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AGROMETEOROLOGIA RADIAÇÃO SOLAR Prof. Alisson Souza de Oliveira Origem da Radiação Solar O Sol é considerado uma estrela de quinta grandeza, constituída por uma massa gasosa, contendo cerca de 71% de hidrogênio e 26% de hélio. Possui uma massa em torno de 1,99 x 1035 Kg, da qual cerca de 90% concentra-se na metade interna de seu raio. A temperatura média do Sol é de 5.770 K; entretanto, por causa da pressão exercida por sua massa colossal, a temperatura no seu núcleo é de 14.000.000 K. Esta é a fonte primária de energia para os processos termodinâmicos que ocorrem na superfície da Terra. RADIAÇÃO SOLAR Essa altíssima temperatura provoca o desencadeamento de reações nucleares, transformando o hidrogênio em hélio, por meio da fusão de núcleos de hidrogênio em núcleos de hélio com perda de massa, é compensada por emissão de energia. Por esta reação ocorrer no núcleo do átomo de hidrogênio, ela é denominada de radiação. As radiações, em geral, são classificadas por letras do alfabeto grego (alfa, beta, sigma, etc.). A radiação solar é do tipo beta. RADIAÇÃO SOLAR Sequência das reações nucleares que resultam na fusão do núcleo de hidrogênio em núcleo de hélio. Para se ter uma idéia da quantidade de radiação liberada no processo de fusão nuclear, que ocorre no Sol, a cada segundo 657 milhões de toneladas de hidrogênio são transformadas em 653 milhões de toneladas de hélio, havendo uma diferença de 4 milhões de toneladas de massa de hidrogênio que, nesta fusão, é convertida em radiação beta . Esta radiação, ou emissão de partículas beta, pode ser um elétron ou um pósiton (életron positivo) localizado no núcleo do átomo. Da fotosfera (camada mais externa do Sol) saem em direção ao cosmo verdadeiras labaredas de gás hélio que chegam a atingir até 400 mil quilômetros de distância. RADIAÇÃO SOLAR Espectro de emissão do Sol e da Terra e absorção pelos elementos da atmosfera OBSERVAÇÃO IMPORTANTE As reações nucleares que ocorrem no Sol produzem várias radiações eletromagnéticas, com diferentes comprimentos de onda contidos no intervalo entre 0,3 a 4 micrômetros. Por esta razão, elas são denominadas de ONDAS CURTAS, enquanto aquelas produzidas pela emissão de energia da Terra são chamadas de ONDAS LONGAS. RADIAÇÃO SOLAR Quanto menor o comprimento de onda, maior a energia! 5 Natureza da Radiação Solar Ondas são perturbações periódicas, ou oscilações de partículas ou do espaço, por meio das quais muitas formas de energia se propagam a partir de suas fontes. De que maneira ocorre a propagação da Radiação Solar no espaço? Esse fato pode ser elucidado pela teoria ondulatória, segundo a qual, a radiação solar se propaga em linha reta, por meio de um campo elétrico e um campo magnético em movimento ondulatório (Conhecida como Radiação Eletromagnética). Conceito de Onda RADIAÇÃO SOLAR Uma onda não propaga matéria. As ondas propagam apenas energia, que é transferida por meio de átomos e moléculas da matéria. De modo geral as ondas necessitam de um meio material para se propagarem, exceto as eletromagnéticas, que se propagam no vácuo. Características de uma Onda RADIAÇÃO SOLAR Exemplo bastante característico deste fenômeno (não propagação de matéria) são as "olas" em estádios de futebol, onde se percebe que há um movimento oscilatório, porém as pessoas permanecem nos mesmos lugares. 7 A onda possui uma frequência e um comprimento. A frequência corresponde ao número de vezes que ela passa por um ponto do espaço em determinado intervalo de tempo, ou seja, ao número de oscilações que ela emite por unidade de tempo em relação a um ponto. A frequência é geralmente expressa em ciclos por segundos ou Hertz. O comprimento indica a distância entre dois pontos semelhantes de onda (cristas ou vales), dado em metros. Esquema para mostrar uma onda senoidal Características de uma Onda RADIAÇÃO SOLAR Conjunto de todas as radiações, desde os raios gama até as ondas de rádio, que nada mais é do que a ordenação das radiações em função do comprimento de onda e da frequência. Espectro eletromagnético RADIAÇÃO SOLAR Espectro eletromagnético Espectro eletromagnético RADIAÇÃO SOLAR Espectro eletromagnético RADIAÇÃO SOLAR Processos de Transferência de Energia A energia pode ser transferida de um ponto para outro por três processos: Condução Convecção Radiação RADIAÇÃO SOLAR Quanto menor o comprimento de onda, maior a energia! 13 Processos de Transferência de Energia Condução A energia calorífica é transferida de uma molécula para outra. Este processo permite definir o conceito de materiais bons e maus condutores de calor, como os metais e o ar respectivamente. RADIAÇÃO SOLAR Quanto menor o comprimento de onda, maior a energia! 14 Processos de Transferência de Energia Convecção É o processo em que uma massa fluida (líquidos e gases) se movimenta por diferença de densidade. RADIAÇÃO SOLAR Quando o ar esta saturado com vapor d’água, o processo de convecção faz a transferência de calor entre a superfície e a atmosfera, ou seja, o objeto emite e recebe radiação, “mantendo” a temperatura (processo de convecção). Quando esse processo não acontece, o objeto perde mais calor do que recebe, esfriando e saturando de vapor d’água ao seu redor, caso a temperatura atinja valores abaixo de zero, poderá ocorrer a formação da geada. 