Pour faire des prévisions, on a besoin de modèles…

Pour faire des prévisions,on a besoin de modèles…

La modélisation numérique

Les modèles nord-américains

• RGEM (simulation de 48 heures) à haute résolution spatiale

• GGEM (simulation de 240 heures) à plus basse résolution

• ETA (américain; similaire à RGEM)

• GFS (américain; similaire à GGEM)

Isobares: lignes d’égale pression

Isohypses: lignes d’égale hauteur

Les cartes de surface standards de prévision

L: centre de basse pressionH: centre de haute pressionCreux et crêtes

Représentation de la pression(isobares)

vents

C’est la distance séparant un niveau de pression et le niveaumoyen de la mer.

Les lignes d’égales hauteurs géopotentielles sur une carte météorologique sont appelées isohypses.

p

dpT

gR

dz d

Hauteurs géopotentielles

PLUS LES HAUTEURS SONT PETITES, PLUS LA T EST FROIDE AU SOL

RÉSUMÉ• Un centre de basse pression est synonyme de nuages et possiblement de précipitation

• Un centre de haute pression est synonyme de beau temps

• La distance entre les isobares nous donne une indication de la force des vents

• Les vents suivent les isobares

• La valeur des isohypses est un indicateur de la température

• Les vents tournent dans le sens anti-horaire dans une dépression

• Les vents tournent dans le sens horaire dans un anticyclone

RADIATION (partie 1)

• Les lois de la radiation• les interactions radiation-atmosphère• Température moyenne sur Terre.• Pourquoi le ciel est bleu?• Coucher de soleil rouge

L’énergie sur Terre….

•Atmosphère

•Biosphère

•Océan

L’énergie nécessaire au bon fonctionnement de ce système est fournie par le Soleil.

1ière loi de thermodynamiquedU = dQ + dW

Combien se chiffre cette énergie?

• Soleil = 175 000 000 000 MW

• Représente (1 / 2 000 000 000) ES !!!

À titre de comparaison…..

• Hydro-Québec = 40 000 MW

• Énergie électrique sur Terre en 2015 = 961 000 MW

• Terre = 200 MW

• Lune = 30 MW

• Étoiles = 40 Watt

1 W = 1 J s-1 1 J = travail (énergie) nécessaire pour déplacer de 1 mètre un objet d’un poids de 1 N.Énergie: capacité d’un système à faire un travail

Puissance: Taux auquel un travail peut être fait.

La constante solaire S

Sous quelle forme l’énergie solaire nous parvient-elle?

Ondes électromagnétiques

Ondes: perturbation d’un champs dans l’espace ayant un mouvement oscillatoire. La résultante de ce mouvement est un déplacement net de matière

nul. Seul l’énergie est transportée.Exemples

1) Eau: vague

2) Air: ondes sonores

3) Charges électriques: ondes électromagnériques

Onde électromagnétique

creux

crête

amplitude

E

Flux d’énergie = J s-1 = Watt

= c/

Rayon gamma

Rayon X

Rayon UV

Visible

Rayon infrarouge

Micro-onde

Ondes radio

Le spectreélectromagnétique

Spectre d’émission du Soleil et de la Terre

La Terre émet aussi de l’énergie!

Définitions

Flux radiatif: Énergie par unité de temps (J s-1 ou W)

Irradiance: Flux radiatif par unité de surface (W m-2)

Irradiance monochromatique: Flux radiatif de longueur

d’onde par unité de surface. (W m-2)

Corps noir: Un corps qui absorbe toute l’énergie qui lui est

incidente (et ce à toutes les ) et qui émet le maximum

théorique d’énergie radiante d’un corps à température T.

Emissivité/absorptivité de l’eau

L’eau se « comporte »comme un corpsnoir à 4<<11 m.

La plupart des matériausolides ont des émissivitéautour de 0,9 dansl’infrarouge. Les gaz ontdes émissivités très variables.

Quelques lois importantes

1) La loi de Plank: E = f (, T)

Tous les corps dont la température est plus grande que 0 K émettent de l’énergie radiante dont l’intensité dépend de la température du corps et de la longueur d’onde.

2) La loi de Stephan-Boltzmann: E = T4 où = 5,67x10-8 W m-2 K-4

La quantité totale d’énergie radiante émise par un corps est proportionnelle à sa température à la puissance 4.

Pour un corps non noir: dEE

3) La loi de Wien: m = 2897/T (m K)

La loi de Wien nous donne la longueur d’onde correspondantau maximum d’irradiance d’un corps. Em > E

Quand T augmente m augmente

Quand T diminue m diminue

Soleil: m 0,4 m (visible)

Terre: m 10 m (infrarouge)

• Ampoule électrique?• Humain?• Lune?• Tableau en classe?

Interaction du rayonnement solaire avec l’atmosphère

La diffusionLa diffusion est le processus par lequel une onde électromagnétiqueest dispersée lorsqu’elle interagit avec la matière. L’ondedispersée est de même fréquence que l’onde incidente.

P = p E’ Moment dipolaire • partie transmise• partie diffusée• partie réfléchie (diffusée vers l’arrière)

Diffusion de Rayleigh

Dp <<

E (diff)/ E (incident) -4

Les couleurs sont diffusées différemment!

Rouge 0,7 mBleu 0,4 m

Exemple: rayonnement visible (0,4-0,7 m) avec molécules d’air (0,001 m)

En augmentant l’épaisseur de la couche atmosphérique traversée par la radiation, on favorise la diffusion complète du bleu. Le seul rayonnement nous parvenant à l’œil est donc le rouge.

Diffusion de Mie

Dp l

Tous les sont diffusées également

Exemples

nuages blancs

ciel pollué blanchâtre (smog)

Diffusion de Mie: smog urbain

Réflexion

Réflectivité (albédo): r = E (réfléchi)/E (incident)

Réflectivité et albédo sont synonymes

Albédo planétaire = ~30%

Albédo de différentes surfaces

L'albédo est en moyenne 30 % pour le globe (ensemble du système Terre-atmosphère) mais est très variable d’une surface à l’autre :   

5-10 % sur les mers sans nuages ;

10-15 % au-dessus des forêts ;

30-50 % sur les déserts ;

60-85 % sur la neige et la glace.

Dépend de la

Absorption

Si la longueur d’onde de l’onde électromagnétique incidentecorrespond à la fréquence de résonance des molécules composant le milieu, alors l’onde est absorbée et l’énergieélectromagnétique est transformée en énergie interne.

Agitation plus grande des molécules (rotation, vibration, ionisation, dissociation) Augmentation de la T

Absorptivité: a = E (absorbée)/E (incident)

Émissivité = E (émis) / E(corps noir)

Émissivité = absorptivité

L’émissivité représente l’efficacité avec la matière émet dans une longueur d’onde donnée. Cette efficacité est maximale si le corps émet comme un corps noir dans cette longueur d’onde.

L’ÉMISSIVITÉ

Exemple: ozone stratosphérique

LE BILAN RADIATIF TERRESTRE

Image satellite infrarouge (12Z)

Image satellite infrarouge (18Z)

Image satellite visible (18Z)