livro 4

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Física do 
Meio Ambiente
Responsável pelo Conteúdo:
Prof. Dr. Francisco de Assis Cavallaro
Revisão Textual:
Prof.ª Me. Sandra Regina Fonseca Moreira
Radiações Eletromagnéticas e suas 
Implicações nas Sociedades Modernas
Radiações Eletromagnéticas e suas 
Implicações nas Sociedades Modernas
 
 
• Apresentar os fundamentos das radiações eletromagnéticas e suas implicações na socieda-
de moderna.
OBJETIVO DE APRENDIZADO 
• Fundamentos de Radiações Eletromagnéticas;
• Tipos de Radiação;
• Efeito da Radiação sobre as Plantas;
• Principais Leis da Radiação de Corpo Negro;
• Radiação Solar;
• Interação da Radiação na Atmosfera;
• Efeito Estufa e o Aquecimento Global.
UNIDADE Radiações Eletromagnéticas e suas 
Implicações nas Sociedades Modernas
Fundamentos de Radiações 
Eletromagnéticas
A radiação eletromagnética é uma forma de energia que é produzida pela oscila-
ção elétrica e magnética, ou pelo movimento acelerado de partículas eletricamente 
carregadas que viajam através do vácuo ou da matéria.
Figura 1 – Campos elétrico (vermelho) e magnético (azul)
Fonte: chem.libretexts.org
Uma onda eletromagnética é definida pela combinação dos campos elétrico e 
magnético que são perpendiculares entre si (Figura 1), cujos movimentos são osci-
lantes e combinados, e se propagam caracterizando uma onda.
Do ponto de vista da Mecânica Quântica, a radiação eletromagnética é definida 
como um deslocamento de fótons, propagando-se como ondas transversais que os-
cilam perpendicularmente à direção do seu movimento.
Fóton: É uma partícula elementar que faz a mediação da força eletromagnética, sendo descri-
to pela eletrodinâmica quântica. Pode-se comportar como uma onda ou como uma partícula.
Propriedades Gerais da Radiação Eletromagnética
• A radiação eletromagnética pode se propagar por qualquer meio, inclusive 
no vácuo.
• Propaga-se na velocidade da luz (c = 3 × 108 m/s).
Ondas Eletromagnéticas e suas Características
Amplitude
É a distância do deslocamento vertical, do ponto neutro ao pico ou vale de uma onda, 
conforme mostrado na Figura 2, indicando a intensidade de oscilação de uma onda.
A amplitude mostra quão energética é uma onda, pois quanto maior a amplitude, 
maior a sua energia.
8
9
vale
crista
amplitude
λ – lambda
Comprimento de onda
Figura 2 – Onda eletromagnética
Fonte: Acervo do Conteudista
Comprimento de Onda
O comprimento de onda (λ) é caracterizado como a distância de um ciclo comple-
to da oscilação de uma onda. Ondas de maior comprimento de onda, como as ondas 
de rádio, transportam menos energia do que outras de menor comprimento de onda. 
Já estas, as ondas de menor comprimento, como os raios X, são mais energéticas, 
podendo apresentar perigos à saúde.
O comprimento de onda é calculado pela seguinte equação:
cλ
υ
=
em que:
• c é a velocidade da luz;
• λ é o comprimento de onda;
• υ é a frequência.
Os comprimentos de onda são importantes para definir o tipo de onda com que se 
está lidando, assim, quando eles são mais curtos, aumenta-se a frequência (Figura 3),
o que se traduz em uma onda mais energética.
Figura 3 – Diferentes comprimentos de ondas e frequências
Fonte: Wikimedia Commons
O comprimento de onda nos diz o tipo de radiação e a sua energia.
9
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Implicações nas Sociedades Modernas
Período
O período é definido como o intervalo de tempo que uma onda leva para percor-
rer um comprimento de onda, comumente expresso em segundos (s) e tendo como 
símbolo a letra T.
Frequência
A frequência é definida como o número de ciclos por segundo, e é expressa 
como hertz (Hz). O inverso do período é a frequência, que indica o número de 
comprimentos de onda que passam por um ponto, por unidade de tempo, confor-
me a equação abaixo:
1
T
υ =
A energia é diretamente proporcional à frequência e pode ser expressa como:
E = hv
em que:
• E é a energia;
• h é a constante de Planck, (h = 6,62607 x 10–34 J · s);
•	 υ é a frequência.
Velocidade
Para uma onda qualquer a velocidade pode ser expressa pela seguinte forma:
velocidade = λf ou λv
No caso de uma onda eletromagnética, a velocidade de propagação no vácuo é 
de c = 3 × 108 m/s, dada pela seguinte relação: 
c
T
λ λυ= =
Espectro Eletromagnético
Quando a onda eletromagnética se propaga carregando energia, ao aumentar-
mos o nível de energia da onda, o seu comprimento de onda diminui, juntamente 
com um aumento da frequência. Com isso, a radiação eletromagnética é dividida em 
variados tipos de radiação com base em seu comprimento de onda e frequência den-
tro do espectro eletromagnético (Figura 4), sendo classificadas em ondas de rádio, 
micro-ondas, ondas infravermelhas, luz visível, radiação ultravioleta, raios X e raios 
gama, a depender da faixa de comprimento de onda em que se encontram.