15 Processos de Transferência de Energia Radiação Solar É o processo em que a energia, proveniente do Sol ou de outra fonte qualquer, se propaga sob a forma de ondas, genericamente denominadas ondas eletromagnéticas. A principal diferença deste modo de transferência de energia para os dois anteriores é que a radiação também se propaga no vácuo não havendo portanto, a necessidade de um meio material para que a transferência de energia ocorra. RADIAÇÃO SOLAR 16 Grandezas características das ondas eletromagnéticas Comprimento (λ): é a distância entre duas cristas consecutivas. Frequência (f): é o número de cristas que passam por um ponto de referência na unidade de tempo. Período (T): é o tempo necessário para uma crista completar um ciclo. O período é o inverso da frequência. RADIAÇÃO SOLAR 17 Grandezas características das ondas eletromagnéticas Velocidade (c): é a distância percorrida por determinada crista por unidade de tempo. A velocidade de propagação das ondas eletromagnéticas no vácuo é tida como constante, da ordem de 300.000 km s-1. Fisicamente: velocidade = Distância/Tempo. Para a radiação a distância é o próprio comprimento de onda (λ) e o tempo é dado pelo período (T), então: RADIAÇÃO SOLAR Quanto maior o comprimento de onda, menor a frequência, significando, menor energia. Quanto maior a frequência, menor o comprimento de onda, maior a energia. 18 Esquema de uma onda eletromagnética: campo elétrico (E), campo magnético (M) e sentido de propagação (C) RADIAÇÃO SOLAR Grandezas características das ondas eletromagnéticas Como a velocidade da onda eletromagnética é constante, à medida que se aumenta o comprimento de onda, diminui a frequência e vice-versa. Quanto menor o comprimento de onda, maior será o potencial energético desta onda e vice-versa. RADIAÇÃO SOLAR 21 Conceitos Gerais Para o estudo da radiação é importante o significado de alguns termos, sendo os principais: Poder emissivo É a quantidade de energia emitida por uma superfície por unidade de área e tempo, a uma dada temperatura. Todo corpo que possui energia, isto é, cuja temperatura é maior que 0 (zero) Kelvin, emite certa quantidade de energia em determinados comprimentos de ondas. RADIAÇÃO SOLAR 22 Conceitos Gerais Corpo negro É uma idealização física para o estudo da radiação. O corpo negro absorve toda energia incidente sobre ele e, para cada temperatura e para cada comprimento de onda, é o corpo que emite a máxima quantidade de energia. As leis da radiação, que serão abordadas adiante, consideram sempre o corpo negro. Radiação emitida Radiação incidente (absorção total) Corpo negro ideal 23 Conceitos Gerais Emissividade (ε) É um índiceque compara o poder emissivo de um corpo qualquer com o poder emissivo do corpo negro à mesma temperatura. Corpo negro ideal Em que, ɛ = emissividade do corpo Ec = poder emissivo do corpo à temperatura T; Ecn = poder emissivo do corpo negro à temperatura T. 24 Conceitos Gerais Refletividade, Absorvidade e Transmissividade Quando um feixe de radiação (I) incide sobre um corpo, pode originar três parcelas, sendo a primeira refletida (Ir), a outra absorvida (Ia) e a ultima, transmitida (It). Corpo negro ideal 25 Conceitos Gerais Absorvidade (A): é um coeficiente que relaciona a fração da radiação incidente que foi absorvida pelo corpo em estudo com o feixe incidente I. Refletividade (R): é um coeficiente que relaciona a fação da radiação incidente que foi refletida pelo corpo em estudo com o feixe incidente I. Transmissividade (T): é um coeficiente que relaciona a fração da radiação incidente que foi transmitida (passou através) pelo corpo em estudo com o feixe incidente I. Mas toda a radiação (I) foi absorvida e ou transmitida e ou refletida, então: 26 Conceitos Gerais Mas toda a radiação (I) foi absorvida e ou transmitida e ou refletida, então: Substituindo Ia, Ir e It por suas respectivas explicitações, respectivamente, tem-se: ) Conclui-se que para cada corpo, o somatório da absorvidade, refletividade e transmissividade será igual a unidade. Analisando-se o corpo negro, por exemplo, observa-se que a absorvidade é igual a 1, por definição, então a refletividade e a transmissividade obrigatoriamente serão iguais a zero. 27 Leis da Radiação Radiação do corpo negro Em física, um corpo negro é um objeto idealizado que absorve toda a radiação eletromagnética que incide sobre ele (por isso é negro na temperatura ambiente). Acima de zero graus Kelvin (0 K = -273° C) emite radiação eletromagnética. A refletividade é nula, emissividade é ε = 1. Radiação incidente (absorção total) Radiação emitida Corpo negro ideal Corpo negro ideal Representação de um corpo negro perfeito que não reflete a radiação, considerando-o a temperatura de 0k. Radiação incidente (absorção total) Representação de um corpo negro a temperatura alta, próxima de 10³k. Corpo negro ideal RADIAÇÃO SOLAR Possui a interessante propriedade de emitir radiações de diferentes comprimentos de onda, à medida que muda a temperatura à qual esta submetida. Portanto, um corpo negro, além de ser um absorvedor perfeito, é um emissor perfeito. Com base nos conhecimentos teóricos realizados com o corpo negro foi possível estabelecer as leis da radiação. 