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Radiação infra-vermelha

Storyboard

>Modelo

ID:(536, 0)



Mecanismos

Iframe

>Top



Código
Conceito

Mecanismos

ID:(15667, 0)



Emisividad de la tierra

Imagem

>Top


ID:(3073, 0)



Temperatura da superfície

Imagem

>Top


ID:(3075, 0)



Intensidade de emissão NIR da superfície do planeta para o espaço

Equação

>Top, >Modelo


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

>Top, >Modelo


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

>Top, >Modelo


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

>Top, >Modelo


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

>Top


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

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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

>Top



Parâmetros

Símbolo
Texto
Variáve
Valor
Unidades
Calcular
Valeur MKS
Unidades MKS
\epsilon
e
Emissividade
-
\epsilon
e
Emissividade
-
\sigma
s
Stefan Boltzmann constant
J/m^2K^4s
\sigma
s
Stefan Boltzmann constante
J/m^2K^4s

Variáveis

Símbolo
Texto
Variáve
Valor
Unidades
Calcular
Valeur MKS
Unidades MKS
I_d
I_d
Energia transmitida por condução e evaporação
W/m^2
I_e
I_e
Intensidade NIR emitida pela Terra
W/m^2
I_{esa}
I_esa
Intensidade NIR emitida pela Terra para a atmosfera
W/m^2
I_{es}
I_es
Intensidade NIR emitida pela Terra para o espaço
W/m^2
T_t
T_t
Temperatura da parte superior da atmosfera
K
T_b
T_b
Temperatura do fundo da atmosfera
K

Cálculos


Primeiro, selecione a equação: para , depois, selecione a variável: para
I_e = s * e * T_e ^4 I_b = s * e * T_b ^4 I_t = s * e * T_t ^4 I_b = e * s * T_b ^4 I_d =( k_l + k_c *( T_e - T_b ))* u I_e = e * s * T_e ^4 I_es =( 1 - g_i )* I_e I_esa = g_i * I_e I_esa = g_i * I_e I_t = e * s * T_t ^4 I_es =(1- g_i )* I_e eeI_dI_eI_esaI_esssT_tT_b

Cálculos

Símbolo
Equação
Resolvido
Traduzido

Cálculos

Símbolo
Equação
Resolvido
Traduzido

Variáve Dado Calcular Objetivo : Equação A ser usado
I_e = s * e * T_e ^4 I_b = s * e * T_b ^4 I_t = s * e * T_t ^4 I_b = e * s * T_b ^4 I_d =( k_l + k_c *( T_e - T_b ))* u I_e = e * s * T_e ^4 I_es =( 1 - g_i )* I_e I_esa = g_i * I_e I_esa = g_i * I_e I_t = e * s * T_t ^4 I_es =(1- g_i )* I_e eeI_dI_eI_esaI_esssT_tT_b




Equações

#
Equação

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

>Top, >Modelo


La intensidade irradiada (I_i) é a fração definida por ($$) de ($$), calculada da seguinte maneira:

I_{esa} = \gamma I_s

I_i = \gamma I_s

I_i
I_{esa}
Intensidade NIR emitida pela Terra para a atmosfera
W/m^2
6525
I_e = e * s * T_e ^4 I_es =( 1 - g_i )* I_e I_b = e * s * T_b ^4 I_t = e * s * T_t ^4 I_esa = g_i * I_e I_d =( k_l + k_c *( T_e - T_b ))* u I_esa = g_i * I_e I_es =(1- g_i )* I_e I_e = s * e * T_e ^4 I_b = s * e * T_b ^4 I_t = s * e * T_t ^4eeI_dI_eI_esaI_esssT_tT_b

ID:(9986, 0)



Intensidade que não interage

Equação

>Top, >Modelo


La intensidade irradiada (I_t) é igual a ($$) reduzido por ($$), de modo que é:

