tema 2 mg energia da atmosfera

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Meteorologia Geral 2010 
 
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TEMA 2 
ENERGIA DA ATMOSFERA 
 
 
2.1 Introdução 
A principal fonte de energia da Terra (Vide a Figura 2.1) é o Sol (Vide a Figura 2.1). 
Uma pequena quantidade de energia provém do interior da Terra mas essa 
quantidade é desprezível para o propósito do estudo dos Fenómenos 
Meteorológicos. 
 
 
Figura 2.1: Imagens fora da Escala. Esquerda – O Nosso Planeta Terra. Direita – Sol em alta 
definição. Fonte: http://www.guiageo-mapas.com/imagens-terra.htm e 
http://ultimosegundo.ig.com.br/ciencia/nasa+divulga+imagens+ineditas+do+sol+em+alta+definicao/n1
596936850200.html#2. 
 
A energia do Sol chega à Terra transportada por ondas electromagnéticas. Esse tipo 
de energia chama-se Energia Radiante. 
Devido à enorme distância da Terra ao Sol (150 milhões de Km), este pode ser 
considerado uma fonte pontual que irradia energia uniformemente em todas as 
direcções e da qual a Terra recebe uma quantidade ínfima. No entanto, essa 
energia é responsável por quase a totalidade dos movimentos atmosféricos e pela 
origem e manutenção da vida. 
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2.2 O Espectro da Radiação Solar 
A radiação Solar, é composta de ondas electromagnéticas de diferentes 
comprimentos de onda (Vide a Figura 2.2). 
 
 
Figura 2.2: Espectro da Radiação Solar. 
 
A intensidade varia para cada comprimento de onda, e depende dos elementos 
existentes no Sol e das reacções nucleares e atómicas que lá ocorrem. 
Ondas com menor comprimento de onda carregam mais energia e são capazes de 
transmitir uma quantidade maior de energia a átomos e moléculas individuais. 
Radiação de comprimento de onda abaixo de 
m100,4 6
 é chamada radiação 
ultravioleta. Essa radiação tem poder de ionizar átomos e moléculas e com isso 
destruir tecidos vivos e alterar o código genético contido nas moléculas de DNA. Se 
sua intensidade for pequena, porém, tem o útil efeito de transformar a protovitamina 
D em vitamina D, necessária para a fixação do cálcio nos ossos. 
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Comprimentos de onda entre 
0,4
 e 
m100,7 6
 se relacionam com radiação visível. 
Têm intensidade máxima em aproximadamente 
m100,56 6
, que corresponde á luz 
amarela, á qual a retina é mais sensível. 
Radiação com comprimentos de onda acima de 
m100,7 6
 é chamada radiação 
infravermelha, são menos energéticas que as radiações ultravioleta e visível. 
Corpos com temperaturas mais baixas, como a Terra, cuja temperatura média é de 
C150
, emite radiação com máxima intensidade nas faixas de radiação 
infravermelha. Esse tipo de radiação não carrega muita energia mas pode aquecer 
as superfícies onde ela incide. 
A intensidade da radiação pode ser definida como a quantidade de energia incidente 
numa superfície, por unidade de área e por unidade de tempo: 
 
 TempoÁrea
Energia
eIntensidad


 ou 
ΔtA
E
eIntensidad


 
 
A incidência de radiação solar é maior quando o sol está acima de nossas cabeças 
do que quando ele está mais próximo do horizonte. Neste último caso esperamos 
que a superfície se aqueça menos quando os raios estão muito inclinados em 
relação á superfície do que quando incide perpendicularmente à superfície (Vide a 
Figura 2.3). 
 
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Figura 2.3: Feixe de raios solares. 
 
2.3 Coordenadas Geográficas da Terra 
As coordenadas geográficas definem a posição de pontos sobre a superfície da 
Terra. São elas a longitude, a latitude e a altitude. 
A altitude é medida a partir do nível médio do mar. A longitude está relacionada com 
os planos meridianos terrestres. Os meridianos terrestres são planos que contêm o 
eixo da Terra. Sua intersecção com a superfície da terra define duas semi-
circunferências chamadas “meridianos (Vide a Figura 2.4) ”. 
 
 
Figura 2.4: Meridianos. 
 
