resenha climatologia capitulo V e vídeo falta terminar

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Vídeo: Balanço de radiação
Resenha: 
 Balanço significa basicamente a diferença entre a entrada e a saída de elementos de um sistema. Os três principais componentes para o balanço de radiação no sistema terrestre são: Superfície, atmosfera e nuvens.
(Observação: Quando a radiação entra no sistema climático terrestre, uma parte dela é absorvida pela superfície e outra parte é refletida para o espaço, sendo a radiação um dos principais fatores que possibilitam a vida na terra e consequentemente todos os movimentos atmosféricos de nosso planeta). 
Quando a radiação solar chega a terra, ela é refletida, espalhada e absorvida, dependendo do solo, Exemplo: em um ambiente com muita vegetação, a radiação solar é impedida de chegar ao solo, sendo absorvida em maior parte pelas folhas, entre essas folhas (vegetação) parte da energia é drenada na evaporação, afetando consequentemente o balanço de energia. 
Gases e aerossóis afetam a trajetória da radiação solar, colaborando para o seu espalhamento (esse espalhamento depende do tamanho dos aerossóis ou das partículas de gases presentes na atmosfera) essa insolação difusa é composta de radiação solar sendo espalhada ou refletida de volta para o planeta ocasionando a claridade do céu durante o dia.
Dentro da atmosfera, os topos das nuvens são os responsáveis por refletir maior parte da radiação solar, essa capacidade de reflexão vai depender muito da espessura das nuvens.
(Observação: Quando uma molécula absorve energia em forma de radiação, esta energia é convertida em movimento molecular interno, ocasionando o aumento de sua temperatura. Nesse sentido, os gases que absorvem melhor a radiação possuem um papel fundamental no aquecimento da atmosfera).
O vapor da água tem um alto índice de absorção da radiação solar na faixa do infravermelho, na troposfera, pois quando a radiação solar atinge a terra, apenas 50% dela chega a superfície e consequentemente maior parte dessa energia retorna para a atmosfera na faixa do infravermelho, é nessa faixa que o dióxido de carbono e o vapor da água são os principais agentes absorvedores (o vapor da água absorve 5x mais radiação terrestre do que os outros gases). A atmosfera se torna mais transparente para a radiação solar e mais absorvente para a radiação terrestre, ou seja, a terra é aquecida pela radiação emitida pela própria superfície da terra. 
As nuvens também são bons absorvedores de radiação infravermelha, e tem o papel de manter a terra aquecida, principalmente durante o período da noite. Uma grande quantidade de nuvens pode absorver boa parte da radiação terrestre e emiti-la de volta para a superfície terrestre.
 O sol emite luz branca, sendo composta por todas as cores do arco-íris, de modo resumido isso consegue explicar a consequência do céu durante o dia, ser azul. A dispersão acontece com muito mais força para as ondas luminosas de frequências altas (azul e roxo), toda a cor de luz azul é espalhada ao redor do céu, em todas as direções, o azul se predomina pois nele está contido uma energia de radiação solar é muito maior do que a energia contida no roxo. Conforme vamos subindo na atmosfera, vão-se diminuindo-se os agentes que causam o espalhamento, consequentemente o céu a medida em que vamos subindo vai ficando mais escuro.
Outra coloração interessante é o amarelo alaranjado, presentes quando o sol nasce ou se põe. Isso acontece porque a faixa de luz emitida pelo sol está inclinada e percorre um caminho mais longo através das moléculas de ar, a luz azul com menor comprimento de onda é espalhada restando a radiação do extremo vermelho do espectro visível, pequenas partículas de fumaça e poeira colaboram para esse fenômeno.
Já as nuvens são de coloração branca, pois a radiação que chega até ela, é espalhada igualmente em todos os seus comprimentos de partículas de um determinado tamanho. A mistura de todos os comprimentos de onda do espectro visível resulta na cor branca.
A radiação global pode ser estimada a partir das horas de insolação através da fórmula:
Qg(radiação global) = Qc (radiação do céu) + Qd (radiação direta), a unidade no sistema internacional de radiação solar é: Cal/cm2.dia.
(Observação: a radiação global também pode ser medida com instrumentos especiais como actinógrafos e solarímetros, que medem a energia que atinge o solo). 
Livro: Meteorologia e climatologia
Resenha: 
1- Introdução:
 O conceito de radiação é a energia que se propaga sem necessidade da presença de um meio material. Em relação ao aspecto ondulatório a radiação se produz pelo meio da onda (λ) ou pela frequência de oscilação (υ). 
O comprimento da onda é definido como a distância que separa dois cristais consecutivas;
A frequência pelo número de cristais que passa por um ponto de referência na unidade de tempo.
