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
– 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
Radiaçao solar incidente
Radiaçao solar fora da atmosfera terrestre
– O Sol comporta-se como um Corpo Negro.
O fluxo radiante na sua superficie é ~
63,4x106 W.m-2
– Entretanto, o fluxo solar recebido pela
Terra é ~1373 W.m-2.
– Esse fluxo radiante no topo da atmosfera é
chamado de Constante Solar
A radiação do Corpo Negro
As características de emissão termal de um corpo a temperatura T (degK)
segue a equação de radiação do Planck:
C15
M 
*106
 C2 
exp
 1
 T 
– Onde:
Mλ e a emitância espectral (Wm-2μm-1)
λ é o comprimento de onda em metros
C1 e C2 são duas constantes:
C1= 3,74*10-16 Wm2 e C2= 1,44*10-2 m degK
A integração de Mλ sobre todos comprimentos de onda determina a emitância
total de um corpo negro:
M  T 4
Onde σ = 5,669*10-8 W m-2 K-4 (constante do Stefan-Boltzmann)
O λ de emissão máximo é determinado para a lei do Wien:
onde C3=2897 μm.K
Se T  300K  max  10m
maxT  C3
A radiação do Corpo Negro
Espectro de emissão de um corpo negro.
– 6000K = temperatura do sol
– 300K = temperatura da terra
– O  de emissão máximo diminui enquanto a temperatura aumenta
Portanto
– Na faixa de
comprimentos de onda
de 0,1μm até 100μm, a
REM é emitida pelo
SOL
– Na faixa de
comprimentos de onda
de 3μm até 40μm, a
REM é emitida pela
TERRA
Radiação solar
Carateristica da radiação solar
– Aumenta rapidamente dos comprimentos de onda curta
– Até o máximo de max500 nm
– Diminui devagar nos maiores comprimentos de onda
Atenuação, absorção e espalhamento
Quando a radiação
eletromagnética se propaga sua
intensidade pode diminuir no
espaço
Essa diminuição está associada à
definicão de “atenuação “
Beam of light
O coeficiente de atenuação
divide-de em dois componentes:
absorção e espalhamento.
Definimos então os
– coeficiente de absorção a(λ)
– coeficiente de espalhamento
b(λ)
– onde o coeficiente da
atenuação vale
c(λ) = a(λ) +b(λ)
Thin layer
0  
r
A
 B  
Transmissão da radiação solar
através da atmosfera terrestre
Características da transmissão da atmosfera
Anualmente:
– 34% da radiaçao solar incidente é refletida pela atmosfera para o
espaco sideral
25% por nuvens
9% por constituentes da atmosfera
– 19% da radiação solar é absorvida pela atmosfera
10% por nuvens
9% por outros constituintes
– 47% do fluxo solar no topo da atmosfera chega na superficie da Terra
Transmissão da radiação solar
através a atmosfera terrestre
Mesmo com um céu claro, a radiaçao solar é reduzida de maneira
significativa através da atmosfera
Essa reduçao é devida
– ao espalhamento por moléculas de ar e partículas atmosféricas (poeira)
– à absorção por vapor de água, oxigênio, ozonio e dióxido de carbono da
atmosfera
Com o sol na vertical de uma superficie horizontal, a irradiância solar
que vem do topo da atmosfera é reduzida quando chega na
superficie da Terra, ao redor de:
– 14% com ar limpo e seco
– 40% com ar úmido e empoeirado
A proporção do fluxo solar que é reduzida pela atmosfera muda com
a elevação solar pois o caminho a ser percorrido muda.
Transmissão da radiação solar
através da atmosfera terrestre
Efeito das nuvens
Além dos efeitos dos gases e das partículas da atmosfera, as
nuvens, dependendo do tipo e da sua extensao, vai mudar
bastante a intensidade da radiaçao solar na superficie da Terra
– Existe uma grande diversidade de nuvens, sendo que seus efeitos são
diferenciados
– Até 90% da radiação solar pode ser absorvida ou retroespalhada
dependendo do tipo de nuvem
outros



Variação diurna
Latitude
Dia do ano
Transmissão da radiação solar
através da atmosfera terrestre
Distribuição espectral da irradiância solar na
superficie da Terra
Os processos de absorção e espalhamento na atmosfera não
somente diminui a intensidade da radiacão solar mas também
muda a distribuição espectral da radiação solar