10
11
Figura 4 – Espectro eletromagnético mostrando a luz visível
Fonte: Wikimedia Commons
A região do espectro eletromagnético (Figura 5) na qual o olho humano é sensível 
é chamada de espectro de luz visível, presente na faixa de 380 até 740 nm.
Figura 5 – Espectro eletromagnético com os tipos de radiação
Fonte: Wikimedia Commons
Tipos de Radiação
Ondas de Rádio
As ondas de rádio encontram-se na faixa de 1m a 1×108m de comprimento de 
onda, apresentam níveis de energia mais baixos e são muito utilizadas em transmis-
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UNIDADE Radiações Eletromagnéticas e suas 
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sões de dados, telecomunicação, sensoriamento remoto, sistemas de radar, os quais 
são muito úteis na meteorologia, sendo usados para prover mapas da superfície 
terrestre e para previsão de padrões climáticos, pois as ondas de rádio atravessam 
facilmente a atmosfera.
Micro-ondas
As micro-ondas são muito utilizadas no dia a dia para aquecimento de alimentos, 
pois a frequência emitida pelos equipamentos de micro-ondas atinge a frequência de 
ressonância da água presente nos alimentos, fazendo suas moléculas vibrarem, au-
mentando sua temperatura. Também são úteis para a transmissão de dados através 
do espaço e em sensoriamento remoto, situação em as micro-ondas são emitidas e 
coletadas, possibilitando adquirir informações sobre as áreas refletidas.
As micro-ondas têm um comprimento de onda longo, da ordem de 1mm a 1m, e 
são boas para transmitir informações, pois são um tipo de onda que pode atravessar 
nuvens e chuvas leves. Podem ser utilizadas em radares por meio do efeito Doppler.
Múltiplas aplicações do sensoriamento remoto: https://youtu.be/hPuWMFt66oA
Ondas Infravermelhas
A radiação infravermelha (IV), ilustrada na Figura 6, é uma radiação não ionizante 
presente na faixa invisível do espectro eletromagnético, apresentando comprimen-
tos de onda que vão de 700nm a 1mm. Essa radiação pode ser liberada por calor 
ou energia térmica, e é comumente usada em sensoriamento remoto, em que os 
sensores captam o calor emitido pelos corpos, fornecendo imagens, que também 
permitem o levantamento de condições climáticas.
Figura 6 – Imagem representando uma termografia no espectro infravermelho
Fonte: Wikimedia Commons
A radiação IV pode ser classificada em três tipos:
• Radiação infravermelha curta (700nm – 1500nm);
• Radiação infravermelha média (1500nm – 5600nm);
• Radiação infravermelha longa (5600nm – 1mm).
12
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Espectroscopia por infravermelho: https://bit.ly/2WaLSZc
Luz Visível
A luz visível é a única região do espectro eletromagnético capaz de ser vista pelos 
seres humanos, abrangendo cores diferentes, e todas são caracterizadas por um de-
terminado comprimento de onda.
A tabela abaixo mostra os comprimentos de onda e as respectivas cores definidas 
no espectro:
Tabela 1
Região (cor) Comprimento de Onda (nm)
Violeta 380 - 435
Anil 435 - 500
Azul 500 - 520
Verde 520 - 565
Amarelo 565 - 590
Laranja 590 - 625
Vermelho 625 - 740
Fonte: Adaptado de chem.libretexts.org
Ultravioleta
A radiação ultravioleta (UV) apresenta-se com um comprimento de onda menor 
que o da luz visível e maior que dos raios X, presentena faixa de 380nm a 1nm.
A radiação UV é mais conhecida por causa de seus efeitos prejudiciais na pele, 
ocasionados pela exposição excessiva à luz solar, podendo causar câncer de pele.
A radiação UV, relacionada aos problemas que podem causar à saúde humana e 
ao meio ambiente, é classificada como: 
• UVA (320 – 400nm);
• UVB (280 – 320nm);
• UVC (200 – 280nm).
A parcela da radiação UVB que consegue atravessar a atmosfera terrestre é a 
maior responsável pelos danos à pele.
O link a seguir ilustra as faixas de radiação UV emitidas pelo Sol que interagem 
com a atmosfera terrestre.
Interação da radiação UV com a atmosfera terrestre: https://bit.ly/2yqh7Xf
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Equações de Ondas
A descrição matemática de uma onda harmônica é:
y = Asen (kx – ωt)
Onde: 
• A é a amplitude;
• k é o número da onda;
• x é a posição no eixo x.
2k π
λ
=
em que:
• λ é o comprimento de onda.
A frequência angular pode ser descrita como:
ω = 2πυ = 2πT
Onde:
•	 υ é frequência;
• T é o período de oscilação da onda.
Interferência
As ondas apresentam uma propriedade importante: a capacidade de se combinar 
com outras ondas, chamada de interferência, podendo ser de dois tipos: construti-
va e destrutiva, conforme a Figura 7.