I_{es} =(1- \gamma ) I_s

I_t =(1- \gamma ) I_s

I_t
I_{es}
Intensidade NIR emitida pela Terra para o espaço
W/m^2
6518
I_e = e * s * T_e ^4 I_es =( 1 - g_i )* I_e I_b = e * s * T_b ^4 I_t = e * s * T_t ^4 I_esa = g_i * I_e I_d =( k_l + k_c *( T_e - T_b ))* u I_esa = g_i * I_e I_es =(1- g_i )* I_e I_e = s * e * T_e ^4 I_b = s * e * T_b ^4 I_t = s * e * T_t ^4eeI_dI_eI_esaI_esssT_tT_b

ID:(10324, 0)



Intensidade dependendo da temperatura (1)

Equação

>Top, >Modelo


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:

I_e = \sigma \epsilon T ^4

I = \sigma \epsilon T ^4

\epsilon
Emissividade
-
10369
I
I_e
Intensidade NIR emitida pela Terra
W/m^2
6517
\sigma
Stefan Boltzmann constant
J/m^2K^4s
10368
T
Temperatura
K
10367
I_e = e * s * T_e ^4 I_es =( 1 - g_i )* I_e I_b = e * s * T_b ^4 I_t = e * s * T_t ^4 I_esa = g_i * I_e I_d =( k_l + k_c *( T_e - T_b ))* u I_esa = g_i * I_e I_es =(1- g_i )* I_e I_e = s * e * T_e ^4 I_b = s * e * T_b ^4 I_t = s * e * T_t ^4eeI_dI_eI_esaI_esssT_tT_b

ID:(14479, 1)



Intensidade dependendo da temperatura (2)

Equação

>Top, >Modelo


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:

I = \sigma \epsilon T_b ^4

I = \sigma \epsilon T ^4

\epsilon
Emissividade
-
10369
I
Intensidade irradiada
W/m^2
10370
\sigma
Stefan Boltzmann constant
J/m^2K^4s
10368
T
T_b
Temperatura do fundo da atmosfera
K
6519
I_e = e * s * T_e ^4 I_es =( 1 - g_i )* I_e I_b = e * s * T_b ^4 I_t = e * s * T_t ^4 I_esa = g_i * I_e I_d =( k_l + k_c *( T_e - T_b ))* u I_esa = g_i * I_e I_es =(1- g_i )* I_e I_e = s * e * T_e ^4 I_b = s * e * T_b ^4 I_t = s * e * T_t ^4eeI_dI_eI_esaI_esssT_tT_b

ID:(14479, 2)



Intensidade dependendo da temperatura (3)

Equação

>Top, >Modelo


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:

I = \sigma \epsilon T_t ^4

I = \sigma \epsilon T ^4

\epsilon
Emissividade
-
10369
I
Intensidade irradiada
W/m^2
10370
\sigma
Stefan Boltzmann constant
J/m^2K^4s
10368
T
T_t
Temperatura da parte superior da atmosfera
K
6520
I_e = e * s * T_e ^4 I_es =( 1 - g_i )* I_e I_b = e * s * T_b ^4 I_t = e * s * T_t ^4 I_esa = g_i * I_e I_d =( k_l + k_c *( T_e - T_b ))* u I_esa = g_i * I_e I_es =(1- g_i )* I_e I_e = s * e * T_e ^4 I_b = s * e * T_b ^4 I_t = s * e * T_t ^4eeI_dI_eI_esaI_esssT_tT_b

ID:(14479, 3)



Fluxo de condução e evaporativo

Equação

>Top, >Modelo


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:

I_d =( \kappa_l + \kappa_c ( T_e - T_b )) u

I_d
Energia transmitida por condução e evaporação
W/m^2
6522
T_b
Temperatura do fundo da atmosfera
K
6519
I_e = e * s * T_e ^4 I_es =( 1 - g_i )* I_e I_b = e * s * T_b ^4 I_t = e * s * T_t ^4 I_esa = g_i * I_e I_d =( k_l + k_c *( T_e - T_b ))* u I_esa = g_i * I_e I_es =(1- g_i )* I_e I_e = s * e * T_e ^4 I_b = s * e * T_b ^4 I_t = s * e * T_t ^4eeI_dI_eI_esaI_esssT_tT_b

ID:(9270, 0)