28 Leis da Radiação Planck - desenvolveu uma equação que permitiu determinar o valor da radiação emitida da temperatura do corpo em cada comprimento de onda. Stefan-Boltzmann - derivando a equação de Planck, mostrou que a radiação emitida por um corpo negro é inversamente proporcional à quarta potência da temperatura do corpo. Estabeleceu ainda a relação para corpos reais, como função da emissividade. Wien - constatou que o pico de máxima emissão da radiação desloca para comprimentos de onda mais curtos, à medida que aumenta a temperatura do corpo. Kirchhoff - demonstrou a relação existente entre a radiação emitida por um corpo negro e um corpo real. RADIAÇÃO SOLAR Quanto menor o comprimento de onda, maior a energia! 29 Lei de Planck Equacionou o poder emissivo de um corpo negro distribuídos em diferentes comprimentos de ondas, para diferentes temperaturas. Leis da Radiação Curvas do corpo negro para diferentes T RADIAÇÃO SOLAR Energia (w² m-2 µm-1) E(,T) - poder emissivo do corpo negro à temperatura T para comprimento de ondas (); - comprimento de ondas; C1 = 3,7427 x 108 W m4 m-2; C2 = 1,4388 x 104 m K. o problema abordado por Max Karl Ernst Ludwig Planck (1858-1947) era o de explicar o espectro da radiação térmica, a energia emitida sob a forma de ondas eletromagnéticas por qual quer corpo aquecido a uma dada temperatura. Segundo ele, a emissão ocorre em todos os comprimentos de onda (espectro contínuo), mas com intensidade variável, pas!,ando por um máximo em dado comprimento de onda, que depende da temperatura do corpo. À medida que a temperatura aumenta, o máximo de intensidade da radiação emitida desloca-se para comprimentos de onda cada vez menores. 30 Leis da Radiação Lei de Wien Esta lei foi derivada da lei de Planck em relação ao comprimento de onda. Por meio dela, pode-se determinar o comprimento de onda de máxima emitância espectral, para uma dada temperatura, ou seja, determinar qual é o comprimento em que a radiação emitida é máxima. RADIAÇÃO SOLAR λmax = comprimento de onda correspondente ao máximo poder emissivo (μm); C = constante de Wien (2987 μm.K); T = temperatura absoluta (K). A lei de Wien mostra que o comprimento de onda da emissão máxima de um corpo negro é inversamente proporcional à sua temperatura. 31 Exemplo: Considerando que a temperatura do Sol seja de 5.780 oK, qual o comprimento de onda com o máximo poder emissivo? RADIAÇÃO SOLAR λmax = comprimento de onda correspondente ao máximo poder emissivo (μm); C = constante de Wien (2987 μm.K); T = temperatura absoluta (K). A lei de Wien mostra que o comprimento de onda da emissão máxima de um corpo negro é inversamente proporcional à sua temperatura. 32 Leis da Radiação Lei de Stefan – Boltzmann Define que o poder emissivo de um corpo negro é diretamente proporcional a quarta potência de sua temperatura absoluta. RADIAÇÃO SOLAR E = poder emissivo do corpo negro (ly min-1) ou (W m-2); σ = constante de Stefan-Boltzmann (8,14 x 10-11 ly min-1 K-4) ou (5,67 x 10-8 W m-2 K-4) ou (4,903 x 10-9 MJ m-2 d-1 k-4) T = temperatura absoluta (k) Quanto menor o comprimento de onda, maior a energia! 33 Leis da Radiação Lei de Stefan – Boltzmann Define que o poder emissivo de um corpo negro é diretamente proporcional a quarta potência de sua temperatura absoluta. RADIAÇÃO SOLAR Para um corpo qualquer de emissividade (ε) conhecida, a equação anterior passa a: Quanto menor o comprimento de onda, maior a energia! 34 Leis da Radiação Lei de Lambert ou do cosseno: A quantidade de energia incidente (Iz) em uma superfície inclinada é igual a mesma quantidade de energia incidente (In) em uma superfície normal à radiação, multiplicada pelo cosseno do ângulo de inclinação (z). RADIAÇÃO SOLAR Esta lei explica as variações nas quantidades de energia interceptadas nas diferentes latitudes da superfície terrestre. Quanto menor o comprimento de onda, maior a energia! Esta lei explica as variações nas quantidades de energia interceptadas nas diferentes latitudes da superfície terrestre. 35 RADIAÇÃO SOLAR Ex.: Considere que quando o Sol culmina no zênite em determinado local a energia instantânea interceptada pela superfície horizontal seja de 950 W.m-2. Calcule a energia interceptada nesta mesma superfície para o dia 15 de janeiro ao meio dia para este mesmo local, sendo sua latitude de 21º 9’. Quanto menor o comprimento de onda, maior a energia! Esta lei explica as variações nas quantidades de energia interceptadas nas diferentes latitudes da superfície terrestre. 36 Z = arccos(sen ф . senδ + cosф . cos δ . cosh) Leis da Radiação Constante Solar É a quantidade de energia interceptada por unidade de área e unidade de tempo em uma superfície plana, colocada perpendicularmente aos raios solares, a distância média da Terra ao Sol (D), igual a (1,5 x 1011 m), desconsiderando a influência da atmosfera. RADIAÇÃO SOLAR Substituindo os valores, encontra-se a Constante Solar igual a 1348 W m-2 Tendo o Sol um raio equivalente a 6,97 x 108 m e emitindo energia à temperatura de 5760 K. σ = constante de Stefan-Boltzmann = 5,67 x 10-8 W m-2 K-4 1,94 0,03 cal cm-2 min-1 ou 1353 21 W m-2 Valor medido – próximo do calculado Quanto menor o comprimento de onda, maior a energia! Esta lei explica as variações nas quantidades de energia interceptadas nas diferentes latitudes da superfície terrestre. 