Relações Astronômicas terra-sol

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Larissa B. Pereira. 
Engenharia Florestal - UFRRJ 
RELAÇÕES ASTRONÔMICAS 
INTRODUÇÃO: 
O Sol é fonte primária de energia para diversos 
processos (aquecimento do ar e do solo, evaporação, 
transpiração vegetal, fotossíntese, entre outros) na 
superfície da Terra e para sistemas meteorológicos e 
climáticos. O Sol se localiza no centro do nosso sistema 
planetário (Sistema Solar), em torno do qual os planetas 
realizam uma trajetória elíptica, denominada órbita. 
Responsável por 99,86% da massa do Sistema Solar, a 
massa do Sol é 332.900 vezes maior que a da Terra, e 
um volume 1.300.000 vezes maior que nosso Planeta. 
 
A composição básica do Sol é Hélio (He2) e Nitrogênio 
(N2). No seu interior, reações de fusão nuclear 
convertem H2 em He2, que liberam grande quantidade 
de energia. A energia liberada pelo processo de fusão é 
transformada em energia térmica (calor), que faz com 
que a temperatura do Sol (à superfície - 
aproximadamente 6.000 K) seja 20 vezes maior que a 
da superfície da Terra (em média 288 K). A energia 
proveniente do Sol se propaga através do espaço na 
forma de ondas eletromagnéticas, no processo de 
transferência de energia denominado radiação. A 
quantidade de radiação que chega à Terra é influenciada 
pelos movimentos aparentes do Sol, decorrentes dos 
movimentos da Terra de rotação e translação. 
MOVIMENTOS DA TERRA 
A Terra realiza dois principais movimentos, rotação e 
translação. O Movimento de Rotação é executado pela 
Terra em torno do seu eixo imaginário (eixo de rotação 
Norte-Sul) e apresenta um período de aproximadamente 
24 horas (23 horas 56 minutos e 4,09 segundos) para 
completá-lo, ou seja, um dia (Figura 3.2). Esse movimento 
condiciona a alternância dos dias e das noites em nosso 
Planeta e, assim, varia a quantidade diária de radiação solar 
incidente à superfície. Essa variação gera a escala diária 
de variação das condições meteorológicas, como por 
exemplo, a variação da temperatura do ar. 
O movimento de rotação da Terra, para um observador 
no espaço, se dá de oeste para leste, o que para um 
observador na superfície terrestre representa um 
movimento aparente do Sol de leste para oeste. 
Em função desse movimento aparente, observamos o 
nascer do Sol no horizonte leste do local e seu ocaso 
(pôr-do-Sol) a oeste. 
Na sua órbita em torno do Sol, a Terra realiza uma 
trajetória em hélice elíptica, que define seu Movimento 
de Translação. Considerando essa trajetória em duas 
dimensões e o Sol imóvel no espaço, o movimento de 
translação da Terra em torno do Sol está inserido em 
único plano, denominado de Plano da Eclíptica. O 
movimento de translação dura em torno de 365 dias e 
6 h horas, ou seja, aproximadamente um ano. Devido a 
essa fração de 6 horas, a cada quatro anos têm-se um 
ano com 366 dias, denominado de ano bissexto. Durante 
o ano, a translação, para um observador na Terra, 
representa um movimento aparente do Sol de Norte 
para Sul. 
DISTÂNCIA TERRA-SOL 
Devido à órbita elíptica da Terra em torno do Sol, à 
distância Terra-Sol varia durante o ano. O Sol encontra-
se em um dos focos dessa elipse, assim, em determinada 
época do ano a Terra estará mais próxima - Periélio ou 
Pirigeu - ou mais afastada - Afélio ou Apogeu - do Sol. 
Atualmente, o Periélio ocorre no verão do Hemisfério Sul 
(03 de janeiro), com a distância Terra-Sol de 
aproximadamente 147 milhões de km, enquanto o Afélio 
ocorre durante o verão do Hemisfério Norte (04 de 
julho), sendo à distância Terra-Sol de aproximadamente 
152 milhões de km. A linha que une o Periélio e o Afélio 
denomina-se linha de Ápsides. 
 