O comprimento da onda é normalmente expresso em centímetros ou em micra (1Å =10-4 cm) e a
frequência em ciclos por segundo, ou Hertz (Hz).
O produto do comprimento de onda (λ) pela frequência (υ) da radiação é igual à velocidade de propagação da luz no vácuo (c): c = υ λ, sendo c = 2,997925x1010 cm s -1.
Podemos considerar radiações como comprimento de onda que variam desde 10 – 10 cm (raios gama) até cerca de 10 7 cm (ondas longas de rádio), podendo ser chamadas em seu conjunto de espectro eletromagnético.
Apenas as radiações que possuem comprimentos de onda que vão desde 0,36 e 0,74μ podem ser detectadas pelo olho humano.
As radiações que possuem um comprimento de onda maior que a 0,74μ, apresentam frequência menor que dá luz vermelha, por isso são chamadas infravermelhas. Já os comprimentos de onda menor que 0,36μ (frequência maior que dá luz roxa) chamam-se ultravioletas. O espectro eletromagnético fica então dividido em três partes: ultravioleta, visível e infravermelha.
1.1- Efeito de radiação sobre as plantas: 
 O efeito que a radiação exerce sobre as plantas varia conforme o comprimento de onda, radiações com comprimento de onda de até 0,28 μ, ocasionam rapidamente a morte das plantas (ultravioleta). De 0,28 a 0,40 μ, são bastante perigosas até 0,32 μ e acima desse limite ocasionam inibição do crescimento (ultravioleta e violeta) e de 0,40 a 0,51 μ, têm acentuada absorção pela clorofila e xantofila (correspondem, próximos as cores azul e índigo). De 0,51 a 0,61 μ, abrangendo praticamente as cores verde e amarela, exercem pouca influência no processo de fotossíntese, já em 0,61 a 0,72 μ, convergem aproximadamente com as cores laranja e vermelha e possuem forte ação fotossintética. De 0,72 a 1,0 μ, influenciam na floração, coloração dos frutos e germinação das sementes. Acima de 1 μ, pelo que se sabem, não exercem nenhum papel importante, quando absorvidas, geralmente são usadas nos processos bioquímicos.
1.2- Absorção e emissão de energia radiante:
 Todo corpo que esteja com a temperatura acima de 0 K emite e absorve radiação (princípio de Prevot). Para uma melhor compreensão sobre esse assunto de emissão de energia eletromagnética deve-se romper uma estrutura atômica. Em um átomo os elétrons assumes papéis vibratórios específicos, correspondendo a um estado de energia muito bem definido.
Quanto maior for o grau de agitação de um elétron, mais distante do núcleo vai se encontrar sua esfera vibratória e sua energia aumentada. 
A passagem de um elétron excitado de um nível de energia para um nível inferior só é possível se houver uma pequena mas finita quantidade de radiação, chamada de quantum.
A passagem de um elétron excitada de um nível de energia baixo, para um nível superior, indica a absorção da mesma quantidade de radiação consumida no processo inverso.
(observação: O estado de excitação pode ser tão elevado que pode ocasionar a liberação de elétron, transformando o átomo em um íon, fenômeno conhecido como fotoionização, para ela ocorrer, geralmente está associada a radiações muito elevada, regiões ultravioletas e visível do espectro).
2. Grandezas radiativas e unidades de medida
2.1 - Fluxo, irradiância e emitância:
 Chamam-se de fluxo de radiação (Fe) a quantidade de energia radiante (Qe) recebida,transmitida ou emitida por unidade de tempo, ou seja: Fe = dQe / dt.
Internacionalmente a unidade recomendada para exprimir o fluxo radioativo é o watt (w) 1 W = 1 J s -1 = 10 7 ergs s -1. Porem ainda se ultiliza o emprego da caloria por minuto, (cal min -1). Sendo 1caloria por minuto = 4,18684 x10 -7 ergs = 4,18684 J. Já o fluxo de radiação por unidade de área, chamamos de densidade de fluxo radiante.
A organização meteorológica mundial, recomenda aos países, usarem as seguintes grandezas: A emitância (Me), caracterizado como o fluxo emitido por unidade de área (A). Me = dFe/dA = d2Qe / (dAdt). A irradiância (Ee), apresentado o fluxo incidente por unidade de área, como Ee = dFe/dA = d2 Qe / (dAdt).
(Observação: Para extrair a irradiância (Ee) e também a emitância (Me) utilizamos o watt por metro quadrado (w m à -2) ou caloria por centímetro quadrado por minuto (cal cm à -2 min à -1). há casos do termo langley ser indicado a cal cm à -2, neste cenário, tanto Me quanto Ee são representados em ly min à -1.
