2013- Aula 3 - Relações Terra-Sol cont.

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AGROMETEOROLOGIA
Prof. Paulo JorgePaulo Jorge de Oliveira Ponte de Souza
Doutor em Meteorologia Agrícola
paulo.jorge@ufra.edu.br
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RELAÇÕES TERRA-SOL
G0501 – Agrometeorologia Prof. D.Sc. Paulo Jorge
1. RADIAÇÃO SOLAR EXTRATERRESTRE:
• Estimativa de Qo
• Espectro da radiação solar
2. ESTRUTURA DA ATMOSFERA:
• Composição química
• Interferência na Radiação Solar
3. RADIAÇÃO SOLAR GLOBAL 
• Radiação Direta e Difusa
4. BALANÇO DE RADIAÇÃO DE ONDAS CURTAS
• Albedo da superfície
5. BALANÇO DE RADIAÇAO DE ONDAS LONGAS
• Leis da radiação
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• Maior fonte de energia 
para a Terra;
• Principal elemento 
meteorológico;
• Um dos fatores 
determinantes do tempo e 
do clima. 
Radiação Solar
Além disso, afeta diversos processos: 
físicos (aquecimento/evaporação), bio-físicos (transpiração) e 
biológicos (fotossíntese)
Conjunto de radiações 
emitidas pelo Sol, de 
natureza 
eletromagnética e 
intensidade variável
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Esfera, com área = 4piR2, que 
intercepta a energia emitida pelo Sol 
(4piI)
Como a área da esfera é 4piR2, ou seja, 4piD2, a densidade de fluxo de 
radiação solar na superfície esférica será:
4piI / 4piD2 = I / D2 Energia / (Área.Tempo)
Sol emite radiação igualmente em 
todas as 4pi direções. 
Portanto, se a intensidade luminosa 
for em um determinado instante igual 
a I, o total de energia emitida será 4piI
D
Sol
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Radiação Solar Extraterrestre
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Sol
D
Lei do Inverso do Quadrado da 
Distância:
a energia recebida em uma 
superfície é inversamente 
proporcional ao quadrado da 
distância entre a fonte 
emissora e a superfície 
receptora
A energia solar que chega à Terra está associada à distância entre o 
planeta e o Sol. Caso haja variação da distância Terra-Sol a 
irradiância solar também irá variar.
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Considerando-se que a distância Terra-Sol varia continuamente ao longo do 
ano, a irradiância solar extraterrestre também irá variar.
Constante Solar (Jo): irradiância
solar numa superfície plana e 
perpendicular aos raios solares, sem 
os efeitos atenuantes da atmosfera e 
a uma distância Terra-Sol média
Jo ≈ 1.367 W/m2
Sonda para medida da 
Irradiância solar extraterrestre
Variação da irradiância solar 
extraterrestre, cuja média nos 
fornece o valor de Jo
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Caso a Terra esteja a uma distância do Sol diferente da distância média, a 
irradiância solar extraterrestre irá aumentar, se ela estiver mais perto, ou 
diminuir, se estiver mais longe, de acordo com a Lei do Inverso do Quadrado 
da Distância (Obviamente, neste contexto não estamos levando em 
consideração a variação da atividade solar):
Jo´ = Jo (d/D)2
(d/D)2 = 1 + 0,033 cos (360 NDA / 365)
NDA = número de dia do ano (1 a 365)
Para o Afélio (04/07 – NDA = 185)
(d/D)2 = 0,967
Jo´ = 1.322 W/m2
Para o Periélio (03/01 – NDA = 4)
(d/D)2 = 1,033
Jo´ = 1.412 W/m2
OBS: Apesar da variação da distância Terra-Sol promover variação na irradiância solar 
extraterrestre ao longo do ano, essa variação é muito pequena, da ordem de ± 3,3% e essa 
variação NÃO é a responsável pela formação das estações do ano.
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ESTIMATIVA DE Qo Real
Zênite
Ângulo 
Zenital 
(Z2)
Zênite
Ângulo 
Zenital 
(Z1)
Iz = In cos Zh
In = Jo = constante solar
Zh = ângulo zenital em dado instante
G0501 – Agrometeorologia Prof. D.Sc. Paulo Jorge
Jo´ = Jo (d/D)2
In
Como a distância Terra-Sol varia continuamente, para obtermos o valor 
real de Iz há a necessidade de se aplicar a correção (d/D)2 a Jo e 
multiplicar ambos por cos Zh:
Iz = Jo (d/D)2 cos Zh
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ESTIMATIVA DE Qo Real
G0501 – Agrometeorologia Prof. D.Sc. Paulo Jorge
Integrando-se os valores instantâneos de Iz, determina-se a 
irradiância solar extraterrestre diária (Qo). 
Essa é a energia disponível em um dia em dada latitude, sem se 
considerar os efeitos atenuantes da atmosfera.
Qo = ∫∫∫∫ Iz dh = ∫∫∫∫ Jo (d/D)2 cos Zh dh
Integrando-se então Iz, tem-se que:
Desenvolvendo-se a integral acima, têm-se que Qo é uma função da 
latitude e da época do ano (declinação solar). A equação de estimativa de 
Qo será (em MJ/m2):
Qo = 37,6 (d/D)2 [pipipipi/180 hn sen φφφφ sen δδδδ + cos φφφφ cos δδδδ sen hn]
Iz1
Iz2
Iz3
Iz4
Iz5
Iz6
Izn
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G0501 – Agrometeorologia Prof. D.Sc. Paulo Jorge
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Unidades de Irradiância Solar
SI W/m2 = J/m2s
CGS cal/cm2min
SI MJ/m2dia
CGS cal/cm2dia
Valores 
instantâneos
Valores 
diários
1 cal = 4,18 J ou 1 J = 0,239 cal ⇒ 1 cal/cm2min = 696,67 W/m2
1 MJ/m2dia = 23,923 cal/cm2dia ou 1 cal/cm2dia = 0,0418 MJ/m2dia
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RADIAÇÃO SOLAR
Processos de transferência de energia
Radiação
Condução 
Convecção
Praticamente toda a troca de energia entre a Terra e o resto do Universo 
ocorre por radiação, que é a única forma desta energia atravessar o relativo 
vazio do espaço
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A radiação eletromagnética pode ser considerada como um conjunto 
de ondas (elétricas e magnéticas) cuja velocidade no vácuo é
( ). 
