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Apostila de Meteorologia Básica - IF 111 – 2013 – DCA/IF/UFRRJ 
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CAPÍTULO 3. RELAÇÕES ASTRONÔMICAS TERRA-SOL 
 
Gustavo Bastos Lyra 
José Francisco de Oliveira Júnior 
 
3.1. 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 (Figura 3.1). 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 (Vianelo & Alves, 1991). 
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 conhecido como radiação. A 
quantidade de radiação que chega a Terra é influenciada pelos movimentos aparentes 
do Sol, decorrentes dos movimentos da Terra de rotação e translação. 
 
Figura 3.1. Órbita dos planetas no Sistema Solar. 
 
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3.2. 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 do recebimento diário de radiação solar. Essa variação gera a escala diária 
de variação das condições meteorológicas, como por exemplo, a variação da 
temperatura do ar. 
 
Figura 3.2. Movimento de rotação da Terra e a alternância de dias e noites. 
 
 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 (Varejão-Silva, 2006). Em função 
desse movimento aparente, observamos o nascer do Sol no horizonte leste do local e 
seu ocaso (pôr-do-Sol) a oeste (Figura 3.3). 
 
Noite 
Dia 
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Figura 3.3. Rotação da Terra aparente e real. 
 
 Na sua órbita em torno do Sol, a Terra realiza uma trajetória em hélice elíptica, 
que define seu Movimento de Translação (Figura 3.4). 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 de Eclíptica (Varejão-
Silva, 2006). 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. 
 
 
Figura 3.4. Movimento de translação. 
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3.3. 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 (Figura 3.5) (Varejão-Silva, 2006). Atualmente, o Periélio 
ocorre no verão do Hemisfério Sul (03/Janeiro), com a distância Terra-Sol de 
aproximadamente 147 milhões de km, enquanto o Afélio ocorre durante o verão do 
Hemisfério Norte (04/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. 
 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 10
11
 m. 
 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 (Figura 3.6). 
 Desse modo, a variação da distância Terra-Sol durante o ano, faz com que a 
radiação solar que incide no topo da Atmosfera (Capítulo 5) varie também. Quando a 
Terra encontra-se no periélio (afélio) incide maior (menor) quantidade de radiação por 
unidade de área e por unidade de tempo na Terra. 
 
 
Figure 3.5. Órbita da Terra em torno do Sol, com destaque para o Periélio e o Afélio. 
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Figura 3.6 – Lei do inverso do quadrado da distância aplicada à radiação. 
 
3.4. 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’ entre 
o Equador e o plano da Eclíptica (Figura 3.7), 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. 
 
Figura 3.7. Ângulo entre o plano da Eclíptica e o equador celeste. 
 
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3.4.1. Declinação Solar 
 
O ângulo formado entre o raio vetor do Sol
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 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 -23° 27’ e +23° 27’ (Figuras 3.8 e 3.9). 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 (Varejão-Silva, 2006). 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 
aos Trópicos de Câncer (23° 27’ N) e Capricórnio (23° 27’ S) (Capítulo 2). Quando o 
Sol culmina no Equador ( = 0°) a sua declinação é mínima ( = 0°). 
 
 
Figura 3.8. Movimento aparente do Sol decorrente da translação da Terra e da 
inclinação do eixo de rotação. 
 
4 Raio imaginário ligando o centro do equador celeste ao Sol (Capítulo 2). 
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Figura 3.9. Declinação Solar para os dois hemisférios (Norte e Sul). 
 
3.4.2. Solstício/Equinócio 
 
Quando o Sol alcança sua declinação máxima (23° 27’ N ou 23° 27’ S), 
denominamos