APOSTILA DE CLIMATOLOGIA - PARTE 1

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UNIVERSIDADE FEDERAL DE MATO GROSSO 
FACULDADE DE ARQUITETURA, ENGENHARIA E TECNOLOGIA 
CURSO DE ENGENHARIA SANITÁRIA E AMBIENTAL 
DISCIPLINA: CLIMATOLOGIA 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
NOTAS DE SALA DE AULA 
 
Prof. Dr. Francisco de Almeida Lobo 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
Notas de sala de aula dirigidas aos 
estudantes de Climatologia, como parte 
do material de consulta e fonte de 
referências bibliográficas 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
CUIABÁ 
MATO GROSSO – BRASIL 
2007 
 1 
1 – INTRODUÇÃO 
 
1.1 – Meteorologia e Tempo, Climatologia e Clima 
 
 O estado instantâneo da atmosfera é objeto de estudo da Meteorologia. Dá-se o 
nome de “tempo” a esse estado momentâneo da atmosfera, à combinação passageira dos 
elementos do tempo e do clima (temperatura, umidade, pressão, precipitação, etc.). Por 
outro lado, a sucessão dos estados momentâneos da atmosfera para um dado local 
apresenta um padrão definido, ou seja, essa sucessão é habitual ano após ano. A 
caracterização desse regime sucessivo de mudanças habituais no tempo por meio de 
análise estatística é matéria de estudo da Climatologia e esse conjunto característico de 
estados sucessivos da atmosfera que define um padrão específico para uma localidade é 
denominado “clima”. 
 Por essa razão, a escala de tempo em que o tempo muda é pequena (horas, 
minutos e até segundos), ao passo que as mudanças no clima se dão numa escala muito 
grande (eras geológicas). Nesse sentido, é errado dizer que “o clima está mudando por 
causa de uma frente fria”, sendo que a forma correta de se fazer esse comentário é “o 
tempo está mudando por causa de uma frente fria”. 
 Os principais “elementos do clima” são a temperatura, a umidade, a pressão e a 
precipitação, mas existem os denomiados “fatores do clima” que podem afetar as 
movimentações das massas de ar e com isso influenciar o clima da região. Estes “fatores 
do clima” podem ser divididos em duas categorias, os fatores estáticos e os fatores 
dinâmicos. Dentre os fatores estáticos citam-se: a latitude local, a proporção de terras e 
corpos de água na região, a altitude e a topografia locais (montanhas, cordilheiras, etc.). 
Quanto aos fatores dinâmicos, citam-se: as frentes de massas de ar, as correntes 
oceânicas, a temperatura da superfície do mar e as células permanentes de alta pressão. 
 
1.2 – O Universo, a Via Láctea, o Sistema Solar e o Sol como Fonte Primária de 
Energia 
 
