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1 Capítulo 05: ENERGIA SOLAR E AGRICULTURA – parte I Disciplina(s): Meteorologia Agrícola e Meteorologia Florestal Prof.: Roberto Avelino Cecílio Relações astronômicas Terra-Sol Os movimentos de Rotação e Translação da Terra constituem-se num dos mais importantes fatores a condicionar os elementos meteorológicos, fazendo com que esses variem no tempo, tanto na escala diária como na escala anual. Afélio – quando a Terra se encontra mais distante do Sol (cerca de 1,52.10 8 km) (04/07) Periélio quando a Terra se encontra mais próxima do sol (cerca de 1,47.10 8 km) (03/01) Unidade astronômica = distância média Terra-Sol = 1,496.10 8 km) O movimento de Rotação da Terra em torno de seu próprio eixo faz com que qualquer local da superfície terrestre experimente uma variação diária em suas condições meteorológicas, especialmente na radiação solar e na temperatura do ar. Isso gera a escala diária de variação das condições meteorológicas. Além disso, esse movimento nos dá a sensação do movimente aparente do sol no sentido Leste-Oeste. 23 o 27´ Translação e formação das estações do ano O movimento de Translação da Terra em torno do Sol provoca uma variação estacional da irradiância solar na superfície terrestre, gerando as estações do ano. Essa variação estacional se deve à inclinação do eixo terrestre em 23 o 27´em relação à normal ao plano da eclíptica. Isso faz com que um observador na superfície terrestre tenha a sensação de que o Sol se movimenta no sentido Norte-Sul ao longo do ano Translação e formação das estações do ano Esse movimento aparente se dá entre as latitudes de 23 o 27´N (+23 o 27´) e 23 o 27´S (-23 o 27´), que correspondem respectivamente aos Trópicos de Câncer e Capricórnio. O ângulo formado entre as linhas imaginárias do Equador e a que liga o centro da Terra ao Sol denomina-se Declinação Solar (δ ) . δ indica a latitude na qual o Sol “está passando” num determinado instante no seu movimento aparente N-S. 22/06 δ = + 23 o 27´ 22/12 δ = - 23 o 27´ 21/03 e 23 /09 δ = 0 o

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Capítulo 05:

ENERGIA SOLAR E

AGRICULTURA – parte I

Disciplina(s): Meteorologia Agrícola e Meteorologia Florestal

Prof.: Roberto Avelino Cecílio

Relações astronômicas Terra-SolOs movimentos de Rotação e Translação da Terra constituem-se num dos maisimportantes fatores a condicionar os elementos meteorológicos, fazendo comque esses variem no tempo, tanto na escala diária como na escala anual.

Afélio – quando a Terrase encontra maisdistante do Sol (cercade 1,52.108 km) (04/07)

Periélio – quando aTerra se encontra maispróxima do sol (cercade 1,47.108 km) (03/01)

Unidade astronômica = distância média Terra-Sol

= 1,496.108 km)

O movimento de Rotação daTerra em torno de seupróprio eixo faz com quequalquer local da superfícieterrestre experimente umavariação diária em suascondições meteorológicas,especialmente na radiaçãosolar e na temperatura do ar.Isso gera a escala diária devariação das condiçõesmeteorológicas. Além disso,esse movimento nos dá asensação do movimenteaparente do sol no sentidoLeste-Oeste.

23o27´

Translação e formação das estações do ano

O movimento de Translação da Terra em torno do Sol provoca uma variaçãoestacional da irradiância solar na superfície terrestre, gerando as estações doano. Essa variação estacional se deve à inclinação do eixo terrestre em23o27´em relação à normal ao plano da eclíptica. Isso faz com que umobservador na superfície terrestre tenha a sensação de que o Sol semovimenta no sentido Norte-Sul ao longo do ano

Translação e formação

das estações do ano

Esse movimento aparente se dá entre as latitudes de 23o27´N(+23o27´) e 23o27´S (-23o27´), que correspondemrespectivamente aos Trópicos de Câncer e Capricórnio. Oângulo formado entre as linhas imaginárias do Equador e aque liga o centro da Terra ao Sol denomina-se DeclinaçãoSolar (δδδδ ). δδδδ indica a latitude na qual o Sol “está passando”num determinado instante no seu movimento aparente N-S.