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Convenciona-se que o meridiano que passa pelo observatório de Greenwich, na 
Inglaterra, é o meridiano de referência e designado como tendo longitude zero (
00
). 
Os outros meridianos são designados pelo ângulo formado entre o plano que passa 
por ele e o plano que passa pelo meridiano de Greenwich. 
A longitude pode então ser medida em graus, variando de 
00
 a 
0360
 no sentido 
oeste-leste. Na convecção mais usada as longitudes variam de 
00
 a 
0180
 no 
sentido oeste-leste, designadas longitudes leste (exemplo: 
E500
) e de 
00
 a 
0180
 no 
sentido leste-oeste, designadas longitudes oeste (exemplo: 
W500
). As longitudes 
oeste podem ser indicadas com o sinal menos. (exemplo: 
00 50W50 
). 
A latitude está relacionada com planos paralelos ao equador (Vide a Figura 2.5: 
Paralelos). 
 
 
Figura 2.5: Paralelos. 
 
O plano que passa pelo equador é a origem das latitudes, designada 
00
. As outras 
latitudes correspondem às circunferências definidas pela intersecção entre planos 
paralelos ao equador e a superfície da Terra. 
A latitude de um ponto é definida como o ângulo formado entre o plano do equador 
e o raio que une o centro da Terra e o ponto considerado. Pontos acima do equador 
têm latitudes variando entre 
00
 e 
N900
, que correspondem ao hemisfério norte. No 
hemisfério sul as latitudes variam entre 
00
 e 
S900
 ou entre 
00
 e 
090
. 
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2.4 Movimento de Rotação da Terra 
O movimento de rotação da Terra é o movimento giratório que o planetaTerra 
realiza em volta de um eixo imaginário, no sentido contrário aos ponteiros do relógio 
para um referencial observando o planeta do espaço, sobre o pólo Norte. O período 
de rotação, ou seja, o tempo que a Terra demora a executar uma volta completa 
sobre si mesma, corresponde à duração de um dia e é de 23 horas 56 minutos 4 
segundos e 9 centésimos. É usual aproximar este valor às vinte e quatro horas. 
Sendo assim, a Terra gira em torno de seu eixo uma vez a cada 24 horas. Com 
velocidade angular constante. 
 
dia
 rd
6,28
1dia
radianos
6,28Ω 
 ou 
h
rd
0,262 
24 horas
radianos
6,28Ω 
 ou 
s
rd
 107,292
ndos86400 segu
radianos
6,28Ω 5
 
 
Este movimento da Terra em volta do seu eixo imaginário tem as suas 
consequências. A destacar: 
 A sucessão dos dias e das noites (se a Terra não girasse, era sempre de dia, 
na parte virada para o Sol, e sempre de noite, na parte escura). 
 O movimento aparente do Sol, durante o dia (Nós falamos em nascer e pôr 
do Sol, observando o seu movimento ao longo do dia - movimento este que 
não existe, pois o Sol está fixo no centro do Sistema Solar e a Terra é que 
roda). 
 O movimento aparente das estrelas, durante a noite (pela mesma razão 
acima). 
 A variação da obliquidade dos raios solares, num mesmo lugar, ao longo do 
dia (ao longo do dia, os raios solares apresentam diferentes inclinações, em 
relação à superfície da Terra). 
 
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2.5 Movimento de Translação da Terra 
Para além de rodar sobre si própria, o planeta Terra descreve um movimento de 
translacção em torno do Sol, no sentido directo (ou contrário aos ponteiros do 
relógio). O período de translacção, ou seja, o tempo que a Terra demora a dar uma 
volta completa ao Sol, é de um ano, ou seja 365 dias eseis horas (365,24 dias). 
Assim, um ano não bissexto tem um défice de 6 horas e 4 minutos em relação ao 
movimento real de translação. Este défice, ao fim de 4 anos de "acumulação", 
origina 24 horas (6h*4anos=24h) e é "compensado" com um ano bissexto (onde se 
acrescenta mais um dia). Isto para, "acertar" o nosso calendário com o movimento 
de translacção da Terra. Este movimento encontra-se esquematizado, na Figura 
2.6. 
 
 
Figura 2.6: Movimento de translação do Planeta Terra. Fonte: http://www.explicatorium.com/CFQ7-
Movimentos-da-Terra.php. 
 
