mechanisms

Al calentarse el planeta con la radiaci n absorbida (1-a_e)(1-\gamma_v)I_s comienza a irradiar radiaci n infrarroja I_e. Una fracci n (1-\gamma_i)I_e escapa en forma directa al espacio mientras que el restante \gamma_iI_e interactua con la capa de nubes. En este caso \gamma_i es la cobertura que detecta la radiaci n infrarroja que no es visible para nosotros.

La atm sfera en si es modelada como un sistema con una parte superior, que absorbe radiaci n visible (1-a_a)\gamma_vI_s, e inferior que absorbe la radiaci n infrarroja del planeta \gamma_iI_e. La parte superior emite hacia el espacio y hacia la parte inferior con una intensidad I_t mientras que la parte inferior lo hace hacia la parte superior de la atm sfera y hacia el planeta con una intensidad I_b.

Finalmente se tienen otros fen meno como conducci n y convecci n que hacen que exista un flujo de energ a adicional de la superficie de la tierra a la parte inferior de la nube. La intensidad asociada la denominamos I_d.

image

Balance infrarrojo

La emisividad de la superficie fluctuar entre 0.7 (oc ano), 0.8 (desiertos), 0.9 (nieve) y 1.0 (vegetaci n):

image

Al asociar la ley de Stefan Boltzmann la temperatura de un cuerpo con la radiaci n emitida, se puede usar esta ultima para determinar la temperatura de la superficie del planeta:

image

Al igual que ocurre con la radiaci n visible, la atm sfera interact a con la radiaci n infrarroja. De manera similar a c mo se modela la interacci n con la atm sfera en el caso de la radiaci n visible utilizando la cobertura visible (VIS) ($\gamma_v$), se puede introducir ERROR:7452 que afecta a la radiaci n infrarroja.

Por ello, la intensidad NIR emitida por la tierra al espacio ($I_{es}$) es igual a la intensidad NIR emitida por la tierra ($I_e$) ponderado por un factor que depende de ERROR:7452, de modo que:

equation=10324

De la radiaci n terrestre $I_e$, que en su mayor a

equation=9950

La fracci n de radiaci n que interact a con la atm sfera se calcula utilizando la cobertura $\gamma$ mediante

equation=9986

Si la Tierra est a una temperatura $T_e$, emite radiaci n de acuerdo con la ley de Stefan-Boltzmann con una intensidad dada por la siguiente f rmula:

14479,1

donde $\sigma$ es la constante de Stefan-Boltzmann y $\epsilon$ es el coeficiente de emisividad. La constante de Stefan-Boltzmann $\sigma$ tiene un valor de aproximadamente $5.67 \times 10^{-8} W/m^2K^4$ y el coeficiente de emisividad $\epsilon$ representa la eficiencia con la que la superficie terrestre emite radiaci n, siendo un valor entre 0 y 1.

La intensidad $I$ emitida por un cuerpo a temperatura $T$ se rige por la ley de Stefan-Boltzmann, que se expresa como:

equation=14479,2

donde $\epsilon$ es la emisividad y $\sigma$ es la constante de Stefan-Boltzmann. Por lo tanto, en el caso del borde inferior de la nube, que tiene una temperatura $T_b$, la intensidad ser :

Si la parte superior de la atm sfera esta a una temperatura $T_t$, emite radiaci n, en su mayor a

equation=9950

seg n a la ley de Stefan Boltzmann

equation=14479,3

donde $\sigma$ es la constante de Stefan Boltzmann y $\epsilon$ el coeficiente de emisividad.

Si observamos la distribuci n del calor transportado por convecci n en la superficie del planeta, se puede notar que existen niveles m s o menos constantes. Por un lado, tenemos las zonas oce nicas y continentales con un flujo de alrededor de $17 W/m^2$ (ascendente) y aproximadamente $-30 W/m^2$ (descendente) en las reas cubiertas de nieve y hielo:

image

Estos datos provienen de una rean lisis de 40 a os realizado por Kallberg P., Berrisford P., Hoskins B., Simmons A., Uppala S., Lamy-Thepaut S., Hine R., 2005: ERA-40 Atlas. Reading, Reino Unido, ECMWF Re-Analysis Project (Kallberg et al., 2005).

Si se observa la radiaci n de onda larga (NIR) se ve que existe un m ximo en torno al mes de agosto/septiembre de todos los a os:

php

Esto se debe a que el hemisferio norte presenta mayor masas continentales por lo que estas reflejan mayormente cuando es verano en dicho hemisferio..

La radiaci n de onda larga (NIR) es en primera aproximaci n sim trica en torno al ecuador fuera de presentar un m ximo en torno de los grados -20 y +20:

php

Esto corresponde tanto a la falta de masa continental en torno al ecuador y la baja de intensidad hacia los polos por efecto de la incidencia inclinada de la radiaci n.

By modeling la energía transmitido por conducción y evaporación ($I_d$), a relationship for heat transport can be established that includes the difference between la temperatura de la superficie de la tierra ($T_e$) and la temperatura de la parte inferior de la atmósfera ($T_b$) and la velocidad del viento ($u$), which is key in the process. The equation involves two constants, el coeficiente de calor latente ($\kappa_l$) and el coeficiente de convección ($\kappa_c$), such that:

equation=9270

el coeficiente de calor latente ($\kappa_l$) is on the order of 10.0 W/m and el coeficiente de convección ($\kappa_c$) is on the order of 0.16 W/m K, with la velocidad del viento ($u$) typically being around 8 m/s.

el coeficiente de calor latente ($\kappa_l$) primarily comes from the energy transported by moving masses of moist air, which release energy when condensed. El coeficiente de convección ($\kappa_c$) originates from the transport of air through convection and the corresponding adiabatic expansion, so it mainly depends on the temperature gradient.

model

La intensidad que interactua ($I_i$) es la fracci n definida por ERROR:8393 de la intensidad incidente ($I_s$), calculada de la siguiente manera:

kyon

La intensidad transmitida ($I_t$) es igual a la intensidad incidente ($I_s$) disminuido por ERROR:8393, de modo que se obtiene:

kyon

La Ley de Stefan-Boltzmann establece que la intensidad irradiada ($I$) es una funci n de la temperatura ($T$), utilizando las constantes la emisividad ($\epsilon$) y la constante de Stefan Boltzmann ($\sigma$), de la siguiente manera:

kyon

La Ley de Stefan-Boltzmann establece que la intensidad irradiada ($I$) es una funci n de la temperatura ($T$), utilizando las constantes la emisividad ($\epsilon$) y la constante de Stefan Boltzmann ($\sigma$), de la siguiente manera:

kyon

La Ley de Stefan-Boltzmann establece que la intensidad irradiada ($I$) es una funci n de la temperatura ($T$), utilizando las constantes la emisividad ($\epsilon$) y la constante de Stefan Boltzmann ($\sigma$), de la siguiente manera:

kyon

La energía transmitido por conducción y evaporación ($I_d$) depende de la diferencia entre la temperatura de la parte inferior de la atmósfera ($T_b$) y la temperatura de la superficie de la tierra ($T_e$), as como de la velocidad del viento ($u$) y las constantes el coeficiente de calor latente ($\kappa_l$) y el coeficiente de convección ($\kappa_c$), de la siguiente manera:

kyon