modulo3 - radiação solar e terrestre

8/2/2019 modulo3 - radiao solar e terrestre

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Radiao Solar e TerrestreMdulo 3

Equipa ProcliraJulho de 2007


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Mdulo 3 Radiao

2 Projecto Proclirawww.proclira.uevora.pt

NDICE

Radiao .................................................................................................................................................................. 4

Radiao e Temperatura .................................................................................................................................. 15

ptica da Atmosfera ......................................................................................................................................... 24

Balano radiativo .............................................................................................................................................. 32

Efeito de Estufa ................................................................................................................................................. 34

Bibliografia ............................................................................................................................................................ 44

NDICE DE FIGURAS

Figura 1 - Caracterizao da radiao de acordo com o seu comprimento de onda (Adaptada de Meteorology

Today, C. Donald Ahrens) ........................................................................................................................................ 4

Figura 2 - Espectro de Radiao Electromagntica ................................................................................................. 5

Figura 3 - Aurora Boreal .......................................................................................................................................... 8

Figura 4 - Energia emitida (Irradincia) por um corpo negro [ver Caixa 5] a diversas temperaturas ................... 15

Figura 5 - Distribuio da radiao emitida pelo Sol e pela Terra (Adaptada de Meteorology Today, C. Donald

Ahrens) .................................................................................................................................................................. 16

Figura 6 - rbita elptica (exagerada) da Terra em torno do Sol (Adaptada de Meteorology Today, C. Donald

Ahrens) .................................................................................................................................................................. 21

Figura 7 - Dois factores que reduzem a Transparncia da Atmosfera .................................................................. 21

Figura 8 - Quantidade relativa de energia radiante recebida no topo da atmosfera e na superfcie terrestre no

solstcio de Vero (21 de Junho) (Adaptada de Meteorology Today, C. Donald Ahrens) ..................................... 22

Figura 9 - Efeito da Latitude na transparncia (Adaptada de Meteorology Today, C. Donald Ahrens) ................ 22

Figura 10 - Efeito das Estaes .............................................................................................................................. 22

Figura 11 - Variaes sazonais na durao do dia (Adaptada de Meteorology Today, C. Donald Ahrens)........... 23

Figura 12 - Raios Verticais e Oblquos (Adaptada de Meteorology Today, C. Donald Ahrens) ............................. 23

Figura 13 - Reflexo da luz (1 = 2) ...................................................................................................................... 24

Figura 14 - Refraco da luz ( r) ....................................................................................................................... 24

Figura 15 - Difuso da luz ...................................................................................................................................... 25


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Mdulo 3 Radiao


Figura 16 - Balano Radiativo mdio anual da Atmosfera relativo a 100 unidades de radiao solar (Adaptada de

Meteorology Today, C. Donald Ahrens) ................................................................................................................ 32

Figura 17 - Efeito de Estufa ................................................................................................................................... 34

Figura 18 - Temperaturas mdias superfcie terrestre sem e com Efeito de Estufa (Adaptada de Meteorology

Today, C. Donald Ahrens) ...................................................................................................................................... 35

Figura 19 - Balano radiativo do sistema Terra-Atmosfera. Os valores representam aproximaes baseadas em

dados de satlite e medies superfcie (Adaptada de Meteorology Today, C. Donald Ahrens). ..................... 36

Figura 20 - Absoro da radiao por alguns gases da atmosfera. As reas sombreadas representam a

percentagem de radiao absorvida (Adaptada de Meteorology Today, C. Donald Ahrens) ............................... 40

Figura 21 - Medies de CO2 no Observatrio de Mauna Loa, no Havai. Os picos superiores correspondem ao

Inverno, quando as plantas reduzem a sua actividade fotossinttica e aumenta a quantidade de plantas mortas,

logo em decomposio com a consequente libertao ...................................................... .................................. 41


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Por outro lado, a radiao solar est associada emisso de luz, por sua vez associada presena de fotes: a

radiao solar consiste num fluxo de fotes que se propaga de acordo com o que foi previamente descrito.

A energia associada a um foto uma funo da sua frequncia, de acordo com a Lei de Plank:

W = h [2]

em que h a constante de Plank (6.63x10-34 Js).

Na Figura 2 apresenta-se o espectro electromagntico. A luz visvel um caso particular de radiao

electromagntica, directamente acessvel nossa viso, correspondendo a um pequeno intervalo do espectro

(comprimentos de onda entre cerca de 0.4 m e 0.8 m). As diferentes bandas do espectro electromagntico

designam-se por radiao Gama (), X, Ultravioleta (UV), Visvel, Infravermelha (IV), Microondas e Ondas de

Rdio.

Figura 2 - Espectro de Radiao Electromagntica

Caixa 1 Submltiplos do metro utilizados para expressar comprimentos de onda: nanmetro

(nm) e micrometro (m)

1 nm = 10-9 m, ou seja, 1 nm corresponde milionsima (10-6) parte do milmetro.

1 m = 10-6 m, ou seja, 1 m corresponde milsima (10-3) parte do milmetro


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A atmosfera terrestre tem a capacidade de evitar que as radiaes mais energticas provenientes do Sol

atinjam a superfcie terrestre, onde causariam danos irreparveis sobre a Biosfera. Na Ionosfera, os raios e X

so utilizados na Fotoionizao [ver Caixa 2] e a denominada camada de O 3, na Estratosfera, absorve a maioria

dos raios UV, promovendo a Fotodissociao do O3 [ver Caixa 3].

Quando uma espcie qumica se fotoioniza (absoro de foto), obtm-se um Espectro de Absoro; quandoemite fotes, tem-se o Espectro de Emisso.

Um dos fenmenos mais espectaculares da Natureza [Figura 3], mas que infelizmente s pode ser observado

nas latitudes elevadas [ver Caixa 4], conhecido como Auroras, Boreais no Hemisfrio Norte e Austrais no

Hemisfrio Sul [ver Caixa 5].