22/06 → δ = + 23o27´

22/12 → δ = - 23o27´

21/03 e 23 /09 → δ = 0o

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Efeméride: Solstício de inverno no Hemisfério Sul (de verãono HN) – ocorre normalmente no dia 22/06, sendo esse oinício do inverno. Nessa data, o fotoperíodo é mais longo noHN (>12h) e mais curto no HS (<12h). Na linha do Equador,fotoperíodo é igual a 12h.

22/06 → δδδδ = + 23o27´

Efeméride: Solstício de verão no Hemisfério Sul (de invernono HN) – ocorre normalmente no dia 22/12, sendo esse oinício do verão. Nessa data, o fotoperíodo é mais longo noHS (>12h) e mais curto no HN (<12h). Na linha do Equador,fotoperíodo é igual a 12h.

22/12 → δδδδ = - 23o27´

Efeméride: Equinócios – ocorre em média nos dias 21/03 (deoutono), sendo esse o início do Outono, e 23/09 (deprimavera), sendo que nessa data se dá o início daPrimavera. Nessas datas, o fotoperíodo é igual a 12h emtodas as latitudes do globo terrestre.

21/03 e 23 /09 → δδδδ = 0o

Além da variação temporal, o movimento aparente do Sol em relação àsuperfície da Terra origina também uma variação espacial tanto dadisponibilidade de radiação solar (Qo) como do fotoperíodo (N).

Quanto mais se afasta do Equador maior a variação estacional da irradiânciasolar e do fotoperíodo ao longo do ano, sendo esses os fatores maisimportantes na formação do clima da Terra.

REGIÃO EQUATORIAL (N ≈ 12 h e Qo entre 33 e 38 MJm-2d-1)

LATITUDE DE 30o (N entre 10 e 14 h e Qo entre 18 e 44 MJm-2d-1)

REGIÃO POLAR (N entre 0 e 24 h e Qo entre 0 e 48 MJm-2d-1)

Como um observador vê o sol (ao meio dia) em diferentes latitudes e épocas do ano

Nos Pólos, durante o verão, o solnunca se põe no horizonte (N=24h)

No Equador, o Sol ora fica ao sul doobservador e ora ao norte. Alémdisso, o Sol passa a pino duasvezes por ano nessa região(Equinócios)

Na latitude de 23o27´ Sul, o Solpassa a pino na região somenteuma vez por ano (Solstício deverão). Nas demais épocas do anoo obs. vê sempre o sol ao norte

Nenhum obs. além dosTrópicos verá o sol a pino aolongo do ano, pois a posiçãomáxima relativa que o Solatinge são as latitudes de23o27´ Norte e Sul

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Zênite

Ângulo Zenital (Z1)

Ângulo Zenital (Z) – ângulo formado entre o Zênite e os raios solares. Varia de acordo com a latitude, a época do

ano e a hora do dia.

Zênite – linha imaginária que liga o centro da Terra e o ponto nasuperfície, prolongando-se ao espaço acima do observador

Rad. Solar → Energia/(Area*Tempo)

Z

Caso 1

Zênite

Ângulo Zenital (Z2)

Ângulo Zenital, Z2 , é menor do que o ângulo Z1 o queindica haver maior quantidade de radiação solar no caso2 do que no caso 1. Isso se dá porque quando os raiossolares se inclinam, a mesma quantidade de energia sedistribui sobre uma área maior, resultando em um menorvalor de radiação solar (energia/área*tempo). Isso deuorigem a uma lei da radiação solar denominada Lei doCosseno de Lambert.

Caso 2

Lei do Cosseno de Lambert

Superfície

Az

S

zh

zh

Zênite

Raios solares

Intensidade = Energia/(Area*Tempo)

Energia = S

Área real = Az

Área normal = An

Tempo = unitário

In = S / An

Iz = S / Az

Igualando-se as duas equações têm-se:

In An = Iz Az ou In/Iz = Az/An

Do triângulo formado na Figura ao lado têm-se que:

Cos Zh = An / Az

Resultando em:

Iz = In Cos Zh

Desse modo, se:

Zh = 0o → Iz = In

Zh = 90o → Iz = 0

Lei do Cosseno de Lambert

Iz = In Cos Zh

A Lei de Lambert possibilita o entendimento do porque da variação diáriae estacional da intensidade da radiação solar (irradiância solar), que porsua vez irá influenciar os demais elementos meteorológicos.

