apostila agrometeorologia 2

8/3/2019 Apostila Agrometeorologia 2

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MINISTRIO DA EDUCAOUNIVERSIDADE FEDERAL DE PELOTAS

FACULDADE DE METEOROLOGIADEPARTAMENTO DE METEOROLOGIA

DISCIPLINA: Agrometeorologia

Unidade 2: RADIAO SOLAR

Professora ministrante: Simone Vieira de Assis

Pelotas, RS.


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2.1 IMPORTNCIA DA RADIAO SOLAR PARA A AGRICULTURA

O Sol considerado, cometendo-se um erro desprezvel, a nica fonte de

energia para os processos fsicos e biolgicos que ocorrem na Terra.

Em Agrometeorologia, um dos estudos mais importantes o que diz respeito a

esta energia recebida do Sol. Tal estudo fundamental em numerosos campos da cincia

pura e aplicada. Um conhecimento do total de radiao recebida e de sua distribuio, de

relevante importncia pois todo organismo, planta ou animal, na superfcie da Terra est

mergulhado neste ambiente de radiao, respondendo de acordo.

A importncia da radiao solar para a agricultura foi bem definida por

Monteith (1958), como sendo a explorao da radiao solar, desde que haja um

suprimento de gua e nutrientes para manuteno e crescimento das plantas.

Em agricultura, a produo agrcola diretamente proporcional a intensidade deradiao solar que incide sobre uma determinada rea, quando no existem outros fatores

limitantes como: falta de gua, deficincia de elementos minerais, m estrutura do solo, etc.

A quantidade de radiao solar que atinge a superfcie da Terra em dado local, tempo e

poca do ano so fundamentais para a produtividade de uma cultura, devido a sua

proporcionalidade com relao quantidade e distribuio durante o ano. A planta

responder a quantidades instantneas da radiao solar e, valores mximos durante o dia

so crticos para determinados processos da planta, por exemplo, crescimento, fotossntese,

aumento de peso mido, reserva de acar, absoro de gua, etc, dependem sobretudo da

quantidade de radiao de solar que atinge a planta nas diversas horas do dia. A

temperatura da planta, que governa a taxa de processos biolgicos, depende da radiao

solar global ou total incidente sobre a planta.

2.2 ESPECTRO DA RADIAO SOLAR GLOBAL E SEU SIGNIFICADO

BIOLGICO

A distribuio da radiao eletromagntica emitida pelo Sol, como funo do

comprimento de onda incidente no topo da atmosfera, chamada de espectro solar.

Medies indicam que 99 % da energia solar est contida entre 0,25 m e 4,00 m,

ficando 1% para comprimentos maiores do que 4,00 m. Por esse motivo, a radiao solar

conhecida como radiao de ondas curtas.


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O espectro solar classicamente dividido em trs faixas ou bandas de

comprimento de onda, ou sejam:

Ultravioleta 0,38 m

Luz visvel 0,38 m < 0,76 m

Infravermelho > 0,76 m

A radiao solar visvel, por sua vez formada por:

Tabela 1: Variao de energia de acordo com a repartio do espectro solar.Cores Comprimento de

onda ( m) Energia (W.m-2) % da Constante

Solar

Violeta 0,38 m a 0,42 m 108,85 7,96

Azul 0,42 m a 0,49 m 73,63 5,39

Verde 0,49 m a 0,54 m 160,00 11,70

Amarelo 0,54 m a 0,59 m 35,97 2,63

Laranja 0,59 m a 0,65 m 43,14 3,16

Vermelho 0,65 m a 0,76 m 212,82 15,57

Tabela 2: Percentual da energia solar correspondente as faixas de comprimento de onda.

Energia solar (%) Comprimento de onda ( m)95,2 0,30 2,401,2 < 0,303,6 > -2,40

Os seres vivos, especialmente as plantas, so direta e grandemente

influenciados pela radiao solar e a ao desta depende muito das condies de

nebulosidade. Como a intensidade e a composio dos raios solares so funo do ngulo

de elevao solar, essa influncia tambm verificada sobre as plantas dependendo da hora

do dia, da estao do ano, latitude e altitude do ponto de observao, principalmente com


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relao ao albedo de vrias culturas. Do ponto de vista quantitativo e qualitativo, a

importncia para a agricultura fundamental no desenvolvimento morfolgico das plantas.

A intensidade da radiao afeta separadamente o desenvolvimento das clulas

vegetais, por exemplo, uma planta que tem seu habitat num ambiente escuro, experimenta

queimaduras e perfuraes, principalmente provocadas pelos raios ultravioleta, quando

exposta diretamente radiao solar.

A Comisso Holandesa de Irrigao Vegetal (1953) (citado por Mota, 1979)

estabeleceu os efeitos especficos causados por determinadas faixas do espectro solar,

estabelecendo oito divises, com caractersticas prprias, que so:

1a faixa: Radiao com comprimento de onda maior que 1,0 mcronmetro ( m)

No causa danos s plantas e absorvida. O aproveitamento sob a forma de

calor, sem que haja interferncia com os processos biolgicos.

2a faixa: Radiao entre 1,0 m e 0,72 m

Esta a regio que exerce efeito sobre o crescimento das plantas. O trecho mais

prximo a 1,0 m importante para o fotoperiodismo, germinao de

sementes, controle de florao e colorao do fruto.


Esta regio espectral fortemente absorvida pela clorofila. Gera forte atividade

fotossinttica, apresentando em vrios casos, tambm, forte atividadefotoperidica.


uma regio espectral de baixo efeito fotossinttico e de fraca ao sobre a

formao da planta. Corresponde regio verde do espectro.


Esta essencialmente a regio mais fortemente absorvida pelos pigmentos

amarelos e pela clorofila. Corresponde a parte do azul e parte do violeta doespectro de radiao solar, e tambm, regio de grande atividade fotossinttica,

exercendo ainda vigorosa ao na formao da planta.



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Esta faixa exerce efeitos nocivos na formao do vegetal. As plantas tornam-se

mais baixas e as folhas mais grossas.


prejudicial maioria das plantas.

8a faixa: Radiao com comprimento de onda menor do que 0,28 m

Mata rapidamente as plantas submetidas a esta faixa de radiao solar.

Essa diviso por faixas do espectro importante at mesmo para a adequao

ou ambientao das plantas em diferentes locais do planeta. Alm disso, em casa de

vegetao onde a radiao solar precisa ser complementada por outra fonte de energia,

considerando que em alguns lugares o nmero de horas de brilho solar pequeno, lmpadas

incandescentes so usadas para a gerao de radiao na faixa do espectro correspondente

ao vermelho e ao amarelo e, algumas vezes na faixa do infravermelho (prximo) e

pequenas quantidades na faixa do azul e do violeta. Por exemplo, algumas espcies vegetais

como girassol, repolho, alface, espinafre, rabanete e outras so extremamente sensveis a

deficincia de radiao na faixa do azul ao violeta, reagindo com forte elongao. Para

tanto, lmpadas de mercrio com bulbos de quartzo ou tubos luminosos cheios de vapor de

mercrio, devem ser includos, por emitirem radiao com comprimentos de onda

correspondentes do azul ao violeta e ultravioleta.

2.3 ATENUAO DA RADIAO SOLAR AO ATRAVESSAR A ATMOSFERA.

A energia radiante do Sol quando passa atravs da atmosfera submetida a

transformaes complicadas. Da camada exterior atmosfera at chegar superfcie da

Terra, a energia radiante absorvida e espalhada. Devido ao espalhamento desta energia

observamos ao nvel da superfcie do solo, no somente radiao solar direta, na forma de

um feixe de raios solares paralelos, mas tambm a radiao difusa provinda de cada ponto

do cu. A radiao solar direta e a radiao difusa constituem a radiao solar global.