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A distância média Terra-Sol é denominada unidade 
astronômica (UA), sendo igual d = 149.597.870 ± 2 km = 
1 UA. Na maioria das aplicações é suficiente arredondar 
esse valor para 1,496 x 108 km. A distância relativa Terra-
Sol (dr), pode ser obtida pela seguinte equação: 
 
A densidade de fluxo de radiação (quantidade de radiação 
por unidade de área por unidade de tempo) varia 
inversamente proporcional ao quadrado da distância que 
separa a fonte do observador. Assim, quanto mais 
próximo da fonte de emissão de radiação maior a 
densidade de fluxo de radiação e quanto mais afastado 
da fonte menor a densidade de fluxo de radiação. Desse 
modo, a variação da distância Terra-Sol durante o ano, 
faz com que a radiação solar que incide no topo da 
Atmosfera varie também. Quando a Terra se encontra 
no periélio incide maior quantidade de densidade de fluxo 
de radiação na Terra, no caso do afélio, essa relação é 
inversa e, assim, menor quantidade de densidade de fluxo 
de radiação. 
ESTAÇÕES DO ANO 
O eixo de rotação da Terra não está perpendicular ao 
plano da Eclíptica. Atualmente, a inclinação do eixo de 
rotação da Terra define um ângulo de 23° 27’ (2,45°) 
entre o Equador e o plano da Eclíptica, ou seja, em 
relação ao plano formado pela órbita da Terra. A 
inclinação do eixo de rotação, associado com o 
movimento de translação, resulta nas estações do ano 
(verão, outono, inverno e primavera). Assim, o 
movimento de translação pode ser dividido em quatro 
períodos distintos denominados estações do ano, que 
duram cerca de três meses cada. 
DECLINAÇÃO SOLAR 
O ângulo formado entre o raio vetor do Sol e o plano 
do Equador é denominado de declinação solar (). Devido 
à inclinação do eixo de rotação em relação ao plano da 
Eclíptica, o Sol, em seu movimento aparente Norte-Sul 
durante o ano, varia sua declinação entre valores 
máximos -23° 27’ e +23° 27’. Ou seja, a  é variável a 
cada dia do ano e, necessita de seis meses para ir de um 
extremo a outro. Quando o Sol culmina com o zênite 
local em determinado instante do seu movimento 
aparente Norte-Sul, a  coincide com a latitude () do 
local. Assim, o Sol culmina no zênite apenas em locais 
entre as latitudes de +23° 27’ (Norte) ou -23° 27’ (Sul), 
definindo a região Tropical do ponto de vista geográfico. 
Essas latitudes correspondem em décimos de graus aos 
Trópicos de Câncer (23,45° N) e Capricórnio (23,45° S). 
Quando o Sol culmina no Equador ( = 0°) a sua 
declinação é mínima ( = 0°). 
SOLSTÍCIO E EQUINÓCIO: 
Quando o Sol alcança sua declinação máxima (Norte - δ 
= 23° 27’ ou Sul - δ = - 23° 27’), denominamos esse 
evento de Solstício. Os Equinócios ocorrem quando se 
tem a mínima declinação do Sol (δ = 0°), ou seja, quando 
o Sol, em seu movimento aparente, coincide seu raio 
vetor com a linha do Equador. A interseção da Eclíptica 
com o Equador chama-se Linha dos Equinócios e os 
pontos extremos dessa linha são os pontos de 
Equinócios. Durante o ano ocorrem dois Solstícios e dois 
Equinócios. As datas dessas efemérides determinam o 
início das estações do ano. 
 
Observa-se que no Solstício, no Hemisfério que é verão, 
o Pólo desse Hemisfério encontra-as voltado para o Sol 
(iluminado) e a radiação incide numa maior área (mais 
energia) desse Hemisfério, enquanto no Hemisfério que 
é inverno, o Pólo está voltado para o lado oposto (escuro) 
e a radiação incide numa menor área desse Hemisfério 
(menos energia). No caso do Equinócio, a radiação incide 
em uma mesma área nos dois Hemisférios e os Pólos 
 
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estão igualmente posicionados em relação ao Sol, ou 
seja, igualmente iluminados e a mesma disponibilidade de 
energia. 
CÁLCULO DA DECLINAÇÃO SOLAR: 
A declinação solar varia continuamente, mas para a 
maioria das aplicações na área de Meteorologia e 
Climatologia, pode-se considerar que essa variação se dá 
em intervalos de um dia, de forma discreta. Assim, 
baseado no número de ordem do ano (𝑛𝑗) ou dia do ano 
(contagem continua dos dias do ano: 1º de janeiro = 1, 31 
de janeiro = 31, 1º fevereiro = 32, ... 31 de dezembro = 
365) e assumindo que a órbita da Terra é circular, pode-
se determinar a declinação solar pela seguinterelação: 
 
Na equação, a declinação solar é dada em graus e 
décimos de graus (1 = 60’). A Figura abaixo apresenta a 
relação entre declinação solar e as estações do ano. 
Quando o sinal da declinação é igual ao da latitude, o local 
encontra-se na primavera ou no verão, caso contrário, 
declinação com sinal oposto ao da latitude, a estação é 
outono ou inverno. O Sol passa seis meses em cada 
Hemisfério, assim, cada estação do ano dura três meses. 
 