Devido ao movimento de rotação da Terra, o ângulo zenital varia ao longodo dia – nos horários do nascer e do pôr do Sol o ângulo zenital é igual a90o e, portanto, a irradiância solar é igual a zero. Com a diminuição doângulo zenital com o passar das horas, a irradiância vai aumentando atéatingir seu máximo ao meio dia, ou seja quando o sol passa pelomeridiano local (“passagem meridiana”).

Devido ao movimento de translação da Terra em torno do Sol, o ângulozenital varia também ao longo do ano. Se considerarmos uma localidadesituada na latitude de 23o27´, o ângulo zenital ao meio-dia será de 0o (I12h

= In) para o solstício de verão, 23o27´ (I12h = 0,917*In) para os equinócios e46o54´ (I12h = 0,683*In) no solstício de inverno.

Radiação solar – maiorfonte de energia para aTerra, principal elementometeorológico e um dosfatores determinantes dotempo e do clima. Alémdisso, afeta diversosprocessos: físicos(aquecimento/evaporação), bio-físicos(transpiração) ebiológicos (fotossíntese)

Radiação Solar – Aspectos Quantitativos e Qualitativos

Para os estudos de energia radiante naTerra, o Sol pode ser considerado umafonte pontual de energia, que emiteradiação igualmente em todas as 4ππππ

direções. Portanto, se a intensidadeluminosa for em um determinado instanteigual a I, o total de energia emitida será4ππππI

Nesse mesmo instante, aTerra se situa numa esferahipotética de raio igual àdistância Terra-Sol (D), a qualestará interceptando aenergia emitida (4ππππI).

No Afélio, a distância Terra-Sol (D) é da ordem de 1,47*108 km

No Periélio, a distância Terra-Sol (D) é da ordem de 1,52*108 km

A distância média Terra-Sol (d) é denominada UNIDADE ASTRONÔMICA = 1,496*108 km

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Sol

Esfera, com área = 4ππππr2,que intercepta a energia emitida pelo Sol (4ππππ I)

D

Como a área da esfera é 4ππππr2, ou seja, 4ππππD2, a densidade de fluxo de radiação solar (irradiância solar) na superfície esférica será:

4ππππ I / 4ππππD2 = I / D2

Energia / (Area.Tempo)

Isso define a Lei do Inverso doQuadrado da Distância, ou seja,a energia recebida em umasuperfície é inversamenteproporcional ao quadrado dadistância entre a fonte emissorae a superfície receptora

Essa lei da radiação, nos ajuda aentender que a energia solar quechega à Terra está associada àdistância entre nosso planeta e oSol. Caso haja variação dadistância Terra-Sol a irradiânciasolar também irá variar

Nessa figura podemos ter uma melhor idéia do porque ocorre redução dairradiância solar à medida que se afasta do sol. Observe que aumentandoa distância de 0,5 para 2,0 a irradiância diminuiu de 4 para 0,25.

Considerando-se que a distância Terra-Sol varia continuamente ao longo do ano, a irradiância solar extraterrestre também irá variar.

Constante Solar (Jo): irradiância solar numa superfície plana e

perpendicular aos raios solares, sem os efeitos atenuantes da

atmosfera e a uma distância Terra-Sol média

Jo ≈≈≈≈ 1.367 W/m2

Sonda para medida da Irradiância solar extraterrestre

Variação da irradiância solar extraterrestre, cuja média nos fornece o v alor de Jo

Caso a Terra esteja a uma distância (D) do Sol diferente da distância média (d), airradiância solar extraterrestre irá aumentar, se ela estiver mais perto, oudiminuir, se estiver mais longe, de acordo com a Lei do Inverso do Quadrado daDistância (Obviamente, neste contexto não estamos levando em consideração avariação da atividade solar):

Jo´ = Jo (d/D)2

(d/D)2 = 1 + 0,033 cos (360 NDA / 365)

NDA = número de dia do ano (1 a 365)

Para o Afélio (04/07 – NDA = 185)

(d/D)2 = 0,967

Jo´ = 1.322 W/m2

Para o Periélio (03/01 – NDA = 3)

(d/D)2 = 1,033

Jo´ = 1.412 W/m2

OBS: Apesar da variação da distância Terra-Sol promover variação na irradiânciasolar extraterrestre ao longo do ano, essa variação é muito pequena, da ordem de ±±±±3,3%e essa variação NÃO é a responsável pela formação das estações do ano.