A órbita da Terra é elíptica porém quase circular, com uma diferença entre a maior e 
a menor distância entre a Terra e o Sol de apenas 3.4%. O plano do equador é 
inclinado de 
7 2230 
 em relação ao plano da órbita. Por essa razão os raios solares 
têm diferentes inclinações em relação á superfície da Terra a cada estação do ano. 
O movimento de translação do Planeta Terra e a inclinação do seu eixo imaginário 
também têm consequências. A destacar: 
 As estações do ano (Primavera, Verão, Outono e Inverno). 
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 A desigualdade dos dias e das noites (O facto de, em algumas alturas do 
ano, os dias serem muito grandes, e as noites pequenas, e vice-versa). 
Note que a 22 de Dezembro a Terra se encontra mais próxima do Sol (periélio) e os 
raios solares incidem sobre a superfície da Terra em ângulos menores em relação à 
vertical (ângulo zenital) no hemisfério sul do que no hemisfério norte. Isso 
caracteriza uma absorção maior de energia solar, o que ocorre no verão. Ao mesmo 
tempo a absorção é menor no hemisfério norte, em que o ângulo zenital é maior, o 
que corresponde ao inverno. Essa data corresponde ao solstício de verão para o 
hemisfério sul e solstício de inverno no hemisfério norte. 
O oposto ocorre no dia 21 de Junho, quando a Terra está mais distante do sol 
(afélio) e temos o solistício de inverno no hemisfério sul e o solistício de verão no 
hemisfério norte. A diferença de distâncias entre os dois solstícios proporciona cerca 
de 2% a mais de energia solar incidente na Terra durante o solstício de verão do 
hemisfério sul do que durante o solstício de verão do hemisfério norte. Também 
durante o solistício, o hemisfério de verão tem uma área maior iluminada pelo sol do 
que o hemisfério de inverno. Por isso, os dias são mais longos no verão e mais 
curtos no inverno. Isso pode ser visto Tabela 2.1. 
Tabela 2.1: Time from Sunrise to Sunset. 
Latitude Winter Solstice Vernal or Autumnal equinox Summer Solstice 
090
 0 12 hr 0 min 6 months 
080
 0 12 hr 0 min 4 months 
070
 0 12 hr 0 min 2 months 
060
 5 hr 33 min 12 hr 0 min 18 hr 27 min 
050
 7 hr 42 min 12 hr 0 min 16 hr 27 min 
040
 9 hr 8 min 12 hr 0 min 14 hr 52 min 
003
 10 hr 4 min 12 hr 0 min 13 hr 56 min 
020
 10 hr 48 min 12 hr 0 min 13 hr 12 min 
010
 11hr 25 min 12 hr 0 min 12 hr 38 min 
00
 12 hr 0 min 12 hr 0 min 12 hr 0 min 
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Ainda se nota que, ao meio dia num local à latitude de 
7 2230 
 do hemisfério de 
verão, no solstício, o sol está exactamente sobre o ponto. Diz-se que o sol está “a 
pino”. 
Ao paralelo de 
 S7 2230 
 chama-se Trópico de Capricórnio e ao de 
 N7 2230 
 
chama-se Trópico de Câncer. Em todos os outros pontos, ao meio dia do solstício 
os raios são inclinados em relação à vertical. Em particular, para latitudes maiores 
que 
 722390 3 366 000 
, no hemisfério de verão, os pontos são iluminados pelo 
sol durante todas as 24 horas do dia e se observa o chamado “sol da meia-noite”. 
Entretanto, pontos com latitude maiores que 
3 366 0 
 permanecem na sombra 24 
horas. Essas latitudes de 
3 366 0 
 
N
 ou 
S
, são chamadas Círculo Polar Árctico e 
Círculo Polar Antárctica, respectivamente. 
Nos outros dias do ano o sol “migra” entre os trópicos de Capricórnio e Câncer, 
alternando-se os hemisférios de inverno e de verão e também a duração do dia e da 
noite. 
Há dois dias do ano em que a duração do dia e da noite é a mesma (12 horas) para 
todas as latitudes. São os dias 21 de Março (equinócio de Outono) e 21 de 
Setembro (equinócio de Primavera), ambos para o hemisfério sul e trocando os 
nomes para o hemisfério norte. 
A palavra equinócio significa “noites iguais”. Esses dias marcam, aproximadamente, 
o fim do verão e o fim do inverno, respectivamente. Note que o dia e a noite têm 
duração igual no equador, em qualquer dia do ano. 
Nas latitudes entre os trópicos o sol pode ficar a pino ao meio dia duas vezes por 
ano e nunca pode ficar a pino em latitudes acima dos trópicos nos dois hemisférios. 
 
