CAPTULO 2

CLIMATOLOGIA I

2. RADIAO SOLAR E TERRESTRE. BALANO DE CALOR. 1O Sol a fonte de energia que controla a circulao da atmosfera. O Sol emite energia em forma de radiao eletromagntica, da qual uma parte interceptada pelo sistema Terra-atmosfera e convertida em outras formas de energia como, por exemplo, calor e energia cintica da circulao atmosfrica. importante notar que a energia pode ser convertida, mas no criada ou destruda. a lei da conservao da energia. A energia solar no distribuda igualmente sobre a Terra. Esta distribuio desigual responsvel pelas correntes ocenicas e pelos ventos que, transportando calor dos trpicos para os plos, procuram atingir um balano de energia. Inicialmente vamos abordar as causas dessa distribuio desigual, temporal e espacial. Estas causas residem nos movimentos da Terra em relao ao Sol e tambm em variaes na superfcie da Terra. Depois, examinaremos as propriedades bsicas da radiao eletromagntica, como a radiao interage com o sistema Terra-atmosfera e sua converso em calor. 2.1 MOVIMENTOS DA TERRA, ESTAES DO ANO. A Terra tem dois movimentos principais: rotao e translao. A rotao em torno de seu eixo responsvel pelo ciclo dia-noite. A translao se refere ao movimento da Terra em sua rbita elptica em 6 torno do Sol. A posio mais prxima ao Sol, o perihlio (147 * 10 km), atingida aproximadamente em 3 6 de janeiro e o ponto mais distante, o aflio (152 * 10 km), em aproximadamente 4 de julho. As variaes na radiao solar recebida em funo da distncia Terra-Sol so pequenas.

Fig. 2.1 - Relaes entre o Sol e a Terra As estaes so causadas pela inclinao do eixo de rotao da Terra em relao perpendicular ao plano definido pela rbita da Terra (plano da eclptica) (Fig. 2.1). Esta inclinao faz com que a orientao da Terra em relao ao Sol mude continuamente enquanto a Terra gira em torno do Sol. O Hemisfrio Sul se inclina para longe do Sol durante o nosso inverno e em direo ao Sol durante o nosso vero. Isto significa que a altura do Sol, o ngulo de elevao do Sol acima do horizonte, para uma dada hora do dia (por exemplo, meio dia) varia no decorrer do ano. No hemisfrio de vero as alturas do Sol so maiores, os dias mais longos e h mais radiao solar. No hemisfrio de inverno as alturas do Sol so menores, os dias mais curtos e h menos radiao solar.

1 Material obtido no site http://fisica.ufpr.br/grimm/aposmeteo/ elaborado pela professora Dra. Alice Marlene Grimm da UFPR.

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Fig. 2.2 - Coordenadas Horizontais

Fig. 2.3 - Coordenadas Geogrficas A quantidade total de radiao solar recebida depende no apenas da durao do dia como tambm da altura do Sol. Como a Terra curva, a altura do Sol varia com a latitude (ver sistema de coordenadas geogrficas na Fig. 2.3). Isto pode ser visto na Fig. 2.4. A altura do Sol influencia a intensidade de radiao solar, ou irradincia, que a quantidade de energia que atinge uma rea unitria por unidade de tempo (tambm chamada densidade de fluxo), de duas maneiras. Primeiro, quando os raios solares atingem a Terra verticalmente, eles so mais concentrados. Quando menor a altura solar, mais espalhada e menos intensa a radiao (Fig. 2.5). Segundo, a altura do sol influencia a interao da radiao solar com atmosfera. Se a altura do sol decresce, o percurso dos raios solares atravs da atmosfera cresce (Fig. 2.4) e a radiao solar sofre maior absoro, reflexo ou espalhamento, o que reduz sua intensidade na superfcie.

Fig. 2.4 - Variao da altura do Sol com a latitude. Se a altura do Sol pequena, os raios que atingem a Terra percorrem distncia maior na atmosfera.