Caixa 2 Fotoionizao

Consiste na transformao de um tomo num io electricamente carregado:

O valor a partir do qual a energia luminosa fornecida a um dado electro suficiente para o

arrancar para fora do tomo, produzindo-se o efeito de Fotoionizao, denomina-se LimiarEnergtico. Para energias acima desse limiar (comprimentos de onda abaixo de um valor crtico)

toda a radiao ser absorvida, observando-se um Espectro Contnuo.


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Caixa 3 Qumica do Ozono Estratosfrico

A formao de Ozono (O3) na Estratosfera inicia-se com a Fotodissociao do oxignio molecular

(O2) em oxignio elementar (O):

OOOUV

nm+


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Caixa 5 Auroras Boreais

As auroras so consequncia de erupes violentas do Sol que originam a libertao de uma enorme

quantidade de electres e protes no espao. Para alm de interferirem com as comunicaes de rdio,

estes eventos ocasionam espectculos deslumbrantes de luz.

Aurora boreal vista do espao

Quando atingem as camadas superiores da atmosfera, estes electres e protes colidem com as espcies

qumica existentes, transformando-as em espcies ionizadas e electronicamente excitadas. Quando estas

acabam por decair para o seu estado fundamental ocorre a emisso de luz aurora:

Um electro no estado fundamental (a) excitado pela coliso com uma partcula carregada e salta para um

nvel electrnico superior (b). Quando regressa ao estado fundamental, emite um foto (c).

Por exemplo, um tomo de oxignio excitado (O*) emite fotes (h) com =558 nm (verde) e 630


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A radiao solar produz efeitos benficos e efeitos danosos pele. A sua aco est directamente relacionada

com a quantidade de radiao e consequentemente com o tempo de exposio.

O principal efeito benfico a formao da vitamina D 3, que fixa o clcio nos ossos, combatendo o raquitismo e

a osteoporose. Quanto aos efeitos danosos, a pele humana pode sofrer agresses severas quando exposta ao

sol, principalmente pela radiao ultravioleta que compe o espectro solar [ver Caixa 6].


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Caixa 5 Auroras Boreais (continuao)

O fluxo de electres e protes proveniente do Sol (Vento Solar) atinge-nos sob a orientao do

campo magntico terrestre, distorcendo-o em forma de lgrima:

A maior parte das auroras tm a forma caracterstica de anel com cerca de 2000 km de

dimetro, centradas sobre os plos magnticos. A regio, onde a probabilidade de observar uma

aurora boreal, numa noite de cu limpo, denomina-se Cintura de Auroras, representada por uma

linha contnua na seguinte figura:

Os nmeros representam o n mdio de noites por ano em que possvel observar uma aurora, em

condies de cu limpo.


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A radiao solar produz efeitos benficos e efeitos danosos pele. A sua aco est directamente relacionada

com a quantidade de radiao e consequentemente com o tempo de exposio.

O principal efeito benfico a formao da vitamina D3, que fixa o clcio nos ossos, combatendo o raquitismo e

a osteoporose. Quanto aos efeitos danosos, a pele humana pode sofrer agresses severas quando exposta ao

sol, principalmente pela radiao ultravioleta que compe o espectro solar [ver Caixa 6].


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Caixa 6 Informaes sobre exposio Radiao UV

A radiao ultravioleta constituda de 3 faixas de comprimento de onda: UVC, UVB e UVA, sendo que a

faixa de radiao ultravioleta que se propaga no ar tem comprimento de onda entre 200 e 400 nm,

suficientemente energtica para induzir mutaes na estrutura do DNA [ver Caixa 7].

Tipo Comprimento de onda [nm]

UVC

UVB

UVA

100 280

280 315

315 - 400

A radiao UV do Sol em grande parte absorvida, antes de atingir a superfcie terrestre, pela denominada

Camada de Ozono presente na estratosfera.

A radiao UVC no atinge a superfcie terrestre.

A radiao UVB prejudicial a quase todas as formas de vida e a maior responsvel pelas leses na pele.

Produz reaces agudas desde o eritema solar (vermelhido) at queimadura solar, pigmentao da pele e

imunossupresso do sistema imunolgico (diminuio da resistncia e portanto da defesa contra infeceslocais e sistmicas. O indivduo fica mais sensvel a infeces por agentes bacterianos virais e outros). As

leses crnicas tm aspectos clnicos muito variados, traduzidos pelo fotoenvelhecimento e, principalmente,

pela ocorrncia de cancros cutneos.

Este tipo de doena, alm de funo de diferentes sensibilidades de pele, decorrncia de um processo

acumulativo de exposio ao sol, durante toda a vida de uma pessoa. A exposio excessiva ao UVB aumenta

a probabilidade da incidncia deste tipo de doena.

A radiao UVA 800 a 1000 vezes menos activa que a UVB na pele. Porm, devido s suas caractersticas

fsicas, penetra mais profundamente, provocando danos principalmente na derme. uma radiao tambm

lesiva pois, alm dos seus efeitos prprios, potencia (aumenta) a aco dos raios UVB.


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Caixa 7 Mutaes do DNA

DNA a abreviatura de Desoxyribonucleic Acid, tambm designado por ADN (cido

Desoxirribonucleico). responsvel pela transmisso das caractersticas hereditrias de cadaespcie de todos os seres vivos.

O DNA uma macromolcula orgnica em forma de dupla-hlice que instrui o desenvolvimento e

funcionamento de todos os organismos vivos. Os segmentos de DNA que so responsveis por

carregar a informao gentica so denominados genes. A restante sequncia de DNA tem

importncia estrutural ou est envolvida na regulao do uso da informao gentica.

