DINAMICA ATMOSFEREI - Facultatea de Fizică din Bucureşti
DINAMICA ATMOSFEREI - Facultatea de Fizică din Bucureşti
DINAMICA ATMOSFEREI - Facultatea de Fizică din Bucureşti
You also want an ePaper? Increase the reach of your titles
YUMPU automatically turns print PDFs into web optimized ePapers that Google loves.
secţiunilor masice <strong>de</strong> absorbţie şi <strong>de</strong> împrăştiere. În plus, când secţiunea transversală masică <strong>de</strong><br />
extincţie este multiplicată prin <strong>de</strong>nsitate (g ⋅ cm –3 ) se obţine coeficientul <strong>de</strong> extincţie, care se<br />
măsoară în cm –1 .<br />
În domeniul transferului radiativ în infraroşu, secţiunea transversală masică <strong>de</strong> absorbţie<br />
este şi mplu <strong>de</strong>numită coeficient <strong>de</strong> absorbţie.<br />
O înţelegere fundamentală a proceselor <strong>de</strong> împrăştiere şi absorbţie <strong>din</strong> atmosferă, datorită<br />
mai ales aerosolului atmosferic, este foarte importantă în studiile bilanţului radiativ şi climatului<br />
atmosferei planetei şi în explorarea tehnicilor <strong>de</strong> sondaj necesare în <strong>de</strong>ducerea compoziţiei şi<br />
structurii atmosferei.<br />
Principalele legi ale radiaţiei, stabilite <strong>de</strong> Kirchhoff, Ştefan şi Boltzman, Wien şi Plank au o<br />
largă aplicabilitate în calculul schimburilor radiative <strong>din</strong>tre Soare, suprafaţa terestră şi atmosferă.<br />
Corpurile <strong>din</strong> natură care au temperatura peste 0 K emit energie sub formă <strong>de</strong> radiaţii cu<br />
diferite lungimi <strong>de</strong> undă.<br />
Cantitatea <strong>de</strong> energie radiată pe o anumită lungime <strong>de</strong> undă, <strong>de</strong> suprafaţa <strong>de</strong> un cm 2 a<br />
unui unui corp cu temperatura T, timp <strong>de</strong> 1 minut, reprezintă puterea <strong>de</strong> emisie – eT a corpului<br />
respectiv.<br />
Puterea <strong>de</strong> emisie <strong>de</strong>pin<strong>de</strong> atât <strong>de</strong> natura şi temperatura absolută a corpului cât şi <strong>de</strong><br />
lungimea <strong>de</strong> undă a radiaţiei emise.<br />
Un corp absoarbe parţial şi reflectă parţial radiaţia inci<strong>de</strong>ntă. Mărimea care exprimă<br />
fracţiunea <strong>de</strong> energie absorbită se numeşte putere <strong>de</strong> absorbţie-kT iar cea care exprimă fracţiunea<br />
reflectată se numeşte putere <strong>de</strong> reflexie- a.<br />
Corpul “absolut negru” sau “receptorul integral” (inexistent în natură), absoarbe toate<br />
radiaţiile indiferent <strong>de</strong> lungimea <strong>de</strong> undă, <strong>de</strong>ci k = 1 şi a = 0.<br />
Reflexia totală a radiaţiei solare inci<strong>de</strong>nte ar putea fi realizată numai <strong>de</strong> suprafeţe nete<strong>de</strong> şi<br />
lucioase ca oglinda, corpuri aproape neîntâlnite în natură; numai zăpada are cel mai mare<br />
coeficient <strong>de</strong> emisie, apropiindu-se <strong>de</strong> cel al oglinzilor perfecte.<br />
Conform legii lui Kirchhoff raportul <strong>din</strong>tre puterea <strong>de</strong> emisie eλT şi puterea <strong>de</strong> absorbţie<br />
kλTcare corespun<strong>de</strong> unei anumite lungimi <strong>de</strong> undă şi unei temperaturi T, este o mărime constantă,<br />
aceeaşi pentru toate corpurile şi egală cu puterea <strong>de</strong> emisie a corpului absolut negru – E T.<br />
Legea lui Kirchhoff este:<br />
E<br />
e<br />
λT<br />
λ T = 3.2<br />
kλT<br />
Distribuţia energiei radiante în spectrul <strong>de</strong> emisie a corpului absolut negru pentru diferite<br />
temperaturi, T, poate fi <strong>de</strong>scrisă pe baza legii lui Planck:<br />
C1λ<br />
Eλ T =<br />
3.3<br />
⎡ C2<br />
⎤<br />
exp⎢ −1⎥<br />
⎣λT<br />
⎦<br />
un<strong>de</strong> EλT (Wm –2 sr –1 µm –1 ) este energia emisă în unitatea <strong>de</strong> timp <strong>de</strong> unitatea <strong>de</strong> arie în intervalul<br />
[λ, λ + dλ] iar C1 şi C2 sunt constante.<br />
C1 = 2πhc 2 iar C2 = hc/k.<br />
k este constanta lui Boltzmann cu valoarea: 1,38 ⋅ 10 –23 JK –1 .<br />
Din ecuaţia (3.2) se poate concluziona:<br />
• Corpurile absorb radiaţiile cu λ pe care le pot emite la aceeaşi temperatură.<br />
• Corpurile care absorb bine radiaţia emit bine şi invers<br />
• Corpul real <strong>din</strong> natură, nefiind corp absolut negru (kλ < 1), emite numai o anumită parte<br />
<strong>din</strong> radiaţia pe care o emite corpul negru absolut la aceeaşi temperatură.<br />
Legea Ştefan-Boltzmann stabileşte că puterea emisiei integrale sau puterea radiantă totală<br />
(E) a corpului absolut negru este proporţională cu temperatura absolută a acestuia la puterea a<br />
−5