Figura 7 – Interferências construtivas e destrutivas
Fonte: Acervo do Conteudista
14
15
• Interferência construtiva: ocorre quando duas ou mais ondas estão em fase, 
onde se somam, aumentando sua amplitude resultante;
• Interferência destrutiva: acontece quando duas ou mais ondas se anulam mu-
tuamente, pois seus movimentos de propagação e amplitude estão fora de fase, 
produzindo uma amplitude menor.
Efeito da Radiação sobre as Plantas
Nas plantas, a radiação eletromagnética provoca diversos efeitos, podendo for-
talecer ou provocar sua morte, sendo que esses efeitos variam conforme o compri-
mento de onda incidente. A Tabela 2 apresenta os comprimentos de onda e seus 
respectivos efeitos nas plantas:
Tabela 2 – Comprimentos de onda e efeitos nas plantas
Comprimento de Onda Efeito Região do Espectro
Até 0,28 µm Provoca a morte rápida das plantas Ultravioleta
0,28 a 0,40µm Até 0,32µm apresenta alta nocividade. Acima de 0,32µm inibe o crescimento das plantas Ultravioleta e violeta
0,40 a 0,51µm Apresenta elevada absortividade pelos pig-mentos clorofila e xantofila Anil e azul
0,51 a 0,61µm Baixa influência na fotossíntese Verde e amarelo
0,61 a 0,72µm Alta influência na fotossíntese Laranja e vermelho
0,72 a 1,0µm Interfere na germinação das sementes, cres-cimento, floração e coloração dos frutos Vermelho e infravermelho curto
Acima de 1,0µm Quando absorvido, têm influência nos pro-cessos bioquímicos das plantas Acima do infravermelho curto
Fonte: CHANG, 1968, in AYOADE, 1996
Principais Leis da Radiação de Corpo Negro 
Lei de Planck
Planck (1900) imaginou que a radiação era absorvida e emitida em pequenas, mas 
discretas quantidades (isto é, quantidades descontínuas), denominadas quanta, ou 
seja, a energia radiativa é emitida em pequenos pacotes, e que a energia de um quan-
tum é hν. Dessa forma, a radiância espectral emitida por um corpo negro (Figura 8),
em função do comprimento de onda, pode ser descrita por: 
( )
2
5
2 1,
1T
hcB T hc
ekλ
λ
λ
 
 
=  
 −
 
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Onde:
• T é a temperatura do corpo negro (em Kelvin);
• c = 3 × 108 m s–1, é a velocidade de propagação da luz o vácuo;
• h = 6,63 × 10–34 J · s, é a constante de Planck;
• k = 1,38 × 10–23 J · K–1, é a constante de Boltzman;
• λ é o comprimento de onda (em m).
Figura 8 – Curvas de um corpo negro para diferentes temperaturas
Fonte: Wikimedia Commons
Lei de Wien
A lei do deslocamento de Wien diz que o comprimento de onda de um corpo 
negro no ponto de máxima emissão de radiância é inversamente proporcional à sua 
temperatura. Com isso, diferenciando a função de Planck com relação ao compri-
mento de onda, podemos descrever a lei de Wien como: 
32,897 10
máx
K
T T
λ
−×
= =
em que:
• λmáx é o comprimento de onda do pico da distribuição (em m);
• k é a constante de Wien;
• T é a temperatura absoluta em kelvin.
Por intermédio desta função, podemos concluir que quanto maior a temperatura 
de um corpo, menor será o seu comprimento de onda de emissão máxima de radia-
ção. Dessa forma, qualquer corpo luminoso que se resfria progressivamente deixa de 
emitir luz visível, explicando a razão de uma barra de ferro, ao ser aquecida, tornar-se 
primeiro vermelha e depois esverdeada e azulada.
16
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Wien postulou em sua segunda lei, que a radiância máxima relativa ao compri-
mento de onda máximo λmáx era proporcional à quinta potência da temperatura do 
corpo, descrita pela equação:
Bλ (λmáx, T) = KT
5
em que:
• K é uma constante de proporcionalidade.
Radiação Solar
O Sol, a estrela mais próxima da Terra, constitui a principal fonte de energia do 
planeta, e sua distância média, denominada unidade astronômica (UA), equivale a:
111,5 10d m≈ ×
Devido ao movimento orbital do planeta Terra ao redor do Sol apresentar uma 
forma elíptica, a distância solar varia entre 1,471 × 1011m no Periélio, em janeiro, a 
1,521 × 1011m no Afélio, em julho, conforme mostra a Figura 9 abaixo:
Figura 9 – Orbita da Terra ao redor do Sol mostrando o periélio e o afélio
Fonte: Adaptado de Wikimedia Commons
A energia do Sol é proveniente de reações nucleares, com a fusão de quatro átomos 
de hidrogênio em um núcleo de hélio, liberando uma grande quantidade de energia. 
Como o Sol apresenta em sua massa aproximadamente 74% de hidrogênio, as rea-
ções nucleares estarão presentes por bilhões de anos, pois ocorre uma elevação de 
hélio à medida em que há uma diminuição da quantidade de hidrogênio no núcleo.
A temperatura da superfície do Sol é de 6000ºC, emitindo energia por radiação 
eletromagnética, que se propaga na velocidade da luz c = 300.000 km/s.
