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Universidade Federal do Amazonas Instituto de Educação, Agricultura e Ambiente Programa de Pós-Graduação em Ciências Ambientais Radiação Solar Disciplina: Interação Biosfera Atmosfera II Prof. Dr. José Maurício da Cunha Conteúdo: Radiação (Leis da radiação) Constante solar Ângulo zenital Triângulo atmosférico Radiação solar incidente Referência: Ometto, J. C. Bioclimatologia Vegetal. São Paulo: Editora Agronômica Ceres, 1981, 425p. Meteorologia e Climatologia – M. A. Varejão-Silva – Versão Digital 2 - 2006 Duração máxima do dia Massa ótica Radiação solar incidente considerando a atmosfera Instrumental utilizado em radiação solar Estimativa da radiação solar Radiação Energia radiante; Natureza corpuscular (fóton) ou como onda eletromagnética; Comprimento de onda (λ) Frequência de oscilação (ν) Ótica ondulatória λ λ→ metros (m) ν→ Hertz (Hz) Radiação Energia radiante; Natureza corpuscular (fóton) ou como onda eletromagnética; Velocidade de propagação de uma onda eletromagnética Comprimento de onda (λ) Frequência de oscilação (ν) Ótica ondulatória λ λ→ metros (m) ν→ Hertz (Hz) ? Radiação Energia radiante; Natureza corpuscular (fóton) ou como onda eletromagnética; Velocidade de propagação de uma onda eletromagnética: Comprimento de onda (λ) Frequência de oscilação (ν) Ótica ondulatória λ λ→ metros (m) ν→ Hertz (Hz) Velocidade da luz Transformar ν em λ Espectro eletromagnético Radiações conhecidas deste 10-10 cm (raios gama) até 107 cm (ondas longas de rádio) Visão humana Fonte: Varejão-Silva (2006) Absorção e emissão de radiação Todo corpo acima de 0 K emite e absorve radiação (Princípio de Prevot); Goody e Walker (1975) Absorção e emissão de radiação Todo corpo acima de 0 K emite e absorve radiação (Princípio de Prevot); Goody e Walker (1975) Absorção e emissão de radiação Todo corpo acima de 0 K emite e absorve radiação (Princípio de Prevot); Goody e Walker (1975) Conservação da energia Dada uma quantidade de radiação que incide (Qλ) sobre um corpo; Uma certa parcela dessa radiação pode ser absorvida (Qaλ), outra refletida (Qrλ) pelo corpo e outra transmitida (Qtλ); Entretanto: Princípio da conservação da energia Leis da radiação Corpo negro (aλ=1) Fonte: Varejão-Silva (2006) Leis da radiação Lei de Kirchhoff (equilíbrio radiativo): Não depende do corpo, mas apenas da temperatura e do comprimento de onda (Godske et al, 1957); Se um corpo não absorve energia radiante em um dado comprimento de onda, ele não poderá emitir nesse comprimento de onda. Meλ= emitância monocromática Leis da radiação Lei de Stefan-Boltzman: experimentalmente, a radiação emitida por um corpo negro em todos os comprimentos de ondas é proporcional a quarta potência da temperatura absoluta 12 Leis da radiação Lei de Stefan-Boltzman: experimentalmente, a radiação emitida por um corpo negro em todos os comprimentos de ondas é proporcional a quarta potência da temperatura absoluta Emitância de um corpo real = coeficiente de emissividade 13 Leis da radiação 14 Leis da radiação Lei de Wien: Fonte: Varejão-Silva (2006) Leis da radiação Lei de Wien: Quando a T aumente, λ diminui; Quanto maior T da superfície emissora, mais λ se aproxima do ultravioleta; Caso T diminua, λ tenda para o infravermelho. Corpo frio não emite luz Leis da radiação Lei de Planck: a radiação e a emissão de energia radiante são discretas de denominada de quanta; Leis da radiação Lei de Planck: a radiação e a emissão de energia radiante são discretas de denominada de quanta; Radiação solar Radiação solar 99,9% da radiação na faixa de 0,15 a 4,0 µm; Radiação solar 99,9% da radiação na faixa de 0,15 a 4,0 µm; Radiação global Radiação direta Radiação difusa Radiação solar 99,9% da radiação na faixa de 0,15 a 4,0 µm; 52% na faixa do infravermelho; 44% na faixa do visível; 4% na faixa do ultravioleta; 22 Radiação solar Origem: Catalizadores: Carbono Nitrogênio Radiação solar Verifica-se a redução de 0,044 E-24 g da massa do Sol (4 vezes a massa do próton); 6,644 E-24 g 4*1,672 E-24 g Energia Radiação solar Energia Liberada no processo de formação de uma partícula alfa Radiação