Representao esquemtica da molcula de DNA

Do ponto de vista qumico, o DNA um longo polmero de unidades simples (monmeros) de

nucleotdos compostos por uma base azotada, um acar e um fosfato. A sequncia das quatro

bases (Adenina (A), Citosina (C), Guanina (G) e Timina (T)) determina a informao gentica

enquanto os acares e os fosfatos desempenham um papel estrutural. O cdigo gentico

justamente a leitura destas sequncias, a qual especifica a sequncia linear dos aminocidos das

protenas.

A radiao UV, altamente energtica, capaz de alterar a sequncia de bases induzindo

Mutaes (alteraes na sequncia de nucleotdos). Dependendo do tipo da alterao no cdigo

gentico, a mesma poder ser letal caso seja afectada a produo de enzimas e protenas

essenciais sobrevivncia do organismo (por exemplo, desenvolvimento de cancro).


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RADIAO E TEMPERATURA

Todos os corpos, independentemente da sua dimenso, emitem radiao: o nosso corpo, a Terra, as flores, as

rvores, as estrelas, radiam ondas electromagnticas numa enorme variedade de comprimentos de onda.

O comprimento de onda da radiao emitida depende essencialmente da temperatura do corpo emissor:

quanto mais elevada for a sua temperatura, maior ser a velocidade de vibrao dos seus electres e menor

ser o comprimento de onda da radiao emitida [Figura 4].

0

100

200

300

0 5 10 15 20 25 30 35 40

Comprimento de Onda [m]

Energia Emitida [Wm-2m-1]

C 0

C 15C 100

C 200

Figura 4 - Energia emitida (Irradincia) por um corpo negro [ver Caixa 5] a diversas temperaturas

Na Figura 5 pode-se observar a gama de comprimentos de onda da radiao solar em comparao com a gama

de comprimentos de onda da radiao terrestre. De facto, o Sol, com uma temperatura exterior na ordem dos

6000 K [ver caixa 8] capaz de emitir radiao de baixos comprimentos de onda em comparao com a Terra,

com uma temperatura mdia global de 288 K, muito inferior, e que portanto vai emitir radiao com

comprimentos de onda superiores (na gama dos IV).


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Figura 5 - Distribuio da radiao emitida pelo Sol e pela Terra (Adaptada de Meteorology Today, C. Donald

Ahrens)

A Lei de Wien, estipula que o comprimento de onda mximo ( mx) de emisso de um corpo inversamente

proporcional sua temperatura absoluta:

T

cW=max [3]

Caixa 8 Escala Absoluta de Temperatura

Temperatura define-se como o valor da velocidade mdia dos tomos e molculas. Temperaturas

superiores correspondem portanto a velocidades superiores, logo a valores mais elevados de

energia cintica (EC), proporcional ao produto da massa de um corpo (m) pelo quadrado da sua

velocidade:

2

2

1mvEC =

A escala absoluta de temperatura no possui valores negativos. O seu zero, designado zero

absoluto, corresponde a -273 C, temperatura terica qual os tomos e molculas no possuem

energia cintica.

Converso de graus Clsius em Kelvin: K = C + 273

Converso de graus Kelvin em Clsius: C = K - 273


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em que cW = 2897 m.K.

Se aplicarmos a expresso [3] ao Sol (6000 K) e Terra (288K), obtemos para o Sol mx = 0.5 m e para a Terra

mx = 10 m, em perfeita concordncia com o apresentado na Figura 4: o Sol apresenta um mximo de

emisso na regio do visvel, mais precisamente no verde, e a Terra apresenta um mximo de emisso na gama

do IV. Se conhecermos mx de um determinado corpo, podemos determinar a temperatura a que se encontra,

denominada Temperatura de Cor.

Analisemos agora a emisso total de energia (Irradincia Total): de acordo com a Lei de Stefan-Boltzmann, a

emisso total de energia (E) por unidade de rea da superfcie de um corpo negro [ver caixa 9] em termos da

sua temperatura absoluta dada por:

E= T4 [4]

onde a Constante de Stefan-Boltzmann (5.67x10-8

W.m-2

.K-4

) e T a temperatura absoluta. Utilizando os

valores de temperatura acima referidos e aplicando a expresso [4] ao Sol, obtm-se que a energia por este

emitida E 73483200 W.m-2, ao passo que a energia emitida pela Terra E 390 W.m

-2.

De facto, como o Sol se encontra a uma temperatura muito superior da Terra, capaz de emitir radiao

muito mais energtica (menor comprimento de onda) do que a Terra que apenas emite na gama dos IV.

Por outro lado, a fraco de radiao efectivamente emitida por um corpo negro, num determinado

comprimento de onda, designa-se por emissividade (e). A Lei de Kirchhoff estipula que para cada

comprimento de onda, a absorvidade (a) e a emissividade de um corpo so iguais:

ae = [5]


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Caixa 9 Corpo Negro e Corpo Real

Define-se corpo negro como um corpo que teoricamente absorve toda a energia que nele incide, ou seja, a

sua absorvidade 1. Na prtica, um corpo absorve, transmite e reflecte a energia nele incidente:

Se considerarmos as fraces de energia reflectida, absorvida e transmitida relativamente energiaincidente, obtemos, respectivamente, a reflectividade (r), a absorvidade (a) e a transmissividade (t) de

um corpo, num determinado comprimento de onda:

incidentea

reflectida

E

Er

= ,

incidentea

absorvida

E

Ea

= e

incidentea

atransmitid

E

Et

=

A soma destas fraces totaliza 1, correspondente aos 100% da radiao num determinado comprimento de

onda:

1=++

atr ouabsorvidaatransmitidreflectidaincidente

EEEE

++=

Obviamente que estes valores dependem das propriedades pticas do corpo em questo e da gama de

comprimentos de onda considerada: por exemplo um espelho reflecte praticamente a totalidade da radiao

visvel nele incidente ( )0,0,1 visvisvis atr mas absorve praticamente toda a radiao IV

( )1,0,0 IVIVIV atr .

