modelo de Efeito Estufa Vazando • No limite que 0, atmosfera transparente, Ts=Te • No limite que 1, atmosfera opaca, Ts=21/4 Te • Em geral 0<<1, então Te< Ts< 21/4 Te

42. III.2Modelo de Efeito Estufa Vazando • Para encontrar a temperatura da atmosfera, aplica-se a Lei de Kirchhoff:

43. III.2Modelo de Efeito Estufa Vazando

44. III.2Modelo de Efeito Estufa Vazando • De maneira que a atmosfera é, se <1, mais fria que Te, uma vez que a emissão não se deve apenas a atmosfera. • A atmosfera também é mais fria que a superfície, neste caso.

45. III.3Modelo de Efeito Estufa Mais Opaco • Suponha que a atmosfera é tão opaca que mesmo uma camada fina absorverá toda a radiação IV que passa por ela. • Suposição anterior: tanto o espaço quanto a superfície vêem a mesma camada da atmosfera. ERRADA! • Considera-se uma segunda camada totalmente absorvedora:

46. III.3Modelo de Efeito Estufa Mais Opaco Figura 2.7. Um modelo de efeito estufa mais opaco.

47. III.3Modelo de Efeito Estufa Mais Opaco • Na realidade, um modelo mais realista deveria: • ter infinitas camadas infinitamente finas; • considerar separadamente cada comprimento de onda; • permitir absorção atmosférica de camada para camada ; • realizar balanços em cada camada e para a superfície.

48. III.1Modelo de Efeito Estufa Simples Figura 2.8. Esquema de modelo de transferência radiativa com muitas camadas.

49. III.3Modelo de Efeito Estufa Mais Opaco O perfil resultante, que seria o perfil atmosférico de temperatura média real, se o transporte de calor ocorresse somente por transferência radiativa, é conhecido como Perfil de Temperatura de Equilíbrio Radiativo.

50. III.3Modelo de Efeito Estufa Mais Opaco Figura 2.9 Perfil de Equilíbrio Radiativo da atmosfera obtido pelos cálculos esquematizados na figura 2.8