solar Apenas 0,66% de prótons se transforma em energia. Energia Liberada no processo de formação de uma partícula alfa Constante solar A quantidade de energia proveniente do Sol (em unidade de tempo) que é interceptada por uma superfície plana, de área unitária, perpendicular à direção dos raios solares e situada a uma distância do Sol à distância média Terra-Sol, num espaço fora da influência da atmosfera. Constante solar Constante solar Constante solar Para uma distância qualquer D Quantidade de energia que incide perpendicularmente sobre uma superfície horizontal unitária por unidade de tempo. Constante solar Fonte: Varejão-Silva (2006) Ângulo zenital Ângulo zenital Posição de zênite: Dentro dos trópicos duas vezes ao ano; Fora dos trópicos nunca ocupa. Exercício Ângulo zenital do Sol Trigonometria Trigonometria Trigonometria Ângulo zenital do Sol Ângulo zenital do Sol Ângulo zenital do Sol Z = ângulo zenital; Φ = latitude δ = declinação h = ângulo horário Ângulo zenital do Sol 0 1 Nos pólos, Φ = 90° e Φ = -90°: Ângulo zenital do Sol 0 1 Pólo Norte: o Sol permanece acima do plano horizontal enquanto a declinação for positiva (21 de março a 23 de setembro); Pólo Sul: o Sol permanece acima do plano horizontal enquanto a declinação for negativa (23 de setembro a 21 de março); Nos pólos, Φ = 90° e Φ = -90°: Ângulo zenital do Sol Quando o Sol culmina em relação ao observador (meio dia, h = 0°); Soluções possíveis: , o que implica para Z = 0° é que Φ = δ. Somente entre os trópicos Radiação solar incidente instantânea, em uma superfície horizontal, na ausência da atmosfera Io, Φ e δ permanece praticamente constante. Assim: Radiação solar incidente durante todo o dia, em uma superfície horizontal, na ausência da atmosfera tn = nascer do Sol tp = por do Sol Io, Φ e δ permanece praticamente constante. Assim: Radiação solar incidente durante todo o dia, em uma superfície horizontal, na ausência da atmosfera tn = nascer do Sol tp = por do Sol tm = meridiano tp = por do Sol Io, Φ e δ permanece praticamente constante. Assim: Radiação solar incidente durante todo o dia, em uma superfície horizontal, na ausência da atmosfera tn = nascer do Sol tp = por do Sol tm = meridiano tp = por do Sol Radiação solar incidente durante todo o dia, em uma superfície horizontal, na ausência da atmosfera Radiação solar incidente durante todo o dia, em uma superfície horizontal, na ausência da atmosfera Radiação solar incidente durante todo o dia, em uma superfície horizontal, na ausência da atmosfera Radiação solar incidente durante todo o dia, em uma superfície horizontal, na ausência da atmosfera Radiação solar incidente (cal cm-2 dia-1) durante todo o dia, em uma superfície horizontal, na ausência da atmosfera Duração máxima do dia O ângulo zenital do nascer ao por do Sol é de 90°. Logo, cos 90° = 0: 0 Duração máxima do dia O ângulo zenital do nascer ao por do Sol é de 90°. Logo, cos 90° = 0: 0 Duração máxima do dia Durante um dia o Sol descreve dois semi-arcos idênticos Para dada 15° é equivalente a 1 hora Duração máxima do dia Durante um dia o Sol descreve dois semi-arcos idênticos Para dada 15° é equivalente a 1 hora = 0,1333 h Duração máxima do dia Durante um dia o Sol descreve dois semi-arcos idênticos Para dada 15° é equivalente a 1 hora Massa ótica A parcela absorvida em cadacamada infinitesimal é constante: Massa ótica Radiação solar incidente instantânea, em uma superfície horizontal, considerando a atmosfera Saldo de radiação na superfície Saldo de radiação na superfície Q QR QA QS Rn Saldo de radiação na superfície Q QR QA QS Rn Saldo de radiação na superfície Q QR QA QS Rn Saldo de radiação na superfície Q QR QA QS Rn Saldo de radiação na superfície Q QR QA QS Rn Aquecimento; Fotossíntese; Calor latente O albedo varia com: Propriedades físicas dos materiais; Ângulo zenital do Sol; Com a espécie de vegetação Saldo de radiação na superfície Instrumental para radiação e insolação Pireliômetro: Irradiância direta Piranômetro Eppley: radiação solar em superfície plana. Medidor de radiação de radiação Atividades: 1 2
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