38 Unidades mais usuais de expressara Radiação Solar 1 J s-1 = 1 W; 1 cal = 4,1855 J; 1 J = 0,2389 cal; 1 MJ m-2 = 23,8920 cal cm-2; 1 ly = 1 cal cm-2; 1 ly min-1 = 697,5833 W m-2 1 ly = 41860 J m-2 Submúltiplos: 1 m = 10-3 mm 1 m = 1000 nm 1 m = 10-6 m 1 m = 104 Å (Angstrom) 1 Å = 10-10 m. J = Joule MJ = Mega Joule Ly = Langley W = Watt Cal = Caloria Múltiplos: 1 kJ = 1.000 J 1 MJ = 1.000.000 J Quanto menor o comprimento de onda, maior a energia! 39 Ex.: Calcular a Constante Solar em cal/cm²min Distância média da Terra ao Sol (D) = 1,5 x 1011 m σ = constante de Stefan-Boltzmann = 5,67 x 10-8 W m-2 K-4 Raio do sol = 6,97 x 108 m Temperatura do sol = 5760 k S = constante solar em W/m² RADIAÇÃO SOLAR 1 J = 0,2389 cal 1W = 1 J/s Quanto menor o comprimento de onda, maior a energia! Esta lei explica as variações nas quantidades de energia interceptadas nas diferentes latitudes da superfície terrestre. 40 Exercícios 1 - Converta o valor da constante solar 1,94 ly min-1 para o valor correspondente em W m-2. RADIAÇÃO SOLAR 1 ly min-1 = 697,5833 W m-2 2 - Demonstrar que 1 cal.cm-2.min-1 é aproximadamente 697 W m-2. 1 J s-1 = 1 W; 1 cal = 4,1855 J; Quanto menor o comprimento de onda, maior a energia! Esta lei explica as variações nas quantidades de energia interceptadas nas diferentes latitudes da superfície terrestre. 41 Exercícios 3 - Sabe-se que o Sol emite o máximo de radiação na zona do espectro electromagnético correspondente à luz visível. Com um comprimento de onda máximo aproximadamente igual a 483 nm, qual a temperatura média da superfície solar? RADIAÇÃO SOLAR λmax = comprimento de onda correspondente ao máximo poder emissivo (μm); C = constante de Wien (2987 μm.K); T = temperatura absoluta (K). Quanto menor o comprimento de onda, maior a energia! Esta lei explica as variações nas quantidades de energia interceptadas nas diferentes latitudes da superfície terrestre. 42 Exercícios 4 - Determine a emitância ou poder emissivo de um corpo à temperatura de 27ºC, cuja emissividade é 0,88. Considere σ = 5,67 x 10-8 W m-2 K-4. RADIAÇÃO SOLAR Lei de Stefan – Boltzmann C = k + 273 Quanto menor o comprimento de onda, maior a energia! Esta lei explica as variações nas quantidades de energia interceptadas nas diferentes latitudes da superfície terrestre. 43 Exercícios 5 - Imagine uma superfície quente com área de 10 m² à temperatura de 80°C (parede de um forno siderúrgico, por exemplo). Expresse a quantidade de água evaporável por esta área em altura de lâmina d’água durante o período de 2 horas. Considere a emissividade da superfície igual a 1. Calor latente de evaporação da água ≈ 2,45 MJ kg-1. RADIAÇÃO SOLAR Lei de Stefan – Boltzmann σ = 4,903 x 10-9 MJ m-2 d-1 k-4 Resp.: 2,58 mm 44 Interação da Radiação Solar com a Atmosfera Terrestre O fluxo total de energia solar no topo da atmosfera é de aproximadamente 1.353 W.m-2, o que equivale a 1,94 cal cm-2 min-1. Quando a radiação solar penetra na atmosfera terrestre, sofre atenuações causadas por reflexão, espalhamento e absorção pelos constituintes atmosféricos, por partículas dispersas e nuvens (atenuações da energia solar ao atravessar a atmosfera). Causas das atenuações da energia solar ao atravessar a atmosfera. 1,94 cal cm-2 min-1 Radiação global (47% = 0,91 cal cm-² min-1) Falar sobre a energia proveniente do sol incidente no topo da atmosfera. Falar que equivale a 14 lâmpadas de 100 watts por m², muita energia. As nuvens são a maior barreira à radiação solar, do ponto de vista do sensoriamento remoto, porque elas impedem a passagem da radiação solar na porção refletiva do espectro eletromagnético, onde operam a maioria dos sistemas sensores. As nuvens são o principal problema com relação ao sensoriamento remoto, pois impedem a passagem da radiação eletromagnética e consequentemente, não se consegue obter a informação do alvo. 45 Interação da Radiação Solar com a Atmosfera Terrestre Absorção seletiva de radiação solar na atmosfera É a propriedade que certos gases componentes da atmosfera apresentam ao absorverem determinadas faixas de comprimentos de ondas da radiação que sobre eles incidem. São absorventes seletivos: Oxigênio - na faixa de 0,12 a 0,18 µm; Ozônio - na faixa de 0,20 a 0,33 µm e 0,44 a 0,76 µm;. CO2 - na faixa de 1,50 a 2,80 µm, principalmente 2,70 µm; Vapor d'água - apesar de sua baixa proporção na atmosfera, é considerado o principal absorvente seletivo de radiação, absorvendo de 0,8 a 2,4 µm, 5,5 a 7,0 µm e comprimentos de ondas maiores que 15,0 µm. Esse gráfico mostra a interação da radiação eletromagnética com os gases presentes na atmosfera terrestre. A irradiação de um corpo negro tem comportamento semelhante ao que tem a irradiação solar extraterrestre, ou seja, reflete toda a irradiação incidente sobre ele. A irradiação solar ao nível do mar esta mostrando a absorção da radiação eletromagnética pelos gases e vapor d’água presentes na atmosfera. 46 Interação da Radiação Solar com a Atmosfera Terrestre Absorção seletiva de radiação solar na atmosfera As faixas de comprimentos de ondas que não são absorvidas pelo vapor d'água são denominadas “janelas da atmosfera”, sendo seu conhecimento de grande importância em aerofotogrametria e sensoriamento remoto. A transmitância mostra a quantidade de energia que consegue atravessar a atmosfera sem ser absorvida. 