Por exemplo, a neve tambm reflecte

praticamente a totalidade na radiao incidente, eabsorve a maior parte da radiao IV incidente.

As depresses em torno das rvores so devidas

absoro de radiao IV emitida pelos troncos das

rvores (mais absorventes na gama do visvel e

bons emissores na gama do IV) que derrete a

neve.


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Se repararmos novamente na Figura 5, verificamos que o nosso olho desenvolveu a capacidade de ver

justamente na gama de comprimentos de onda correspondente gama mxima de emisso de radiao solar

[ver caixa 10]. Basta pensarmos na Teoria da Evoluo Natural e ter em conta as caractersticas do espectro de

emisso do nosso Sol.

Caixa 10 Radiao Solar / Viso

A viso consiste na captao da luz na retina que origina movimento de tomos e consequente

transformao num sinal elctrico e, posteriormente, nervoso que transmitido ao crebro.

Na retina dos seres humanos, existem dois tipos de clulas fotorreceptoras: bastonetes e cones.

Os primeiros possuem uma protena fotorreceptora, a rodopsina, que possui uma ampla faixa de

absoro na regio do visvel, com um pico mximo nos 500 nm (corresponde ao comprimento de

onda em que a emisso de radiao solar mxima, mx), permitindo estabelecer a diferenaentre escurido e claridade, mas no a identificao das cores. A viso a cores efectuada

atravs de 3 receptores (cones) com espectros de absoro no azul, no verde e no vermelho, com

mximos de absoro em 426, 530 e 560 nm. Deficincias nestes cones provocam daltonismo.

Na rea central da retina existe uma predominncia de cones sensveis ao vermelho e verde e um

pouco mais perifericamente temos uma maior sensibilidade para o eixo amarelo-azul. Por estas

razes, o vermelho sempre aplicado em situaes em que necessrio parar e o amarelo e azul

a tudo o que se deseje percepcionado sem que se esteja a olhar na sua direco. Motivo pelo qualo INEM agora amarelo e azul, porque passa, chama a ateno sem ter que se olhar

directamente.

Quando todos os comprimentos de onda do visvel atingem os cones com intensidade semelhante,

temos a percepo do branco; certas superfcies absorvem todos os comprimentos de onda e,

portanto, no reflectem nada: vemos preto; uma superfcie que absorva toda a radiao

excepo do vermelho, que reflecte apresenta cor vermelha; se apenas reflectir o verde, ser

verde, e assim sucessivamente.


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Caixa 11 Radiao Solar / Fotossntese

A energia da luz solar tem sido essencial para a evoluo da vida na Terra. Ela fornece luz visvel para a

fotossntese, processo atravs do qual as plantas verdes convertem energia luminosa em energia qumica.

Utilizam esta energia para crescer e fornecer alimento a outros seres vivos da cadeia alimentar.

Para alm da luz, so necessrios gua, sais minerais e dixido de carbono, e produzem-se hidratos de

carbono e oxignio. A equao bsica da fotossntese H2O + CO2 Luz (CH2O) + O2, em que CH2O

representa um hidrato de carbono ou glcido que pode ser a glucose. Nesse caso, a equao ser 6H2O +

6CO2 Luz

C6H12O6 + 6O2.

Etimologicamente, fotossntese significa sntese pela luz. excepo das formas de energia nuclear, todas

as outras formas de energia utilizadas pelo homem moderno provem do sol. A fotossntese pode ser

considerada como um dos processos biolgicos mais importantes na Terra. Por liberar oxignio e consumir

dixido de carbono, a fotossntese transformou o mundo no ambiente habitvel que conhecemos hoje. De

uma forma directa ou indirecta, a fotossntese supre todas as nossas necessidades alimentares e fornece-

nos uma infinidade de fibras e materiais de construo. A energia armazenada no petrleo, gs natural,

carvo e lenha, que so utilizados como combustveis em vrias partes do mundo, vieram a partir do sol via

fotossntese

A fotossntese ocorre pela absoro da luz na faixa de 400-700 nm atravs das clorofilas existente nas

folhas das plantas verdes. O facto desta gama de absoro corresponder gama de comprimentos de onda

em que a quantidade de emisso solar mxima, possibilita a mxima eficcia na captao da energia solar e

posterior converso em energia qumica.

E tambm no por acaso que a clorofila verde, correspondente ao comprimento de onda onde a emisso

de radiao solar mxima (mx) [ver Caixa 11].


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Como j vimos, toda a energia interveniente nos processos atmosfricos proveniente do Sol. Esta energia

transferida por radiao de calor sob a forma de ondas electromagnticas.

A quantidade de energia solar recebida em determinada altura e determinado local do sistema Atmosfera-

Terra designa-se por Insolao que depende de 4 factores:

a) Constante Solar (1368 W.m-2

no topo da atmosfera [TOA]) Quantidade mdia de radiao recebida numponto, perpendicular aos raios solares, localizado no exterior da atmosfera terrestre a meia distncia do Sol. A

quantidade actual de radiao recebida na camada exterior da atmosfera varia ligeiramente dependendo da

energia emitida pelo Sol e da distncia da Terra ao Sol. Devido excentricidade da orbita terrestre em torno do

Sol, o planeta encontra-se mais prximo do Sol em Janeiro do que em Julho [ver Figura 6]. A actividade solar

no constante o que tambm origina flutuaes na quantidade de energia emitida. No conjunto todas estas

variaes so desprezveis face aos restantes factores que afectam a Insolao.

