195_METEOROLOGIA_E_CLIMATOLOGIA_VD2_Mar_2006

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METEOROLOGIA E CLIMATOLOGIA
Mário Adelmo Varejão-Silva
Versão digital 2 – Recife, 2006
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do infravermelho, 44% na do visível e 4% na do ultravioleta (Lemon, 1965).
A energia solar que, num dado instante e local, atinge a superfície terrestre é chamada
de radiação global. A radiação global pode ser dividida em duas componentes:
- a radiação direta, que provém diretamente do disco solar, quando este se mostra total
ou parcialmente visível; e
- a radiação difusa, resultante da ação de espalhamento da atmosfera e que atinge o lo-
cal considerado após ter sofrido um ou mais desvios.
Evidentemente, caso o disco solar esteja oculto, a radiação global que alcança o obser-
vador é exclusivamente difusa. Na situação mais comum, porém, ela é a soma das duas contri-
buições mencionadas.
Atualmente, acredita-se que a energia solar é originada de reações termonucleares,
capazes de produzir um núcleo de hélio (partícula alfa) a partir de quatro núcleos de hidrogênio
(prótons), usando o carbono e o nitrogênio como elementos intermediários e que são restaura-
dos no final da reação (à semelhança de catalizadores). Por isso, a quantidade de carbono e
nitrogênio existente no Sol não deve se alterar com o tempo (em decorrência do processo de
gênese da energia).
Na formação de uma partícula alfa (massa de 6,644x10-24 g) pela união de quatro pró-
tons (massa de 4x1,672x10-24 g), verifica-se uma redução de massa de 0,044x10-24 g, a qual
foi transformada em energia. Assim, a energia liberada (E) no processo de formação de uma
partícula alfa pode ser calculada, empregando-se a conhecida equação de Einstein:
E = m c2. (V.6.1)
onde m designa a massa e c a velocidade de propagação da luz no vácuo. Vê-se que é produ-
zida energia equivalente a 3,96x10-5 ergs por cada núcleo de hélio formado. Mas, como so-
mente 0,66% da massa total de quatro prótons se convertem em energia em cada reação, tor-
na-se claro que apenas 0,66% da massa total de prótons existente no Sol é passível de tal
transformação (Robinson, 1966).
As estimativas sugerem que o Sol perde cerca de 4x10-12 g s -1 (ou 5x10 -22 de sua mas-
sa total atual por segundo). Se for aceito que a massa de prótons do Sol corresponde a, pelo
menos, 50% de sua massa total (Tabela V.4), o que é uma hipótese demasiadamente pessi-
mista, suas reservas lhe permitiriam assegurar ao sistema solar o atual fluxo energético por
muitos milênios ainda.
A reação anteriormente descrita se processa na parte central do Sol, onde a temperatu-
ra é estimada em 20x106 graus e a pressão em 109 atmosferas. A partir dali a energia gerada
se propagaria até a superfície do Sol (fotosfera), onde a temperatura média é da ordem de
6000 K e a pressão alcança 0,01 at, percorrendo centenas de milhares de quilômetros. Atingin-
do a superfície, a energia difunde-se para o espaço como radiação.
A fotosfera solar não possui luminosidade uniforme. Apresenta áreas mais brilhantes
(mais quentes) disseminadas num fundo de menor brilho (menos aquecido). As porções mais
brilhantes da fotosfera são classificadas em grânulos e fáculas. Os grânulos são 40% mais bri