47 Interação da Radiação Solar com a Atmosfera Terrestre Janela Atmosférica São as regiões do espectro eletromagnético, para as quais a radiação não é absorvida, ou seja, a atmosfera é transparente. As radiações com comprimento de onda entre 100 µm e 1 mm são todas absorvidas pela atmosfera terrestre. Logo, deve-se evitar construir sensores para medir essas radiações, pois nenhuma quantidade de energia chegaria a eles. 48 Interação da Radiação Solar com a Atmosfera Terrestre Espalhamento da radiação solar na atmosfera O espalhamento é um processo físico que resulta da obstrução das ondas eletromagnéticas, por partículas existentes nas suas trajetórias, ao penetrarem na atmosfera terrestre. Essa obstrução pode ser tanto da energia incidente quanto da refletida. 200 - 2000 Chuva 50 – 200 Garoa 20 – 50 Névoa 2 – 30 Neblina, nuvens 1 – 5 Poeira 0,5 – 50 Fumaças industriais 0,001 – 0,5 Fumaça, nevoeiro Variação no diâmetro (µm) Partícula Partículas presentes na atmosfera e respectivos tamanhos A intensidade e a direção do espalhamento depende fortemente da razão entre os diâmetros das partículas presentes na atmosfera eo comprimento de onda da energia eletromagnética incidente e/ou refletida. Bruma = nevoeiro, nebulosidade. 49 Interação da Radiação Solar com a Atmosfera Terrestre Tipos de Espalhamento Espalhamento Molecular ou Rayleigh Ocorre quando o raio médio (r) das partículas difusoras é menor que 10% do comprimento de onda (r < 0,1λ). Nestas circunstâncias a partícula oscilará com a mesma frequência da radiação incidente e “espalhará” a radiação incidente nas direções do espaço. Os gases constituintes do ar atmosférico são os principais responsáveis por este processo. A intensidade de difusão (Iλ) é inversamente proporcional à quarta potência do comprimento de onda (λ): A difusão ocasionada por tais partículas (r < 0,1λ) independentemente da sua natureza é responsável pela cor azul do céu (difundindo mais intensamente os comprimentos de onda da faixa azul do espectro visível). Azul 606 – 668 THz 450 – 495 nm 50 Faixa do Visível Como a luz violeta tem um comprimento de onda menor que a azul, por que o céu não parece violeta? Porque a energia da radiação solar contida no violeta é muito menor que a contida no azul e porque o olho humano é mais sensível à luz azul que à luz violeta. Interação da Radiação Solar com a Atmosfera Terrestre Espalhamento Não-seletivo Quando as partículas difusoras forem maiores ou da ordem do comprimento de onda da radiação incidente, o espalhamento não acontece, ocorrendo um simples processo de reflexão não seletiva (reflexão difusa). Neste casoa radiação incidente apenas se reflete mudando de direção e conservando suas características. Nuvens, poeiras e aerosóis ocasionam a difusão não seletiva. Quanto menor o comprimento de onda, maior a energia! 52 Radiação Fotossinteticamente Ativa (RFA) Características espectrais Fotossíntese - é o processo do qual as plantas verdes transformam a energia radiante (eletromagnética) em energia química, desencadeando o processo fotossintético. Aproximadamente 50% do fluxo de energia solar que chega até as plantas consistem em luz na faixa do visível. Genericamente, A folha reflete em torno de 10% da energia incidente; Transmite em torno de 10%; Absorve ao redor de 80%. Radiação Fotossinteticamente Ativa (RFA) – é a energia interceptada pelo dossel vegetativo, que é absorvida pelos cloroplastos presentes nas folhas. Quanto menor o comprimento de onda, maior a energia! 53 Radiação Fotossinteticamente Ativa (RFA) Espectro de absorção de luz especificamente para a clorofila “a”. Verificam-se picos distintos de absorção nas regiões do azul (430 nm) e vermelho (660 nm), comprimentos de onda que são abundantes na radiação solar. Por outro lado, a clorofila não absorve luz na região do verde, sendo refletido pelas folhas, daí enxergarmos a vegetação na cor verde. Obs.: A banda na faixa do azul, indo de 400 a 450 nm, tendo seu pico máximo ao redor de 430 nm, é a de maior eficiência fotossintética do espectro de emissão da radiação solar . A faixa do espectro de emissão solar entre 450 e 600 nm por possuir elevada energia é rejeitada pela planta, por questões morfológicas. Quanto menor o comprimento de onda, maior a energia! 55 Balanço de Radiação O balanço de radiação ou saldo de radiação sobre a superfície é a contabilização líquida de toda a energia radiante presente no sistema solo-atmosfera, resultando na radiação líquida, a qual será a energia disponível para os processos que ocorrem juntos à superfície. Será simbolizada por Rn. Quanto menor o comprimento de onda, maior a energia! 