2.6 Absorção e Emissão de Energia pelas Moléculas 
Uma molécula isolada tem energia na forma de movimento (energia cinética) ou 
energia potencial electrostática dos electrões orbitando em torno do núcleo positivo. 
A mecânica quântica prevê que somente certas configurações de órbita são 
permitidas para cada tipo de molécula ou átomo. Cada uma dessas configurações é 
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identificada por um certo valor de energia, ou nível de energia. Somente uma 
mudança discreta entre níveis é permitida, correspondendo a mudanças de 
electrões de uma órbita permitida para outra. 
Essas mudanças podem ocorrer com absorção de energia (se o nível final for 
menos energético) ou com emissão de energia (se o nível final for menos 
energético). A energia absorvida ou emitida é a mesma se as mudanças se derem 
entre os mesmos dois níveis. A energia emitida numa mudança de níveis (ou 
transição entre níveis), tem a forma de radiação electromagnética em unidades 
discretas denominadas fotões. A energia associada a cada fotão é dado por: 
 
νhE 
 
 
Onde: 
ν
 é a frequência da radiação e 
s J106,626h 34  
 é a constante de Plank. 
 
Uma vez que moléculas isoladas absorvem ou emitem com determinadas energias, 
o espectro de emissão, isto é, a separação de cores através de um prisma óptico, 
constitui-se de linhas separadas e é chamado espectro de linhas. Corpos sólidos, 
devido à interacção entre as moléculas, têm espectros de bandas, que constituem 
na verdade muitas linhas localizadas muito próximas, formando feixes (ou bandas). 
Alguns gases se constituem de moléculas que absorvem ou emitem radiação mais 
intensa em determinadas regiões do espectro do que em outras. O resultado é que 
esses gases são opacos a certos comprimentos de onda (que eles absorvem) e são 
transparentes a outros comprimentos de onda (que eles transitem). 
Além disso, há certas reacções fotoquímicas que ocorrem quando absorvem 
radiação de comprimentos de onda menor que um certo valor máximo, em geral 
abaixo de 
m100,1 6 
. 
 
 
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2.7 Radiação do Corpo Negro 
Corpo Negro é um corpo hipotético que tem as propriedades de: 
 Absorver toda a radiação nele incidente. 
 Emitir radiação em todo o espectro com máxima intensidade possível. 
 
A irradiância do corpo negro é dada pela lei de Stefan-Boltzman: 
 
4TσE 
 
 
Onde: 
T
 é temperatura absoluta do corpo e 
2m
W8105,67σ 
 é a constante de 
Stefan-Boltzman. 
 
Assim, quanto maior a temperatura, maior a energia emitida por unidade de tempo e 
unidade de área. 
O Sol pode ser considerado aproximadamente como um corpo negro, com 
temperatura de 
K5780 0 
 (em geral se considera o valor aproximado de 
K6000 0
). 
 
2.8 Radiação Solar no Topo da AtmosferaAo girar em torno do Sol a Terra capta uma pequeníssima quantidade da energia 
solar que é emitida em todas as direcções. 
A atmosfera da Terra funciona como um filtro selectivo, absorvendo, difundindo e 
reflectindo a radiação com comprimentos de onda mais perigosos para a vida, ou 
seja, a radiação visível, a infravermelha e uma pequena porção da radiação 
ultravioleta. 
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A quantidade de energia solar que atinge o limite superior da atmosfera terrestre 
tem um valor aproximadamente constante. Esse valor é denominado “constante 
solar” e equivale a 1.94 cal/cm2.min. 
 
2.9 Radiação Solar na Superfície da Terra 
A radiação que penetra na atmosfera sofre um efeito de filtragem por absorção e 
espalhamento, de modo que atinge a superfície em intensidade e comprimentos de 
onda que são benéficos á manutenção da vida dentro de limites razoáveis. 
A quantidade de radiação que consegue alcançar a superfície da Terra após 
atravessar a atmosfera é chamada “Insolação”. 
 