Quando a radiao solar atravessa a atmosfera ela parcialmente absorvida e

transformada (principalmente em energia calorfica) pela atmosfera dando origem neste

processo, a formao de oznio e ionizao das camadas superiores da atmosfera; ela

parcialmente espalhada pelas molculas de gs e minsculas partculas de vrios tamanhos


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e composies suspensas na atmosfera e, ela refletida pelas nuvens. Como resultado

destes processos fsicos a radiao solar direta atenuada na sua trajetria at atingir

superfcie da Terra. A atenuao no a mesma em todas as regies do espectro; certas

regies so efetivamente mais enfraquecidas do que outras. Consequentemente, aps

atravessar a atmosfera, a radiao solar muda no somente na intensidade total, como

tambm na composio.

Esta diferena entre a radiao extraterrestre e a radiao global incidente na

superfcie da Terra devido a atenuao sofrida pelos raios solares ao atravessar a

atmosfera, e os principais atenuantes so as nuvens, p, vapor dgua, espalhamento pelas

molculas de prprio ar, absoro pelo O3, H2O e CO2. Isso facilmente visvel na Figura

1, onde as curvas das radiaes extraterrestre e global esto representadas mostrando um

grande distanciamento entre elas, comprovando o quanto esta radiao atenuada.Figura 1. Comparao entre as radiaes solares extraterrestre e global incidente.

2.3.1 Lei de Beer - Bouguer ( comprimento da trajetria ).

O envelope atmosfrico de gases que circunda a Terra absorve quantidades

considerveis da luz solar. Esta atenuao uma funo dos constituintes da atmosfera e,

devido a absoro seletiva por estes constituintes, certos comprimentos de onda so mais

severamente afetados do que outros.

-50 0 50 100 150 200 250 300 350 4000

5

10

15

20

25

30

35

40

45

Radiao solar global

Radiao extraterrestre

Rads.solaresglobalext.

eextraterrestre(MJ/m2)

Dia Juliano


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A lei de Beer - Bouguer descreve a reduo da densidade de fluxo da luz solar

como uma funo da trajetria ( profundidade ) dentro do meio homogneo absorvedordx :

I1 / I0 = exp ( - x )

1

onde, I0 a densidade de fluxo inicial da luz , I1 a densidade de fluxo aps passar atravs

da trajetria x do meio de coeficiente de extino . A equao facilmente adaptada a

extino da radiao solar na atmosfera substituindo I0 pela constante solar Rsc e I1, pela

densidade de fluxo de radiao global Rs, ento,

Rs = Rsc exp ( - a x )

2

onde a o coeficiente de extino atmosfrica.

Por causa de vrios fenmenos envolvidos, o coeficiente de extino deve,

exatamente, considerar as quantidades e caractersticas dos maiores materiais absorvedores

e espalhadores, como gases, gotas de gua, p e outros. O coeficiente de extino a tem a

forma tal qual proposta por Sutton ( 1953 ), citado por Rosemberg.

a = ag + sas + waw 3

onde ag e as so os coeficientes espalhadores para as molculas de ar (gasosas) e para

partculas secas slidas, respectivamente; aw o coeficiente de absoro para o vapor

dgua; s e w so os contedos de p e outros slidos e vapor dgua, respectivamente.

Estes coeficientes so dependentes do comprimento de onda. O coeficiente de extino

atinge valores em torno de 0.01 km-1, no cu muito claro a 0.03 ou 0.05 km-1 no ar turvo.

Nota-se que esses dois fatores controlam a extino da radiao solar. Isto , ocomprimento da trajetria atravs da atmosfera, o qual depende do ngulo de elevao solar

e azimute, e os efeitos de extino devido aos gases atmosfricos, p, vapor dgua e outros

materiais em suspenso.

2.3.2 Turbidez.


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Turbidez definida como qualquer condio da atmosfera que reduz sua

transparncia radiao, especialmente a radiao visvel . Normalmente, o termo

aplicado a poro livre de nuvens. P, plen, vapor dgua, e todos os materiais em

suspenso afetam a turbidez da atmosfera. O termo aerossol usado para denominar

partculas slidas ou lquidas dispersadas ou suspensas na mistura de gases que chamamos

de ar atmosfrico.

O fator de turbidez atmosfrica obtido por meio de clculos matemticos

complexos. Sabe-se que a atenuao da radiao solar na atmosfera causada,

principalmente, por trs fatores: espalhamento molecular, espalhamento e absoro da

radiao pelo vapor dgua e gotas de gua, espalhamento e absoro da radiao pela

poeira. O fator de turbidez caracteriza a correlao entre a transparncia da atmosfera e

aquela da atmosfera ideal, na qual a atenuao da radiao solar causada somente peloespalhamento molecular.

A transparncia atmosfrica no constante durante todo o dia. A variao

diurna do fator de turbidez tem sido observada depender , de um modo bem marcante, das

condies observacionais. Na maioria dos casos, o fator de turbidez mximo ocorre ao

meio dia, no vero, como resultado do alto contedo de poeira nas camadas mais baixas da

atmosfera, devido a conveco grandemente desenvolvida nestas horas. No inverno, no h

variao to marcante da transmisso atmosfrica e vrias ocorrncias do fator de turbidez

mnimo (transparncia mxima), foram encontradas ao meio dia. Tanto no inverno quanto

no vero, a transparncia atmosfrica durante tarde normalmente mais baixa do que

antes do meio dia.

A variao diria da transparncia atmosfrica complexa e muito dependente

das condies de observao (estao do ano, ventos e outros fatores do tempo

meteorolgico).

Medidas das caractersticas da transparncia atmosfrica mostram uma variao

anual comparativamente simples, com um mximo de transparncia nos meses de inverno e

um mnimo durante os meses de vero.

2.4 RADIAO SOLAR GLOBAL

2.4.1 Radiao solar global


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As informaes obtidas sobre a radiao solar global tem amplas aplicaes em

diferentes atividades, como por exemplo: agricultura, arquitetura, hidrologia, meteorologia,

biologia, entre outras.

Nos dias de cu claro, o total de radiao incidente de ondas curtas composto

por duas partes: a radiao solar direta e a radiao difusa, cuja soma chamada de

radiao solar global. Esta radiao compreende parte do ultravioleta do espectro, com

comprimentos de onda entre 0,3 m e 0,4 m; espectro visvel, com comprimentos entre

0,4 m e 0,7 m; e parte do infravermelho relativamente prximo ao espectro visvel,

entre 0,7 m e 5,0 m (WMO, 1981)

Vrias medidas experimentais foram obtidas com a finalidade de determinar a

composio espectral da radiao solar global. Tikhov, citado por Kondratyev (1969), foi o

primeiro pesquisador a mostrar experimentalmente que a composio espectral da radiao

global, recebida por uma superfcie horizontal, praticamente independente da altura solar

e, consequentemente, permanece constante no decorrer do dia. Sua afirmativa carece de

explicaes sobre as condies de nebulosidade observadas no decorrer do experimento, as

quais so de extrema importncia na caracterizao da composio espectral da radiao

solar global.

Ainda sobre a composio espectral, Kondratyev explica que a radiao global

num dia de cu sem nuvens, pode ser, aproximadamente, considerada dependente somenteda altura solar e da transparncia atmosfrica. E que, por conseguinte, os fluxos espectrais

da radiao global tambm dependero da altura solar. Em outras palavras, quando se

analisa os fluxos espectrais das componentes da radiao global, realmente a dependncia

da altura solar deve ser considerada, porque cada componente separadamente, ter fluxos

variantes com a altura solar, ou seja, sofrer variaes durante o dia. E concluiu que, se a

composio espectral da radiao global for independente da altura solar, torna-se claro

ento, que essa dependncia do fluxo espectral da radiao global (difusa e direta) ser

uniforme por todo o espectro, ou seja, os fluxos espectrais continuaro dentro do mesmo

intervalo do espectro.

Na presena de nebulosidade, o fluxo radiante pode aumentar ou diminuir. Se a

nebulosidade parcial e o sol no totalmente encoberto, o fluxo da radiao global

maior do que aquele de um dia de cu claro. No caso de nebulosidade total, o fluxo da


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radiao global sempre menor do que aquele de um dia de cu sem nuvens (Duffie et al,

1980).

