Pour faire des prévisions, on a besoin de modèles…

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1 Pour faire des prévisions, on a besoin de modèles…

2 La modélisation numérique

3 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)

4 Les cartes de surface standards de prévision
Isobares: lignes d’égale pression Isohypses: lignes d’égale hauteur L: centre de basse pression H: centre de haute pression Creux et crêtes

5 Représentation de la pression (isobares)
vents

6 Hauteurs géopotentielles
C’est la distance séparant un niveau de pression et le niveau moyen de la mer. Les lignes d’égales hauteurs géopotentielles sur une carte météorologique sont appelées isohypses. PLUS LES HAUTEURS SONT PETITES, PLUS LA T EST FROIDE AU SOL

7 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

8 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

9 1ière loi de thermodynamique
L’énergie sur Terre…. Atmosphère Biosphère Océan L’énergie nécessaire au bon fonctionnement de ce système est fournie par le Soleil. 1ière loi de thermodynamique dU = dQ + dW

10 Combien se chiffre cette énergie?
Soleil = MW Représente (1 / ) ES !!! À titre de comparaison….. Hydro-Québec = MW Énergie électrique sur Terre en 2015 = 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.

11 La constante solaire S

12 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 Eau: vague Air: ondes sonores Charges électriques: ondes électromagnériques

13 Onde électromagnétique
Flux d’énergie = J s-1 = Watt creux crête amplitude E   l = c/n

14 Le spectre électromagnétique Rayon gamma Rayon X Rayon UV Visible
Rayon infrarouge Micro-onde Ondes radio

15 Spectre d’émission du Soleil et de la Terre
La Terre émet aussi de l’énergie!

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17 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 l 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 l) et qui émet le maximum théorique d’énergie radiante d’un corps à température T.

18 Emissivité/absorptivité de l’eau
L’eau se « comporte » comme un corps noir à 4<l<11 mm. La plupart des matériau solides ont des émissivité autour de 0,9 dans l’infrarouge. Les gaz ont des émissivités très variables.

19 Quelques lois importantes
La loi de Plank: El = f (l, 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. La loi de Stephan-Boltzmann: E = s T4 où s = 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:

20 3) La loi de Wien: lm = 2897/T (mm K)
La loi de Wien nous donne la longueur d’onde correspondant au maximum d’irradiance d’un corps. Elm > El l

21 Quand T augmente  lm augmente
Quand T diminue  lm diminue Soleil: lm  0,4 mm (visible) Terre: lm  10 mm (infrarouge) Ampoule électrique? Humain? Lune? Tableau en classe?

22 Interaction du rayonnement solaire avec l’atmosphère

23 La diffusion La diffusion est le processus par lequel une onde électromagnétique est dispersée lorsqu’elle interagit avec la matière. L’onde dispersée est de même fréquence que l’onde incidente. P = ap E’ Moment dipolaire partie transmise partie diffusée partie réfléchie (diffusée vers l’arrière)

24 Diffusion de Rayleigh Dp << l E (diff)/ E (incident)  l-4
 Les couleurs sont diffusées différemment! Rouge  0,7 mm Bleu  0,4 mm

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

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27 Diffusion de Mie Dp  l Tous les l sont diffusées également Exemples
nuages blancs ciel pollué blanchâtre (smog)

28 Diffusion de Mie: smog urbain

29 Réflexion Réflectivité (albédo): rl = El (réfléchi)/El (incident)
Réflectivité et albédo sont synonymes Albédo planétaire = ~30%

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.

31 Dépend de la l

32 Absorption Si la longueur d’onde de l’onde électromagnétique incidente
correspond à la fréquence de résonance des molécules composant le milieu, alors l’onde est absorbée et l’énergie électromagnétique est transformée en énergie interne. Agitation plus grande des molécules (rotation, vibration, ionisation, dissociation) Augmentation de la T Absorptivité: al = El (absorbée)/El (incident)

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34 L’ÉMISSIVITÉ 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. Émissivité = El (émis) / El (corps noir) Émissivité = absorptivité

35 Exemple: ozone stratosphérique

36 LE BILAN RADIATIF TERRESTRE

37 Image satellite infrarouge (12Z)

38 Image satellite infrarouge (18Z)

39 Image satellite visible (18Z)