 O Universo está constituído de inúmeras galáxias, mas dentre estas a Via Láctea, 
apesar de constituir-se de apenas um pequeníssimo elemento dentre todas as galáxias 
visíveis, tem importância especial justamente porque é nela que a Terra está presente. 
 O Sol é a estrela que se encontra mais próxima da Terra, possuindo um diâmetro 
de aproximadamente 1.400.000 km. Sua massa específica é da ordem de 1,41 g cm-3 e 
sua massa total é 330.000 vezes superior à da Terra. Por causa disso, apresenta um 
campo gravitacional suficientemente forte ao seu redor para situar-se no centro do 
Sistema Solar. 
 O Sol é a fonte primária de energia que provê a Terra. Todos os fenômenos 
atmosféricos são direta, ou indiretamente, afetados pela radiação eletromagnética do 
Sol. O balanço de radiação sobre a superfície terrestre define a energia líquida que é 
utilizada no aquecimento do solo, do ar, na evaporação da água e na transpiração das 
plantas e na fotossíntese. O estado da atmosfera é uma conseqüência desse saldo de 
radiação solar na superfície terrestre. Portanto, o estudo da Meteorologia e da 
Climatologia deve ter como princípio o entendimento dos fenômenos relacionados com 
esse balanço de radiação. 
A vida, em essência, é dependente da energia solar. É preciso salientar que o 
processo fotossintético é o único possível pelo qual a energia eletromagnética é 
transformada em energia química. Isto já é motivo suficiente para que qualquer 
disciplina que trate de organismos vivos dedique algum tempo na explicação de como 
 2 
se dá a utilização da energia e sua transformação em matéria, com subseqüente 
transferência de energia e matéria nas cadeias tróficas. Fundamentalmente, a vida como 
a conhecemos não existiria sem o Sol. 
A energia do Sol se origina das reações de fusão nuclear que ocorrem no seu 
núcleo, no qual há condições muito particulares que permitem a transformação de dois 
átomos de hidrogênio (H) em um de hélio (He) (a pressão no núcleo pode chegar a 109 
atm). Ali a massa nuclear é convertida em energia de acordo com a relação de Einstein 
(E = m.c2). O nível energético é tal que a temperatura do núcleo pode chegar aos 
20.000.000°K e o da superfície solar (a fotosfera) alcança ao redor dos 5.497°K. 
Entretanto, em comparação com outras estrelas, o Sol é apenas uma modesta estrela 
pertencente à classe especial G2, que significa que sua temperatura situa-se na média 
entre as mais altas e as mais baixas. 
 De acordo com a Lei de Stefan-Boltzmann, todo corpo com temperatura acima 
de 0°K (-273ºC) emite radiação proporcional à quarta potência de sua temperatura 
absoluta. Portanto, uma das formas pela qual o Sol dissipa sua energia é exatamente por 
meio da emissão de radiação eletromagnética e é essa radiação que chega até a Terra e 
faz desse planeta o mundo habitável com as diferentes espécies vivas que conhecemos. 
 
2 – NOÇÕES DE COSMOGRAFIA 
 
2.1 – A Terra 
 
 A Terra é o terceiro planeta do sistema Solar por ordem de distância em relação 
ao Sol, apresentando uma distância média em relação ao mesmo da ordem de 149,6 x 
109 m. É um planeta com formato geóide, ou seja, é achatada nos pólos. Tem um raio 
médio de 6.371 km, sendo o semi-eixo equatorial (o maior) da ordem de 6.378 km e o 
polar (menor) da ordem de 6.357 km. 
 A Terra possui uma camada superficial rochosa, denominada litosfera, que 
constitui a crosta terrestre, sobre a qual se deposita a hidrosfera constituída de água de 
todas suas fontes (rios, lagos, mares, etc.). 
 Sobre o globo terrestre existe uma camada gasosa, aprisionada pelas forças 
gravitacionais da Terra, denominada atmosfera. Sua massa é a mais tênue de todos os 
constituintes da Terra, chegando a ser um milhão de vezes menor que a massa da parte 
sólida da Terra. 
A atmosfera está dividida em duas camadas: a troposfera e a estratosfera. A 
troposfera estende-se da superfície da Terra às nuvens, com uma espessura variável 
entre 6 a 18 km no Equador e 3 a 8 km nos pólos. É na troposfera onde a maioria dos 
fenômenos meteorológicos de interesse prático ocorre, sendo que aproximadamente 
75% da massa total da atmosfera estão nessa camada. Acima da troposfera encontra-se a 
estratosfera, com limite superior a aproximadamente 50 km de altitude. É na troposfera 
onde existe a camada de ozônio (O3) responsável pela absorção de radiação ultra-
violeta, sendo esta atenuação da radiação Solar fundamental para que ocorra vida na 
Terra. 
A biosfera é definida como a porção onde existe vida na Terra. Constitui-se, 
portanto, das águas continentais e oceânicas, das primeiras camadas de Solo e rochas 
em processo de intemperismo, a troposfera e as primeiras camadas da estratosfera. 
 