Figura 6 - rbita elptica (exagerada) da Terra em torno do Sol (Adaptada de Meteorology Today, C. Donald

Ahrens)

b) Transparncia da Atmosfera Tem um papel importante na quantidade de radiao que atinge a superfcie

terrestre. Diferentes constituintes atmosfricos absorvem ou reflectem energia de diversas formas e em

diversas quantidades. Transparncia da atmosfera refere-se quantidade de radiao que atravessa a

atmosfera e atinge a superfcie do planeta. Conforme ilustrado na Figura 7, parte da radiao recebida na

atmosfera reflectida pelo topo das nuvens e pela superfcie terrestre; outra parte absorvida por molculas e

nuvens. Consequentemente, nem toda a radiao disponvel no topo da atmosfera atinge, efectivamente, a

superfcie terrestre [Figura 8].

Figura 7 - Dois factores que reduzem a Transparncia da Atmosfera


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Mdulo 3 Radiao


Figura 8 - Quantidade relativa de energia radiante recebida no topo da atmosfera e na superfcie terrestre no

solstcio de Vero (21 de Junho) (Adaptada de Meteorology Today, C. Donald Ahrens)

Transparncia tambm depende da latitude. Nas mdias e altas latitudes os raios solares so obrigados a

atravessar uma camada mais espessa do que nas regies tropicais [Figura 9]. Este efeito varia com as estaes

[Figura 10], sendo maior no Inverno (Hemisfrio Norte), quando o eixo terrestre apresenta o maior declive

relativamente ao Sol, fazendo com que os raios solares no horizonte estejam baixos. Nesta situao, o percurso

atmosfrico que a radiao tem que atravessar, assinalado AB, superior ao percurso equivalente no Vero.

Figura 9

Figura 10

Figura 9 - Efeito da Latitude na transparncia (Adaptada de Meteorology Today, C. Donald Ahrens)

Figura 10 - Efeito das Estaes


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Mdulo 3 Radiao


c) Durao do Dia Quanto maior for a durao do dia, maior ser a possibilidade de insolao. A durao do

dia varia com a latitude e com as estaes. No Equador, dia e noite tm a mesma durao. Nas regies polares,

a durao do dia atinge um mximo de 24 h no Solstcio de Vero e um mnimo de 0 h no Solstcio de Inverno

[Figura 11].

Figura 11 - Variaes sazonais na durao do dia (Adaptada de Meteorology Today, C. Donald Ahrens)

d) ngulo de Incidncia dos Raios Solares O ngulo segundo o qual os raios solares atingem a superfcie

terrestre varia consideravelmente com a latitude. Uma superfcie relativamente perpendicular a um feixe

vertical de raios solares recebe a quantidade mxima de radiao. Portanto, reas nas quais os raios solares so

oblquos, esto sujeitas a menor insolao porque os raios oblquos so forados a atravessar uma camada

mais espessa de uma atmosfera que reflecte e absorve energia e porque a energia espalhada por uma rea

maior [Figura 12].

O mesmo princpio se aplica aos ngulos de emisso dos raios solares: ao meio-dia solar, a intensidade de

insolao maior; nas horas da manh ou da tarde, quando o Sol est num ngulo baixo, a quantidade de

insolao diminui.

Figura 12 - Raios Verticais e Oblquos (Adaptada de Meteorology Today, C. Donald Ahrens)


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Mdulo 3 Radiao


PTICA DA ATMOSFERA

Sem entrar em grandes pormenores, vamos agora explicar porque que visualizamos determinados eventos

no cu:

- Efeitos devidos difuso da atmosfera: cu azul ou esbranquiado, ocasos coloridos, nuvens brancasou cinzentas. Na ausncia da difuso atmosfrica, apenas poderamos observar um Sol branco num

cu negro, o que no seria nada atractivo!

- Efeitos devidos refraco: arco-ris, estradas molhadase estrelas cintilantes.Antes de mais, importa explicar sucintamente os fenmenos de reflexo, refraco e difuso da luz.

Observe-se a Figura 13. Reflexo consiste na quantidade de luz que ao incidir numa superfcie, fazendo com ela

um determinado ngulo, retorna ao mesmo meio segundo o mesmo ngulo. Ocorre, por exemplo, numa

superfcie metlica polida, nos espelhos, nos lagos.

Figura 13 - Reflexo da luz (1 = 2)

Refraco da Luz o processo de desvio da direco dos raios luminosos que incidem e penetram num

obstculo, passando a propagar-se neste novo meio. o que ocorre, por exemplo, quando a luz incide na

superfcie da gua de uma piscina, permitindo ver o fundo desta.

Figura 14 Refraco da luz ( r)

Figura 14 - Refraco da luz ( r)


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Mdulo 3 Radiao


O fenmeno de Difuso da Luz consiste no desvio de toda ou de parte da radiao luminosa que incide sobre

um obstculo. A radiao difundida pode ter ou no as mesmas caractersticas da radiao incidente. Na

atmosfera, a difuso provocada pelas molculas de ar, de gua e aerossis (gasosos ou slidos)

Figura 15 - Difuso da luz


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Caixa 12 Cu Azul

As molculas que, essencialmente, compem o ar (O2 e N2) apresentam dimenses muito

reduzidas, mesmo quando comparadas com os comprimentos de onda relativos regio do visvel

(400 700 nm). So muito mais eficazes a difundir a gama inferior de comprimentos de onda do

visvel (violeta, azul e verde) do que a gama superior (amarelo, laranja e vermelho), motivo pelo

qual se denominam difusores selectivos. Este tipo de difuso conhecido por Difuso de

Rayleigh.