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Implicações nas Sociedades Modernas
O Sol irradia como um corpo negro e, conforme a lei de Stefan-Boltzman, o 
fluxo de radiação de um corpo negro é diretamente proporcional à quarta potência 
de sua temperatura absoluta, conforme a equação abaixo:
F = σT4
Onde:
• F é o fluxo de radiação;
• T e a temperatura absoluta do corpo;
• σ é a constante de Stefan-Boltzman = 5,67 x 10–8W · m–2K–4.
Espectro de radiação solar na atmosfera: https://bit.ly/3dmHeNj
O link acima mostra o espectro de radiação solar no topo da atmosfera e ao nível 
do mar, sendo possível observar que a intensidade máxima de radiação do Sol ocorre 
próxima a 500nm e que o espectro solar se divide na seguinte forma:
• Luz visível: ~43%;
• Infravermelho: ~49%;
• Ultravioleta: ~7%.
A radiação solar é também chamada de radiação de onda curta, presente na faixa 
de 0,3 μm a 4,0 μm.
• Radiação Solar Direta (Rdireta): é a parte da radiação solar que atravessa a 
atmosfera terrestre chegando até a superfície, decrescendo com a distância per-
corrida e com a presença dos constituintes atmosféricos;
• Radiação Solar Difusa (Rdifusa): é a fração da radiação que é resultante do 
espalhamento pelas moléculas de gás e nuvens que constituem a atmosfera, 
atravessando-a e alterando a sua direção de incidência.
Irradiância Solar
A irradiância solar, também chamada de constante solar, é a taxa de energia emi-
tida pelo Sol que chega ao topo da atmosfera terrestre, perpendicular à direção do 
Sol a uma distância média Terra-Sol.
O valor da irradiância solar é medido pelo Total Irradiance Monitor da NASA, 
cujo valor é de:
E0 = 1360,8 ± 0,5 W/m²
É importante observar que esse valor da irradiância ou constante solar varia con-
forme a atividade solar e a distância Terra-Sol.
18
19
Figura 10 – Parâmetros para cálculo da irradiação da energia solar à Terra
Fonte: Acervo do Conteudista
Conhecendo a distância entre a Terra e o Sol (Figura 10), cujo valor é d = 1,5 × 
1011m e o raio do SolRs = 7 × 10
8m, é possível determinar a sua luminosidade (E0).
Conforme a Lei de Stefan-Boltzman, considerando que o Sol emite radiação 
como um corpo negro, e a potência emitida pelo Sol é Φs = 3,9 × 10
26W, podemos 
calcular sua irradiância E0: 
( )
26
7 2
22 8
3,9 10 6,3 10 /
4 4 7 10
S S
S
S S
E W m
A R
φ φ
π π
×
= = = ≅ ×
×
Considerando que a energia se conserva, o fluxo que atravessa a área 24S SA Rπ=
deve ser igual ao que atravessa 4π(d + Rs)
2, e (d + Rs) é o novo raio de irradiância da 
radiação solar. 
Irradiância: constitui a densidade de fluxo de radiação incidente sobre uma superfície.
( )
0
22
04 4
S
S S SE R E d R
φ φ
π π
=
= +
Considerando o novo raio (d + Rs) como r, cujo valor é a soma do raio do Sol e a 
distância do Sol à Terra:
( )
( )
( )
( )
( )
( )
11 8 11
22
0
2
0
2
0 2
27 8
2
0 211
1,5 10 7 10 1,507 10
4 4
4
4 2
6,3 10 7 10
1359 /
1,507 10
S
S S
S S
S
d R
E R E r
E R E
r
ESRE
r
E W m
π π
π
π
+ = × + × = ×
=
=
=
× ×
= ≅
×
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UNIDADE Radiações Eletromagnéticas e suas 
Implicações nas Sociedades Modernas
Para encontrar a energia do Sol por unidade de área que chega perpendicular-
mente à superfície de um astro, como a Terra, pode-se utilizar a seguinte equação: 
24
S
Z
EE
Dπ
=
em que:
• EZ é a energia irradiada na superfície do astro (p.ex. Terra);
• ES e a energia emitida pela fonte (p.ex. Sol);
• D é a distância entre o astro e a fonte emissora.
IMPORTANTE
Devido à rotação da Terra, o fluxo médio de radiação incidente equivale a ¼ da constan-
te solar, pois a potência interceptada na Terra é dividida pela sua área total.
Exemplo
Calcule a energia média irradiada pelo Sol que chega à superfície terrestre per-
pendicularmente, considerando que haja uma reflexão de 39% desta luz incidente 
pela superfície terrestre. Dados: Constante Solar = E0 = 1360,8W/m².
Resolução
( )
( )
2
2
2
11 0,39 1360,8 /
4
10,61 1360,8 /
4
207,5 /
Z
Z
Z
E W m
E W m
E W m
= − × ×
= × ×
=
Insolação
Definimos insolação como a quantidade de radiação solar por unidade de área e 
por unidade de tempo que chega a um lugar da superfície terrestre. A radiação solar 
incidente depende de três fatores:
• Período do ano;
• Período do dia;
• Latitude.
A insolação depende da área em que a radiação solar é distribuída, e pode ser 
calculada pela seguinte equação:
ZEI
A
=
20
21
em que:
• I é a insolação;
• EZ é a energia do Sol no zênite (vertical superior);
• A é a área.