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 atmosfera
A atmosfera absorve a maioria das radiações de
comprimentos de onda < 0.4μm e > 1μm.
Há faixas do espectro da EEM em que a atmosfera não
absorve a radiação: janelas espectrais
A atmosfera é bastante transparente na faixa do visível da
EEM
Absorção da Radiação Solar
Transmitância da Atmosfera
(400 – 2500 nm)
VIIRS, MODIS, FY-1C, AVHRR
CO2
O2
O3
O2
H2O
H2O
O2
H2O
H2O
H2O
H2O
CO2
Transmissão da radiação solar
através a atmosfera terrestre
Efeito do Espalhamento Mie
A atmosfera terrestre sempre possui poeira
– a quantidade de poeira muda muito em função do
lugar e do dia do ano
– a poeira é constituída por material que possui
dimensões maiores que os comprimentos de onda da
radiação solar => Espalhamento Mie
– o espalhamento Rayleigh e Mie atuam juntos,
resultando numa maior energia retroespalhada para o
espaço sideral, logo em direção do sensor a bordo do
satélite.
Tempestade de areia no noroeste da África
(2/03/2003)
Poluição no Noroeste dos USA
(14/08/02)
Radiação Emitida
pela Terra
Radiação Emitida pela Terra
(4000 – 18000 nm ou 4 – 18 µm)
O3
CO2
H20
CO2
Bandas espectrais do MODIS na
faixa do Infra-Vermelho
MODIS
TSM e as bandas do MODIS
Transmissao a traves a
interface ocean/atmosfera
O estado do mar
tem pouco efeito na
reflectancia da
interface para
angulo zenitais
baixo (ate 50deg)
O efeito e muito
importante para
angulo zenitais alto
Transmissao a traves a
interface ocean/atmosfera
Apos chegar na superficie do oceano, as
caracteristicas da radiaçao electromagnetica vao
mudar ao atravessar a interface oceano/atmosfera
– A proporcao de luz refletida para um mar calmo muda de
2% ate 100% dependendo do angulo do sol
– A dependencia da refletencia com o angulo zenital de um
feixe de luz segue a Equacao do Fresnel
1 sin 2 ( a   w ) 1 tan2 ( a   w )
r

2
2 sin  a   w  2 tan2  a   w 
– O angulo w depende de a, e segue a equaçao do Snell
sin  a nw

sin  w na
Radiação solar
O espectro de emissão teórico do corpo negro apresenta
diferenças com o espectro de emissãoo real assima da
atmosfera
– Devido ao espectre de absorcao do hydrogenio na atmosfera solar
– A radiaçao disponivel para photosintese 400-700nm (Photosynthetic
Available Radiacao – PAR) representa 38% da irradiancia solar
extraterrestria
Estimativa de
Lw de um pixel
nas
proximidades
do Hawaii
Lw = radiância ascendente
que deixa a superfície do
mar
Função de Espalhamento Volumétrica - VSF
O espalhamento muda a direção de propagação de um feixe de luz . A função de
distribuição espacial do espalhamento é chamada de função de espalhamento
volumétrico (Volume Scattering Function - VSF) β(θ,λ) (m-1sr-1)
  ,  
d I  , 
E   d V
1
b    4   ,   d
Onde:
– E é a irradiância espectral (W.m-2)
– I(λ,θ) é a intensidade radiante (W.sr-1)
O β(θ,λ) é um parâmetro tecnicamente muito difícil para medir
Geralmente utilizamos modelos matemáticos para calculá-lo
Atenuação,absorção e espalhamento
Existe dois modelos para descrever o β(θ,λ)
– Espalhamento Rayleigh (D<<λ),
Rayleigh espalhamento e quase isotrópico i.e. quase igual nas
três direção do espaço
 w  ,     w 90,  
 0 
 
 
4.32
1  0.835cos  
2
(m 1 sr 1 )
– Espalhamento Mie (D>>λ),
Com o espalhamento Mie, o raio de luz é desviado
principalmente formando um pequeno ângulo em relação a sua
trajetória inicial.
Modelos extremamente complexos
Radiação Solar - Oceano