Nestas condies, quando olhamos para o cu a nossa retina atingida por radiao violeta, azul e

verde a partir de todas as direces. Como o olho humano mais sensvel ao azul, a misturadestas 3 cores produz a sensao de estarmos rodeados de azul:

Caixa 13 Cu Esbranquiado

Quando existem na atmosfera pequenas partculas em suspenso tais como poeiras e sal, o cu

torna-se esbranquiado. Apesar de pequenas, estas partculas tm dimenso suficiente para

difundir quase uniformemente todos os comprimentos de onda da gama do visvel em todas as

direces.

Quando a nossa retina recebe todos estes comprimentos de onda do visvel, provenientes de

todas as direces, percepcionamos o cu esbranquiado e a visibilidade diminui. usual

definirmos estes dias como cinzentos.

Quanto maior for a quantidade de partculas suspensas, mais esbranquiado o cu se apresenta.


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Caixa 14 Nuvens Brancas

As gotas de gua que formam as nuvens tm um dimetro aproximado de 10 m, suficientemente

grande para difundir quase uniformemente todos os comprimentos de onda da gama do visvel.

Este tipo de difuso conhecido por Difuso Geomtrica.

Mesmo as nuvens finas (reduzida espessura ptica) so capazes de difundir a maior parte da luzsolar incidente, absorvendo apenas uma pequena quantidade desta.

As nuvens so brancas porque as inmeras gotas de gua que as formam difundem todos os

comprimentos de onda do visvel em todas as direces:

medida que a nuvem se desenvolve, aumenta a quantidade de luz solar reflectida pelo topo da

nuvem e, consequentemente, diminui a quantidade de luz que consegue atingir a base da nuvem.

Desta forma, diminui tambm a quantidade de luz difundida e a base da nuvem escurece.


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Caixa 15 Ocasos Coloridos

No nascer e no ocaso, os raios solares atingem a

atmosfera com um ngulo muito baixo. Logo, so

forados a percorrer uma distncia muito superior

quela que percorrem ao meio-dia (percurso ptico).

Quando finalmente atingem a superfcie terrestre, a maior

parte dos pequenos comprimentos de onda do visvel j

foram difundidas pelas molculas de ar (Difuso

Selectiva). Apenas os comprimentos de onda mais elevados

(amarelo, laranja e vermelho) conseguem atingir a

superfcie, provocando um brilhante pr-do-sol vermelho-alaranjado.

Devido difuso selectiva provocada por um percurso ptico extenso, o Sol ao nascer e no ocaso

apresenta-se amarelo, laranja ou vermelho. Durante o dia, quando o percurso ptico menor,

apresenta-se, geralmente, branco.


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Caixa 16 Arco-ris

Arco-ris um arco multicoloridocom o vermelho no seu exterior e o

violeta no seu interior. Forma-se

quando chove numa regio do cu e

o sol brilha restante.

S conseguimos percepcionar o

arco-ris se olharmos na direco

em que chove e tivermos o sol na

retaguarda.

Ao atravessar as gotas de chuva, a luz solar desacelera e curva, com a luz violeta a sofrer a

refraco mxima e a luz vermelha a mnima, o que provoca que as diferentes cores abandonem a

gota com ngulos diferentes. Ocorre pois uma segmentao das cores que compem a gama do

visvel.


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Caixa 17 Miragens

Miragem a designao dada ao fenmeno de, na atmosfera, um objecto aparentar estar numa determinada

posio quando, na realidade, se encontra noutra. causada pelo desvio sofrido pela luz quando esta

atravessa meios com densidades diferentes.

Por exemplo, quando o ar junto superfcie se encontra muito mais quente que o ar das camadas acima, a

sua densidade tambm diminui bastante rapidamente. Esta alterao da densidade do ar leva a que os

objectos paream mais pequenos do que na realidade e, muitas vezes, a que paream invertidos!

Os raios reflectidos pela copa da rvore dispersam-se em todas as direces. Os raios que incidem na

camada de ar mais quente e menos densa prxima da superfcie so refractados para cima e atingem a

retina pela parte inferior e o crebro assume que so provenientes da parte inferior do objecto (rvore).

Outro exemplo o de estrada molhada: nos dias quentes de sol uma estrada escura absorve uma enorme

quantidade de energia radiante e aquece imenso. A camada de ar em contacto com a estrada tambm vai

aquecer, por conduo. Como o ar um fraco meio de transmisso de calor, o ar a apenas alguns metros

acima da superfcie est muito mais frio. Apesar de seca, a estrada, alguns metros nossa frente, aparenta

estar molhada porque a luz azul do cu refractada para cima medida que atravessa camadas de ar com

densidades diferentes.


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Caixa 18 Estrelas Cintilantes

Ao atravessar a atmosfera terrestre, a luz proveniente das estrelas obrigada a passar por

diversas regies, com densidades diferentes, e que vo refractar a luz diferenciadamente. O

resultado que a posio aparente da estrela muda constantemente, o que percepcionado como

cintilao. Pelo contrrio, os planetas, devido ao facto de se encontrarem mais prximos da

Terra, tm dimenso superior ao ngulo em que a sua luz desviada quando penetra na atmosfera

terrestre. Todavia, quando se encontram no horizonte e, portanto, a refraco mxima, podem

cintilar.

Outro fenmeno curioso, tambm devido refraco, o de que as estrelas que no esto

directamente acima de ns aparentam estar mais altas do que na realidade esto:


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BALANO RADIATIVO

A terra aquece quando absorve energia e arrefece quando emite energia. O planeta absorve e emite energia

simultaneamente; se a superfcie terrestre absorver mais energia do que a que emitir, aquece; caso contrrio,

arrefece. Uma vez que est constantemente a entrar energia solar na atmosfera, a terra sobreaqueceria caso

toda esta energia fosse armazenada no sistema terra-atmosfera. No entanto, no acontece, o que indica que

parte dessa energia escapa novamente para o espao. Globalmente o que acontece que a radiao incidente

retorna ao espao sob a forma de radiao terrestre resultando um balano trmico denominado balano

radiativo.