A radiação solar é espalhada por uma área A’, conforme mostrado na Figura 11, 
quando o ângulo de incidência θ da luz solar não é perpendicular ao horizonte.
Figura 11 – Insolação conforme os ângulos de incidência dos raios solares.
Fonte: astro.if.ufrgs.br
Quando o ângulo de incidência da energia solar é diferente da direção perpendicular 
ao horizonte, a mesma energia é espalhada pela área A’, conforme a equação abaixo:
AA
senθ
′ =
Conforme pode ser observado na Figura 11 acima, a inclinação da órbita faz 
variar a altura máxima do Sol para um determinado ponto na Terra. Com isso, a 
insolação varia conforme o lugar.
PS
Z
Horizonte
Lat
Eq
ua
do
rC
írc
ulo
 Di
ur
no
 do
 So
l n
o V
erã
o
Ec
líp
tic
a
Cír
cu
lo 
Di
ur
no
 do
 So
l n
o I
nv
ern
o
ZI
ZV
Figura 12 – Ângulos de incidência dos raios solares nos solstícios de verão e inverno
Fonte: Adaptado de astro.if.ufrgs.br
21
UNIDADE Radiações Eletromagnéticas e suas 
Implicações nas Sociedades Modernas
Para realizarmos esses cálculos, sabendo da latitude do local, primeiramente é 
necessário encontrar o ângulo zenital (Figura 12), e a altura máxima do Sol nos 
solstícios (θinverno e θverão). Para isso, utilizamos a equação a seguir:
Para o Solstício de Verão (SV ~ 21 de Dezembro):
θverão = 90° –ZV
ZV = (Lat – 23,5°)
Para o Solstício de Inverno (SI ~ 21 de Junho):
θinverno = 90° –ZI
ZI = (Lat + 23,5°)
Para calcularmos a variação da insolação nos solstícios de verão e inverno em 
determinado lugar da superfície terrestre, calculamos a razão da insolação nos sols-
tícios, conforme a seguir:
Z
V V V
ZI I
I
E
I A sen
EI sen
A
θ
θ
= =
Exemplo
Vamos calcular a variação da insolação na cidade de São Paulo (Lat. = 23,55°) ao 
meio dia no Solstício de Verão (SV ~ 21 de Dezembro) e no Solstício de Inverno 
(SI ~ 21 de Junho):
Resolução
1º. Encontrar a altura máxima do Sol nos solstícios (θinverno e θverão):
Para o Solstício de Verão (SV ~ 21 de Dezembro):
θverão = 90° – 0,05° = 89,95°
ZV = (23,55° – 23,5°) = 0,05°
Para o Solstício de Inverno (SI ~ 21 de Junho):
θinverno = 90° – 47,05° = 137,05°
ZI = (23,55° + 23,5°) = 47,05°
89,95º 0,99 1,46
137,05º 0,68
Z
V V
ZI
I
E
I A sen
EI sen
A
= = = =
22
23
Portanto, para a cidade de São Paulo, a insolação ao meio dia, no Verão, é 46% 
maior do que no inverno, no mesmo período.
Radiação Terrestre
A radiação terrestre, também conhecida como radiação de onda longa, na faixa 
de 4 a 100μm, ocorre porque a temperatura do planeta situa-se predominantemente 
abaixo de 300K. A Figura 13 mostra as radiações solar e terrestre nos diferentes 
comprimentos de onda:
0.1 1008060504030201087653 4210.80.60.40.30.2
90
80
70
60
50
40
30
20
10
0
Comprimento de Onda (μm)
Flu
xo
 R
ad
ia
tiv
o (
W
/m
2 /μ
m
)
escalonado
por fator 10–6
SOL
TERRA
10mm = 1cm
1000μm = 1mm
100μm
10μm
103nm = 1μm
100nm
10nm
1nm
10–1nm
Comprimento de Onda
Raios-XRaios-X
Radiação
Ultravioleta
Radiação
Infravermelha
MicroondasMicroondas
400 nm
700 nm
Espectro
Visível
Raios-X
Microondas
Figura 13 – Espectro de radiação eletromagnética da Terra e do Sol
Fonte: Acervo do Conteudista
Cerca de metade da radiação solar incidente no topo da atmosfera atinge a super-
fície terrestre, e a maior parte é irradiada novamente para o espaço.
A atmosfera é aquecida, principalmente pela energia irradiada pela Terra, pois 
absorve mais radiação de ondas longas, que são emitidas pela superfície do planeta, 
ao invés de ondas curtas (emitidas pelo Sol).
A superfície terrestre é suprida continuamente pela energia do Sol e da atmosfera, 
devido à reirradiação de energia (Efeito Estufa), formando um ciclo contínuo, o que 
permite que a Terra tenha uma temperatura média de 15°C.
O coeficiente de reflexão da superfície, chamado de albedo, depende principal-
mente da sua cor, e varia conforme as características ópticas da superfície.
