
Intensidade de emissão NIR da superfície do planeta para o espaço
Equação 
Assim como ocorre com a radiação visível, a atmosfera interage com a radiação infravermelha. De maneira semelhante a como a interação com a atmosfera é modelada para a radiação visível usando la cobertura visível (VIS) (\gamma_v), pode-se introduzir ($$) que afeta a radiação infravermelha.
Portanto, la intensidade NIR emitida pela Terra para o espaço (I_{es}) é igual a la intensidade NIR emitida pela Terra (I_e) ponderado por um fator que depende de ($$), de modo que:
I_{es} =(1- \gamma ) I_s |
ID:(4677, 0)

Intensidade de emissão NIR da terra para a atmosfera
Equação 
Da radiação terrestre I_e, que em sua maioria
\lambda > 750\,nm |
A fração da radiação que interage com a atmosfera é calculada utilizando a cobertura \gamma através de
I_{esa} = \gamma I_s |
ID:(4684, 0)

Intensidade de emissão NIR da superfície da Terra
Equação 
Se a Terra está a uma temperatura T_e, ela emite radiação de acordo com a lei de Stefan-Boltzmann com uma intensidade dada pela seguinte fórmula:
Onde \sigma é a constante de Stefan-Boltzmann e \epsilon é o coeficiente de emissividade. A constante de Stefan-Boltzmann \sigma tem um valor aproximado de 5.67 \times 10^{-8} W/m^2K^4, e o coeficiente de emissividade \epsilon representa a eficiência com que a superfície da Terra emite radiação, variando de 0 a 1.
ID:(4676, 0)

Intensidade VIS que interage com a atmosfera
Equação 
A intensidade I emitida por um corpo a uma temperatura T é regida pela lei de Stefan-Boltzmann, expressa como:
I = \sigma \epsilon T_b ^4 |
onde \epsilon é a emissividade e \sigma é a constante de Stefan-Boltzmann. Portanto, no caso da borda inferior da nuvem, que possui uma temperatura T_b, a intensidade será:
ID:(4679, 0)

Distribuição do calor transportado por convecção
Descrição 
Se observarmos a distribuição do calor transportado por convecção sobre a superfície do planeta, podemos notar que existem níveis mais ou menos constantes. Por um lado, temos as zonas oceânicas e continentais com um fluxo em torno de 17 W/m^2 (ascendente) e aproximadamente -30 W/m^2 (descendente) em áreas cobertas de neve e gelo:
Esses dados são provenientes de uma reanálise de 40 anos realizada por Kallberg P., Berrisford P., Hoskins B., Simmons A., Uppala S., Lamy-Thepaut S., Hine R., 2005: ERA-40 Atlas. Reading, Reino Unido, Projeto de Reanálise do ECMWF (Kallberg et al., 2005).
ID:(9263, 0)

Fluxo de condução e evaporativo
Conceito 
Ao modelar la energia transmitida por condução e evaporação (I_d), pode-se estabelecer uma relação para o transporte de calor que inclui a diferença entre ($$) e la temperatura do fundo da atmosfera (T_b), e ($$), que é crucial no processo. A equação envolve duas constantes, ($$) e ($$), de modo que:
I_d =( \kappa_l + \kappa_c ( T_e - T_b )) u |
($$) está na ordem de 10,0 W/m², e ($$) está na ordem de 0,16 W/m²K, com ($$) tipicamente em torno de 8 m/s.
($$) vem principalmente da energia transportada pelo movimento de massas de ar úmido, que liberam energia ao se condensarem. ($$) se origina do transporte de ar através da convecção e da correspondente expansão adiabática, dependendo principalmente do gradiente de temperatura.
ID:(15682, 0)

Modelo
Top 

Parâmetros

Variáveis

Cálculos




Cálculos
Cálculos







Equações
I_e = \sigma \epsilon T_e ^4
I = s * e * T ^4
I_b = \sigma \epsilon T_b ^4
I = s * e * T ^4
I_t = \sigma \epsilon T_t ^4
I = s * e * T ^4
I_b = \epsilon \sigma T_b ^4
I_b = e * s * T_b ^4
I_d =( \kappa_l + \kappa_c ( T_e - T_b )) u
I_d =( k_l + k_c *( T_e - T_b ))* u
I_e = \epsilon \sigma T_e ^4
I_e = e * s * T_e ^4
I_{es} =( 1 - \gamma_i ) I_e
I_es =( 1 - g_i )* I_e
I_{esa} = \gamma_i I_e
I_esa = g_i * I_e
I_{esa} = \gamma_i I_e
I_i = g * I_s
I_t = \epsilon \sigma T_t ^4
I_t = e * s * T_t ^4
I_{es} =(1- \gamma_i ) I_e
I_t =(1- g )* I_s
ID:(15678, 0)

Intensidade que interage
Equação 
La intensidade irradiada (I_i) é a fração definida por ($$) de ($$), calculada da seguinte maneira:
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ID:(9986, 0)

Intensidade que não interage
Equação 
La intensidade irradiada (I_t) é igual a ($$) reduzido por ($$), de modo que é:
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ID:(10324, 0)

Intensidade dependendo da temperatura (1)
Equação 
A Lei de Stefan-Boltzmann estabelece que la intensidade irradiada (I) é uma função de la temperatura (T), utilizando as constantes la emissividade (\epsilon) e la stefan Boltzmann constant (\sigma), da seguinte maneira:
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ID:(14479, 1)

Intensidade dependendo da temperatura (2)
Equação 
A Lei de Stefan-Boltzmann estabelece que la intensidade irradiada (I) é uma função de la temperatura (T), utilizando as constantes la emissividade (\epsilon) e la stefan Boltzmann constant (\sigma), da seguinte maneira:
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ID:(14479, 2)

Intensidade dependendo da temperatura (3)
Equação 
A Lei de Stefan-Boltzmann estabelece que la intensidade irradiada (I) é uma função de la temperatura (T), utilizando as constantes la emissividade (\epsilon) e la stefan Boltzmann constant (\sigma), da seguinte maneira:
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ID:(14479, 3)

Fluxo de condução e evaporativo
Equação 
La energia transmitida por condução e evaporação (I_d) depende da diferença entre la temperatura do fundo da atmosfera (T_b) e ($$), bem como de ($$) e das constantes ($$) e ($$), da seguinte maneira:
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ID:(9270, 0)