Observemos a figura 16. Por cada 100 unidades de energia solar que entra na atmosfera, 51 so absorvidas

pelo planeta, 19 so absorvidas pela atmosfera e 30 reflectidas para o espao. As 70 unidades que so

absorvidas pelo sistema terra-atmosfera acabam eventualmente por ser reflectidas para o espao sob a forma

de radiao de longos comprimentos de onda.

Figura 16 - Balano Radiativo mdio anual da Atmosfera relativo a 100 unidades de radiao solar (Adaptada

de Meteorology Today, C. Donald Ahrens)

A reflectividade das vrias superfcies terrestres referida como Albedo fraco ou percentagem da energia

solar que reflectida de volta para o espao. Diferentes superfcies (gua, neve, areia, vegetao, ...)

apresentam diferentes valores de albedo. Considerando a Terra e a Atmosfera como um todo, o valor mdio doalbedo 30%, para condies mdias de nebulosidade. A reflectividade superior na gama dos comprimentos

de onda do visvel.

Admitindo que a Terra esfrica, a rea da sua superfcie dada por2

4 TR , sendo RT o raio mdio do planeta

(6371 km). A Terra est permanentemente a emitir radiao; de acordo com a Lei de Stefan-Boltzmann [4], a

emisso (perda) de Energia Radiante dada por:

E= 4RT2T

4 [6]

onde T a temperatura absoluta da superfcie.


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Caixa 19 Fluxo de radiao absorvida pela superfcie terrestre

Em cada momento, metade da superfcie terrestre encontra-se exposta radiao solar,

correspondente semi-esfera em que dia. A radiao recebida na superfcie

aproximadamente igual radiao solar que atravessa o crculo com o raio terrestre (projeco

plana da Terra) perpendicular radiao solar:

Por outro lado, a fonte de calor no planeta a energia solar que nos atinge a uma taxa dada por [ver Caixa 19]:

E= S(1 )RT2 [7]

onde S a Constante Solar (1360-1380 W.m-2

), a fraco da radiao solar reflectida de volta para o espao

(Albedo 30%).

Igualando as expresses [6] e [7] e resolvendo em ordem a T, obtm-se:

CKS

T 172564

)1(4 =

=

Esta a denominada Temperatura Efectiva da Terra. Este um mtodo muito utilizado em Astrofsica para

avaliar a temperatura de objectos que no se encontram acessveis.

No entanto, a temperatura mdia global observada superfcie do planeta 15 C! Esta diferena de cerca de

32 C deve-se ao Efeito de Estufa.


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Figura 18 - Temperaturas mdias superfcie terrestre sem e com Efeito de Estufa (Adaptada de

Meteorology Today, C. Donald Ahrens)

Efectuemos ento novo balano radiativo, mas agora ao sistema Terra-Atmosfera [Figura 19].

Das 51 unidades absorvidas pela superfcie, 23 so utilizadas para a evaporao de gua e 7 perdem-se na

atmosfera por conveco e conduo [ver Caixa 20]. Restam, portanto, apenas 21 unidades para se perderem

sob a forma de radiao IV. No entanto, de acordo com a Figura 19, a superfcie terrestre irradia 117 unidades

de radiao IV! A explicao que, embora a superfcie terrestre apenas receba radiao solar durante o dia,

ela est permanentemente a emitir na gama dos IV. Alm disso, apenas 6 destas 117 unidades escapam do

sistema (a maioria, 111, so absorvidas, essencialmente, pelos CO2 e vapor de gua e pelas nuvens. Parte desta

energia (96 unidades) reenviada para a superfcie, constituindo o efeito de estufa. Desta forma, a superfcie

do planeta recebe quase o dobro de radiao IV da sua atmosfera relativamente radiao de baixocomprimento de onda recebida do Sol.


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Figura 19 - Balano radiativo do sistema Terra-Atmosfera. Os valores representam aproximaes baseadas

em dados de satlite e medies superfcie (Adaptada de Meteorology Today, C. Donald Ahrens).

De realar que existe equilbrio entre a energia perdida e recebida pela superfcie: 147 unidades em ambos os

casos.

Pode ser efectuado um balano semelhante entra a superfcie terrestre e a atmosfera: as 160 unidades que a

atmosfera ganha so equilibradas pela energia que cede superfcie.

Mais ainda, as 51 unidades absorvidas pela superfcie e as 19 unidades absorvidas pela atmosfera perfazem a

energia IV perdida para o espao (6 unidades) e para a atmosfera (64 unidades).


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Caixa 20 Conduo - transferncia de calor atravs do contacto de molculas.

Se segurarmos uma barra metlica numa ponta e colocarmos a outra extremidade sobre uma

chama, o calor irradiado por esta vai ser absorvido pelas molculas do metal em contacto com achama e, consequentemente a sua energia cintica aumenta, logo a sua temperatura.

Entretanto, esta energia cintica vai-se propagando para as molculas adjacentes at que,

eventualmente, acaba por atingir os dedos que seguram a barra cujas molculas tambm

aumentaro de energia cintica, logo temperatura qual somos sensveis.

Recordemos que Conveco consiste natransferncia de calor atravs do movimento de massa

de um fluido (gua ou ar). Acontece em lquidos ou gases, porque estes se podem movimentar

livremente.

Se nos concentrarmos apenas em termos de balano radiativo, facilmente percebemos o importante papel que

desempenham os fluxos de transferncia de calor por conduo e conveco e o de calor latente [ver Caixa 21].

A superfcie recebe 147 unidades provenientes do sol e da atmosfera e irradia 117 unidades, o que se traduz

num crdito de 30 unidades. Por sua vez, a atmosfera recebe 130 unidades (19 do sol e 111 da superfcie) e

perde 160 unidades, o que se traduz num deficit de 30 unidades. O equilbrio destas 30 unidades efectuado

atravs da transferncia de calor por conduo e conveco (7 unidades) e pela libertao de calor latente (23

unidades).