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UNIDADE Radiações Eletromagnéticas e suas 
Implicações nas Sociedades Modernas
Tabela 3 – Albedo médio de algumas superfícies (porcentagem)
Superfície Albedo (%)
Solo descoberto 10-25
Areia, deserto 25-40
Grama 15-25
Floresta 10-15
Neve (limpa, seca) 75-95
Neve (molhada e/ou suja) 25-75
Superfície do mar (sol > 25° acima do horizonte) Abaixo de 10
Superfície do mar (pequena altura do sol) 10-70
Nuvens espessas 70-80
Nuvens finas 25-50
Fonte: AYOADE, 1996
Quanto maior o albedo da superfície, menor a radiação solar que é absorvida, aque-
cendo menos.
O albedo médio do planeta Terra é de aproximadamente 30% e varia dependen-
do das características locais, sendo influenciado pelos oceanos azuis e pela cobertura 
de nuvens que causam maior reflexão.
Artigo sobre a diminuição do albedo terrestre. Disponível em: https://bit.ly/2yBzCI9
Interação da Radiação na Atmosfera
Devido à composição da atmosfera terrestre, aproximadamente 30% da radiação 
solar incidente consegue penetrar e chegar à superfície sem interferência, e os 70% 
restantes são absorvidos, espalhados ou refletidos ao espaço, dependendo, principal-
mente, do comprimento de onda e do tipo de partícula que interagem.
A atmosfera terrestre tem uma composição variada, a depender da camada e da altu-
ra, e seus componentes principais são: o nitrogênio (N2), o oxigênio (O2) e o argônio (Ar).
Absorção
A Figura 14 a seguir mostra a opacidade da atmosfera, indicando a absortividade 
de radiação em determinados comprimentos de onda:
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Figura 14 – Opacidade da atmosfera indicando a absorção de radiaçãoem função do comprimento de onda
Fonte: Laboratório Nacional de Astrofísica
Uma parte da radiação solar recebida é absorvida pelos gases da atmosfera da 
Terra. Os gases absorvem energia, a depender do comprimento de onda da radiação 
incidente, sobretudo na faixa do ultravioleta, onde quase toda energia é absorvida.
Transmissão
A transmissão ocorre quando a energia eletromagnética é capaz de atingir a 
superfície terrestre, atravessando a atmosfera, dependendo da sua composição. A 
capacidade da atmosfera de permitir que a radiação passe através dela é denominada 
transmissividade (Figura 15) e varia conforme o comprimento de onda.
Figura 15 – Transmissividade da atmosfera terrestre nos comprimentos de ondaff 
Fonte: Adaptado de gsp.humboldt.edu
Há regiões na atmosfera da Terra que podem ser consideradas transparentes, 
com absorção mínima de radiação ou quase nula de radiação em comprimentos de 
onda específicos, e são chamadas de “Janelas Atmosféricas”.
• Dispersão de luz: é realizada por aerossóis e partículas de poeira presentes 
na atmosfera;
• Dispersão de Rayleigh: é a dispersão de luz por partículas na atmosfera, me-
nores que o comprimento de onda da luz incidente, ocorrendo com radiação de 
comprimentos de onda curtos. É através da dispersão de Rayleigh que o pôr do 
sol tem um desvio para o vermelho, em que a luz é refletida em maior quantidade 
de partículas pela diminuição do ângulo do sol em relação à atmosfera;
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UNIDADE Radiações Eletromagnéticas e suas 
Implicações nas Sociedades Modernas
• Dispersão de Mie: ocorre quando o comprimento de onda da radiação inci-
dente apresenta um tamanho similar ao das partículas da atmosfera. É o que 
acontece nas nuvens, onde a luz é espalhada igualmente em todos os compri-
mentos de onda, o que gera a cor característica branca. Isso ocorre devido à 
dispersão da luz ao interagir com as gotas de água da nuvem.
Os gases ozônio, vapor de água e dióxido de carbono são componentes menores 
da atmosfera; contudo, exercem um efeito enorme sobre o planeta, absorvendo a ra-
diação em alguns comprimentos de onda, como é indicado no link a seguir.
Irradiação solar na Terra: https://bit.ly/2yu23YC
• Vapor de água (H2O): grande absorvedor na faixa de 5,5 – 7,0μm e >27μm. 
O vapor de água na atmosfera varia bastante;
• Dióxido de carbono (CO2): absorve, principalmente, na região do infraverme-
lho térmico do espectro eletromagnético;
• Ozônio (O3): Filtra a radiação na faixa ultravioleta (UV) na atmosfera superior 
abaixo de 360 nm do espectro, e é o principal responsável pela proteção da 
radiação prejudicial que causa câncer de pele.
O2, H2O, CO2 e CH4 são gases de efeito estufa que aprisionam parte do calor da 
atmosfera, o que impede sua irradiação para o espaço.
Camada de Ozônio
O ozônio (O3) forma-se quando as moléculas de oxigênio (O2) são rompidas devi-
do à interação da radiação ultravioleta proveniente do Sol, assim, elas se separam 
e se combinam individualmente com outras moléculas de oxigênio. Este processo é 
conhecido como Ciclo Chapman.
O ozônio está presente na atmosfera não em forma de camada, mas em diversas 
proporções, e na estratosfera há em torno de 90% do ozônio da atmosfera. Com isso, 
não seria correto afirmar que há um “buraco” na camada de ozônio, mas que há uma 
diminuição da concentração de ozônio em certos lugares, como veremos a seguir.