Num dia de cu claro ou parcialmente nublado, no intervalo entre 0,35 m e

0,80 m, quando a altura solar baixa, a radiao global, gradualmente perde muito nas

faixas do espectro correspondentes ao azul e violeta, resultando no avermelhamento da

radiao global (comprimentos de onda maiores do espectro visvel). Ao mesmo tempo, h

um aumento na poro relativa radiao difusa, a qual torna-se rica em azul e violeta. Este

aumento praticamente compensa a atenuao da radiao global na faixa do espectro azul-

violeta. Desse modo, a composio espectral da radiao global no sofre qualquer

alterao significativa quando a altura do sol varia (Hess, 1979).

2.4.1.1 Instrumento utilizado para medida da radiao solar global

O instrumento usado para medida da radiao solar global o piranmetro. Na

Figura 1 tem-se um exemplo, um piranmetro prottipo que foi elaborado com corpo

principal em alumnio, o qual possui uma cpula de vidro, sensor (termopilha de filme

fino), chapu sombreador pintado de branco (colocado sobre o corpo do instrumento para

impedir o aquecimento e refletir a radiao incidente), nvel de bolha, reservatrio de slica-

gel para manter o ambiente livre de umidade, conector eltrico e parafusos niveladores

(Figura 2).As termopilhas de filme fino foram construdas atravs do processo

fotolitogrfico e por evaporao de metais, conforme metodologia desenvolvida por

Escobedo (1997). Os tipos de termopilhas utilizadas - estrela e disco concntrico, contm

em seus circuitos metlicos 36 de termopares de bismuto-antimnio depositados em

substratos de acrlico.


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Figura 2. Corte vertical de um piranmetro prottipo.

2.4.1.2 Variao diria da radiao solar global

Nas figuras a seguir esto representadas as curvas correspondentes variao

diria das radiaes global medida sob trs condies de nebulosidade: cu sem nuvens,

parcialmente nublado e nublado.

Nos dias com cu sem nuvens, as curvas de radiao global so totalmente sem

picos e alteraes, e com ponto mximo prximo ao meio-dia (Figura 3a).

Nebulosidade parcial significa que em determinado perodo do dia o cu

apresentou algum tipo de nuvem como mostra a Figura 3b, em que na primeira metade do

dia o cu esteve claro e na outra, nublado. Na Figura 3c est a curva referente ao dianublado.

6 8 10 12 14 16 180

200

400

600

800

1000

1200

DENS

IDADEDEFLUXO(W/m2)

TEMPO(h)

(a)


12/41

6 8 10 12 14 16 180

200

400

600

800

1000

1200

DENSIDADEDEFLUXO(W/m2)

TEMPO(h)

(b)

6 8 10 12 14 16 180

200

400

600

800

1000

1200

DENSIDADEDEFLUXO(W/m2)

TEMPO(h)

(c)Figura 3. Curvas de radiao solar global (a) cu sem nuvens (19/09/96) (b) cu

parcialmente nublado (15/09/96) (c) cu nublado (13/12/96).

2.4.1.3 Variao anual da radiao solar global

Como de se esperar, a variao anual da radiao solar global exibe valor

mnimo em junho e valores mximos nos extremos da curva. Cabe informar que essa

medida foi feita na cidade de Botucatu, cujas coordenadas geogrficas so: Latitude 22 54

Sul e Longitude 48 27 Oeste.

Dez5JanFevMarAbr Mai Jun Jul AgoSetOutNovDez6

12

13

14

15

16

17

18

19

20

21

22

Radiaosolarglobal(MJ/m

2)


13/41

Figura 4. Variao anual da radiao solar global

2.5 ESPALHAMENTO DE ONDAS ELETROMAGNTICAS.

Quando uma onda eletromagntica atravessa um tomo (ou molcula), perturba

o movimento dos eltrons ligados, e o tomo (ou molcula) pode ficar em um estadoexcitado. Por um processo recproco, uma vez que os eltrons atuam como dipolos eltricos

(duas cargas iguais e opostas separadas por uma distncia muito pequena) em oscilao

forada, o tomo excitado pode emitir radiao eletromagntica de freqncia igual da

onda incidente sem atraso aprecivel de tempo. A energia que o tomo emite a absorvida

da onda incidente . Esse processo chamado de espalhamento.

No processo de espalhamento, a intensidade da onda primria, ou incidente,

decresce porque a energia absorvida da onda reemitida em todas as direes, resultando

em uma efetiva remoo de energia da radiao primria.

Verificou-se experimentalmente que a intensidade da onda difundida depende

da freqncia da onda primria e do ngulo de espalhamento.

A intensidade da radiao difundida deve ser maior nas freqncias nas quais a

energia de absoro da onda maior, e essas so as mesmas freqncias do espectro de

emisso do tomo. Outra propriedade interessante que, para gases cujas molculas tem

um espectro de emisso na regio ultravioleta, a difuso de ondas eletromagnticas da

regio visvel aumenta com sua freqncia. Isso fcil de entender, desde que quanto maior

a freqncia na regio visvel, mais perto estar ela da freqncia de ressonncia

ultravioleta da molcula, e maior ser a amplitude das oscilaes foradas. Isso resulta em

um espalhamento maior. O brilho e o azul do cu so atribudos difuso da luz azul do sol

pelas molculas do ar atmosfrico. Em particular, a cor azul o resultado do espalhamento


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mais intenso das freqncias maiores (ou comprimentos menores). O mesmo processo

explica a cor vermelho-brilhante observada ao nascer e ao por do sol , quando os raios do

mesmo atravessam uma grande espessura de ar antes de alcanar superfcie da Terra,

resultando uma forte atenuao para as freqncias altas (ou comprimento de onda curto ),

em virtude do espalhamento.

O espalhamento pode tambm ser produzido por pequenas partculas (tais como

de fumaa ou poeira) ou gotas dgua suspensas no ar.

2.5.1 Espalhamento de Rayleigh.

O conhecimento acerca da radiao solar avanou muito rapidamente durante a

ltima metade do sculo 19, devido ao trabalho de trs fontes de trabalho: instrumentao,

observao e teoria.A teoria da transferncia radiativa num meio espalhador foi firmada em bases

tericas por um proeminente fsico ingls John Willian Strutt, posteriormente pelo Lord

Rayleigh, em 1871, atravs de sua famosa explicao sobre a polarizao e cor da luz do

cu.

A teoria de Rayleigh postulada na considerao de que as partculas

espalhadoras so de pequenas dimenses comparadas com o comprimento de onda da

radiao. Essas pequenas partculas, como molculas, e partculas muito menores como

aerossis, tornaram-se conhecidas como partculas de Rayleigh, e uma atmosfera composta

destas pequenas partculas denominada de atmosfera de Rayleigh.

Embora a teoria de Rayleigh tenha explicado muitas caractersticas observadas

sobre a luz celeste, ela no previu a existncia de pontos neutros como aqueles j

observados por Arago, Babinet e Brewster. O fsico francs J. L. Soret tentou, em 1888,

explicar os pontos neutros observados como sendo devido a um espalhamento secundrio

da radiao na atmosfera, enquanto que o modelo de Rayleigh considerava somente um

espalhamento primrio (simples) pelas molculas gasosas.

Os efeitos ticos produzidos pelas cinzas vulcnicas injetadas na atmosfera pela

erupo do vulco Krakatoa, em 1883, gerou uma avalanche de interesses nas medidas da

luz celeste. Durante os anos aps a erupo do Krakatoa, a fsica experimental francesa

Marie Alfred Cornu apresentou um mtodo de medida da polarizao da luz com um alto


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grau de perfeio, por meio de um fotopolarmetro (1890) baseado na combinao de um

prisma Nicol polarizante e de uma mesa giratria.

Da observao atmosfrica com seu fotopolarmetro, Cornu primeiramente

observou um fato, agora bem conhecido, que o grau de polarizao da luz celeste varia com

o comprimento de onda da radiao solar. Uma das consideraes da anlise de Rayleigh

que as partculas espalhadoras tem carter isotrpico.

Espalhamento o processo pelo qual as molculas do meio e as pequenas

partculas em suspenso no meio difunde a poro da radiao incidente em todas as

direes.