 
 
 
 3 
2.2 – Coordenadas Geográficas 
 
 Qualquer ponto na superfície da Terra pode ser encontrado graças ao sistema de 
coordenadas geográficas por meio da interseção entre o seu meridiano (longitude) e o 
seu paralelo (latitude). 
 A latitude (φ) é definida como sendo o ângulo de arco norte-sul formado entre o 
zênite local e a plano da linha do Equador (Figura 2.2.1). A linha do Equador, por 
definição, é aquela que divide a Terra em duas metades iguais, dois heminsférios: o 
norte e o sul, sendo o paralelo 0°. A latitude pode variar, portanto, de 0° a 90° para norte 
e de 0° a -90° para o sul. 
 A longitude (λ) é definida como sendo o ângulo de arcoleste-oeste formado 
entre o meridiano local e o meridiano de Greenwich (meridiano de referência, igual a 
0°) medido no plano definido pela linha do Equador (Figura 2.2.1). A longitude é 
negativa a leste de Greenwich (0° a -180°) e positiva a oeste (0° a 180°). 
 A altitude (h) não é um ângulo, mas sim a distância medida na vertical entre o 
nível médio das águas do mar e o ponto de interesse na superfície da Terra. 
 
 
 
 
Figura 2.2.1 – Sistema de coordenadas geográficas mostrando a linha do Equador, o 
meridiano de Greenwich e as coordenadas geográficas latitude (φ) e 
longitude (λ) do ponto P. Nota: N = norte, S = sul, C = centro da Terra, P 
= ponto de interesse, P’ = rebatimento do ponto P sobre o plano do 
Equador, G = paralelo da cidade de Greenwich na InglaTerra, G’ = 
interseção do meridiano de Greenwich com o plano do Equador. 
 
 
2.3 – Coordenadas Celestes 
 
 Um ponto na superfície da Terra pode ser identificado quando se sabe suas 
coordenadas geográficas latitude (φ), longitude (λ) e altitude (h). Da mesma maneira, 
existe o interesse de se identificar precisamente a posição de um astro na abóbada 
celeste e, no caso da Meteorologia e da Climatologia, mais precisamente, do Sol. Para 
isso, existem dois sistemas de coordenadas celestes que podem ser utilizados: (a) o 
 4 
sistema equatorial de coordenadas celestes e (b) o sistema horizontal local de 
coordenadas celestes. 
 O estudo desses sistemas é muito útil na solução de vários problemas de 
interesse da Meteorologia e da Climatologia como, por exemplo, na estimativa da 
radiação solar extraterrestre e global. 
 
2.3.1 – Sistema Equatorial de Coordenadas Celestes 
 
 Este sistema emprega como referência os próprios meridianos e paralelos do 
globo terrestre, prolongando-os até a abóbada celeste, obtendo-se assim as linhas 
meridianas e os paralelos celestes. 
 Neste sistema, as coordenadas que permitem identificar a posição de um astro 
são a declinação (δ) e a ascenção reta (α). 
 A declinação é o ângulo formado entre raio vetor do astro e sua projeção no 
plano equatorial celeste (Figura 2.3.1.1). Pode variar, portanto, de 23º27’ N a 23º27’ S, 
sendo positiva para o hemisfério norte e negativa para o hemisfério sul. 
A ascenção reta é ângulo medido na linha do Equador celeste que existe entre o 
ponto vernal (γ) e a projeção do raio vetor sobre o plano definido pela linha do Equador 
(Figura 2.3.1.1). Esse ângulo varia de 0º a 360º sendo medido no sentido da rotação da 
Terra. O ponto vernal é aquele em que o plano da eclíptica da Terra ao redor do Sol 
intercepta a linha do Equador, ou seja, quando pelo movimento aparente do Sol em 
relação à Terra este astro passa do hemisfério sul para o hemisfério norte durante o 
equinócio de 22 de março. Nesse sentido, esse ponto não é fixo e muda de ano para ano 
sofrendo sempre um atraso em relação ao ano anterior. 
 