Redução de Ozônio
O ozônio encontra-se em diversas camadas da atmosfera terrestre, e é distribuído, 
principalmente, na ionosfera, mesosfera e estratosfera, com uma crescente diminui-
ção de sua concentração nestas camadas.
Como sabemos, a atmosfera terrestre é composta por diversos gases, incluindo o 
ozônio, sofrendo interação com a radiação terrestre e solar. A diminuição da concen-
tração de ozônio está relacionada à composição dos gases das respectivas camadas. 
Por exemplo, na ionosfera, o teor de ozônio é mais alto; já o ar nesta camada é 
muito fino; com isso, a sua diminuição se torna insignificante na ionosfera.
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Entretanto, na mesosfera e na estratosfera, como os gases presentes (o ar) são 
mais espessos, o teor de ozônio é menor. A perda do ozônio é maior nessas camadas.
EM SÍNTASE
O chamado buraco na camada de ozônio significa simplesmente que acima de alguns 
continentes, sobretudo na Antártida, Ásia e algumas regiões da América do Sul, a me-
sosfera e a estratosfera perderam seu nível original de concentração de ozônio (O3).
A diminuição do ozônio (Figura 16) é um fenômeno global, pois os gases não 
estão aprisionados e, portanto, circulam por diversos fatores através da atmosfera, e 
seus efeitos e causas podem estar em qualquer lugar do planeta.
Figura 16 – Evolução da diminuição da concentração de ozônio na Antártida
(quanto mais próximo do azul escuro, mais fi na é a “camada” de ozônio)
Fonte: Adaptado de MCGRAW-HILL, 2009
Causas da Diminuição do Ozônio
Está comprovado que o clorofluoreto de carbono (CFC) é a principal razão para o 
esgotamento do ozônio. O CFC é um grupo de gases portadores de cloro de baixa gra-
vidade específica que sobem até a estratosfera e a mesosfera. Devido à radiação solar 
ionizante nessas camadas, o cloro gasoso é produzido a partir dos CFCs, fazendo-os 
reagir com o ozônio da atmosfera, reduzindo substancialmente a sua quantidade.
A concentração de ozônio é medida através da Dobson Unit (ou Unidade Dobson 
– UD), que corresponde à unidade de medida da densidade atmosférica de ozônio 
(O3), de forma que 1 UD equivale a 2,69 x 10
16 moléculas de ozônio por centímetro 
quadrado de área observada.
Figura 17 – Buraco de ozônio na Antártida onde o total de ozônio é igual
ou menor que 220 Unidades Dobson (UD) – Mapa 4 de Outubro de 2004
Fonte: ozonewatch.gsfc.nasa.gov
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UNIDADE Radiações Eletromagnéticas e suas 
Implicações nas Sociedades Modernas
O buraco de ozônio sobre a Antártida (Figura 17) é formado por uma série de 
condições atmosféricas únicas sobre o continente, que se combinam para criar um 
ambiente ideal para a destruição do ozônio.
Considera-se a ocorrência do Buraco de Ozônio quando a concentração de ozônio na 
atmosfera atinge valores abaixo de 220 UD.
No verão antártico, os fótons de alta energia são capazes de fotolisar os compos-
tos halogenados, liberando os radicais halógenos, destruindo o ozônio (O3). Estes 
halogênios não podem ser diluídos em todo o globo terrestre, pois como a Antártida 
está cercada por um vórtice polar que não se mistura a outras correntes atmosféri-
cas, resulta na criação do buraco de ozônio.
Mínimas concentrações de ozônio na Antártida de 1979-2013. 
Disponível em: https://youtu.be/bL8YHQ20UbQ
Efeito Estufa e o Aquecimento Global
O efeito estufa é um processo natural que aquece a superfície da Terra. Quando a 
energia do Sol atinge a atmosfera da Terra, parte dela é refletida de volta ao espaço, 
e o restante é absorvido e reirradiado pelos gases do efeito estufa.
A atmosfera é quase transparente à luz visível, absorvendo aproximadamente 
20% da radiação solar incidente. Devido à presença de gases estufa, tais como vapor 
d’água, dióxido de carbono, metano e ozônio, a energia infravermelha é absorvida 
seletivamente num certo comprimento de onda, e irradiada num outro comprimento 
em todas as direções, inclusive para a superfície terrestre. Já uma fração significativa 
da energia emitida pela superfície da Terra é absorvida pela atmosfera e reemitida de 
volta à superfície, fazendo aumentar a temperatura do sistema.
O saldo desse efeito é o aprisionamento do calor dentro da atmosfera, devido ao 
aumento da temperatura da superfície em comparação com a dos níveis atmosféri-
cos superiores, conforme é ilustrado a seguir.
Ilustração do efeito estufa: https://bit.ly/2SHRisA
Com o aumento de atividades antrópicas prejudiciais, como o desmatamento e 
a queima de combustíveis fósseis, há um acréscimo dos gases estufa na atmosfera, 
potencializando o efeito estufa, o que gera um desequilíbrio de energia no planeta.