A lei de Rayleigh estabelece que as molculas interceptam e espalham a

radiao com uma eficincia proporcional a 1/ 4. Assim, a luz azul ser espalhada em

torno de 10 vezes mais efetivamente do que a luz vermelha. Por isso o cu azul. Os raiosdiretos da radiao solar que penetra na atmosfera enriquecido da luz vermelha como

resultado do espalhamento da luz azul.

A teoria do espalhamento da luz na atmosfera inicialmente apareceu

relacionada com a tentativa de explicar a cor azul do cu. A mais importante contribuio

neste campo foi feita por Lord Rayleigh, satisfeito por descobrir que as molculas de ar

eram as causadoras do espalhamento da luz. Esta premissa da teoria de Rayleigh, no

entanto, no estava totalmente completa. Realmente, o assim chamado espalhamentomolecular de Rayleigh o espalhamento da luz causado pela flutuao da densidade.

Investigaes posteriores mostraram que no somente flutuaes da densidade, mas

tambm flutuaes da unisotropia molecular pode determinar o espalhamento da luz.

So as seguintes consideraes fundamentais da teoria de Rayleigh.

a) As dimenses das partculas espalhadoras so pequenas em comparao com o

comprimento de onda. As partculas so esfricas (no necessariamente).

b) As partculas espalhadoras e o meio no so condutores e no contm cargas eltricas

livres.

c) As constantes dieltricas da partcula espalhadora e do meio diferem muito pouco. O

ndice de refrao da partcula no muito alto.

d) As partculas espalham a luz independentemente umas das outras.


16/41

Observaes sobre a atenuao da radiao solar incidente pela atmosfera

mostram que em condies de claridade mxima do ar, a atenuao da radiao solar no

espectro visvel , em alto grau, causada pelo espalhamento de Rayleigh.

Tendo comparado os resultados computados por Rayleigh e os coeficientes de

espalhamento por aerossis, Bullrich, citado por Kondratyev, mostrou que a influncia do

espalhamento de Rayleigh torna-se importante somente quando o intervalo da visibilidade

meteorolgica excede 5 km, sendo mais importante na regio de ngulos de espalhamento

em torno de 1300 e aumenta quando o comprimento de onda diminui. Na camada

superficial da atmosfera, a contribuio do espalhamento de Rayleigh na atenuao da

radiao de comprimento de onda entre 0.4 a 1.0 pode alcanar 50 %.

interessante, no entanto, que at para grandes altitudes o espalhamento pelo

aerossol pode ser muito importante. Medidas balomtricas feitas por Newkirk e Eddy(citados por Kondratyev) mostraram que o brilho do cu observado no nvel de 25 km,

com um ngulo de espalhamento de 2.40 (relativo ao sol) duas vezes maior do que o

obtido por Rayleigh.

Rayleigh deduziu uma frmula que fornece a diminuio da intensidade

monocromtica para o caso do espalhamento molecular. Na forma diferencial a diminuio

da intensidade pelo espalhamento dada por:

dI / I = s dx4

onde dx o comprimento da trajetria da disperso, e s definido como coeficiente deespalhamento pelo ar. No espalhamento de Rayleigh, s pode ter a forma

s

=

32 ( n - 1 )

N

3 2

034

5

onde N o nmero de molculas por cm3 nas condies padres de presso p0= 1013.25

mb e T = 273 0 K, e n o ndice de refrao para o comprimento de onda para o ar sob

estas mesmas condies. 0 e so as densidades padro e real do ar seco.

O essencial da equao de Rayleigh que o vetor eltrico de um pulso de

radiao eletromagntica causa um deslocamento dos centros da carga eltrica positiva e


17/41

negativa de uma molcula. Tal unidade eltrica, consistindo da cargas positivas e negativas

separadas, chamada de dipolo eltrico.

Na radiao monocromtica, o vetor eltrico do pulso da radiao oscila com

uma certa freqncia. Esta mesma freqncia imprimida sobre a oscilao forada do

dipolo, o qual, agora atua como uma fonte de radiao eletromagntica. Esta radiao da

fonte do dipolo emitida em todas as direes, tem-se incio a radiao no polarizada. A

radiao incidente, a qual causou a oscilao do dipolo, foi usada na gerao da radiao

espalhada.

Pode-se notar que no espalhamento de Rayleigh o coeficiente de espalhamento,

s , inversamente proporcional a 4 . Uma vez que representa o comprimento deradiao, na regio visvel entre 4 x 10-5 cm (azul) e 8 x 10-5 cm (vermelho) notrio que

s ser, em torno de 16 vezes maior para a cor azul, do que para a cor vermelha. Dessemodo, o enfraquecimento da radiao pelo espalhamento ser muito mais efetivo nos

comprimentos de onda menores.

No crepsculo, no entanto, a trajetria maior percorrida pelos raios atravs da

atmosfera mais baixa, produz um espalhamento maior da luz azul, dessa forma, a luz

refletida pelas nuvens, ou espalhada por uma camada de nvoa, comumente parece

avermelhada.

Para partculas maiores do que as molculas, Angstron mostrou que ocoeficiente de espalhamento pelo p, sd ,pode ser expresso por

sd = -

6

onde proporcional a densidade da partcula, e um parmetro que diminui com o

aumento do tamanho da partcula. Sob condies normais, o valor mdio de 1.3, e o

dimetro mdio da partcula, para esta condio, aproximadamente 1 . Quando o artorna-se poludo com partculas maiores, por exemplo, tempestades de poeira ou erupes

vulcnicas, o valor de pode diminuir para 0.5 ou menos. O resultado do coeficiente de

espalhamento, mostrado acima, para um espalhamento da radiao menos seletivo com

relao ao comprimento de onda. Por fim, o espalhamento por gotas de nevoeiro,

correspondendo a = 0, e chamado de reflexo difusa. Neste caso, visto que o feixe de luz


18/41

solar incidente constitudo de luz branca , devido a reflexo difusa da luz, o nevoeiro

apresenta-se esbranquiado.

2.5.2 Crepsculo.

Aps o pr do sol, o mesmo se encontra abaixo do plano do horizonte e a Terra

gradualmente distribui sua sombra sobre a atmosfera, comeando das camadas mais baixas.

A atmosfera acima fica iluminada pelos raios diretos do sol. Cada molcula da atmosfera e

cada partcula em suspenso espalha os raios solares incidentes. Isto devido ao efeito do

crepsculo. Para o sol abaixo do horizonte, a camada sombreada da atmosfera aumenta, e a

camada mais baixa da poro iluminada deslocada para cima. O crepsculo termina

quando o sol se coloca 6.50 abaixo do horizonte.

Astronomicamente, o crepsculo dito finalizar quando o sol est 18 0 abaixodo horizonte; quando isto acontece, a escurido total inicia e as estrelas de todos os

tamanhos e brilho so claramente visveis. Um fenmeno idntico observado antes do

nascer do sol. O tempo que pode ser gasto no trabalho do campo sem recorrer a luz

artificial depende do intervalo entre o amanhecer e o fim do crepsculo. A durao do

perodo entre o amanhecer e o crepsculo uma funo da latitude e da data do calendrio.

2.6 RADIAO DIFUSA

Dos clculos tericos obtidos, pode ser concludo que a radiao difusa do cu

sem nuvens difere fortemente na composio espectral da radiao solar direta.

Um objeto sombreado da luz solar direta, seria iluminado pela radiao

espalhada ou radiao celeste e no ficaria no escuro.

Particularmente, nas altas latitudes a radiao difusa muito importante. Nas

latitudes mdias, a radiao difusa pode contribuir com 30 a 40 % da radiao solar total. A

contribuio difusa muito maior durante os meses de inverno quando o ngulo solar

baixo (comprimento da trajetria grande). A nebulosidade tambm aumenta,

grandemente, a razo entre a radiao difusa e a radiao direta.

Os efeitos biolgicos da radiao difusa podem ser consideravelmente mais

significantes do que o valor de sua energia. Por exemplo, a radiao difusa penetra na

comunidade vegetal mais efetivamente do que os raios diretos.