Unidades de Irradiância Solar

SI W/m2 = J/m2s

CGS cal/cm2min

SI MJ/m2dia

CGS cal/cm2dia

Valores instantâneos

Valores diários

1 cal = 4,18 J ou 1 J = 0,239 cal ⇒⇒⇒⇒ 1 cal/cm2min = 696,67 W/m2

1 MJ/m2dia = 23,923 cal/cm2dia ou 1 cal/cm2dia = 0,0418 MJ/m2dia

Leis da RadiaçãoLei de Wien

Essa lei estabelece que o produto entre a temperatura

absoluta de um corpo e o comprimento de onda de

máxima emissão energética é uma constante

T λλλλmáx = 2,898 * 106nmK

As figuras apresentadas exemplificam essalei. Observe na fig. acima que quanto menora temperatura, maior o comprimento de ondade máxima emissão (atenção para a escala,que está inv ertida). Isso resulta em que oscomprimentos de onda emitidos pela Terra(T = 300K) sejam considerados “ondaslongas”, enquanto que os comprimentos deonda emitidos pelo Sol (T = 6000K) sejamconsiderados “ondas curtas”, comoobserv a-se na figura ao lado

(λλλλmáx = 0,5 µµµµ m = 500 nm = Ondas Curtas)

(λλλλmáx = 10 µµµµ m = 10.000 nm = Ondas Longas)

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Lei de Stefan-Boltzman

Essa lei estabelece que todo corpo acima de 0K emite energia radiativa e

que a densidade de fluxo dessa energia emitida é porporcional à quarta

potencia da temperatura absoluta desse corpo

E = εεεε σσσσ T4

εεεε = poder emissiv o do corpo (0,95 a 1,00) σσσσ = constante de Stefan-Boltzman σσσσ

= 5,67*10-8 W/m2K4 = 4,903*10-9 MJ/m2dk4

A figura abaixo ilustragraficamente as leis de Stefan-Boltzman e Wien. Nesta figura, 4corpos com temperaturascrescentes (T1 < T2 < T3 < T4)apresentam potência emitidacrescente (Q1 < Q2 < Q3 < Q4) ecomprimento de onda de máximaemissão decrescente ( λλλλ1 > λλλλ2 > λλλλ3> λλλλ4)

O corpo humano também emite energia, como podemos v er na figura ao lado, onde as áreas v ermelhas indicam as regiões de maior emissão

Associando-se as leis de Wien e de Stefan-Boltzman entende-se as diferençasentre as radiações emitidas pelo Sol e pela superfície terrestre. O Sol emite ondascurtas com maior emissão em torno de 500nm e a Terra emite ondas longas commaior emissão em torno de 10000nm.

Distribuição da Radiação Solar na Superfície Terrestre

A irradiância solar varia de acordo com o ângulo de incidência dos raios solares.Esse ângulo formado entre o Zênite local e os raios solares, denomina-seÂNGULO ZENITAL (Z). Quanto maior Z, menor a irradiância solar. A lei doCosseno de Lambert mostra essa relação entre a Irradiância solar e Z da seguinteforma:

Zênite

Ângulo Zenital

(Z2)

Zênite

Ângulo Zenital

(Z1)

Iz = In cos Zh

In = Jo = constante solar Zh = ângulo zenital em dado instante

cos Zh = sen φφφφ sen δδδδ + cos φφφφ cos δδδδ cos h

φ= latitude (0 a ±±±±90o)

δ= declinação solar (0 a ±±±±23,45o)δδδδ = 23,45 sen [(360/365).(NDA – 80)]

h = ângulo horário = [(Hora local – 12).15]

Ângulo horário: Ângulo formado no plano equatorial terrestre, entre a projeção da linha que une o Sol ao centro da Terra e o meridiano local.