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Balanço Global de Energia
Podemosconsiderar que quase a totalidade da energia que entra no planeta Terra 
é proveniente do Sol, na forma de radiação eletromagnética, há ainda fontes adicio-
nais, como, por exemplo, o aquecimento geotérmico, porém são valores desprezíveis 
de se considerar no balanço de energia da Terra.
 No topo da atmosfera terrestre, uma região perpendicular à linha Terra-Sol rece-
be cerca de 1368 W/m2, que se denomina Constante Solar (E0 ou S0), como vimos 
anteriormente. Um pouco menos da metade dessa energia vem na forma de radia-
ção na faixa visível do espectro eletromagnético; e a parte restante, no infravermelho 
próximo, e uma menor quantidade, no ultravioleta.
Para equilibrar o sistema, a energia solar incidente precisa ser balanceada por 
uma emissão de energia igual à realizada pelo sistema. Com isso, o balanço de 
energia pode ser estimado através da determinação da temperatura dos agentes do 
sistema utilizando a Lei de Stefan-Boltzmann, que relaciona o fluxo de energia 
radiante à temperatura. Podemos expressar o balanço de energia no sistema Terra, 
conforme mostrado na Figura 18:
Figura 18 – Balanço de radiação no sistema Terra
Fonte: Acervo do Conteudista
Como a atmosfera não é um corpo negro perfeito, devemos considerar a emissivi-
dade (e), definida como a relação entre a energia irradiada por um objeto e a energia 
irradiada por um corpo negro na mesma temperatura. Com isso, podemos definir 
uma equação geral para o balanço de energia:
( )4 40
1
4
1
4
2 1 21
2 4 2
2
2
1
2
S P e
S e
a e
T a S T
T T
T T
σ σ
e e
e
e
   = − =   − −   
 =  − 
 =  − 
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UNIDADE Radiações Eletromagnéticas e suas 
Implicações nas Sociedades Modernas
em que:
• e é a emissividade;
• Ta é a temperatura da atmosfera;
• Te é a temperatura de emissão efetiva da Terra;
• TS é a temperatura na superfície da Terra;
• σ é a constante de Boltzmann, cujo valor é 5,67 × 10–8 Wm–2 K–4;
• aP é o albedo;
• S0 é a constante solar.
Exemplo
Considerando que uma emissividade média do planeta Terra seja igual a 0,97, 
e, através de diversas medições na superfície, a temperatura média observada foi 
aproximadamente de 28°C, determine a temperatura de emissão efetiva da Terra, 
em °C, considerando esses parâmetros.
Resolução
1º. Converter a temperatura de °C para K:
(T)°C + 273,15 = (T)K
(28)°C + 273,15 = 301,15K
Portanto, 
TS = 301,15K
2º. Encontrar Te:
1
4
1
4
2
2
2301,15
2 0,97
301,15 1,18
301,15
1,18
255,11 ou 18º
S e
e
e
e
e e
T T
K T
K T
KT
T K T C
e
 =  − 
 =  − 
=
=
= ≅ −
A temperatura efetiva de equilíbrio radiativo do planeta Terra é de -18ºC, e a tem-
peratura média observada na superfície gira em torno de 15ºC, pois devido à presença 
da atmosfera, o sistema é retroalimentado, fazendo aquecer a superfície. O link a seguir 
mostra o balanço entre a energia emitida e recebida pelo sistema nas variadas latitudes.
Balanço de radiação em variadas latitudes: a) saída e entrada de radiação; b) resultado da 
interação do sistema: https://bit.ly/3bjOhoR
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Material Complementar
Indicações para saber mais sobre os assuntos abordados nesta Unidade:
 Vídeos
Minimum Ozone Concentrations 1979-2013
Mínimas concentrações de ozônio na Antártida de 1979-2013.
https://youtu.be/bL8YHQ20UbQ
Sensoriamento Remoto: princípios e aplicações
Múltiplas aplicações do sensoriamento remoto.
https://youtu.be/hPuWMFt66oA
 Leitura
Conhece o albedo? Ele está diminuindo e isso não é nada bom 
Artigo sobre a diminuição do albedo terrestre.
https://bit.ly/2yBzCI9
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UNIDADE Radiações Eletromagnéticas e suas 
Implicações nas Sociedades Modernas
Referências
AYOADE, J. O. Introdução à climatologia para os trópicos. 4. ed. Rio de Janeiro: 
Bertrand Brasil, 1996.
GARRISON, T. Fundamentos de oceanografia. 4. ed. São Paulo: Cengage 
Learning, 2010.
GROTZINGER, J.; JORDAN, T. Para Entender a Terra. 6. ed. Rio de Janeiro: 
Bookman, 2013.
UCL – Université Catholique de Louvain. The Earth’s energy budget. Disponível em: 
<http://www.climate.be/textbook/chapter2_node2.html>. Acesso em: 23 ago. 2019.
UFRGS – Universidade Federal do Rio Grande do Sul. Fotometria. Disponível em: 
<http://astro.if.ufrgs.br/rad/rad/rad.htm>. Acesso em: 18 agosto. 2019.
VAREJÃO-SILVA, M. A. Meteorologia e climatologia. Versão digital 2. Recife, 2006.
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