FOTOPERÍODO 
Como resultado da inclinação do eixo de rotação e do 
movimento de translação, a duração dos dias varia com 
a latitude () e o dia do ano (𝑛𝑗). O fotoperíodo ou 
duração do dia (N) é caracterizado pelo período em que 
o Sol está acima do plano do horizonte, ou seja, é o 
intervalo entre o nascer e o pôr-do-sol (ocaso), 
decorrente do movimento de rotação da Terra. O 
fotoperíodo ou número máximo de horas de brilho solar 
(N) pode ser estimado em função do ângulo horário (H) 
entre o nascer e o ocaso do Sol. 
 
O ângulo horário depende do local () e da época do 
ano, representado pela declinação solar () e, pode ser 
determinado pela relação: 
 
em que, δ é a declinação e  a latitude local (negativo 
no HS e positivo no HN). 
CONSEQUÊNCIAS DOS MOVIMENTOS DA TERRA 
ROTAÇÃO E TRANSLAÇÃO: 
Como consequência do movimento de rotação tem-se 
a sucessão de dias e noites e o movimento aparente do 
Sol de Leste-Oeste. Isso resulta no nascer do Sol a Leste, 
e pôr do Sol mais cedo do que lugares a Oeste. O 
movimento de translação, quando associado à inclinação 
do eixo de rotação, resulta na variação da disponibilidade 
da radiação solar (luz e energia) e da duração de 
dias/noites, o que caracteriza as estações do ano (verão, 
outono, inverno e primavera) em cada região da Terra. 
Para locais entre 0° a 66° 33' (Círculo Polar Ártico ou 
Antártico) de latitude (N ou S) ocorrem os seguintes 
padrões: 
• Quando a declinação solar (δ) tem mesmo sinal 
que a latitude () do local, a duração do dia é 
superior a 12 horas. Isso pode ser comprovado 
pelas equações 3.3 e 3.4. Nesses casos: - Pela 
equação 3.4, Cos H < 0  H > 90°, que quando 
substituído na equação 3.3, resulta em N > 12 
horas. 
 
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• Quando  e δ tem sinais diferentes, a duração 
do dia é inferior a 12 horas. - Pela equação 3.4, 
Cos H > 0  H < 90°, e pela equação 3.3, N < 
12 horas. 
• Equador ( = 0°), para qualquer δ, ou seja, para 
qualquer dia do ano, - Pela equação 3.4, Cos H 
= 0  H = 90° e assim, pela equação 3.3, N = 
12 horas. 
• Quando o Sol culminar no Equador (Equinócio δ 
= 0°), - Pela equação 3.4, Cos H = 0  H = 90° 
e assim, pela equação 3.3, N= 12 horas para 
qualquer latitude. 
FORMA DA TERRA 
Se o eixo de rotação da Terra fosse perpendicular a 
Eclíptica não haveria muita variação na radiação durante 
o ano. Quando o Sol culmina no Zênite (Z) de um lugar 
e sem considerar a atmosfera, a radiação incidente (I) é 
igual à emergente (I0) e assim, I/I0 = 1 (Figura 3.17a). 
Contudo, o Sol ocupa o Zênite apenas duas vezes por 
ano, na região Tropical, e fora dos Trópicos isso nunca 
ocorre, ou seja, vai existir um ângulo entre o Zênite e a 
posição do Sol (ângulo zenital). Assim, a radiação 
incidente é dada pela Lei de Lambert ou do 
iluminamento, que diz que a radiação incidente diminui 
proporcionalmente ao ângulo de incidência dos raios 
solares, ou seja: 
, em que Z é o 
ângulo zenital. 
O ângulo Zenital pode ser expresso pela latitude e 
declinação solar Z =| – δ|, e assim, a radiação incidente 
varia com a latitude e a época do ano.