19/41

2.5.4 Medida da radiao difusa.

Para objetivos tais como estudos do balano de energia, a resposta dos

organismos luz, efeitos direcionais na atmosfera e muitos outros, desejvel medir tanto a

energia solar difusa e o fluxo total da energia solar incidente numa superfcie horizontal

(isto , radiao global). Por causa do carter difuso da luz celeste, uma integrao por todo

o hemisfrio celeste exigido para as medidas da radiao difusa e global. Esta integrao

angular impe difceis exigncias tanto nos materiais usados para a confeco do

instrumento, quanto no desenho dos piranmetros.

Para obteno da medida da radiao difusa, pode-se utilizar dois mtodos

instrumentais diferentes. O primeiro mtodo, parte do princpio que a radiao solar global

constituda da soma das radiaes solar direta e difusa. Neste caso, mede-se a radiaosolar global e a radiao solar direta (usando-se um pirelimetro). Por diferena, global

menos a direta, obtm-se a radiao difusa.

No segundo mtodo, mede-se instrumentalmente a radiao difusa. Esta medida

obtida atravs do sombreamento de um piranmetro (o mesmo usado para medida da

radiao global). Este sombreamento feito por meio da colocao de um anel acoplado a

uma base horizontal mvel, sobre a qual repousa o instrumento. A finalidade do anel

interceptar a radiao direta projetando uma faixa sombreada sobre o sensor do piranmetro

(Figura 5).


20/41

Figura 5. Piranmetro com anel de sombreamento.

A Figura 6 mostra a plataforma metlica que constituda de duas placas

retangulares (sendo uma para suporte do piranmetro), suporte retangular do anel e eixo

com rosca sem fim. A placa suporte sob o anel, est acoplada ao eixo de rosca sem fim para

viabilizar o deslocamento do piranmetro ao longo da linha norte-sul com o objetivo de

manter o instrumento dentro da faixa sombreada. O suporte retangular do anel inclinado

em relao ao plano horizontal de um ngulo equivalente latitude local ( por exemplo.

22,910 S, latitude de Botucatu). O anel de sombreamento fixado ao suporte retangular que

por sua vez, encontra-se preso a base horizontal, a qual suporta o instrumento.

Figura 6. Plataforma metlica utilizada para medida da radiao difusa.

O centro do anel deve posicionar-se acima da base mvel, na mesma altura do

sensor do piranmetro. O plano do anel deve ser inclinado de um ngulo em relao

vertical local, de mesmo valor da latitude do local onde se fez a instalao. Dessa forma,seu eixo fica paralelo ao eixo polar terrestre. O anel fixado nestas condies determina

uma faixa sombreada sobre a plataforma horizontal onde se colocou o piranmetro. Como a

declinao solar varia de -23.450 (solstcio de vero no hemisfrio sul) a +23.450 (solstcio

de inverno no hemisfrio sul), h necessidade de se deslocar o piranmetro ao longo do

eixo do anel, ou de sua projeo horizontal. A soluo que se adota a instalao de uma


21/41

base mvel para o deslocamento contnuo do piranmetro desde o solstcio de inverno ao

solstcio de vero e no sentido oposto do vero para o inverno.

Existem duas maneiras prticas de posicionar o sensor em relao ao anel para

mant-lo sombreado. Uma delas consiste em posicionar o anel de forma que seu eixo

permanea paralelo ao eixo polar da Terra e o seu sensor estacionado sobre o eixo do anel.

Nesse caso, o anel deve ser deslocado periodicamente, para compensar a variao da

declinao solar. A outra forma mantm o eixo do anel paralelo ao eixo polar da Terra e o

sensor estacionado sobre a projeo do eixo do anel no plano horizontal. Neste caso, para

compensar a variao da declinao solar, o sensor deslocado periodicamente sobre a

linha horizontal norte-sul. A periodicidade de deslocamento do sensor depende da largura

da faixa sombreada que, por sua vez, depende das dimenses do anel e do raio do sensor.

A Figura 7 ilustra os dois sistemas que fazem uso do anel ( linhas AB e CD ).

Figura 7. Posicionamento do piranmetro sob o anel de sombreamento.

2.5.4.1 Fator de correo para a radiao difusa.

Ao utilizar-se o anel de sombreamento para interceptar a radiao direta sobre o

sensor, ele intercepta tambm uma pequena mais significativa frao da radiao difusa.

Devido a isto, o valor medido da radiao difusa deve ser corrigido por um fator de

correo (FC) que depende das dimenses do anel (raio e largura), da latitude local ( ), da


22/41

declinao solar ( ) e do ngulo horrio ( ). Os valores dirios do fator de correo da

radiao difusa, do dia 01 de janeiro a 31 de dezembro foram obtidos usando a equao 7,

cuja curva mostrada na Figura 8. Este fator foi definido por Melo (1993) como:

FC = 1 -a

t

1 7

onde,( )

t

= C r sec +r tg - L / 2

cos +sen

2

8

e,

( )( ) [ a =

2 CLr cos

+sen + cos c

2

cossen

p

9

onde,

R: raio do anel ( cm );

: declinao solar ( rad. );

: latitude local ( rad. );

L: largura do anel ( cm );

p: ngulo horrio no por do sol ( rad. );

t: radiao difusa incidente no sensor ( W/m2 );

a: radiao difusa interceptada pelo anel ( W/m2 );

C: constante de proporcionalidade ( W/m2 )

A razo entre a e t representa a frao da radiao interceptada pelo anel.


23/41

0 50 100 150 200 250 300 350 4001,08

1,10

1,12

1,14

1,16

1,18

FATORDECOR.DARAD.DIFUSA

DIA JULIANO

Figura 8. Curva do fator de correo da radiao difusa.

O valor mnimo do fator de correo mnimo, 1.09503, ocorreu no dia nmero

173 do ano e os dois mximos, 1.16675, ocorreram um por volta do dia nmero 72 e o

outro em torno do dia nmero 275 do ano. Este valor mnimo ocorreu no solstcio de

inverno, quando a largura da faixa sombreada pelo anel, assume o menor valor e o sensor se

posiciona no extremo sul em relao ao anel.

2.5.4.2 Variao diria da radiao difusa

Na Figura 9 tem-se as curvas da radiao difusa referentes aos dias sem nuvens

(9a), parcialmente nublado (9b) e nublado (9c), respectivamente. Na Figura 9c, a parte da

curva correspondente ao cu sem nuvens, quase no apresenta alteraes e os valores de

radiao difusa so menores quando comparados com os da outra parte da curva.


24/41

6 8 10 12 14 16 180

100

200

300

400

500

600

700

DENSIDADEDEFLUXOEXT.(W/m2)

TEMPO(h)

(a)

6 8 10 12 14 16 180

100

200

300

400

500

600

700


TEMPO(h)

(b)

6 8 10 12 14 16 180

100

200

300

400

500

600

700


TEMPO(h)

(c)

Figura 9. Curvas de radiao difusa externa nos dias com cu claro (a), parcialmentenublado (b) e nublado (c)

2.5.4.3 Variao anual da radiao difusa

A curva representativa da variao anual da radiao difusa segue o mesmo

comportamento da radiao global, com valor mnimo no ms de julho, ao invs de junho, e

valores mximos nos extremos (Figura 10). Cabe ressaltar que o ms de julho apresentou-se

claro, com poucas nuvens, as quais diminuram a sua contribuio para o aumento da

radiao difusa na localidade onde foram feitas as medidas.

Figura 10. Variao anual da radiao difusa

Dez95Jan FevMar Abr Mai Jun Jul AgoSet Out NovDez961

2

3

4

5

6

7

8

9

10

Radiaodifusa(MJ/m2)


25/41

2.6 BALANO DE RADIAO SOLAR

A radiao solar que penetra na atmosfera e atinge a superfcie da Terra

depende principalmente da turbidez atmosfrica, cobertura por nuvens, topografia da regio

e tipo de cobertura da superfcie. A radiao solar ao atravessar a atmosfera tem parte

refletida pelas nuvens, parte espalhada pelas molculas e partculas do ar e parte absorvida

pelo vapor dgua, dixido de carbono, oznio e compostos nitrosos. A poro absorvida

aumenta a temperatura da superfcie e, por conseguinte, aumenta a emisso de ondas longas

para a superfcie terrestre e para o espao.