As várias formas de radiação, caracterizadas pelo seu comprimento 
de onda, compõem o espectro eletromagnético
ESPECTRO DA RADIAÇÃO SOLAR
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ESPECTRO DA RADIAÇÃO SOLAR
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ESPECTRO DA RADIAÇÃO SOLAR
Faixa do espectro magnético fotossinteticamente ativa
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RADIAÇÃO SOLAR NO TOPO DA ATMOSFERA
Radiação solar 
média diária (W/m2)
VE - Equinócio primavera
SS – Solstício verão 
AE – Equinócio Outono
WS – Solstício inverno
(Hemisfério Norte)
Área em cinza:
Zero de radiação solar
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• Lei de Kirchoff
LEIS DA RADIAÇÃO
Existem 3 destinos para a radiação
α (λ) + ρ (λ) + t (λ) = 1
α (λ) = radiação absorvida
ρ (λ) = radiação refletida
t (λ) = radiação transmitida
A radiação que chega a um corpo, ou a uma planta, por exemplo, pode 
ser refletida pela planta de volta a atmosfera, ou ainda ser transmitida
através da folha como pode ser absorvida, e somente assim participar dos 
processos fisiológicos como a fotossíntese. 
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• Lei de Stefan-Boltzman
Essa lei estabelece que todo corpo 
acima de 0K emite energia radiativa e 
que a densidade de fluxo dessa 
energia emitida é porporcional à
quarta potencia da temperatura 
absoluta desse corpo
E = εεεε σσσσ T4
ε = poder emissivo do corpo (0,95 a 
1,00) 
σ = constante de Stefan-Boltzman
σ = 5,67*10-8W/m2K4 = 4,903*10-9
MJ/m2dk4
O corpo humano 
também emite 
energia, como 
podemos ver na 
figura ao lado, onde 
as áreas vermelhas 
indicam as regiões 
de maior emissão
LEIS DA RADIAÇÃO
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• Lei de deslocamento de Wien
Essa lei permite estimar a 
temperatura de uma fonte 
emissora a partir do 
conhecimento do seu espectro 
de emissão:
λmax = 2897/T
λmax = comprimento de onda de 
máxima emissão (micra)
T = temperatura absoluta do 
corpo (K)
LEIS DA RADIAÇÃO
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LEIS DA RADIAÇÃO
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Camada relativamente fina de gases e material 
particulado (aerossóis) que envolve a Terra. 
A ATMOSFERA TERRESTRE
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Esta camada é essencial à vida e ao 
funcionamento ordenado dos processos físicos e 
biológicos sobre a Terra. 
Aproximadamente 99%
da massa atmosférica 
concentram-se numa 
camada de ~0,25% do 
diâmetro da Terra (~32 
km). 
2 – ESTRUTURA DA ATMOSFERA TERRESTRE
• Capa protetora
• Barreira a entrada de corpos estranhos na atmosfera
• Absorve parte significativa da radiação UV
• Evita que a radiação terrestre se perca para o espaço
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Camadas Atmosféricas
A camada inferior, onde 
a temperatura 
decresce com a 
altitude, é a troposfera, 
que se estende a uma 
altitude média de 12 km 
(~ 20 km no equador e ~ 
8 km nos pólos). 
Troposfera
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Camadas Atmosféricas
Na troposfera, ocorrem 
essencialmente todos os 
fenômenosque em conjunto 
caracterizam o tempo.
Variação da espessura da troposfera em função da latitude
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Composição da Atmosfera
A atmosfera protege os organismos da exposição 
excessiva à radiação ultravioleta.
Contém os gases 
necessários para os 
processos vitais de 
respiração celular e 
fotossíntese, além 
de conter parte da 
água necessária à
vida. 
A composição do ar não é constante nem no tempo, nem 
no espaço.
Composição do ar seco
Nitrogênio Oxigênio Argônio
outros Dióxido de carbono
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Principais gases do ar seco
Gás (%) ppm
Nitrogênio 78,08 780.000,0 
Oxigênio 20,95 209.460,0 
Argônio 0,93 9.340,0 
Dióxido de carbono 0,035 350,0 
Neônio 0,0018 18,0 
Hélio 0,00052 5,2 
Metano 0,00014 1,4 
Kriptônio 0,00010 1,0 
Óxido nitroso 0,00005 0,5 
Hidrogênio 0,00005 0,5 
Ozônio 0,000007 0,07 
Xenônio 0,000009 0,09 
Mesmo sendo 
estes 
elementos
abundantes
na atmosfera, 
eles têm 
pouca 
influência 
sobre os 
fenômenos do 
tempo e do 
clima. 
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Interação da atmosfera com a radiação solar
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Interação da atmosfera com a radiação solar
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Espectro da radiação solar após 
atravessar a atmosfera
Principal redução ocorre na faixa do infravermelho, contendo cerca de 50% 
da radiação solar
Ausência quase 
completa de radiação 
UV
Grande quantidade 
de energia na faixa do 
visível (absorção de 
apenas 19%)