 
 
 
Figura 2.3.1.1 – Sistema equatorial de coordenadas celestes mostrando a linha do 
Equador celeste e as coordenadas declinação (δ) e ascenção reta (α) 
tomada a partir do ponto vernal (γ) para o astro “E” simbolizado 
como uma estrela. 
 5 
 A ascenção reta não tem maior importância prática. Entretanto, a declinação é 
muito importante para definir o número de horas de brilho solar e, conseqüentemente, a 
estimativa da radiação global que chega a um determinado ponto na Terra. O valor 
dessa variável pode ser estimado a partir das Equações 2.3.1.1 e 2.3.1.2. Ambas as 
equações são uma aproximação, sendo que a Equação 2.3.1.2 é mais simples e, por essa 
razão, mais amplamente empregada quando não se requer muita precisão nos cálculos. 
 
 
( )



+×⋅= d284
365
360
sen45,23δ (Equação 2.3.1.1) 
( )ksen45,23 ⋅=δ (Equação 2.3.1.2) 
 
Em que: δ = declinação Solar (graus), 
 d = dia juliano (1 ≤ d ≤ 365), 
 k = número de dias até o equinócio mais próximo. 
 
 
2.3.2 – Sistema Horizontal Local de Coordenadas Celestes 
 
 Neste sistema, a posição do astro é definida em relação a um observador que se 
situa sobre um plano horizontal local estendido até a abóbada celeste. A linha vertical 
que passa pelo observador e é perpendicular ao plano horizontal local é chamada de 
linha vertical local que contém o zênite local (ponto extremo superior) e o nadir (ponto 
extremo inferior) (Figura 2.3.2.1). 
 A posição do astro é definida, neste caso por meio de dois ângulos, a altura (β) e 
o azimute (Az). 
A altura é o ângulo formado pelo raio vetor do astro e sua projeção sobre o plano 
horizontal local, variando de 0º a 90º. O azimute é um ângulo tomado no plano 
horizontal entre essa projeção e o ponto cardeal sul ou o ponto cardeal norte, 
dependendo do autor, variando de 0º a 360º. Em todos os casos, nesta disciplina, será 
tomado como referência o ponto cardeal norte e o sentido da medição é de norte, leste, 
sul, oeste. 
 
 
 6 
 
 
Figura 2.3.2.1 – Sistema horizontal local de coordenadas celestes mostrando o plano 
horizontal local contendo os pontos cardeais norte (N) e sul (S) e sobre 
o qual são medidos o azimute (Az) e a altura do astro (β). 
 
 
 Considerando o Sol como o astro de interesse, o movimento aparente do mesmo 
ao passar pelo plano horizontal local define uma trajetória desde o nascer até o pôr-do-
sol, a partir da qual se pode definir o ângulo horário (w). Este ângulo é formado pelo 
raio vetor do Sol e a linha imaginária que divide a trajetória aparente do astro em duas 
metades iguais no dia, definindo, portanto, o meio-dia solar nesse semi-eixo (Figura 
2.3.2.2). 
 O ângulo horário tem valores negativos pela manhã e positivos pela tarde. Há 
uma situação especial na qual ao nascer ou ao pôr-do-sol, esse ângulo alcança seu maior 
valor possível e é assim denominado de ângulo horário do nascer ou do pôr-do-sol. 
 
 
 
 
 7 
 
Figura 2.3.2.2 – Sistema horizontal local de coordenadas celestes, com os pontos 
cardeais norte (N), sul (S), leste (L) e oeste (O), a linha vertical que 
define o zênite local (Z) que mostra a trajetória aparente do Sol e o 
seu ângulo horário (w) para um determinado momento pela manhã, 
antes do meio dia. 
 