A avaliao dos diferentes componentes do balano de radiao na superfcie

indica como a entrada de radiao no sistema atmosfera-Terra dividida e usada. O

balano ou saldo de radiao representa as fontes e sumidouros de radiao que afetam ascondies meteorolgicas e o clima do planeta.

2.6.1 Balano de radiao de ondas curtas

O balano ou saldo de radiao de ondas curtas (SRoc), definido pela diferena

entre a radiao de ondas curtas, que incide na superfcie terrestre (radiao solar global) e

a radiao de ondas curtas que refletida, calculado pela equao:

SRoc = Rg Rr 10

onde Rg a radiao solar global e Rr a radiao refletida.

Como o albedo (A) representa a relao entre a radiao refletida e a radiao

solar global, logo,

Rg

RrA = e Rr = A Rg 11

ento, SRoc = Rg ARg ou SRoc= Rg (1-A) 12

A radiao solar refletida pouco dependente do comprimento de onda, mas

sendo mxima no intervalo visvel (Sauberer, citado por Geiger (1961)).

2.6.1.1 Albedo


26/41

O estudo do albedo de grande importncia porque um dos fatores que

modificam o balano de energia de uma superfcie, participando, portanto, dos processos

que condicionam a quantidade de radiao disponvel. O albedo reduz a radiao que

absorvida e, consequentemente, dissipada pela troca de calor sensvel e latente, a conduo

de calor no solo e a emisso da radiao de ondas longas.

Superfcies vegetadas exibem albedos diferentes, de acordo com o desenvolvimento da

cultura. No incio da estao de crescimento ele determinado, principalmente pelas

caractersticas ticas das partculas do solo, estrutura da superfcie e contedo de

umidade do solo; e no final da estao de crescimento, pelas condies fsicas das

folhas e pela estrutura do cultivo.

O albedo do solo sem vegetao dependente do tipo de solo (incluindo cor e textura),do contedo de umidade, da rugosidade (presena de cavidades que podem atuar com

intensidade na absoro da radiao incidente) e outros fatores.

O solo seco pode apresentar uma variao de albedo entre 8 % e 40 % e o solo mido,

entre 4 % e 20 %. Esta diminuio com a umidade pode ser explicada devido ao fato de

que o albedo da gua significantemente menor do que o albedo do solo seco. Alm

disso, o albedo de solos secos , aproximadamente 1,8 mais alto do que o de solos

midos e diminui mais drasticamente quando o contedo de umidade aumenta de 1 a 15ou 20 %.

A variao diria do albedo afetada pela rugosidade da superfcie, ngulo de elevao

solar, razo entre radiao difusa e global, bem como pelas mudanas espectrais da

radiao incidente. Ao observar a curva diria do albedo, nota-se sua dependncia do

ngulo de elevao solar, sobretudo nos dias com cu claro. Algumas espcies vegetais

exibem uma curva caracterstica, a qual apresenta valor mnimo prximo ao meio-dia

(ngulo de elevao solar alto) e valores maiores pela manh e final da tarde (ngulos

de elevao solar baixo).

Resultados obtidos por Idso et al (1975) mostraram que para solo mido, a

variao diria do albedo exibe uma simetria em torno do meio-dia, em resposta aos

efeitos do ngulo de elevao solar. Este efeito tende a se anular medida que o solo


27/41

perde umidade, voltando a apresentar a simetria quando o solo fica completamente

seco.

Exemplos de albedos de algumas superfcies:

- neve fresca 0,80 a 0,95

- neve velha 0,42 a 0,70- solos arenosos secos 0,25 a 0,45- solos argilosos secos 0,20 a 0,35- solos turfosos 0,05 a 0,15- florestas caducas 0,15 a 0,20- florestas conferas 0,10 a 0,15

Figura 11. Radiao solar global e refletida num dia com cu nublado.

6 8 10 12 14 16 180

100

200

300

400

500

600

700

800

900

Radiao solar global

Radiao refletida

Radiaosolarglobalerefletida(MJ/m2)

Tempo (h)

6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 180

100

200

300

400

500

600

700

800

900

Radiao solar global

Radiao refletida

Radiaosolarglobal

erefletida(MJ/m2)

Tempo (h)


28/41

Figura 12. Radiao solar global e refletida num dia com cu claro.

Figura 13. Variao diria do albedo da superfcie vegetada, durante o ciclo da cultura de

alface, variedade Elisa (cu nublado).

6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 180,15

0,20

0,25

0,30

0,35

Albedo

Tempo (h)

6 8 10 12 14 16 180,10

0,15

0,20

0,25

0,30

Albedo

Tempo (h)


29/41

Figura 14. Variao diria do albedo da superfcie vegetada, durante o ciclo da cultura de

alface, variedade Elisa (cu descoberto).

Figura 15. Variao do albedo da superfcie vegetada, durante o ciclo da cultura de alface,

variedade Elisa.

0 5 10 15 20 25 300,00

0,05

0,10

0,15

0,20

0,25

Albedo

Dias

0 5 10 15 20 25 30 35 40 45 50 55 60

0,10

0,15

0,20

0,25

0,30

0,35

0,40

0,45

0,50

Albedo

Dias


30/41

Figura 16. Variao do albedo da superfcie descoberta.

2.6.2 Balano ou saldo de radiao de ondas longas

A superfcie terrestre emite radiao de ondas longas (Rol) com comprimento de

onda de 4 m a 100 m. Atravs da Lei de Stefan-Boltzman pode-se estimar essa

emisso.

Rol = Ts4

13

onde a emissividade da superfcie; a constante de Stefan-Boltzman e Ts a

temperatura absoluta da superfcie (K).

Todos os objetos com temperaturas superiores a zero absoluto emitem radiaes

proporcionais quarta potncia da temperatura absoluta. Cerca de 90 % da radiao

infravermelho emitida pela superfcie terrestre ao espao absorvida pela atmosfera,

particularmente pelo vapor dgua, pelo gs carbnico e pelas nuvens. Grande parte dela

volta superfcie terrestre.

Todas as camadas da atmosfera participam da absoro e emisso de radiao,porm os processos so quantitativamente mais importantes nas camadas mais baixas onde

os absorvedores da radiao de ondas longas esto mais concentrados.

O balano ou saldo de radiao de ondas longas (SRol) a contabilizao entre

a radiao que emitida pela Terra e a que volta da atmosfera. Esta radiao retornada

varia com a temperatura do ar, teor de vapor dgua e cobertura por nuvens. Desse modo:

SRol = Rol- Rol 14

A diferena entre a radiao infravermelho ascendente da superfcie da Terra e

a radiao descendente ou contraradiao da atmosfera chamada de radiao terrestre

efetiva (Ret). A equao de Brunt (1934) para essa radiao :


31/41

( )

+==

N

neTRSR

etol9,01,009,056,04 15

onde e a tenso de vapor dgua do ar; n/N, razo de insolao; T, temperatura do ar

prximo ao solo (K) e , constante de Stefan-Boltzman.

A equao demonstra que quanto maior o contedo de vapor dgua e maior a

cobertura por nuvens, menor ser a perda de radiao terrestre de onda longa. Sob

condies de cu claro 35 a 40 % da radiao hemisfrica total de onda longa1.

Na prtica, o balano ou saldo de radiao de ondas curtas (SRoc), pode ser

medido pelo albedmetro, o qual possui duas cpulas , sendo uma na parte superior (para

medida da radiao incidente) e outra na parte inferior (para medida da radiao refletida) e

o saldo total de radiao (SRT) pode ser medido pelo saldo-radimetro (net radiometer).Desse modo, o saldo de ondas longas pode estimado do seguinte modo:

SRT = SRoc + SRol 16

A Figura 17 mostra a curva correspondente ao saldo de radiao total. Durante

o dia, em que se tem radiao de ondas curtas, a curva apresenta valores positivos, noite,

acontece o contrrio, no sem tem ondas curtas, e os valores negativos representam o saldo

de radiao de ondas longas.

