Leis da Radiação Climatologia e Meteorologia

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Leis da Radiação
A radiação solar é fonte primária de energia para os processos biológicos e meteorológicos que ocorrem na superfície. A sua importância para as plantas é, tanto, quantitativa (densidades de fluxos de energia usada na fotossíntese) como qualitativamente (comprimento de ondas e fotoperíodo, para indução ao florescimento e fotossíntese).
O calor pode ser transmitido na atmosfera através de três processos: condução, convecção e radiação. a) condução: processo de transferência de energia de molécula a molécula, porém o ar é um mau condutor de calor, por isso, esse não é o processo preferencial; b) convecção: processo em que há movimentação de uma massa (de ar) em função de diferença de densidade. A elevação do ar quente acontece porque esse é menos denso do que o ar frio (mais denso). Além da convecção vertical existe a convecção horizontal a qual é denominada de ADVECÇÃO que ocorre em conseqüência de diferenças de pressão; c) radiação: processo de transferência de energia entre dois corpos sem haver, necessariamente, um meio de conexão entre eles. Esse é o principal processo de troca de energia entre a Terra e o Sol.
Conceitos fundamentais: Radiância: Intensidade de radiação ou, ainda, é a quantidade de energia radiante por unidade de área. 1J/m2 = 10-4 J/cm2 = 2,39 10-5 cal/cm2
Densidade de fluxo de radiação: representa a quantidade de energia radiante que passa através de um certo plano na unidade de tempo e de área, compreendendo as radiações vindas de todas as direções. 1W/m2 = 0,1 mW/cm2 = 1,43 10-5 cal/cm2 min 1W = 1 J/s = 1 W/m2 = 1 J/m2 s Irradiância: é a densidade de fluxo de radiação incidente sobre uma superfície
LEIS DA RADIAÇÃO 1 LEI DE PLANCK A luz viaja no universo por pequenas partículas chamadas de fótons. Quantum (plural é quanta) é a energia de um fóton. Viaja no espaço formando ondas eletromagnéticas. O comprimento de cada onda é a distância entre uma crista e outra de uma mesma onda.
	E = h f
	f = c/λ E = h (c/ λ)
“A energia de um fóton é diretamente proporcional à freqüência da onda e inversamente proporcional ao comprimento da onda” (Lei de Planck). Quanto maior a freqüência de onda, maior a quantidade de energia contida nos fótons. Quanto maior a energia contida menor o comprimento da onda. O comprimento de onda é inversamente proporcional a freqüência, uma vez que o produto entre estes (freqüência x comprimento) é uma constante, a velocidade da luz. onde: E é a energia de um fóton de radiação (J); h é constante de Planck 6,6262 10-34 J/s f é a freqüência da radiação (Hz ou s): é o número de cristas de ondas que ocorrem na unidade de tempo c é a velocidade da luz (3 108 m/s); λ é o comprimento de onda (µm)
Principais unidades de comprimento de onda: µm e nm, onde: 1 µm = 1000nm
Comprimentos de ondas emitidas pelo sol: ultravioleta até 200-400 nm; visível 400 nm a 700 nm; infravermelho acima de 700 nm (infravermelho próximo: 770 nm – 2500 nm; infravermelho distante: 2500nm – 10.0 nm).
2 LEI DE KIRCHHOFF “Para um dado comprimento de onda e uma dada temperatura, a absortividade de um corpo é igual a sua emissividade”, ou seja, para um determinado comprimento de onda o poder emissivo de uma superfície é igual ao poder de absorção.
Todo bom absorvedor é um bom emissor aλ = eλ
Propriedades de uma superfície: a) toda superfície tem um poder emissivo (eλ); b) toda superfície tem um poder de reflexão (rλ); c) toda superfície tem um poder de absorção (aλ); d) toda superfície tem um poder de transmissão (tλ).
CORPO NEGRO: é um material hipotético capaz de absorver integralmente toda a energia incidente sobre ele. O corpo negro tem absortividade e emissividade igual a 1 e refletividade e transmitividade igual a 0. EMISSIVIDADE (eλ): razão entre a emitância monocromática de um corpo e a correspondente emitância monocromática de um corpo a mesma temperatura. ABSORTIVIDADE (aλ): razão entre a quantidade de energia radiante absorvida pela substância ou corpo e o total incidente, para um dado comprimento de onda. REFLETIVIDADE (rλ): razão entre a quantidade de energia radiante refletida pela substância/corpo e o total incidente, para um dado comprimento de onda.
TRANSMISSIVIDADE (tλ): razão entre a quantidade de energia radiante transmitida e o total incidente, para um dado comprimento de onda.
A refletividade de uma cultura depende da sua cor, das condições de umidade, densidade de copa, da disposição das folhas e do ângulo do sol. Os valores da absortividade, da refletividade e da transmitividade para um dado material variam de 0 a 1, sendo que a soma destes terá que ser 1. Pela conservação de energia: aλ + rλ + tλ = 1
3 LEI DE WIEN Essa lei estabelece que o comprimento de onda de máxima emissão (λ max) é inversamente proporcional a temperatura da superfície (T, em K). λ max = 2897/T λ T = 2897 µm K ou 2,897 106 nm K (o produto entre λ e T é constante)
	Terra: temperatura ~ 300 K
	λ max = 9,6 µm (radiação infravermelha 960 nm)
	Sol: temperatura ~ 6000 K
	λ max = 0,482 µm (radiação visível (verde) 482 nm)
Exemplo:
4 LEI DE STEFAN-BOLTZMAN Essa lei diz que a densidade de fluxo de energia (unidade de energia por unidade de área e tempo) emitida, em w/m2, é proporcional a quarta potência da sua temperatura absoluta, em K.