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Fig. 2.5 - Variaes na altura do Sol causam variaes na quantidade de energia solar que atinge a Terra. Quanto maior a altura, maior a energia recebida. H quatro dias com especial significado na variao anual dos raios solares em relao Terra. No dia 21 ou 22/12 os raios solares incidem verticalmente (h=90) em 2327S (Trpico de Capricrnio). Este o solstcio de vero para o Hemisfrio Sul (HS). Em 21 ou 22/6 eles incidem verticalmente em 2327N (Trpico de Cncer). Este o solstcio de inverno para o HS. A meio caminho entre os solstcios ocorrem os equincios (dias e noites de igual durao). Nestas datas os raios verticais do Sol atingem o equador (latitude = 0). No HS o equincio de primavera ocorre em 22 ou 23 de setembro e o de outono em 21 ou 22 de maro. As direes relativas dos raios solares e a posio do crculo de iluminao para essas datas esto representadas na Fig. 2.6.

Fig. 2.6 - Caractersticas dos solstcios e equincios

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A incidncia de raios verticais do sol, portanto, ocorre entre 2327N e 2327S. Todos os locais situados na mesma latitude tm idnticas alturas do Sol e durao do dia. Se os movimentos relativos Terra-Sol fossem os nicos controladores da temperatura, estes locais teriam temperaturas idnticas. Contudo, apesar da altura do Sol ser o principal controlador da temperatura, no o nico. 2.2 RADIAO ELETROMAGTICA Praticamente toda a troca de energia entre a Terra e o resto do Universo ocorre por radiao, que a nica que pode atravessar o relativo vazio do espao. O sistema Terra-atmosfera est constantemente absorvendo radiao solar e emitindo sua prpria radiao para o espao. Numa mdia de longo prazo, as taxas de absoro e emisso so aproximadamente iguais, de modo que o sistema est muito prximo ao equilbrio radiativo. A radiao tambm tem papel importante na transferncia de calor entre a superfcie da Terra e a atmosfera e entre diferentes camadas da atmosfera. A radiao eletromagntica pode ser considerada como um conjunto de ondas (eltricas e magnticas) cuja velocidade no vcuo ( ). As vrias formas de radiao, caracterizadas pelo seu comprimento de onda, compem o espectro eletromagntico (Fig. 2.7).

Fig. 2.7 - Espectro eletromagntico O comprimento de onda (l) a distncia entre cristas (ou cavados) sucessivos (Fig. 2.8); a freqncia de onda (f) o nmero de ondas completas (1 ciclo) que passa por um dado ponto por unidade de tempo (s).

Fig. 2.8 - Caractersticas de uma onda. Embora o espectro eletromagntico seja contnuo, nomes diferentes so atribudos a diferentes intervalos porque seus efeitos, gerao, medida e uso so diferentes. Por exemplo, as clulas da retina do olho humano so sensveis a uma radiao num estreito intervalo chamado luz visvel, com (comprimento de onda) entre 0,7 *10-6 a 0,4*10-6 m (o exponencial 10-6 significa que o mesmo que 0,000001 m. A maior parte da energia radiante do sol est concentrada nas partes visvel e prximo do visvel do espectro. A luz visvel corresponde a ~43% do total emitido, 49% esto no infravermelho prximo e 7% no ultravioleta. Menos de 1% da radiao solar emitida como raios X, raios gama e ondas de rdio. Apesar da diviso do espectro em intervalos, todas as formas de radiao so basicamente iguais. Quando qualquer forma de energia radiante absorvida por um objeto, o resultado um crescimento do movimento molecular e um correspondente a aumento da temperatura.