Como a Terra dá um giro completo em torno do seu próprio eixo em 24 horas (Rotação), esse ângulo apresenta uma variação de 15º por hora

φh = ângulo horário = [(Hora local – 12).15]

Zênite

Zênite

Irradiância solar extraterrestre (-18.71)

0

200

400

600

800

1000

1200

1400

1600

5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19

Horário

Iz (W

/m2)

EQ

SI

SV

Como a distância Terra-Sol varia continuamente, para obtermos o valor real de Iz há necessidade de se aplicar

a correção (d/D)2 a Jo e multiplicar ambos por cos Zh:

Iz = Jo (d/D)2 cos Zh

A irradiância solar extraterrestrevaria continuamente ao longo dodia e do ano, e também com alatitude. O exemplo ao ladomostra a variação de Iz para SãoMateus, considerando-se asprincipais efemérides (SI =solstício de inverno, EQ =equinócios e SV = solstício deverão.

Latitude

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Exemplo: Dia 02/09, para um local de latitude -18º43’ as 11 horas. Qual a irradiância na ausência de atmosfera (Iz)

Passos:1. Calcular a declinação solar

δ = 23,45 sen [(360/365).(NDA – 80)]

2. Calcular h(Hora local – 12).15]

3. Calcular cos Zhcos Zh = sen φ sen δ + cos φ cos δ cos h

3. Calcular (d/D)2

(d/D)2 = 1 + 0,033*cos (360 NDA / 365)

4. Calcular IzIz = In*cos Zh

Determinação do Fotoperíodo

O fotoperíodo (N) também pode ser calculado, considerando-se asrelações astronômicas TERRA-SOL. Como o fotoperíodo é a duração dodia desde o nascer até o pôr do Sol, temos que na sua trajetória aparenteo Sol descreve um arco simétrico em relação ao meio-dia.

N = Hora do por do Sol – hora ao nascer do Sol

Meio-Dia

Nascer do Sol

Pôr do Sol

N

N/2N/2

Pode-se dizer, então, que N é o dobro do ângulo horário ao nascer do Sol(hn), ou seja,

N = 2*hn/15º = 0,1333hn

No nascer do sol Z=90º e cos 90º=0. Logo a equação do co-seno doangulo zenital fica:

0 = sen φφφφ sen δδδδ + cos φφφφ cos δδδδ cos hn

Cos hn = -(sen φφφφ sen δδδδ)/(cos φφφφ cos δδδδ) = -tgφφφφ tgδδδδ

hn = arccos (-tgφφφφ tgδδδδ)

O valor de hn depende apenas da latitude e da declinação solar (época do ano)

Ex: Calcular o fotoperíodo e hora do nascer e por do sol para hoje em São Mateus (-18º43’)

FOTOPERÍODO x LATITUDE

8,0

10,0

12,0

14,0

16,0

J AN M AR M AI J UL S ET NOV

Meses

Fot

oper

íod

o (h

oras

) Lat 10 S Lat 20 SLat 30 S Lat 40SEquador

equadorequinócio

Integrando-se os valores instantâneos de Iz, determina-se a irradiância solarextraterrestre diária (Qo). Essa é a energia disponível em um dia em dadalatitude, sem se considerar os efeitos atenuantes da atmosfera. Os valores deQo serão bastante úteis neste curso, sendo empregados em métodos deestimativa da irradiância solar global na superfície terrestre, na estimativa daevapotranspiração e em métodos de estimativa da produtividade potencial.

Qo = ∫∫∫∫ Iz dh = ∫∫∫∫ Jo (d/D)2 cos Zh dh

Desenvolvendo-se a integral acima, têm-se que Qo é uma função da latitude eda época do ano (declinação solar). A equação de estimativa de Qo será:

Qo = 37,6 (d/D)2 [ππππ /180 hn sen φφφφ sen δδδδ + cos φφφφ cos δδδδ sen hn]

hn = ângulo horário do nascer do sol, dado por:

hn = arccos [ -tan φφφφ tan δδδδ ]

Integrando-se então Iz, tem-se que:

Irradiância solar em superfícies paralelas ao plano do horizonte Irradiância Solar Extraterrestre (-22,7o)

0

200

400

600

800

1000

1200

1400

1600

5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19

Horário

Iz (

W/m

2 )

Qo

RADIAÇÃO SOLAR x LATITUDE

10,0

15,0

20,0

25,0

30,0

35,0

40,0

45,0

50,0

J AN FEV MAR AB R M AI J UN JUL AGO SET OUT NOV DEZ

Me se s

Qo

(MJm

-2d

-1)

10S 20S

30S 40SE quador

Os valores de Qo variam aolongo do ano para uma mesmalatitude. Até mesmo na linhado Equador ocorre variação deQo, já que δδδδ também varia.Quanto maior a latitude maiora variação de Qo ao longo doano