0 2 4 6 8 10 12 14 16 18 20 22 240

100

200

300

400

500

600

700

800

900

SALDODERADIA

O(MJ/m

2)

TEMPO (h)


32/41

Figura 17. Saldo de radiao total.

Figura 18. Saldo de radiao total (dia com cu claro).

______________________________

1 A radiao global e a radiao de ondas longas constituem a radiao hemisfrica total

-2 0 2 4 6 8 10 12 14 16 18 20 22 240

100

200

300

400

500

600

700

800

900

100003.04.96 ENERGIA = 13.39 MJ/m2

SALDODERADIAOEXTERNO(W/m2)

TEMPO (h)

0 2 4 6 8 10 12 14 16 18 20 22 240

100

200

300

400

500

600

700

800

900

SALDODERADIAO(MJ/m

2)

TEMPO (h)


33/41

Figura 19. Saldo de radiao total (dia com cu nublado).

2.7 BALANO DE ENERGIA

A equao que se usa para o balano de energia expressa em termos de fluxos

verticais, de acordo com o modelo proposto por Tanner (1960):

SRT + G + LE + H + P 0 17

onde SRT o saldo de radiao total disponvel superfcie; Ge o fluxo de calor no solo,

LE o fluxo convectivo da calor latente; H o fluxo de calor sensvel e P a energia gasta

nos processos fotossintticos.

Vrios trabalhos envolvendo balano de energia (Lemon, 1963; Tanner, 1960 e

Villa Nova et al, 1975) demonstraram que a energia utilizada nos processos fotossntticos

pode ser desconsiderada, sem acarretar erros significativos no balano de energia, pois este

termo raramente excede 2 a 5 % do saldo de radiao total, estando portanto, dentro dos

limites de erro do mtodo de estimativa do balano de energia.Os fluxos de calor latente e sensvel podem ser estimados de acordo com a

razo de Bowen (1926) e mtodo de Penman (1967), a partir de medidas de temperatura do

ar (bulbo seco e mido) em dois nveis de altura.

A razo de Bowen ( = H/LE) pode ser determinada de acordo com a equao

de Webb (1965)

+

=

1

1

dTs

dTu

x

s

18

onde dTu a diferena de temperatura do termmetro de bulbo mido nos dois nveis de

altura; dTs; a diferena de temperatura do termmetro de bulbo seco, nos dois nveis de

altura; s a tangente curva de saturao de vapor dgua; a constante psicromtrica

reduzida.


34/41

O termo (s + )/ pode ser determinado de acordo com a metodologia

descrita por Penman (1967), do seguinte modo:

( )

+

=+

15,0

05979,0exp317,0 xTxs

19

onde T a temperatura mdia do ar (C), obtida pela mdia dos valores de temperatura do

bulbo seco.

De acordo com os valores medidos de SR e G e valores estimados de , o

fluxo de calor latente de evaporao pode ser estimado usando a equao:

++

=1

GSRLE

T 20

A Figura 20 mostra as curvas correspondentes aos termos do balano deenergia.

O fluxo de calor sensvel (H) apresentou picos em torno de 100 W/m2 e 150

W/m2 (s 10 e 11 horas, respectivamente). O sinal positivo representa transferncia de calor

do ar para o solo. Enquanto que o fluxo de calor no solo (G) atingiu valor em torno de 150

W/m2, sendo que neste caso, o fluxo foi da superfcie para as camadas mais internas do

solo.


35/41

Figura 20. Variao diria dos componentes do balano de energia.

2.8 DISTRIBUIO DA RADIAO SOLAR DENTRO DE UM DOSSEL

VEGETATIVO

A densidade de fluxo de radiao solar global diminui medida que penetra

numa comunidade vegetal , ao mesmo tempo que modifica sua composio espectral.

A atenuao da radiao solar em um dossel vegetativo modificada pela

geometria da planta, assim como pela grande variedade de folhas, diferentes espcies,

idades e origens de plantas. Por exemplo plantas aquticas transmitem 4 a 8 % da luz

incidente, enquanto que rvores perenes e grama transmitem de 5 a 10 %. Se todas as folhas

estivessem dispostas verticalmente, poderiam, com relativa facilidade, permitir a

penetrao da radiao. Entretanto, as folhas apresentam muitas formas e modelos, assim

como variveis orientaes e inclinaes.

Para conhecermos a atenuao basta fazermos medidas do fluxo em diferentes

nveis dentro da cultura, o que pode ser feito atravs de medidas instrumentais.

Um conhecimento da radiao solar dentro do dossel vegetativo, baseado na

transmissibilidade, no arranjo e inclinao das folhas, densidade e altura das plantas e

ngulo de inclinao dos raios solares, necessrio para uma melhor compreenso das


36/41

relaes entre a radiao e rendimento das culturas. A transmissibilidade se altera com a

idade da planta. Na primavera e incio do vero, a transmissibilidade de folhas jovens

relativamente alta. Com a maturao da folha, esta decresce no vero e torna a crescer

quando as folhas se tornam amarelas no outono.

Quanto ao arranjo foliar, se as folhas que transmitem 10 % de radiao

estivessem dispostas horizontalmente, em camadas contnuas, somente 1 % da radiao, na

maioria das regies verdes, iria penetrar na segunda camada. Nichiprovich (1968)

considerou que o arranjo ideal para o uso eficiente da radiao aquele em que 13 % das

folhas mais baixas de uma planta estivessem entre 0 e 300 em relao ao plano horizontal,

37 % das folhas intermedirias entre 30 e 600 e as restantes 50 % superiores, entre 60 e 900.

A penetrao da radiao em dossis vegetativo pode ser descrita ou

aproximada em termos matemticos. A primeira aproximao foi feita por Monsi-Saeki (osquais adaptaram a Lei de Beer-Bougher) que expressa a distribuio da radiao dentro de

uma comunidade vegetal.

KF

eI

I

=

0

21

onde, I intensidade da radiao a uma determinada altura dentro da comunidade de

plantas;

I0 intensidade da radiao na parte superior da comunidade de plantas;

e - base dos logaritmos naturais;

K coeficiente de extino pelas folhas;

F - ndice de rea foliar do topo da cultura at a altura em questo.

Para tanto eles consideraram que o dossel um meio homogneo e que toda a

radiao incidente absorvida pela folha. Consideraram tambm que o cu isotrpico(toda a radiao difusa) e que K constante. O modelo est sujeito a erros pois a

comunidade vegetal de natureza heterognea, a inclinao das folhas varivel, a

radiao refletida, dispersa e absorvida, o cu no isotrpico e qualidade espectral da

radiao muda.


37/41

O coeficiente de extino determinado em primeiro lugar pela inclinao e

arranjo das folhas e em segundo lugar pela transmissibilidade. Para uma comunidade

herbria de folhas eretas, o coeficiente K 0,3 a 0,5 e de folhas horizontais o coeficiente K

0,7 a 1,0, segundo Saeki, 1960. Aps a transmisso atravs da comunidade de plantas, a

radiao solar tem sua composio espectral modificada. A percentagem da radiao

incidente que penetra no dossel vegetativo muda notadamente com o ngulo do de elevao

solar.

2.9 UTILIZAO DA RADIAO SOLAR PELAS CULTURAS

Devido as mltiplas camadas de folhas , a eficincia na utilizao do saldo de

radiao pelas culturas deveria aumentar, mas isto normalmente reduzido por duas razes:

a) Porque a superfcie do solo no completamente coberta pela cultura, perdendo-se com

isso grande parte da radiao;

b) Porque existem deficincias variveis de gua, nutrientes minerais, doenas e

temperaturas desfavorveis.

Alm disso, a falta de informaes sobre o material radicular (o qual pode

constituir at 30% da matria seca total em termos de colheita), tambm pode contribuir

para a aparente baixa eficincia de utilizao da radiao solar.

Spoher (1956) estimou que sob condies timas, o milho pode converter cercade 1,5 % da radiao solar incidente em matria orgnica, incluindo palha, espigas, colmos

e razes, durante um perodo de crescimento de quatro meses.