 
 O ângulo zenital do astro, definido como aquele formado entre a linha vertical 
local e o raio vetor do astro, é complementar à sua altura (Equação 2.3.2.1). 
 
 
º90=+ zθβ (Equação 2.3.2.1) 
 
Em que: β = altura do astro (graus), 
 θz = ângulo zenital (graus). 
 
 
 Por meio do uso da Trigonometria, pode-se estimar o ângulo zenital ou o seu 
complemento, a altura do astro, tanto pela Equação 2.3.2.1 quanto pela 2.3.2.2, 
conforme o caso, lembrando-se de que o cos(θz) = sen(β). 
 
 
( ) ( ) ( ) ( ) ( ) ( )wz coscoscossensencos ××+×= φδφδθ (Equação 2.3.2.2) 
 
Em que: θz = ângulo zenital (graus), 
 δ = declinação (graus), 
 φ = latitude local (graus), 
 w = ângulo horário (graus). 
 
 
 O ângulo horário é calculado pela Equação 2.3.2.3, sendo dependente do horário 
solar (hs) e não do horário civil do local em questão. A Equação 2.3.2.4 é empregada 
justamente para realizar esse ajuste, calculando-se a hora solar em função do meridiano 
 8 
que define a hora civil do local (λst), o meridiano local (λloc), a hora civil (hp) e a 
equação do tempo (E). 
 
 
( )1215 −×= shw (Equação 2.3.2.3) 
 
Em que: w = ângulo horário (graus); 
 hs = hora solar (horas), dada pela Equação 2.3.2.4. 
 
 
( )
6015
Ehh locstps +
−
+=
λλ(Equação 2.3.2.4) 
 
Em que: hs = hora solar (horas), 
 hp = hora civil, ou local (horas), 
 λst = meridiano “standard” que define o horário civil do local (graus), 
 λloc = meridiano local (graus), 
 E = equação do tempo, dada pela Equação 2.3.2.5. (minutos). 
 
 
( ) ( ) ( )BBBE sen5,1cos53,72sen87,9 ×−×−×= (Equação 2.3.2.5) 
 
Em que: E = equação do tempo (minutos), 
 B = variável dada pela Equação 2.3.2.6. 
 
 
( )
364
81360 −×
=
dB (Equação 2.3.2.6) 
 
Em que: B = variável da equação do tempo (graus), 
 d = dia juliano (1 ≤ d ≤ 365). 
 
 Para a condição do nascer ou do pôr-do-sol, o valor do ângulo zenital é igual a 
90º, portanto, o valor da altura do sol nesse momento é igual a 0º. Nessas condições, 
calculando o valor do ângulo horário pela Equação 2.3.2.3, determina-se o ângulo 
horário do nascer ou do pôr-do-sol, como se pode ver pela Equação 2.3.2.7. 
 
 
( ) ( ) ( ) ( ) ( ) ( )
( ) ( ) ( ) ( ) ( )
( ) ( ) ( )( ) ( ) ∴×
×−
=
∴××+×=
∴××+×=
φδ
φδ
φδφδ
φδφδθ
coscos
sensen
cos
coscoscossensen0
coscoscossensencos
w
w
wz
 
 
 9 
( ) ( )[ ]φδ tgtgarccos ×−=nw (Equação 2.3.2.7) 
 
Em que: wn = ângulo horário do nascer ou do pôr-do-sol (graus), 
θz = ângulo zenital (graus), 
 δ = declinação (graus), 
 φ = latitude local (graus), 
 w = ângulo horário (graus). 
 