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A figura ao lado mostraexatamente o queobserv amos anterior-mentena figura de v alores de Qo,porém agora para oHemisfério Norte, ou seja,latitudes positivas. Observeque quanto maior a latitudemaiores são as v ariaçõesde Qo (amplitude ) ao longodo ano. Veja que em funçãodo fotoperíodo muito longono verão, as altas latitudes(40o e 80o) apresentamvalores de Qo maiores doque no Equador, porém namédia do ano, Qo é bemmaior no Equador(≈≈≈≈36MJ/m2d) do que naslatitudes de +40o

(≈≈≈≈26MJ/m2d) e de +80o

(≈≈≈≈15MJ/m2d).

Valores diários considerando os efeitos da atmosfera

Os processos de absorção e difusão da radiação solar pela atmosfera promovem

atenuação da irradiância solar que atinge a superfície terrestre (denominada de global) em relação aos valores observados no topo

da atmosfera.

Os valores instantâneos da irradiância solar global (Ig) na superfície,que representa a soma dos componentes direta (Id) e difusa (Ic),sofrem grandes variações temporais e espaciais em função dascondições atmosféricas, especialmente umidade e nebulosidade, etambém da época do ano e hora do dia, pois ocorre variação dacamada da atmosfera a ser atravessada pela radiação solar.

À razão entre a irradiância solar global e a extraterrestre denomina-seTransmitância Global (Tg), ou seja, representa a proporção da radiaçãosolar determinada no limite extremo da atmosfera que efetivamenteatinge a superfície terrestre. Como ao longo do dia a espessura daatmosfera varia em função do ângulo zenital, Tg também varia:

Tg < ao nascer e pôr do sol

Tg > ao meio dia

A nebulosidade tem papel fundamental na transmitância da atmosfera:

> Nebulosidade (< insolação) < Tg

< Nebulosidade (> insolação) > Tg

0,7 < Tg < 0,8 0,2 < Tg < 0,3

Tg médio = 0,50

Qg = 0,50 Qo

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Dados médios observados em São Paulo(1994-2001) para os meses de junho e dezembro

QoQg

Qd Qc

Uma outra forma de entendermos melhor a relação entre Qg, Qo,nebulosidade e os processos de absorção e difusão exercidos pelaatmosfera é relacionando as seguintes variáveis em termos diários:

Qo = irradiância solar extraterrestre diária = f (latitude e declinação solar)

Qg = irradiância solar global diária = f (Qo, absorção, difusão, insolação)

n = insolação ou número efetivo de horas de brilho solar = f (N e nebulosidade)

N = fotoperíodo = f (latitude e declinação solar)

n/N

Qg/Qo

0 1

Máx.

Min.Y = a + b.X

Y = Qg/Qo

X = n/N

a = Min.

b = Máx. – Min.

Qg/Qo = a + b n/N

Qg = Qo * (a + b n/N)

Qg = Qo * (a + b n/N)

Indicam a latitude e época do ano

Reflete o grau de cobertura do céu por nuvens

Refletem os fatores que afetam os processos de absorção e difusão

Os valores de a e b variam de acordo com a localidade, sendoambos dependentes da composição atmosférica de cada local eem cada época do ano. Locais ou épocas com maior umidade noar terão valores menores de a e b. Um exemplo disso é observadonos valores de a e b para Piracicaba:

Prim/Verão ⇒⇒⇒⇒ a = 0,25 e b = 0,50

Out/Inverno ⇒⇒⇒⇒ a = 0,28 e b = 0,51

Utilizando esses coeficientes, podemos ver como a Tg (Qg/Qo) daatmosfera varia com a época do ano e também qual o efeito danebulosidade ou insolação na Tg:

PV Tg = 0,25 + 0,50*1 = 0,75

OI Tg = 0,28 + 0,51*1 = 0,79

Época do ano

n = N

PV Tg = 0,25 + 0,50*0 = 0,25

OI Tg = 0,28 + 0,51*0 = 0,28

Época do ano

n = 0

Essa é uma das formas de se determinar a irradiância solar globalquando não se dispõe de equipamentos específicos para suamedida. Caso a e b não estejam disponíveis para um lugar qualquer,é possível o emprego da seguinte aproximação:

a = 0,29 * cos φφφφ

b = 0,52

Exemplo:Latitude = -20o

Equinócio ⇒⇒⇒⇒ Qo = 35,54 MJ/m2d

N = 12h

n = 8,5h

a = 0,29 cos -20 = 0,273

b = 0,52

Qg = 35,54 (0,273 + 0,52 8,5/12)