56 Balanço de Radiação Radiação na ausência da atmosfera (Ra) – é a radiação que chega no limite superior da atmosfera é chamada de radiação total. Radiação solar incidente (Rs) - é a radiação que efetivamente atinge a superfície da Terra, sendo composta pela radiação difusa e radiação direta. Albedo ou Coeficiente de Reflexão (r) - é a refletividade difusa ou poder de reflexão de uma superfície. Balanço de Radiação de Ondas Curtas (Rns) – é a energia absorvida pela superfície. Resulta do balanço entre a radiação que atinge a Terra e a parte que é refletida devido ao Albedo (r). A radiação que chega no limite superior da atmosfera é chamada de radiação total, podendo também ser chamada de radiação na ausência da atmosfera (Ra). É a quantidade de energia radiante integrada desde o nascer ao pôr do Sol. A radiação ao atravessar a atmosfera sofre os processos de absorção, reflexão e difusão. A radiação que efetivamente atinge a superfície da Terra passa a ser chamada simplesmente de radiação solar incidente (Rs). A radiação solar Rs é composta pela radiação difusa e radiação direta. A radiação direta é aquela que atinge a superfície da Terra sem ser interceptada por nuvens ou espalhada pela atmosfera (é a radiação que caracteriza a sombra dos objetos). A radiação difusa é a espalhada na atmosfera sofrendo vários desvios no seu percurso (é a radiação que permite a claridade mesmo na sombra durante o dia). Da radiação que atinge a Terra, parte é refletida devido ao albedo (r) ou poder refletor da superfície, sendo devolvida para o espaço, resultando no saldo ou balanço radiação de ondas curtas (Rns), que será a energia absorvida pela superfície. Simultaneamente com a absorção de energia pela superfície, ocorre a emissão de energia na faixa de comprimentos de ondas longas. Ao interagir com a atmosfera, principalmente com nuvens e vapor d'água, parte é devolvida à superfície, seja por emissão ou reflexão, resultando no balanço de ondas longas, ou emissão efetiva terrestre (Rb). 57 Balanço de Radiação Matematicamente o balanço de radiação junto à superfície será: ) Sendo, Rn = Radiação líquida, sendo a energia disponível para todos os processos que ocorrem junto à superfície. Rns = Balanço ou saldo de radiação de ondas curtas. Rb = Balanço de ondas longas. RS = Radiação solar incidente à superfície terrestre . r = Albedo da superfície A radiação que chega no limite superior da atmosfera é chamada de radiação total, podendo também ser chamada de radiação na ausência da atmosfera (Ra). É a quantidade de energia radiante integrada desde o nascer ao pôr do Sol. A radiação ao atravessar a atmosfera sofre os processos de absorção, reflexão e difusão. A radiação que efetivamente atinge a superfície da Terra passa a ser chamada simplesmente de radiação solar incidente (Rs). A radiação solar Rs é composta pela radiação difusa e radiação direta. A radiação direta é aquela que atinge a superfície da Terra sem ser interceptada por nuvens ou espalhada pela atmosfera (é a radiação que caracteriza a sombra dos objetos). A radiação difusa é a espalhada na atmosfera sofrendo vários desvios no seu percurso (é a radiação que permite a claridade mesmo na sombra durante o dia). Da radiação que atinge a Terra, parte é refletida devido ao albedo (r) ou poder refletor da superfície, sendo devolvida para o espaço, resultando no saldo ou balanço radiação de ondas curtas (Rns), que será a energia absorvida pela superfície. Simultaneamente com a absorção de energia pela superfície, ocorre a emissão de energia na faixa de comprimentos de ondas longas. Ao interagir com a atmosfera, principalmente com nuvens e vapor d'água, parte é devolvida à superfície, seja por emissão ou reflexão, resultando no balanço de ondas longas, ou emissão efetiva terrestre (Rb). 58 Balanço de Radiação Balanço de radiação de ondas curtas (Rns) Sendo, Rns = Balanço ou saldo de radiação de ondas curtas. RS = Radiação solar incidente à superfície terrestre . r = Albedo da superfície A radiação que chega no limite superior da atmosfera é chamada de radiação total, podendo também ser chamada de radiação na ausência da atmosfera (Ra). É a quantidade de energia radiante integrada desde o nascer ao pôr do Sol. A radiação ao atravessar a atmosfera sofre os processos de absorção, reflexão e difusão. A radiação que efetivamente atinge a superfície da Terra passa a ser chamada simplesmente de radiação solar incidente (Rs). A radiação solar Rs é composta pela radiação difusa e radiação direta. A radiação direta é aquela que atinge a superfície da Terra sem ser interceptada por nuvens ou espalhada pela atmosfera (é a radiação que caracteriza a sombra dos objetos). A radiação difusa é a espalhada na atmosfera sofrendo vários desvios no seu percurso (é a radiação que permite a claridade mesmo na sombra durante o dia). Da radiação que atinge a Terra, parte é refletida devido ao albedo (r) ou poder refletor da superfície, sendo devolvida para o espaço, resultando no saldo ou balanço radiação de ondas curtas (Rns), que será a energia absorvida pela superfície. Simultaneamente com a absorção de energia pela superfície, ocorre a emissão de energia na faixa de comprimentos de ondas longas. Ao interagir com a atmosfera, principalmente com nuvens e vapor d'água, parte é devolvida à superfície, seja por emissão ou reflexão, resultando no balanço de ondas longas, ou emissão efetiva terrestre (Rb). 