2.10 Equilíbrio Energético da Atmosfera 
Do total de energia solar que atinge o topo da atmosfera (100%) em dias de 
nebulosidade média, isto é, com certa de metade do céu encoberto: 
 19% é absorvido pelos componentes da atmosfera mais as nuvens. 
 30% é reflectido pelas nuvens, pela superfície da Terra ou é espalhado de 
volta em direcção ao espaço. 
 51% é absorvido pela superfície da Terra, sendo esse restante composto de 
radiação visível, infravermelho e ultravioleta suave. 
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Figura 2.7: Equilibrio Energético da Atmosfera. 
 
A reflexão total de 30% corresponde ao que é chamado “albedo médio da Terra”. A 
quantidade de energia que é absorvida pela superfície é essencial para movimentar 
a atmosfera e para permitir a vida em todos os seus estágios de evolução. 
O acúmulo de energia solar, mesmo que fosse em pequena proporção, na 
superfície do globo terrestre, poderia, no final de algum tempo, tornar a Terra 
excessivamente quente para permitir a manutenção da vida. 
Esse acúmulo é compensado pelo retorno á atmosfera e ao espaço de toda a 
energia absorvida. Esse retorno se dá através de radiação infravermelha (a 
chamada “radiação terrestre”), de condução de calor e evaporação. 
O perfeito balanço de energia da superfície da Terra é chamado “equilíbrio térmico 
da superfície”, e é o que mantém a temperatura da superfície e da atmosfera 
próximo e ela dentro de limites suportáveis para a vida. 
O vapor de água, o oxigénio molecular, o gás carbónico e as partículas sólidas em 
suspensão na atmosfera absorvem grande parte da radiação terrestre e reemitem 
parte dessa radiação de volta à superfície, evitando que toda a energia seja perdida 
e a Terra se resfrie. 
Esse efeito, chamado “efeito estufa”, pode ser perfeitamente sentido nas noites frias 
e limpas de inverno. 
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Não havendo vapor de água na atmosfera e o ar estando limpo de impurezas, o 
saldo de radiação terrestre é maior, resfriando rapidamente a superfície da Terra 
provocando, conforme as condições nevoeiro ou até geada. 
Quando, por outro lado, a nebulosidade é grande durante a noite, as nuvens 
absorvem grande parte da radiação e reemitem em direcção á Terra proporcionando 
uma temperatura maior que nas noites de céu limpo. 
 
2.11 Distribuição da Energia Solar entre as Latitudes 
Devido às características dos movimentos da Terra em relação ao sol, a Terra 
recebe mais energia nas regiões tropicais que nas regiões polares, acarretando 
maior aquecimento nos trópicos que nos pólos. 
Essa diferença de aquecimento é que provoca movimentos de ar entre as diversas 
latitudes no sentido de manter o equilíbrio energético da atmosfera. 
 
2.12 O Ciclo Diurno do balaço de Energia 
A absorção da energia solar pela superfície da Terra depende de diversos factores, 
porém o mais importante é a inclinação dos raios solares em relação à superfície. 
Essa absorção é máxima ao meio dia, e nula durante a noite. Ela começa a 
aumentar ao nascer do sol e cai a zero novamente ao por do sol. 
Por outro lado, o solo perde essa energia absorvida de diversas maneiras: por 
emissão de radiação infravermelha, por condução e evaporação para a atmosfera e 
por condução para camadas mais profundas do solo. 
Durante a noite a temperatura do solo diminui porque a energia é perdida e não há 
absorção. Por essa razão a temperatura mínima do solo (e a da atmosfera logo 
acima do solo), ocorre pouco depois do nascer do sol. Depois que o sol nasce, há 
um instante em que a energia absorvida é igual à energia perdida. Esse instante 
corresponde à temperatura mínima do solo. A partir desse ponto, a energia 
absorvida é maior que a perdida, acarretando aumento de temperatura. 
 
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Embora a perda de energia aumente com a temperatura, o ganho por absorção 
supera a perda e o resultado líquido é o aumento de temperatura todo tempo que 
essa diferença persiste. 
A temperatura máxima é alcançada quando a perda de energia é igual de novo à 
absorção, o que ocorre por volta das 16 horas, quando a absorção já vem 
diminuindo desde o meio dia. A partir daí, até o por do sol, embora haja absorção de 
energia, esta é maior que a perda.