E = eλ σ T4
	σ = constante de Stefan-Boltzman 5,67 10-8 W/m2 K4
	ou 0,827 10-10 cal/cm2 K4
E = densidade de fluxo de energia eλ = poder emissivo do corpo (emissividade) Para a maioria dos objetos o poder emissivo varia entre 0,95 e 1,0. Para fins agrometeorógicos adota-se eλ = 1.
Dessa forma, um corpo se aquece e se resfria numa razão proporcional a quarta potência da sua própria temperatura e a quarta potência da temperatura do ambiente que o rodeia.
5 LEI DE LAMBERT A quantidade de energia recebida por uma superfície é função do ângulo de incidência da radiação. Quando um fluxo de energia radiante incide sobre uma superfície formando um ângulo z com a normal a esta superfície, a irradiância sobre a superfície considerada será o produto da irradiância na superfície normal aos raios pelo co-seno do ângulo de incidência.
I = Io cos z
I é a irradiância incidente sobre uma superfície; Io é a irradiância normal incidente sobre essa superfície; z é o ângulo de incidência
6 LEI DE BEER “Um feixe monocromático de radiação ao atravessar um meio homogêneo, sofrerá uma atenuação exponencial”.
Indica como obter a radiação solar instantânea incidente em uma superfície horizontal considerando a atmosfera presente. Por essa lei verifica-se que a radiação ao atravessar um meio isotrópico e homogêneo ela sofrerá uma atenuação exponencial a qual é função da espessura e do coeficiente de extinção desse meio. I= Io e-kx
I é a irradiância considerada; Io é a irradiância normal k é o coeficiente de extinção que para uma comunidade vegetal com folhas eretas o seu valor varia de 0,3 a 0,5 e para folhas horizontais varia entre 0,7 a 1,0. x = distância na qual o feixe atravessa esse meio ou, no caso de comunidade de plantas, deve ser utilizado índice de área foliar.
Acredita-se que a energia solar é produzida pela fusão de 4 átomos de hidrogênio formando um átomo de hélio (do grego helios = sol).
1 Constante solar (Fo) A constante solar é o fluxo de radiação (taxa de transferência de energia = J/s) solar que chega ao topo da atmosfera terrestre e é recebida em uma superfície perpendicular a direção do sol. Ou, ainda, é a quantidade de energia radiante do sol que incide perpendicularmente a uma unidade de superfície na ausência de partículas (topo da atmosfera) a uma distância média Terra-sol. Além desses conceitos, a constante solar pode ser definida como sendo a irradiância solar sobre uma superfície normal aos raios solares, à distância média Terra-Sol, na ausência de atmosfera. 38 km de altura ~ 1373 W/m2 ~ 1,96 a 1,98 cal/cm2 min1 Ou seja, a área (1,27 1014 m2) da Terra voltada para o sol recebe, no topo da atmosfera, aproximadamente, a irradiância solar de 1,74 1017 J/s.
No entanto, a constante solar é influenciada pela variaçãona atividade solar, pela variação na distância Terra-Sol, pelo ângulo zenital, pela declinação solar (δ), pela latitude (φ) e pelo ângulo horário (h) por isso faz-se algumas correções. Assim, na passagem do sol sobre o meridiano do local, ao meio dia h=0o.
	Foc = Fo /R2 cos z
	R2 = (d/D)2 (tabelado) ou (d/D)2 = 1 + 0,033 cos ( J 360/365 )
Foc = Fo (d/D)2 cos z
Foc = Fo (d/D)2 (sen φ sen δ + cos φ cos δ cos h) R: raio da elipse Terra-Sol
	d= distância média Terra-Sol
	Tn = tempo ao nascer do sol
	D= distância Terra-Sol no dia
	Tp = tempo ao pôr do sol
Para o período de um dia integra-se a equação anterior do nascer ao por do sol, fixando-se φ e δ e variando h.
Qo = tn∫tp Fo (d/D)2 (sen φ sen δ + cos φ cos δ cos h) ðt
Qo = 37,6 (d/D)2 [(π/180) hn sen φ sen δ + cos φ cos δ sen hn ]
Qo é a radiação solar no topo da atmosfera (MJ m-2 dia-1)
Total de radiação de onda curta: - ultravioleta: ~ 4%
- visível: ~ 4%
- infravermelha: ~ 52%
2 Declinação solar É o ângulo formado entre o plano do equador e o vetor posição de um astro que é uma linha imaginária que vai do centro da Terra ao Sol.
A Terra sempre gira inclinada com ângulo máximo de 23º 27´ entre o plano do equador e o plano da elipse. As posições do sol nas quais a sua declinação é igual aos valores extremos (23º
27) são denominadas de solstícios. As posições de declinação nula são denominadas de equinócio, ou seja, quando o sol, em seu movimento aparente, posiciona-se sobre o plano do equador terrestre (δ = 0º). Isto ocorre duas vezes durante o ano (21/03 e 23/09). Cada solstício ou equinócio define o início de uma estação do ano. A posição dos trópicos de Câncer e de Capricórnio foi definida em função da declinação solar de valores extremos (23º 27N e 23º 27S), respectivamente. Em nenhum dia do ano, nas latitudes superiores a 23º 27´, o sol culmina zenitalmente.
Estações do ano data declinação Hemisfério sul Hemisfério norte
2/12 – solstício -23º 27 Início do verão Início do inverno.
Referencias
http://www.lce.esalq.usp.br/aulas/lce306/Aula5.pdf