59 Balanço de Radiação Balanço de radiação de ondas curtas (Rns) Sendo, Ra = Radiação total em MJ m-2 d-1 dr = Distância relativa Terra-Sol sendo obtida por: Para a estimativa da radiação solar incidente à superfície terrestre (Rs), deve-se primeiramente estimar a radiação que chega no limite superior (“topo” ou “ausência”) da atmosfera, ou seja, a radiação total (Ra). Sendo, DJ = O dia juliano A radiação que chega no limite superior da atmosfera é chamada de radiação total, podendo também ser chamada de radiação na ausência da atmosfera (Ra). É a quantidadede energia radiante integrada desde o nascer ao pôr do Sol. A radiação ao atravessar a atmosfera sofre os processos de absorção, reflexão e difusão. A radiação que efetivamente atinge a superfície da Terra passa a ser chamada simplesmente de radiação solar incidente (Rs). A radiação solar Rs é composta pela radiação difusa e radiação direta. A radiação direta é aquela que atinge a superfície da Terra sem ser interceptada por nuvens ou espalhada pela atmosfera (é a radiação que caracteriza a sombra dos objetos). A radiação difusa é a espalhada na atmosfera sofrendo vários desvios no seu percurso (é a radiação que permite a claridade mesmo na sombra durante o dia). Da radiação que atinge a Terra, parte é refletida devido ao albedo (r) ou poder refletor da superfície, sendo devolvida para o espaço, resultando no saldo ou balanço radiação de ondas curtas (Rns), que será a energia absorvida pela superfície. Simultaneamente com a absorção de energia pela superfície, ocorre a emissão de energia na faixa de comprimentos de ondas longas. Ao interagir com a atmosfera, principalmente com nuvens e vapor d'água, parte é devolvida à superfície, seja por emissão ou reflexão, resultando no balanço de ondas longas, ou emissão efetiva terrestre (Rb). 60 Balanço de Radiação Ângulo horário do nascer ou pôr do sol (ωs) Declinação solar em radianos (δ) A radiação solar Rs, é então, estimada pela equação: Sendo “a” e “b” coeficientes de regressão, em que a equação anterior torna-se: Sendo, n é a insolação diária (obtida em registros do heliógrafo) e N é a duração astronômica do dia. A radiação que chega no limite superior da atmosfera é chamada de radiação total, podendo também ser chamada de radiação na ausência da atmosfera (Ra). É a quantidade de energia radiante integrada desde o nascer ao pôr do Sol. A radiação ao atravessar a atmosfera sofre os processos de absorção, reflexão e difusão. A radiação que efetivamente atinge a superfície da Terra passa a ser chamada simplesmente de radiação solar incidente (Rs). A radiação solar Rs é composta pela radiação difusa e radiação direta. A radiação direta é aquela que atinge a superfície da Terra sem ser interceptada por nuvens ou espalhada pela atmosfera (é a radiação que caracteriza a sombra dos objetos). A radiação difusa é a espalhada na atmosfera sofrendo vários desvios no seu percurso (é a radiação que permite a claridade mesmo na sombra durante o dia). Da radiação que atinge a Terra, parte é refletida devido ao albedo (r) ou poder refletor da superfície, sendo devolvida para o espaço, resultando no saldo ou balanço radiação de ondas curtas (Rns), que será a energia absorvida pela superfície. Simultaneamente com a absorção de energia pela superfície, ocorre a emissão de energia na faixa de comprimentos de ondas longas. Ao interagir com a atmosfera, principalmente com nuvens e vapor d'água, parte é devolvida à superfície, seja por emissão ou reflexão, resultando no balanço de ondas longas, ou emissão efetiva terrestre (Rb). 61 Balanço de Radiação Balanço de radiação de ondas longas (Rb) Sendo, Rb - balanço de ondas longas ou emissão efetiva terrestre (MJ m-2 d-1); ea - pressão parcial do vapor d'água (kPa); σ - constante de Stefan–Boltzmann, 4,903 x10-9 MJ m-2 d-1 K-4; Tkx - temperatura máxima absoluta do ar (K); Tkn - temperatura mínima absoluta do ar (K). A radiação que chega no limite superior da atmosfera é chamada de radiação total, podendo também ser chamada de radiação na ausência da atmosfera (Ra). É a quantidade de energia radiante integrada desde o nascer ao pôr do Sol. A radiação ao atravessar a atmosfera sofre os processos de absorção, reflexão e difusão. A radiação que efetivamente atinge a superfície da Terra passa a ser chamada simplesmente de radiação solar incidente (Rs). A radiação solar Rs é composta pela radiação difusa e radiação direta. A radiação direta é aquela que atinge a superfície da Terra sem ser interceptada por nuvens ou espalhada pela atmosfera (é a radiação que caracteriza a sombra dos objetos). A radiação difusa é a espalhada na atmosfera sofrendo vários desvios no seu percurso (é a radiação que permite a claridade mesmo na sombra durante o dia). Da radiação que atinge a Terra, parte é refletida devido ao albedo (r) ou poder refletor da superfície, sendo devolvida para o espaço, resultando no saldo ou balanço radiação de ondas curtas (Rns), que será a energia absorvida pela superfície. Simultaneamente com a absorção de energia pela superfície, ocorre a emissão de energia na faixa de comprimentos de ondas longas. Ao interagir com a atmosfera, principalmente com nuvens e vapor d'água, parte é devolvida à superfície, seja por emissão ou reflexão, resultando no balanço de ondas longas, ou emissão efetiva terrestre (Rb). 