A fonte Solar de Energia da Terra

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1 A fonte Solar de Energia da Terra A energia solar é criada no núcleo do Sol quando os átomos de hidrogênio sofrem fusão nuclear para hélio. Em cada segundo deste processo nuclear, 700 milhões de toneladas de hidrogênio são convertidas em 695 milhões de toneladas de hélio. Os 5 milhões de toneladas restantes são convertidas em energia eletromagnética que irradia da superfície do Sol para o espaço. A superfície radiante do Sol, ou Fotosfera, tem uma temperatura média de cerca de 5800 Kelvin. A maior parte da radiação eletromagnética emitida da superfície do Sol se concentra na banda do visível centrada em 0,5 µm. A quantidade total de energia emitida da superfície do Sol é aproximadamente Watts por metro quadrado. (W/m 2 or Wm -2 ).

2 O Sol observado pelo instrumento SUMER a bordo do satélite SOHO em 2-4 de março de 1996.

3 Características do Sol Massa Raio Luminosidade Distância média da Terra 1,99 x kg 6,96 x 10 8 m 3,9 x J/s 1,496 x m

4 A energia emitida pelo sol passa através do espaço até ser interceptada por planetas e outros objetos solares. A intensidade da radiação solar incidindo nestes objetos é determinada por uma lei física Lei do Inverso do Quadrado da distância. Diagrama ilustrando a difusão da radiaçao com a Lei do inverso do quadrado da distância.

5 Redução da intensidade de radiação em função da distância

6 Constante Solar A constante solar representa a quantidade de energia que chega no topo da atmosfera por unidade de área e tempo. Apresenta uma variação em torno de 1,5 % ao longo do ano.

7 Interação Sol Terra (simplificada) less Média 1370 Wm 2 Uma fração (20-30%) é refletida pela atmosfera e superfície O restante (70-80%) é absorvida e emitida em comprimentos de onda maiores Alguma radiação emitida é absorvida na atmosfera Desequilíbrio entre o equador e os polos causa circulação da atmosfera e oceano Superfície aquecida transfere energia para a atmosfera Água na superfície evapora e move para a atmosfera e condensa para vir a precipitar para a superfície como precipitação } E a energia também se move 7

8 A quantidade de energia solar recebida depende de alguns fatores, tais como: Intensidade da radiação solar (função do ângulo com que o feixe de luz atinge a Terra) Duração da radiação solar (comprimento do dia). Ambos esses fatores são determinados por: Rotação da Terra em torno do seu eixo (hora do dia) Latitude (inclinação dos raios solares) Revolução da Terra em torno do Sol (eixo da Terra é inclinado em um ângulo fixo no plano da eclíptica).

9 As estações da Terra são controladas por variações na duração e intensidade da radiação solar ou insolação. Esses fatores são governados pela variação anual na posição do eixo da Terra relativo ao Sol. A intensidade da radiação solar é uma função do ângulo de incidência, o ângulo com o qual os raios do sol atingem o topo da atmosfera Effect of angle on the area that intercepts an incoming beam of radiation.

10 Zênite PS Meiodia Nascer Slide prof. Robero Boscko Movimento diurno aparente do Sol Ocaso Meianoite

11 Referente ao Hemisfério Norte a nomenclatura

12 Órbita da Terra em torno do Sol Slide prof. Robero Boscko Sol Plano da eclíptica 23,5º Eixo de rotação Plano da Eclíptica Afélio Periélio

13 Motivo das Estações Verão Inverno Sol Inverno Verão Primavera ou Outono Slide prof. Robero Boscko Outono ou Primavera

14 Motivos das Estações do Ano ~23,5 0 Eclíptica Inclinação do eixo de rotação da Terra com relação ao seu plano orbital Paralelismo do eixo com uma direção fixa do espaço Diferentes hemisférios recebem diferentes quantidades de calor em diferentes épocas do ano Diferentes aquecimentos dos diferentes hemisférios Diferentes estações do ano

15 Day Lengths for selected latitudes (hours and minutes) Latitude Winter Solstice Equinoxes Summer Solstice 90 N 80 N 70 N 66.5 N 60 N 0:00 Sun at Horizon 24:00 0:00 12:00 24:00 0:00 12:00 24:00 Sun at Horizon 12:00 24:00 5:33 12:00 18:27 50 N 7:42 12:00 16:18 40 N 30 N 20 N 10 N 9:08 12:00 14:52 10:04 12:00 13:56 10:48 12:00 13:12 11:25 12:00 12:35

16 Equator 10 S 20 S 30 S 40 S 50 S 60 S 12:00 12:00 12:00 12:35 12:00 11:25 13:12 12:00 10:48 13:56 12:00 10:04 14:52 12:00 9:08 16:18 12:00 7:42 18:27 12:00 5: S 24:00 12:00 Sun at Horizon 70 S 80 S 90 S 24:00 12:00 0:00 24:00 12:00 0:00 24:00 Sun at Horizon 0:00

17 Balanço da radiação solar incidente na Terra.

18 Média global anual do balanço de energia para a atmosfera da Terra Graedel, T. E. and P. J. Crutzen (1995) Atmosphere, Climate and Change 18

19 Variação da temperatura com altura reflete a absorção da radiação emitida da superfície e absorvida pelos gases atmosféricos λ < 0.1µm absorvida por N 2, O 2, N, O λ < 0.2µm absorvida por O 2 O 3 absorvida λ < 0.31 µm e λ ~8 µm λ > 0.31µm aquece superfície, que radia e aquece atmosfera Graedel, T. E. and P. J. Crutzen (1995) Atmosphere, Climate and Change 19

20 Métodos de transferência de energia Radiação: eletromagnética ondas se propagam pelo espaço Todos os corpos irradiam, os mais quentes mais As interações dependem do comprimento de onda Condução: molécula-amolecula Da temperatura mais quente para a mais fria Convecção: mistura no ar ou água aumenta a transferência sensível: diferença de temperatura entre o fluido mais quente e o mais frio latente: mudança de fase da água durante a mistura T 20

21 Temperatura da água ( C) Calor Sensível e Calor Latente 100 Temperatura em equilíbrio. Energia converte água para vapor, que deixa a panela. Calor Latente Temperatura subindo, energia armazenada na água. Calor Sensível 20 Tempo Input de energia (Aquecimento) 21

22 Transferência de Energia Energia é a habilidade de fazer trabalho - 22

23 Radiação Um corpo irradia energia quando elétrons em seus átomos recebem ou geram tanta energia que eles liberam um pequeno pacote de energia (fóton). Se os átomos estão recebendo ou gerando muita energia (i.e. se estão quentes) eles emitem fotons em grande número e frequencia. Assim tanto a intensidade (energia por unidade de tempo) e frequência da emissão são altos. Como a energia (E) viaja pelo vacuo em uma velocidade constante (c, velocidade da luz), se a frequencia (ν) de emissão da partícula (onda) é alta, o comprimento de onda (λ) é pequeno: Lei de Planck: energia por foton h h c h é constante de Planck 23

24 A Figura mostra o espectro da radiação solar que atinge a superfície da Terra para o caso do Sol no zênite (altura = 90 ) (curva inferior), juntamente com o espectro da radiação solar incidente no topo da atmosfera (curva superior). A área entre as duas curvas representa a diminuição da radiação devido a: 1) retroespalhamento e absorção por nuvens e aerossóis e retroespalhamento por moléculas do ar (área não sombreada) e 2) absorção por moléculas do ar (área sombreada).

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