Qg = 35,54 * 0,641

Qg = 22,80 MJ/m2d

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Medida da Irradiância Solar na Superfície Terrestre

Os equipamentos que medem a irradiância solar recebem váriasdenominações, o que basicamente difere em função do tipo deequipamento, do princípio de funcionamento e do tipo de irradiância aser medida

Medida da Irradiância solar global

Actinógrafo: o sensor é constituído de placas bimetálicas(negras e brancas) que absorvem radiação solar, dilatando-sediferentemente. A diferença de dilatação é proporcional àirradiância solar e registrada continuamente por uma penasobre um diagrama (actinograma).

Placas bimetálicas,cobertas por umacúpula de vidro ouquartzo, que impedeque as ondas longasatinjam as placas

Sistema de registro mecânico

Piranômetro de termopar: o elemento sensor é uma placa comuma série de termopares (“termopilhas”), sendo que parte éenegrecida (junções “quentes”) e parte é branca (junções“frias”). O aquecimento diferencial entre as junções “frias” e“quentes” gera uma força eletromotriz proporcional àirradiânica. O sinal gerado é captado por um sistema automáticode aquisição de dados.

Junção quente

Junção quente

Junção fria

Junção fria

Na figura da esquerda vemos um piranômetro “branco e preto” com as junções“frias” e “quentes” expostas. Na figura da direita, o piranômetro tem as junções“quentes” expostas diretamente à radiação solar, enquanto que as friasencontram-se no interior do bloco do sensor. A cúpula de quartzo é para barrar asondas longas provenientes da atmosfera.

Tubo solarímetro: usa o mesmo princípio dos piranômetros,porém com as termopilhas instaladas numa placa retangular elonga, permitindo uma melhor amostragem espacial. O sinalgerado é captado por um sistema automático de aquisição dedados.

Piranômetro de fotodiodo de silício: o sensor é o fotodiodo desilício, que responde à absorção de energia, gerando umacorrente elétrica proporcional à irradiância solar. O sinal geradoé medido da mesma forma que nos piranômetros.

Medida da Irradiância solar fotossinteticamente ativa

Sensor qüântico: o sensor é o fotodiodo desilício, o qual é protegido por um filt ro quepermite apenas a passagem da radiação solarna banda do visível, ou especificamente, nabanda da radiação fotossinteticamente ativa,expressa em mol de fotons por unidade deárea e tempo (fluxo de fótonsfotossintéticos).

Medida da Irradiância solar direta

Emprega os piranômetrosacoplados a um sistemaespecífico que permiteapenas a incidência daradiação direta noelemento sensor. Essetipo de equipamento édenominado Pireliômetro

Medida da Irradiância solar difusa

Emprega os piranômetros com osensor parcialmente protegido porum sistema específico (arcometálico) que permite apenas aincidência da radiação difusa noelemento sensor.

Medida da Irradiância infra-vermelhaEmprega os piranômetros com umacúpula específica que reflete as ondascurtas e permite a passagem das ondaslongas. Esses sensores contêm umtermistor para medida da suatemperatura, possibilitando assim seconhecer a sua emissão de IV econsequentemente se calcular adensidade de fluxo do ondas longasincidente.

Page 10: Capítulo 05: Relações astronômicas Terra-Sol ENERGIA SOLAR ... fileque liga o centro da Terra ao Sol denomina-se Declinação Solar ( δδδδ ). δδ δ indica a latitude na qual

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Medida do número efetivo de horas de brilho solar (insolação)

Heliógrafo: o sensor é uma esfera de cristal que promove aconvergência dos raios solares sobre uma fita de papelão instaladasobre um base curva abaixo da esfera. Quando há irradiância solardireta, há queima da fita. A parte queimada da fita indica o tempo emque houve ocorrência de radiação solar direta. Esse equipamentofornece a insolação (n), usada para estimar a irradiância solar globaldiária, juntamente com dados de Qo e N, como já discutido.

Fita p/ verão

Fita p/ outono e primavera

Fita p/ inverno

Heliógrafo Campbell-Stokes