1.1 ENERGIA- DO SOL PARA A TERRA

1.1.1 A energia do Sol e a radiação electromagnética

O Sol e a Terra transferem energia para s sua vizinhança por radiação.

A radiação é outro nome para as ondas electromagnéticas ou ondas de luz.

Uma onda transporta energia.

As ondas electromagnéticas não precisam de um meio para se propagarem.

Propagam-se no vazio.

A sua velocidade de propagação é a velocidade da luz que apresenta um valor de 300

000 km/s (c=3,0x108 m/s-1)

Independentemente da sua natureza as ondas podem ser descritas pela amplitude,

frequência e comprimento de onda.

A frequência é independente do meio em que a radiação se propaga.

A velocidade de uma onda no vazio calcula-se através:

C=λxf

A velocidade num determinado meio calcula-se através:

V= λ x f

Quanto maior for a frequência de uma onda menor será o seu comprimento de onda.

A energia de uma onda depende da sua amplitude.

Ondas com a mesma amplitude:

o Tem maior energia a que tiver maior frequência ou menor comprimento de

onda.

Ondas com a mesma frequência ou mesmo comprimento de onda:

o Tem maior energia a que tem maior amplitude

CONJUNTO DE RADIAÇÕES ELECTROMAGNETICAS

Para um determinado comprimento de onda na faixa do visível a luz tem

uma dada cor.

A luz visível (luz com cor) esta num intervalo estreito de comprimentos de

onda.

Um corpo é opaco a uma radiação quando não a transmite. Caso contrário

é transparente a essa radiação.

O QUE ACONTECE À RADIAÇÃO ELECTROMAGNÉTICA QUE INCIDE NO NOSSO PLANETA?

Parte da radiação é absorvida, reflectida ou transmitida.

Radiação que incide na Terra perpendicularmente no topo da atmosfera

terrestre, em todos os comprimentos de onda é cerca de 1370 J/m2 que é

equivalente a 1370 W/m2.

30% Da radiação incidente é reflectida na atmosfera, nas nuvens e na

superfície terrestre que se designa por ALBEDO.

o 20% Reflectida pelas nuvens

o 6% Reflectida pela atmosfera

o 4% Reflectida pela superfície

A potência da radiação que é absorvida pelo planeta é:

Preflectida=0,70 x S x π x Rt2

1.1.2 RADIAÇÃO EMITIDA PELOS CORPOS

1.1.2.1 INTENSIDADE DA RADIAÇÃO EMITIDA EM CADA COMPRIMENTOS DE ONDA

Corresponde ao espectro de radiação térmica de um corpo negro. Um corpo

negro é um corpo ideal com as seguintes características:

o Absorve toda a radiação que nele incide;

o A radiação que emite depende da sua temperatura e, a essa

temperatura, é o corpo que mais radiação emite (é um emissor

perfeito);

o A radiação que emite não depende da sua constituição e forma;

o Apresenta uma intensidade máxima de emissão para um comprimento

de onda = 500 nm;

o A intensidade da sua emissão tende para zero para comprimentos e

pequenos e grandes.

Intensidade total da radiação emitidapor um corpo negro calcula-se:

I=σ x T4:lei de Stefan- Boltzmann: a intensidade total emitida por um

corpo negro varia com a quarta parte da sua temperatura absoluta.

Mas o que é a intensidade da radiação, I?

Todos os corpos emitem radiação qualquer que seja a sua temperatura.

Para sabermos a potência total da radiação emitida pelo corpo negro ou a

energia que ele emite num dado intervalo de tempo a lei de Stefan toma duas

formas:

P= A σ T4 OU E= A Δt σ T4

Para corpos reais não se comportam exactamente como um corpo negro.

Calcula se através:

I= e σ T4OU P=e A Δt σ T4

O e, chama-se emissividade, é um factor numérico compreendido entre 0 e 1

que depende da constituição do corpo emissor.

A emissividade:

o É igual a 0 para um corpo reflector perfeito (não absorve nenhuma

radiação);

o É igual a 1 para um corpo negro (absorvor perfeito).

o Quanto maior for a emissividade de um corpo, mais radiação absorverá

e mais radiação emitirá.

Um bom emissor é também um bom absorvor de radiação.

Quanto maior a temperatura de um corpo negro, maior será a intensidade da

radiação emitida.

O que acontece ao espectro de radiação térmica se a temperatura

do corpo negro for maior ou menor?

Quanto maior for a temperatura, maior será a intensidade total da radiação

emitida (a curva amarela, corresponde à maior temperatura, tem por baixo

uma área maior, logo seguida das curvas vermelhas e verde);

Há um deslocamento do máximo da curva para os maiores comprimentos de

onda quando a temperatura diminui. É o chamado deslocamento de Wien.

O valor máximo da curva é tanto maior quanto maior for a temperatura.

Lei do deslocamento de Wien permite determinar a temperatura da superfície

de uma estrela.

À temperatura ambiente os corpos emitem radiação infravermelha, por isso

não os vemos às escuras.

1.2 Equilíbrio térmico e Lei Zero da termodinâmica

Um sistema está em equilíbrio térmico quando a temperatura é constante em

todas as suas partes.

As sensações do quente e frio são uma medida subjectiva da temperatura.

LEI ZERO TERMODINAMICA: DOIS CORPOS EM EQUILIBRIO TERMICO COM UM

TERCEIRO CORPO FICARÃO EM EQUILIBRIO TERMICO UM COM O OUTRO.

Temperatura: propriedade comum a todos os corpos que estão ou podem

estar em equilíbrio térmico entre si.

Potência da raiação emitida pela Terra

P = e σ A T4

o Se considerarmos a Terra um emissor perfeito (e=1) fica:

0,7 S π RT2 = 4π RT

2σ T4

o Temperatura média do Globo Terrestre:

Tglobo= 255 K = -18 Co

Tsuperfície = 288 K = 25 Co

1.3 A radiação solar na produção da energia eléctrica

Painéis fotovoltaicos são utilizados para produzir energia eléctrica.

Funcionamento: uma célula fotovoltaica é, em geral, constituída por um

cristal de silício (um semicondutor) em cujos extremos, por acção da

radiação solar, é criada uma diferença de potencial eléctrico, tal como

acontecia no selénio.

Desvantagens:

o Elevado custo das tecnologias empregues;

o Baixo rendimento no processo de conversão (25%);

o Importantes investimentos;

o Ocupação de grandes áreas de terreno.

Vantagens:

o Não dispõem de partes móveis;

o São inofensivos do ponto de vista ambiental;

o Não produzem cheiros nem ruídos;

Aplicações:

o Bombagem de água para irrigação;

o Aquecimento de gases ou água para uso industrial;

o Aquecimento de águas sanitárias (casas, hospitais, hotéis) e

águas e piscinas.