62 APROVEITAMENTO DA RADIAÇÃO SOLAR EXERCÍCIO 1) A partir dos dados observados em uma estação meteorológica na cidade de Porto Alegre – RS, no dia 06/01, quantifique a energia disponível para os processos que ocorrem junto a superfície (Rn). Resp.: = 15,91 MJ m-2 dia-1 Dados: - Latitude: 30º 01’ 58” - Insolação (número de horas de sol): 13,2 horas; - Pressão atual de vapor d’água: 1,7 kPa; - Temperatura máxima do dia: 31,2 ºC; Temperatura mínima do dia: 20,5 ºC. Albero (r): 0,57 63 ACESSO NA CALCULADORA MODE – DUAS VEZES – APERTAR 2 (Rad)!!! TRABALHAR COM A CALCULADORA EM RADIANOS EM TODOS OS CÁLCULOS!!!!!!! ROTEIRO PARA CÁLCULO Cálculo da distância relativa entre a terra e o sol (dr) Cálculo da declinação solar (δ) Cálculo do ângulo horário (ꙍS) Cálculo da radiação total (Ra) Cálculo da duração do dia (horas de luz) (N) Cálculo da radiação solar (Rs) Cálculo do balanço de ondas longas (Rb) Cálculo da radiação líquida (Rn) Sendo, Ra = Radiação total em MJ m-2 d-1 dr = Distância relativa Terra-Sol sendo obtida por: Analisando a resposta a partir da pergunta: Obviamente a distância da Terra ao Sol não é 0,9686 metros ou quiometroa. O "1" deve representar a distância média da Terra em relação ao Sol, e o "2" deve representar o dia no qual a distância está sendo medida. A órbita da Terra em relação ao Sol não é circular, é elíptica e em determinadas épocas está mais próximo ou mais distante, sendo que o mínimo seria 0,967 e o máximo seria 1,033, multiplicado pela distância média. 66 Sendo, Rb - balanço de ondas longas ou emissão efetiva terrestre (MJ m-2 d-1); ea - pressão parcial do vapor d'água (kPa); σ - constante de Stefan–Boltzmann, 4,903 x10-9 MJ m-2 d-1 K-4; Tkx - temperatura máxima absoluta do ar (K); Tkn - temperatura mínima absoluta do ar (K). APROVEITAMENTO DA RADIAÇÃO SOLAR EXERCÍCIO 2) Uma área cultivada com abacaxi no município de Cruz das Almas, Bahia (Altitude de 220 m, Latitude de 12º 41’ S, 39º 06’ W) apresentou um poder refletor de 15% em torno de 60 dias após o plantio, correspondendo ao dia 12 de setembro. Considere para aquele dia: Insolação = 7,5 h Temperatura máxima do ar = 27ºC Temperatura mínima do ar = 20ºC Pressão atual de vapor d’água = 2,5 kPa. Determine a radiação líquida disponível (MJ m-2 dia-1) na área vegetada naquele dia. Resp.: 22 MJ m-2 dia-1 68 ROTEIRO PARA CÁLCULO Cálculo da distância relativa entre a terra e o sol (dr) Cálculo da declinação solar (δ) Cálculo do ângulo horário (ꙍS) Cálculo da radiação total (Ra) Cálculo da duração do dia (horas de luz) (N) Cálculo da radiação solar (Rs) Cálculo do balanço de ondas longas (Rb) Cálculo da radiação líquida (Rn) Sendo, Ra = Radiação total em MJ m-2 d-1 dr = Distância relativa Terra-Sol sendo obtida por: Analisando a resposta a partir da pergunta: Obviamente a distância da Terra ao Sol não é 0,9686 metros ou quiometroa. O "1" deve representar a distância média da Terra em relação ao Sol, e o "2" deve representar o dia no qual a distância está sendo medida. A órbita da Terra em relação ao Sol não é circular, é elíptica e em determinadas épocas está mais próximo ou mais distante, sendo que o mínimo seria 0,967 e o máximo seria 1,033, multiplicado pela distância média.71 Sendo, Rb - balanço de ondas longas ou emissão efetiva terrestre (MJ m-2 d-1); ea - pressão parcial do vapor d'água (kPa); σ - constante de Stefan–Boltzmann, 4,903 x10-9 MJ m-2 d-1 K-4; Tkx - temperatura máxima absoluta do ar (K); Tkn - temperatura mínima absoluta do ar (K). APROVEITAMENTO DA RADIAÇÃO SOLAR Sistema de aquecimento de água para uso residencial e industrial Princípio de funcionamento A radiação solar ao incidir sobre os coletores solares atravessa o vidro. Lembre-se que a radiação solar ocorre predominantemente em ondas curtas, sendo o vidro transmissível a estes comprimentos de ondas e opaco à radiação que ocorre em comprimentos de ondas longas. Assim, o coletor ao absorver a radiação proveniente do sol, aquece toda a superfície interna do coletor. Este aquecimento é intensificado devido ao efeito estufa causado pela cobertura de vidro que impede transmissão da radiação de ondas longas emitida pela superfície interna do coletor. Lembre-se conforme demonstra a lei de Planck, que à medida que a temperatura de um corpo diminui, a emissão de ondas eletromagnéticas ocorre em comprimentos de ondas cada vez menores. Assim serpentina de tubos de cobre por onde circula a água é aquecida e esta transfere para a água, por condução, o calor absorvido fazendo com que a temperatura da água atinja valores bastante elevados. Desta forma, a água ao ser aquecida circula entre os coletores pelo processo natural da convecção. Nesse sistema, a água dos coletores fica mais quente e, portanto, menos densa que a água no reservatório. Assim a água fria “empurra” a água quente gerando a circulação. Observa-se que, os três processos de transferência de energia estão presentes nesse sistema. A circulação da água também pode ser feita através de motobombas em um processo de circulação forçada (bombeado), e são normalmente utilizados em piscinas e sistemas de grandes volumes. A caixa de água fria alimenta o reservatório térmico pela parte inferior, permitindo a circulação de água dentro do boiler, mantendo-o sempre cheio e evitando também o acúmulo de resíduos no fundo por decantação. 73 JanFevMarAbrMaiJunJulAgoSetOutNovDez 312831303130313130313031 Meses do Ano