 
 Tomando a Equação 2.3.2.7 como referência, pode-se estimar a duração 
astronômica do dia, que significa o número de horas de brilho solar máximo possível. 
Considerando que para cada 15º do movimento aparente do Sol há um gasto de uma 
hora e que tomando-se duas vezes o valor do ângulo horário do nascer ou do pôr-do-sol 
obtém-se o ângulo referente à duração de todo o dia, a duração astronômica do dia pode 
ser determinada utilizando-se a Equação 2.3.2.8. 
 Entretanto, cabe ressaltar que o valor do ângulo horário do nascer ou do pôr-do-
sol determinado segundo a Equação 2.3.2.7 considera o astro como sendo apenas um 
ponto. Como o Sol é muitas vezes maior que a Terra, há necessidade de que se faça uma 
correção nesse valor para contabilizar o tempo de brilho solar das calotas solares que 
aparecem ainda sobre a linha do horizonte tanto no amanhecer quanto no anoitecer. 
Portanto, há que se acrescentar mais 0,83º ao valor calculado pela Equação 2.3.2.7 para 
refinar o cálculo da duração astronômica do dia pela Equação 2.3.2.8. 
 
15
2 nwN ×= (Equação 2.3.2.8) 
 
Em que: N = é a duração astronômica do dia (horas), 
ws = ângulo horário do nascer ou do pôr-do-sol corrigido (graus). 
 
 
 Após a apresentação da equação empregada no cálculo do ângulo zenital e da 
altura do Sol que é o seu complemento e após a descrição de outras equações 
decorrentes do movimento aparente do Sol em relação à Terra, o cálculo do azimute, 
que é a segunda variável de localização no sistema horizontal local de coordenadas 
celeste pode ser calculado empregando-se a Equação 2.3.2.9. 
 
 
( ) ( ) ( ) ( )( ) ( )z
zAz
θφ
θφδ
sencos
cossensen
cos
×
×−
= (Equação 2.3.2.9) 
 
Em que: Az = azimute do astro (graus), 
 δ = declinação (graus), 
 φ = latitude local (graus), 
θz = ângulo zenital (graus). 
 
 
 No cálculo do azimute, é preciso estar ciente de que pela Equação 2.3.2.9 obtém-
se um ângulo que deve ser analisado antes de se considerar como sendo o valor exato da 
variável. Isto porque quando calculado para o período matutino, antes das 12:00 h 
 10 
(horário solar), o valor calculado é exatamente o valor do azimute, mas quando 
calculado para o período vespertino, após as 12:00 h (horário solar), o valor calculado 
deve ser subtraído do seu complemento para representar o valor exato do azimute no 
sentido NESO (norte-leste-sul-oeste). Isto porque pelo período matutino, a Equação 
2.3.2.9 fornece um ângulo nos quadrantes I ou IV, para os quais o valor calculado é 
igual ao valor real da variável e, no período vespertino, essa equação fornece um ângulo 
nos quadrantes II ou III (no sentido NOSE, ou seja, norte-oeste-sul-leste) e daí a 
necessidade de se efetuar a devida correção. 
 
2.4 – Movimentos da Terra e suas Conseqüências 
 
 A Terra se movimenta em torno do seu próprio eixo (movimento de rotação) a 
uma velocidade angular de 2pi radianos dia-1. Esse movimento determina a contínua 
exposição de diferentes superfícies da terra à radiação solar, determinando os dias e as 
noites (Figura 2.4.1). 
 
 
 
 
Figura 2.4.1 – Movimento de rotação da Terra mostrando a exposição um instante em 
que metade de sua superfície fica exposta ao Sol, enquanto a outra 
metade fica no escuro, determinando os dias e as noites, respectivamente. 
 
 
 A Terra também gira ao redor do sol (movimento de translação), sendo que um 
movimento completo demora 365 dias e seis horas. Esse movimento se dá numa 
eclíptica (plano de translação) de forma elíptica, sendo que o Sol se situa em um dos 
focos dessa elipse (Primeira Lei de Kepler) (Figura 2.4.2). Nesse sentido, a distância 
entre o Sol e a Terra muda a cada momento. No dia 3 de janeiro, o Sol se apresenta mais 
próximo da Terra (147,1 x 109 m), definindo o periélio (ponto da trajetória da Terra 
mais próxima do Sol) e no dia 4 de julho se apresenta mais afastado da Terra (152,1 x 
109 m), definindo o afélio (ponto da trajetória da Terra mais distante do Sol) (Figura 
2.4.2). 
 