2.2- Intensidade de radiação:
 Para concretizar intensidade de radiação é importante entender o conceito de ângulo sólido, extensão tridimensional do conceito de ângulo plano. Sendo E, θ e r as coordenadas esféricas de um ponto genérico, encontrado na superfície de uma esfera. Infinitesimal dessa superfície corresponde a: dS = (r cosE dθ)(r dE) = r2 cosE dE dθ.
3. Coeficientes de absorção, reflexão e transmissão:
 Uma certa quantidade de radiação monocromática (Qλ) ao chegar sobre um corpo, pode ser parcialmente refletida (Qrλ), parcialmente absorvida (Qaλ) e parcialmente transmitida (Qiλ) através do mesmo. O princípio da conservação de energia permite estabelecer que: Q rλ + Q aλ + Q iλ. = Q.
Dividindo todos os termos dessa expressão por Qλ conseguimos obter: a λ + r λ + t λ = 1.
aλ, rλ e tλ Correspondem ao coeficiente de absorção, reflexão e transmissão da substância considerada atrelada a energia radiante de comprimento de onda (λ). O valor que possui cada coeficiente vai depender do comprimento da onda da radiação. Geralmente é considerado em relação aos coeficientes, todo o intervalo da radiação visível, nesse caso, o coeficiente de reflexão é chamado de albedo.
4-Leis da radiação
4.1- Corpo negro:
 No estudo da radiação é facilmente considerado como um modelo de um corpo absorvente perfeito. Representando aλ = 1 para qualquer comprimento de onda. Este modelo conceitual que não existe na natureza, chamamos de corpo negro.
O corpo negro é muito importante, pois no espectro infravermelho, muitos corpos reais, atuam como se fossem uma espécie de corpo negro.
4.2- Lei de Kirchhoff:
 Kirchhoff inseriu a condição de equilíbrio radioativo, quociente entre a emitância monocromática (Meλ) de um corpo e de seu correspondente coeficiente de absorção (aλ), livre apenas do comprimento de onda (λ) e da temperatura absoluta (T), sendo: Meλ /aλ = E(λ, T).
Na especificidade do corpo negro, tem a definição, aλ = 1, para qualquer comprimento de onda. Entende-se como: M eλ = E(λ, T). Então, basicamente a função E(λ,T) é a emitância monocromática do corpo negro (expressada em cal cm -2 min -1 μ -1 ou W m -2 μ -1) sob uma dada temperatura, sendo a máxima possível, independente do comprimento de onda.
4.3- Lei de Stefan-Boltzman:
 Mostrando experimentalmente, Boltzman analisou que a radiação emitida pelo corpo negro, em todos os sentidos/comprimentos de ondas (emitância total) senso proporcional à quarta potência de sua temperatura absoluta, sua lei foi comprovada através da termodinâmica.
A expressão analítica de Boltzman para o corpo negro: Me = ∫ Meλ dλ = ∫ E(λ,T) dλ = σ T4. Onde σ é categorizado como constante de Stefan-Boltzman. Na meteorologia aderi-se de acordo com List (1971): σ = 8,132x10-11 cal. cm -2 min -1 K -4 = 5,6697x10 -8 W m -2 K -4.
entende-se que a emitância dos corpos reais pode ser expressa como uma fração da emitância do corpo negro (máxima). Sendo: Me = ε σ T 4.
4.4- Leis de Wien:
 Para cada temperatura (T), deve haver um determinado comprimento de onda (λm) em relação ao máximo da função E(λ, T). λm é a abcissa do ponto onde se confere a máxima emissividade à temperatura em questão. 
Wilhelm Wien em 1894 chegou a seguinte conclusão: T λm = 2897 μ K. Wien também concluiu que K é um fator de proporcionalidade, pois a ordenada correspondente a λm, foi proporcional à quinta potência da temperatura absoluta, sendo: E(λm, T) = KT 5.
4.5 - Lei de Planck:
Até meados do século XIX, a junção função E(λ, T) foi o maior desafio para os cientistas, concepções de análises espectrais pareciam promissoras, porém falhavam quando tentavam utilizar em outra. Plack entendeu que a radiação era absorvida e emanada em pequenas e discretas quantidades, chamadas de quanta, a partir dessa perspectiva simplória sobre o modelo quântico, ele conseguiu demonstrar em 1900, a forma da função E(λ, T).
5- Consequências da fórmula de Planck:
Ambas as leis de Boltzman e Wien tornam-se consequência da fórmula de Planck.
A parte 5.1 e 5.2 são a comprovação das leis de Boltzman e Wien.
6.6- A origem da radiação solar: