TEMA 2 ENERGIA DA ATMOSFERA

Meteorologia Geral 21 TEMA 2 ENERGIA DA ATMOSFERA 2.1 Introdução A principal fonte de energia da Terra (Vide a Figura 2.1) é o Sol (Vide a Figura 2.1). Uma pequena quantidade de energia provém do interior da Terra mas essa quantidade é desprezível para o propósito do estudo dos Fenómenos Meteorológicos. Figura 2.1: Imagens fora da Escala. Esquerda O Nosso Planeta Terra. Direita Sol em alta definição. Fonte: http://www.guiageo-mapas.com/imagens-terra.htm e http://ultimosegundo.ig.com.br/ciencia/nasa+divulga+imagens+ineditas+do+sol+em+alta+definicao/n1 596936852.html#2. A energia do Sol chega à Terra transportada por ondas electromagnéticas. Esse tipo de energia chama-se Energia Radiante. Devido à enorme distância da Terra ao Sol (15 milhões de Km), este pode ser considerado uma fonte pontual que irradia energia uniformemente em todas as direcções e da qual a Terra recebe uma quantidade ínfima. No entanto, essa energia é responsável por quase a totalidade dos movimentos atmosféricos e pela origem e manutenção da vida. Cláudio Paulo & Gilberto Mahumane Página 1

Meteorologia Geral 21 2.2 O Espectro da Radiação Solar A radiação Solar, é composta de ondas electromagnéticas de diferentes comprimentos de onda (Vide a Figura 2.2). Figura 2.2: Espectro da Radiação Solar. A intensidade varia para cada comprimento de onda, e depende dos elementos existentes no Sol e das reacções nucleares e atómicas que lá ocorrem. Ondas com menor comprimento de onda carregam mais energia e são capazes de transmitir uma quantidade maior de energia a átomos e moléculas individuais. 6 Radiação de comprimento de onda abaixo de,4 1 m é chamada radiação ultravioleta. Essa radiação tem poder de ionizar átomos e moléculas e com isso destruir tecidos vivos e alterar o código genético contido nas moléculas de DNA. Se sua intensidade for pequena, porém, tem o útil efeito de transformar a protovitamina D em vitamina D, necessária para a fixação do cálcio nos ossos. Cláudio Paulo & Gilberto Mahumane Página 2

Meteorologia Geral 21 Comprimentos de onda entre,4 e 6,7 1 m se relacionam com radiação visível. Têm intensidade máxima em aproximadamente amarela, á qual a retina é mais sensível.,56 1 6 m, que corresponde á luz Radiação com comprimentos de onda acima de 6,7 1 m é chamada radiação infravermelha, são menos energéticas que as radiações ultravioleta e visível. Corpos com temperaturas mais baixas, como a Terra, cuja temperatura média é de 15 C, emite radiação com máxima intensidade nas faixas de radiação infravermelha. Esse tipo de radiação não carrega muita energia mas pode aquecer as superfícies onde ela incide. A intensidade da radiação pode ser definida como a quantidade de energia incidente numa superfície, por unidade de área e por unidade de tempo: Energia Intensidade ou Área Tempo Intensidade E A Δt A incidência de radiação solar é maior quando o sol está acima de nossas cabeças do que quando ele está mais próximo do horizonte. Neste último caso esperamos que a superfície se aqueça menos quando os raios estão muito inclinados em relação á superfície do que quando incide perpendicularmente à superfície (Vide a Figura 2.3). Cláudio Paulo & Gilberto Mahumane Página 3

Meteorologia Geral 21 Figura 2.3: Feixe de raios solares. 2.3 Coordenadas Geográficas da Terra As coordenadas geográficas definem a posição de pontos sobre a superfície da Terra. São elas a longitude, a latitude e a altitude. A altitude é medida a partir do nível médio do mar. A longitude está relacionada com os planos meridianos terrestres. Os meridianos terrestres são planos que contêm o eixo da Terra. Sua intersecção com a superfície da terra define duas semicircunferências chamadas meridianos (Vide a Figura 2.4). Figura 2.4: Meridianos. Cláudio Paulo & Gilberto Mahumane Página 4

Meteorologia Geral 21 Convenciona-se que o meridiano que passa pelo observatório de Greenwich, na Inglaterra, é o meridiano de referência e designado como tendo longitude zero ( ). Os outros meridianos são designados pelo ângulo formado entre o plano que passa por ele e o plano que passa pelo meridiano de Greenwich. A longitude pode então ser medida em graus, variando de a 36 no sentido oeste-leste. Na convecção mais usada as longitudes variam de a 18 no sentido oeste-leste, designadas longitudes leste (exemplo: 5 E ) e de a 18 no sentido leste-oeste, designadas longitudes oeste (exemplo: 5 W ). As longitudes oeste podem ser indicadas com o sinal menos. (exemplo: 5 W 5 ). A latitude está relacionada com planos paralelos ao equador (Vide a Figura 2.5: Paralelos). Figura 2.5: Paralelos. O plano que passa pelo equador é a origem das latitudes, designada. As outras latitudes correspondem às circunferências definidas pela intersecção entre planos paralelos ao equador e a superfície da Terra. A latitude de um ponto é definida como o ângulo formado entre o plano do equador e o raio que une o centro da Terra e o ponto considerado. Pontos acima do equador têm latitudes variando entre hemisfério sul as latitudes variam entre e 9 N, que correspondem ao hemisfério norte. No e 9 S ou entre e 9. Cláudio Paulo & Gilberto Mahumane Página 5

Meteorologia Geral 21 2.4 Movimento de Rotação da Terra O movimento de rotação da Terra é o movimento giratório que o planetaterra realiza em volta de um eixo imaginário, no sentido contrário aos ponteiros do relógio para um referencial observando o planeta do espaço, sobre o pólo Norte. O período de rotação, ou seja, o tempo que a Terra demora a executar uma volta completa sobre si mesma, corresponde à duração de um dia e é de 23 horas 56 minutos 4 segundos e 9 centésimos. É usual aproximar este valor às vinte e quatro horas. Sendo assim, a Terra gira em torno de seu eixo uma vez a cada 24 horas. Com velocidade angular constante. radianos rd Ω 6,28 6,28 ou 1dia dia radianos rd Ω 6,28,262 ou 24 horas h Ω 6,28 radianos 864 segundos 7,292 1 5 rd s Este movimento da Terra em volta do seu eixo imaginário tem as suas consequências. A destacar: A sucessão dos dias e das noites (se a Terra não girasse, era sempre de dia, na parte virada para o Sol, e sempre de noite, na parte escura). O movimento aparente do Sol, durante o dia (Nós falamos em nascer e pôr do Sol, observando o seu movimento ao longo do dia - movimento este que não existe, pois o Sol está fixo no centro do Sistema Solar e a Terra é que roda). O movimento aparente das estrelas, durante a noite (pela mesma razão acima). A variação da obliquidade dos raios solares, num mesmo lugar, ao longo do dia (ao longo do dia, os raios solares apresentam diferentes inclinações, em relação à superfície da Terra). Cláudio Paulo & Gilberto Mahumane Página 6

Meteorologia Geral 21 2.5 Movimento de Translação da Terra Para além de rodar sobre si própria, o planeta Terra descreve um movimento de translacção em torno do Sol, no sentido directo (ou contrário aos ponteiros do relógio). O período de translacção, ou seja, o tempo que a Terra demora a dar uma volta completa ao Sol, é de um ano, ou seja 365 dias e seis horas (365,24 dias). Assim, um ano não bissexto tem um défice de 6 horas e 4 minutos em relação ao movimento real de translação. Este défice, ao fim de 4 anos de "acumulação", origina 24 horas (6h*4anos=24h) e é "compensado" com um ano bissexto (onde se acrescenta mais um dia). Isto para, "acertar" o nosso calendário com o movimento de translacção da Terra. Este movimento encontra-se esquematizado, na Figura 2.6. Figura 2.6: Movimento de translação do Planeta Terra. Fonte: http://www.explicatorium.com/cfq7- Movimentos-da-Terra.php. A órbita da Terra é elíptica porém quase circular, com uma diferença entre a maior e a menor distância entre a Terra e o Sol de apenas 3.4%. O plano do equador é inclinado de 23 27 em relação ao plano da órbita. Por essa razão os raios solares têm diferentes inclinações em relação á superfície da Terra a cada estação do ano. O movimento de translação do Planeta Terra e a inclinação do seu eixo imaginário também têm consequências. A destacar: As estações do ano (Primavera, Verão, Outono e Inverno). Cláudio Paulo & Gilberto Mahumane Página 7

Meteorologia Geral 21 A desigualdade dos dias e das noites (O facto de, em algumas alturas do ano, os dias serem muito grandes, e as noites pequenas, e vice-versa). Note que a 22 de Dezembro a Terra se encontra mais próxima do Sol (periélio) e os raios solares incidem sobre a superfície da Terra em ângulos menores em relação à vertical (ângulo zenital) no hemisfério sul do que no hemisfério norte. Isso caracteriza uma absorção maior de energia solar, o que ocorre no verão. Ao mesmo tempo a absorção é menor no hemisfério norte, em que o ângulo zenital é maior, o que corresponde ao inverno. Essa data corresponde ao solstício de verão para o hemisfério sul e solstício de inverno no hemisfério norte. O oposto ocorre no dia 21 de Junho, quando a Terra está mais distante do sol (afélio) e temos o solistício de inverno no hemisfério sul e o solistício de verão no hemisfério norte. A diferença de distâncias entre os dois solstícios proporciona cerca de 2% a mais de energia solar incidente na Terra durante o solstício de verão do hemisfério sul do que durante o solstício de verão do hemisfério norte. Também durante o solistício, o hemisfério de verão tem uma área maior iluminada pelo sol do que o hemisfério de inverno. Por isso, os dias são mais longos no verão e mais curtos no inverno. Isso pode ser visto Tabela 2.1. Tabela 2.1: Time from Sunrise to Sunset. Latitude Winter Solstice Vernal or Autumnal equinox Summer Solstice 9 12 hr min 6 months 8 7 6 5 hr 33 min 5 7 hr 42 min 4 9 hr 8 min 3 1 hr 4 min 2 1 hr 48 min 1 11hr 25 min 12 hr min 12 hr min 12 hr min 12 hr min 12 hr min 12 hr min 12 hr min 12 hr min 12 hr min 12 hr min 4 months 2 months 18 hr 27 min 16 hr 27 min 14 hr 52 min 13 hr 56 min 13 hr 12 min 12 hr 38 min 12 hr min Cláudio Paulo & Gilberto Mahumane Página 8

Meteorologia Geral 21 Ainda se nota que, ao meio dia num local à latitude de 23 27 do hemisfério de verão, no solstício, o sol está exactamente sobre o ponto. Diz-se que o sol está a pino. Ao paralelo de 23 27 S chama-se Trópico de Capricórnio e ao de 23 27 N chama-se Trópico de Câncer. Em todos os outros pontos, ao meio dia do solstício os raios são inclinados em relação à vertical. Em particular, para latitudes maiores que 66 33 9 23 27, no hemisfério de verão, os pontos são iluminados pelo sol durante todas as 24 horas do dia e se observa o chamado sol da meia-noite. Entretanto, pontos com latitude maiores que 66 33 permanecem na sombra 24 horas. Essas latitudes de 66 33 N ou S, são chamadas Círculo Polar Árctico e Círculo Polar Antárctica, respectivamente. Nos outros dias do ano o sol migra entre os trópicos de Capricórnio e Câncer, alternando-se os hemisférios de inverno e de verão e também a duração do dia e da noite. Há dois dias do ano em que a duração do dia e da noite é a mesma (12 horas) para todas as latitudes. São os dias 21 de Março (equinócio de Outono) e 21 de Setembro (equinócio de Primavera), ambos para o hemisfério sul e trocando os nomes para o hemisfério norte. A palavra equinócio significa noites iguais. Esses dias marcam, aproximadamente, o fim do verão e o fim do inverno, respectivamente. Note que o dia e a noite têm duração igual no equador, em qualquer dia do ano. Nas latitudes entre os trópicos o sol pode ficar a pino ao meio dia duas vezes por ano e nunca pode ficar a pino em latitudes acima dos trópicos nos dois hemisférios. 2.6 Absorção e Emissão de Energia pelas Moléculas Uma molécula isolada tem energia na forma de movimento (energia cinética) ou energia potencial electrostática dos electrões orbitando em torno do núcleo positivo. A mecânica quântica prevê que somente certas configurações de órbita são permitidas para cada tipo de molécula ou átomo. Cada uma dessas configurações é Cláudio Paulo & Gilberto Mahumane Página 9

Meteorologia Geral 21 identificada por um certo valor de energia, ou nível de energia. Somente uma mudança discreta entre níveis é permitida, correspondendo a mudanças de electrões de uma órbita permitida para outra. Essas mudanças podem ocorrer com absorção de energia (se o nível final for menos energético) ou com emissão de energia (se o nível final for menos energético). A energia absorvida ou emitida é a mesma se as mudanças se derem entre os mesmos dois níveis. A energia emitida numa mudança de níveis (ou transição entre níveis), tem a forma de radiação electromagnética em unidades discretas denominadas fotões. A energia associada a cada fotão é dado por: E h ν Onde: ν é a frequência da radiação e h 6,626 1 34 J s é a constante de Plank. Uma vez que moléculas isoladas absorvem ou emitem com determinadas energias, o espectro de emissão, isto é, a separação de cores através de um prisma óptico, constitui-se de linhas separadas e é chamado espectro de linhas. Corpos sólidos, devido à interacção entre as moléculas, têm espectros de bandas, que constituem na verdade muitas linhas localizadas muito próximas, formando feixes (ou bandas). Alguns gases se constituem de moléculas que absorvem ou emitem radiação mais intensa em determinadas regiões do espectro do que em outras. O resultado é que esses gases são opacos a certos comprimentos de onda (que eles absorvem) e são transparentes a outros comprimentos de onda (que eles transitem). Além disso, há certas reacções fotoquímicas que ocorrem quando absorvem radiação de comprimentos de onda menor que um certo valor máximo, em geral 6 abaixo de,1 1 m. Cláudio Paulo & Gilberto Mahumane Página 1

Meteorologia Geral 21 2.7 Radiação do Corpo Negro Corpo Negro é um corpo hipotético que tem as propriedades de: Absorver toda a radiação nele incidente. Emitir radiação em todo o espectro com máxima intensidade possível. A irradiância do corpo negro é dada pela lei de Stefan-Boltzman: E σ T 4 8 Onde: T é temperatura absoluta do corpo e σ 5,67 1 W 2 é a constante de Stefan-Boltzman. m Assim, quanto maior a temperatura, maior a energia emitida por unidade de tempo e unidade de área. O Sol pode ser considerado aproximadamente como um corpo negro, com temperatura de 578 K (em geral se considera o valor aproximado de 6 K ). 2.8 Radiação Solar no Topo da Atmosfera Ao girar em torno do Sol a Terra capta uma pequeníssima quantidade da energia solar que é emitida em todas as direcções. A atmosfera da Terra funciona como um filtro selectivo, absorvendo, difundindo e reflectindo a radiação com comprimentos de onda mais perigosos para a vida, ou seja, a radiação visível, a infravermelha e uma pequena porção da radiação ultravioleta. Cláudio Paulo & Gilberto Mahumane Página 11

Meteorologia Geral 21 A quantidade de energia solar que atinge o limite superior da atmosfera terrestre tem um valor aproximadamente constante. Esse valor é denominado constante solar e equivale a 1.94 cal/cm2.min. 2.9 Radiação Solar na Superfície da Terra A radiação que penetra na atmosfera sofre um efeito de filtragem por absorção e espalhamento, de modo que atinge a superfície em intensidade e comprimentos de onda que são benéficos á manutenção da vida dentro de limites razoáveis. A quantidade de radiação que consegue alcançar a superfície da Terra após atravessar a atmosfera é chamada Insolação. 2.1 Equilíbrio Energético da Atmosfera Do total de energia solar que atinge o topo da atmosfera (1%) em dias de nebulosidade média, isto é, com certa de metade do céu encoberto: 19% é absorvido pelos componentes da atmosfera mais as nuvens. 3% é reflectido pelas nuvens, pela superfície da Terra ou é espalhado de volta em direcção ao espaço. 51% é absorvido pela superfície da Terra, sendo esse restante composto de radiação visível, infravermelho e ultravioleta suave. Cláudio Paulo & Gilberto Mahumane Página 12

Meteorologia Geral 21 Figura 2.7: Equilibrio Energético da Atmosfera. A reflexão total de 3% corresponde ao que é chamado albedo médio da Terra. A quantidade de energia que é absorvida pela superfície é essencial para movimentar a atmosfera e para permitir a vida em todos os seus estágios de evolução. O acúmulo de energia solar, mesmo que fosse em pequena proporção, na superfície do globo terrestre, poderia, no final de algum tempo, tornar a Terra excessivamente quente para permitir a manutenção da vida. Esse acúmulo é compensado pelo retorno á atmosfera e ao espaço de toda a energia absorvida. Esse retorno se dá através de radiação infravermelha (a chamada radiação terrestre ), de condução de calor e evaporação. O perfeito balanço de energia da superfície da Terra é chamado equilíbrio térmico da superfície, e é o que mantém a temperatura da superfície e da atmosfera próximo e ela dentro de limites suportáveis para a vida. O vapor de água, o oxigénio molecular, o gás carbónico e as partículas sólidas em suspensão na atmosfera absorvem grande parte da radiação terrestre e reemitem parte dessa radiação de volta à superfície, evitando que toda a energia seja perdida e a Terra se resfrie. Esse efeito, chamado efeito estufa, pode ser perfeitamente sentido nas noites frias e limpas de inverno. Cláudio Paulo & Gilberto Mahumane Página 13

Meteorologia Geral 21 Não havendo vapor de água na atmosfera e o ar estando limpo de impurezas, o saldo de radiação terrestre é maior, resfriando rapidamente a superfície da Terra provocando, conforme as condições nevoeiro ou até geada. Quando, por outro lado, a nebulosidade é grande durante a noite, as nuvens absorvem grande parte da radiação e reemitem em direcção á Terra proporcionando uma temperatura maior que nas noites de céu limpo. 2.11 Distribuição da Energia Solar entre as Latitudes Devido às características dos movimentos da Terra em relação ao sol, a Terra recebe mais energia nas regiões tropicais que nas regiões polares, acarretando maior aquecimento nos trópicos que nos pólos. Essa diferença de aquecimento é que provoca movimentos de ar entre as diversas latitudes no sentido de manter o equilíbrio energético da atmosfera. 2.12 O Ciclo Diurno do balaço de Energia A absorção da energia solar pela superfície da Terra depende de diversos factores, porém o mais importante é a inclinação dos raios solares em relação à superfície. Essa absorção é máxima ao meio dia, e nula durante a noite. Ela começa a aumentar ao nascer do sol e cai a zero novamente ao por do sol. Por outro lado, o solo perde essa energia absorvida de diversas maneiras: por emissão de radiação infravermelha, por condução e evaporação para a atmosfera e por condução para camadas mais profundas do solo. Durante a noite a temperatura do solo diminui porque a energia é perdida e não há absorção. Por essa razão a temperatura mínima do solo (e a da atmosfera logo acima do solo), ocorre pouco depois do nascer do sol. Depois que o sol nasce, há um instante em que a energia absorvida é igual à energia perdida. Esse instante corresponde à temperatura mínima do solo. A partir desse ponto, a energia absorvida é maior que a perdida, acarretando aumento de temperatura. Cláudio Paulo & Gilberto Mahumane Página 14

Meteorologia Geral 21 Embora a perda de energia aumente com a temperatura, o ganho por absorção supera a perda e o resultado líquido é o aumento de temperatura todo tempo que essa diferença persiste. A temperatura máxima é alcançada quando a perda de energia é igual de novo à absorção, o que ocorre por volta das 16 horas, quando a absorção já vem diminuindo desde o meio dia. A partir daí, até o por do sol, embora haja absorção de energia, esta é maior que a perda. Cláudio Paulo & Gilberto Mahumane Página 15