 
 11 
 
 
Figura 2.4.2 – Eclíptica da Terra mostrando sua forma elíptica e o posicionamento do 
Sol em um dos focos dessa elipse, indicando os pontos de maior e menor 
proximidade da terra em relação ao sol. 
 
 
 A Terra tem o seu eixo principal inclinado em relação à sua eclíptica, uma 
inclinação da ordem de 23º27’. Isso determina que, durante o movimento de translação 
ao redor do Sol, existam diferentes intensidades da duração astronômica do dia em 
pontos situados a diferentes latitudes a medida que se afasta da linha do Equador. No 
Equador, entretanto, para todos os dias do ano a duração astronômica do dia é 
exatamente a mesma. É exatamente esse fenômeno o que determina as estações do ano, 
com o Solstício de Inverno no hemisfério sul momento em que os raios solares estão 
direcionados mais ao norte e Solstício de Verão nesse mesmo hemisfério quando os 
raios solares estão direcionados mais ao sul. A relação inversa ocorre para o hemisfério 
norte. Durante os Equinócios, todas as latitudes estão sujeitas à mesma duração 
astronômica do dia, por outro lado, é no Solstício de Verão que a duração astronômica 
do dia assume o maior valor possível e no Solstício de Inverno, o menor valor possível 
(Figura 2.4.3). 
 Nos Solstícios, os raios solares incidem perpendicularmente sobre as linhas do 
Trópico de Câncer (inverno para o hemisfério sul) ou no Trópico de Capricórnio (verão 
para o hemisfério sul). Nos Equinócios, os raios solares incidem perpendicularmente 
sobre a linha do Equador (primavera para o hemisfério sul em 23 de setembro ou outono 
para o hemisfério sul em 21 de março). 
 É interessante notar que por conta desse movimento de translação da Terra ao 
redor do Sol e do seu eixo inclinado, todas as latitudes situadas entre o Trópico de 
Câncer e o de Capricórnio terão momentos em que o Sol culminará no zênite local ao 
meio dia solar sempre e quando sua declinação se igualar à latitude desse local. É assim 
como esses Trópicos definem a região Tropical do planeta Terra. 
 
 12 
 
 
Figura 2.4.3 – Eclíptica da Terra ao redor do Sol mostrando detalhes da exposiçãodas 
superfícies da Terra à radiação solar, definindo assim as Estações do ano. 
 
 
2.5 – Referências Bibliográficas 
 
Duffie, J.A. e Beckman, W.A. 1980. Solar Engineering of Thermal Processes. Hohn 
Wiley & Sons, New York. 762 p. 
 
Tubelis, A. e Nascimento, F.J.L. do. 1980. Meteorologia Descritiva. Fundamentos e 
Aplicações Brasileiras. Nobel, São Paulo. 374 p. 
 
Varejão-Silva, M.A. 2006. Meteorologia e Climatologia. Versão Digital 2. Recife, 449 
p. 
 
Vianello, R.L. e Alves, A.R. 1991. Meteorologia Básica e Aplicações. Universidade 
Federal de Viçosa, Imprensa Universitária, Viçosa. 449 p. 
 
 
2.6 – Sites Interessantes 
 
http://www.cptec.inpe.br/ 
http://br.weather.com/ 
http://www.inmet.gov.br/ 
http://reia.inmet.gov.br/prev_clima_tempo/prevBrasil.html 
http://www.agritempo.gov.br/ (neste site se pode fazer o “download” do livro de 
Varejão-Silva citado nas referências bibliográficas).