Verificamos, portanto, que a terra e a atmosfera absorvem energia do Sol assim como uma da outra, mantendoum equilbrio radiativo delicado. Isto significa que, tendo em conta mdias anuais, no existem perdas nem

ganhos significativos de energia e a temperatura mdia global mantm-se aproximadamente constante ao

longo dos anos. Isto no significa que, de ano para ano, no se verifiquem diferenas (Veres/Invernos mais ou

menos quentes/frios), mas sim que a mdia de vrios anos se mantm constante.


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Caixa 21 Calor Latente

Recordemos as mudanas de fase:

As mudanas de fase de slido para lquido e vapor so endotrmicas, ou seja, necessitam de uma

fonte de energia para ocorrerem; as inversas so exotrmicas, ou seja, libertam energia quando

ocorrem.

Pensemos na substncia gua. Calor latente o calor escondido no gelo ou na gua e que se

liberta quando ocorre a fuso ou a sublimao do gelo ou a evaporao da gua.

O ar da baixa atmosfera , conforme j vimos, aquecido a partir da superfcie terrestre: A

radiao solar aquece a superfcie e esta, por sua vez, aquece a camada de ar imediatamente

acima por conduo, conveco e radiao.


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Pelo que ficou exposto atrs, o Efeito de Estufa um fenmeno natural e que responsvel pela ocorrncia,

superfcie, da agradvel temperatura mdia global de 15 C, contra os, aproximadamente -17 C que se

verificariam na sua ausncia, e que tornariam impossvel a existncia de vida, pelo menos, tal como a que

conhecemos.

Ento porque que se fala tanto em Efeito de Estufa, muitas das vezes com uma conotao negativa?

A questo tem a ver com o aumento do efeito de estufa e o consequente amento da temperatura. Tal cenrio

alteraria drasticamente as condies existentes superfcie com consequncias catastrficas.

De facto, o aumento das concentraes de CO2 e de outros gases com efeito de estufa na atmosfera pode

potenciar o efeito de estufa e provocar a subida gradual da temperatura mdia do planeta Aquecimento

Global.

Na Figura 20 evidenciam-se s GEEs mais significativos da nossa atmosfera. Sendo absorventes selectivos, cada

um deles possui uma gama preferencial de absoro na gama do IV. As reas sombreadas representam a

percentagem e absoro de cada um deles, por comprimento de onda e facilmente se verifica que o vapor de

gua e o CO2 so os gases mais absorventes na gama do IV.

A parte inferior da Figura 20 representa a absoro de radiao IV pela totalidade da atmosfera. Existe uma

regio, entre os 8 e os 11 m onde a absoro de radiao IV bastante reduzida. Esta regio denomina-se

Janela Atmosfrica e corresponde ao intervalo de comprimentos de onda (exceptuando os 9 m) em que a

radiao IV emitida pelo planeta tem a possibilidade de escapar para o espao.

Globalmente, vapor de gua contribui 60% para o efeito de estufa, o dixido de carbono 23% e os restantes

GEEs 14%.


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O N2O e o CH4 so

absorventes muito selectivos,mas muito eficazes na sua

gama de absoro (3, 4 e 6

m).

O O2 e o O3 absorvempraticamente 100% da

radiao UV ( < 0.3 m).

O H2O (g) e o CO2 so fortes

absorventes da radiao IV e

no absorvem na gama do

visvel e da radiao UV.

Na regio entre os 8 e os 11

m a absoro da radiao IV

muito reduzida Janela

Atmosfrica.

Figura 20 - Absoro da radiao por alguns gases da atmosfera. As reas sombreadas representam a

percentagem de radiao absorvida (Adaptada de Meteorology Today, C. Donald Ahrens)


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Caixa 22 Alteraes Climticas (continuao)

Estas correntes ocenicas so mantidas por diferenas de salinidade. O facto de a gua do

Atlntico Norte (Gronelndia e Islndia) ser mais fria e salgada leva a que se estabelea, em

profundidade, uma corrente de gua fria para Sul, contornando frica na direco dos Oceanosndico e Pacfico. Entretanto, gua mais quente proveniente de latitudes mais baixas, flui de

Norte para a substituir. medida que se move de Norte, parte da gua evaporada, elevando-lhe

a salinidade e a densidade. Esta parte quente da corrente do Atlntico Norte conhecida com

Corrente do Golfo e responsvel pela distribuio de enormes quantidades de calor

provenientes dos trpicos nas latitudes mais elevadas do Hemisfrio Norte. Nos anos em que

esta corrente est mais fraca, os Invernos no norte da Europa Ocidental tendem a ser muito

frios.

Um dos efeitos do aumento da temperatura mdia global superfcie o derretimento das

calotes polares. Esta introduo de gua doce no Atlntico Norte provoca a diminuio da

salinidade da gua podendo enfraquecer e, at mesmo, interromper (desligar) a corrente do golfo

provocando um Arrefecimento nas latitudes mdias-altas do Hemisfrio Norte. As regies do

Norte da Amrica e da Europa sofreriam uma acentuada queda na sua temperatura mdia.


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BIBLIOGRAFIA

Ahrens, C. Donald (2000), Meteorology Today An Introduction to Weather, Climate, and theEnvironment, 6 Edio, Brooks/Cole

Chang, Raymond (1994), Qumica, 5 Edio, McGraw-Hill

Stryer, Lubert (1995), Biochemistry, 4 Edio, W. H. Freeman and Company Stull, Rolland B. (2000), Meteorology for Scientists and Engineers, 2 Edio, Brooks/Cole http://www.epa.gov/

modulo3 - radiação solar e terrestre

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