2.10 FOTOPERIODISMO

Chamamos fotoperodo ao perodo em tempo, em que existe radiao num

determinado local. Em outras palavras, fotoperodo a durao astronmica do dia,

enquanto que as reaes das plantas frente a esta durao do dia chamada

fotoperiodismo.

O estudo do fotoperodo importante sob o ponto de vista fisiolgico, sendo

atuante em processos fotossintticos e morfolgicos em uma planta e estabelecendo

diferentes atividades em insetos e aracndeos predadores e tambm sob o ponto de vista


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fsico, pois propicia a distribuio diferencial de energia para um mesmo meio, ao longo do

ciclo anual.

O primeiro estudo sobre fotoperodismo foi publicado por Garner e Allard

(1920), os quais atravs de experimentos realizados em Washington, com diferentes

variedades de soja, estabeleceram que variedades podem ser de florao precoce ou tardia,

de acordo com a durao do dia que requerem para florescer.

As variedades que requerem dias longos para florescer so de florao

precoce e aquelas que para florescer necessitam de dias curtos so de florao tardia.

Quando um vegetal dispe de condies favorveis de temperatura, umidade,

etc, para crescer, mas a durao do dia no adequada, a planta crescer indefinidamente,

produzindo-se caso de gigantismo. Sabe-se at o presente que a durao astronmica do dia

atua no s abreviando ou aumentando o ciclo das plantas, mas tambm sobre suacomposio qumica, formao de bulbos e tubrculos, atividade e descanso vegetativo,

tipos de flores e folhas, pigmentao, desenvolvimento das razes, resistncia ao frio, etc.

Assim, se uma planta de florao tardia deixa de ser iluminada durante a noite, por 5 a 15

minutos, haver um atraso na data da florao; o mesmo efeito verificado se a planta

iluminada desde o nascer do sol at a meia-noite. Nas plantas de florao precoce, pelo

contrrio, o referido tratamento acelera a florao.

Com base em suas respostas ao fotoperodo, as plantas podem ser chamadas de:

a) Plantas de dias curtos

So aquelas que com dias de durao solar inferior a 12 ou 14 horas (dias

curtos) aceleram seu ciclo, adiantando a florao, exemplos: milho, sorgo, mamona, feijo,

algodo, etc. Todas elas, quanto mais prximas do equador, forem cultivadas, menor o seu

ciclo.

As espcies de dias curtos so originrias de regies tropicais e subtropicais,

mas por ao seletiva do homem, se tem obtido variedades precoces sob a influncia de

dias longos, o que permite seu cultivo nas latitudes mais altas.

b) Plantas de dias longos

So plantas que com dias de durao solar superior a 12 ou 14 horas (dias

longos) aceleram seu ciclo, adiantando a florao, exemplo: trigo, aveia, cevada, linho, etc.


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So originrias de regies montanhosas de zonas temperadas e, se cultivadas

prximas do equador, aumentam o seu ciclo. Dentro dessa categoria de plantas, tambm a

ao seletiva do homem tem permitido obter variedades que sob a ao de dias curtos

podem ser cultivadas em regies equatoriais.

c) Plantas intermedirias e plantas indiferentes

Intermedirias so plantas que florescem com dias de durao de 11 a 13 horas,

exemplo, cana-de-acar.

Indiferentes so espcies que podem formar suas flores sob qualquer perodo de

iluminao. So indiferentes durao do dia, exemplo, tomate, girassol, etc.

Alm de influenciar no florescimento das plantas, o fotoperodo influencia,

tambm, entre outros, na dormncia, elongao, distribuio natural das plantas, etc. Adormncia, ou seja, o no desenvolvimento de gemas previamente formadas,

freqentemente influenciada pelo fotoperiodismo, pois o desenvolvimento da gema apical

inibe a formao das gemas laterais e a formao desta apical ocorre quase sempre em dias

curtos. A diferena entre os efeitos do fotoperiodismo no florescimento e na dormncia est

em que, em relao a dormncia, dias curtos sempre a promovem, e dias longos promovem

o crescimento, ao passo que em relao ao florescimento, este promovido, segundo as

plantas, ou por dias longos ou por dias curtos.Em relao ao alongamento, muitas so as plantas em que o alongamento dos

entrens est associado com o fotoperiodismo. As plantas de dias curtos, em geral, tem os

entrens formados neste perodo, menores do que aqueles formados em dias longos. J em

plantas de dias longos, algumas comeam a elongao antes da formao de gemas

florferas, outras apenas depois da formao destas.

O fotoperodo um importante fator na distribuio natural das plantas. Em

geral, as plantas originrias de baixas latitudes exigem dias curtos para florescer, enquanto

que as das altas latitudes so plantas de dias longos e quando deslocadas para baixas

latitudes, no produzem flores. Quando as plantas de baixas de latitudes so submetidas aos

fotoperodos longos das altas latitudes, continuam a crescer vegetativamente.


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REFERNCIAS BIBLIOGRFICAS

ASSIS, S.V., ESCOBEDO, J.F. Radiaes solar global e difusa em estufas com orientaesnorte-sul e leste-oeste. In: CONGRESSO BRASILEIRO DE METEOROLOGIA, 9,

1996a. Campos do Jordo. Anais...Campos do Jordo: SBMet, 1996a. v.1, p.536-40.ASSIS, S.V., ESCOBEDO, J.F. Avaliao do albedo da cultura de alface ( Lactuca sativa

L. ) em estufas nas orientaes norte-sul e leste-oeste. In: CONGRESSO BRASILEIRODE METEOROLOGIA, 9, 1996b. Campos do Jordo. Anais...Campos do Jordo:SBMet, 1996b. v.1, p.357-60.

ASSIS, S.V., ESCOBEDO, J.F. Influncia do ngulo de elevao solar no albedo da culturade alface (Lactuca sativa L. ) medido em estufas de polietileno, tipo tnel eexternamente. In: CONGRESSO BRASILEIRO DE AGROMETEOROLOGIA, 10,1997. Piracicaba. Anais..Piracicaba: SBA, 1997. p.476-78.

CHARNEY, J., QUIRK, W.I., CHOW, S-H., KORNFIELD, J. A comparative study of theeffects of albedo change on drought in semi-arid regions. Journal of the AtmosphericSciences, v.34, p.1366-85, 1977.

CHIA, Liu-Sien. Albedos of natural surfaces in Barbados. Quarterly Journal RoyalMeteorological Society, v.93, p.116-20, 1967.

COULSON, K.L. Solar Radiation: Diffuse component. In:_Solar and TerrestrialRadiation. New York: Academic Press,1975. p.86-141.

DUFFIE, J.A., BECKMAN, W.A., Available solar radiation. In:_.Solar Engineering ofThermal Process. New York: John Wiley & Sons, Inc., 1980. p.28-110.

FRISINA, V. A. Otimizao de um albedmetro e aplicao no balano de radiao eenergia da cultura de alface (Lactuca sativa, L) no interior de um estufa de polietileno.

Botucatu, 1998. 86p. Dissertao ( Mestrado/Energia na Agricultura ) - Faculdade deCincias Agronmicas, Universidade Estadual Paulista.

GRASER, E.A., VAN BAVEL, C.H.M. The effect of soil moisture upon soil albedo.Agricultural Meteorology, v.27, p.17-26, 1982.

IDSO, S.B. The dependence of bare soil albedo on soil water content. Journal of AppliedMeteorology, v.14, p.109-13, 1975.

KONDRATYEV, K.Ya. Radiation in the atmosphere. New York: Academic Press, 1969.912p.

KONDRATYEV, K.Ya. The shortwave albedo and the surface emissivity. Garp StudyConference on Land Surface Process in Atmospheric General Circulation Models. NASAGoddard Space Flight Center, 1982. 53p.


41/41

MELO, J.M.D. Desenvolvimento de um sistema para medir simultaneamente radiaesglobal, difusa e direta. Botucatu, 1993. 129p. Tese ( Doutorado/Energia na Agricultura )- Faculdade de Cincias Agronmicas, Universidade Estadual Paulista.

apostila agrometeorologia 2

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