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2.3 ABSORO E EMISSO DE RADIAO POR MOLCULAS Qualquer molcula isolada possui certa quantidade de energia alm daquela associada com seu movimento no espao. A maior parte est na forma de energia cintica e energia potencial eletrosttica dos eltrons que se movimentam em rbitas em torno do ncleo dos tomos. Outras quantidades menores de energia esto associadas com a vibrao de tomos em torno de suas posies mdias na molcula e a rotao da molcula em torno de seu centro de massa. A mecnica quntica prev que apenas certas configuraes de rbitas de eltrons so permitidas para cada tomo e que apenas certas freqncias e amplitudes vibracionais, e certas taxas de rotao so permitidas para uma molcula particular. Cada combinao possvel de rbitas de eltrons, vibrao e rotao, pode ser identificada com um nvel particular de energia, que representa a soma dos trs tipos de energia. Uma molcula pode sofrer uma transio para um nvel mais alto de energia absorvendo radiao eletromagntica. Da mesma forma, ela pode descer a um nvel mais baixo de energia emitindo energia radiante. Somente certas variaes discretas de energia so permitidas, previstas pela teoria quntica. A teoria quntica tambm prev que a energia transmitida por radiao eletromagntica existe em unidades discretas chamadas ftons. Como uma molcula isolada s pode absorver e emitir radiao em quantidades discretas, ela pode interagir apenas com certos comprimentos de onda. Assim, as propriedades de absoro e emisso de uma molcula podem ser descritas em termos de um espectro de linhas, que consiste de um nmero finito de linhas de absoro ou emisso muito finas, separadas por lacunas nas quais a absoro e a emisso de radiao no possvel. Alm dos processos descritos, h dois outros modos possveis pelos quais um tomo ou uma molcula pode absorver ou emitir radiao eletromagntica: 1) Uma molcula pode absorver radiao cuja energia seja suficiente para "quebr-la" em seus componentes atmicos. tomos instveis podem tambm se combinar para formar molculas mais estveis, liberando seu excesso de energia sob forma de radiao. Nestas reaes fotoqumicas a absoro ou emisso de radiao eletromagntica tem papel crucial em fornecer ou remover energia. Um exemplo: O2 + hv (Radiao solar) = O + O (onde o comprimento de onda ser menor que 0,2424m que corresponde ao UV Ultra violeta); 2) Ao contrrio das transies discutidas anteriormente, as reaes fotoqumicas podem envolver um trecho contnuo de comprimentos de onda, desde que sejam suficientemente curtas para que um fton de energia eleve a energia qumica da molcula a um limiar onde a fotodissociao pode ocorrer. Qualquer excesso de energia transformado em energia cintica dos tomos, que serve para aumentar a temperatura do gs. A maior parte das reaes fotoqumicas na atmosfera envolve radiao ultravioleta e visvel. 3) Todos os tomos podem ser ionizados por radiao com comprimento de onda suficientemente curta. Este processo, chamado fotoionizao, requer ftons com suficiente energia para arrancar um ou mais dos eltrons mais externos de suas rbitas. Como as reaes fotoqumicas, a fotoionizao pode envolver radiao num intervalo contnuo de comprimentos de onda at o valor correspondente ao nvel limite de energia. A radiao de ionizao usualmente associada com comprimentos de onda menores que 0,1 m (aproximado). (item 2.4 e 2.5 foram suprimidos) 2.6 DISTRIBUIO DA RADIAO A radiao monocromtica incidente sobre qualquer superfcie opaca (como a superfcie da Terra) ou absorvida ou refletida: Em quaisquer comprimentos de onda, fortes refletores so fracos absorvedores (por exemplo, a neve fresca no intervalo visvel) e vice-versa (por exemplo, asfalto no intervalo visvel). As refletividades de algumas superfcies para o intervalo de comprimentos de onda da radiao solar (intervalo visvel) esto na Tabela 2.1 Albedo para algumas superfcies no intervalo visvel ( % ) Solo descoberto Areia, deserto Grama Floresta 10-25 25-40 15-25 10-20

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Neve (limpa, seca) Neve (molhada e/ou suja) Superfcie do mar (sol > 25 acima do horizonte) Superfcie do mar (pequena altura do sol) Nuvens espessas Nuvens finas

75-95 25-75