Fonte de energiaO Sol é a principal fonte de energia dos processos da atmosfera.
Como chegaA energia chega à Terra na forma de radiação eletromagnética e interage ao atravessar o ar e ao encontrar a superfície.
De onde vem › como se transfere › como Sol e Terra emitem (λ diferentes) › balanço de energia global › efeito estufa.
O efeito estufa é o motivo de a atmosfera manter a superfície mais quente do que ela estaria sozinha.
EnergiaCapacidade de um sistema realizar trabalho = causar deslocamento de matéria por meio de uma força.
PotencialCinéticaRadiante (= radiação eletromagnética)
- Potencial gravitacional: depende da posição no campo de gravidade — quanto mais alto, maior.
- Cinética: depende do movimento — quanto mais veloz, maior.
- Energia térmica = soma dos movimentos aleatórios das partículas; temperatura = medida da energia cinética média das partículas.
Térmica = cinética (a mesma coisa): "cinética" para corpos grandes (macroscópicos), "térmica" para as partículas (microscópicos). Mais temperatura → partículas se movem mais rápido.
ConservaçãoEnergia não pode ser criada nem destruída, só convertida; a energia total do sistema se conserva (Fig. 2.1 — montanha-russa: potencial vira cinética).
2.1 Escalas de temperatura: Celsius e Kelvin
| Escala | Referências / marco |
|---|---|
| Celsius (°C) 1742, Anders Celsius | 2 pontos à pressão padrão ao nível médio do mar: congelamento da água pura 0 °C; ebulição 100 °C. |
| Kelvin (K) Lord Kelvin | Escala absoluta, sem números negativos. Zero absoluto = mínima possível. |
Zero absoluto−273,15 °C = 0 K (partículas parariam de se mover).
Conversão (eq. 2.1): K = °C + 273,15.
CalorTransferência de energia térmica de uma região mais quente para outra mais fria.
ConduçãoConvecçãoRadiação
| Mecanismo | Como funciona | Na atmosfera |
|---|---|---|
| Condução | Energia passa de partícula para partícula em contato; eficaz em sólidos e líquidos. | Ar é mau condutor; só ocorre muito perto da superfície. |
| Convecção | Material aquecido se desloca levando energia; típica de líquidos e gases. | Parcela aquecida fica menos densa e sobe; ar frio a substitui (panela; Figs. 2.2/2.3). |
| Radiação | Energia viaja em ondas eletromagnéticas; não precisa de matéria. | No vácuo, ~300.000 km/s (velocidade da luz); assim a energia do Sol chega à Terra. |
3.1 A onda eletromagnética e o espectro
Onda (2 elementos)Comprimento de onda (λ) = distância entre 2 cristas sucessivas; amplitude = intensidade/altura das cristas e cavados.
- Toda matéria acima de 0 K emite radiação (átomos vibram).
- Mais quente → átomos vibram mais rápido → menores λ emitidos.
- Espectro eletromagnético: das ondas de rádio aos raios gama. Menor λ = mais energia.
| Faixa | λ típico | Observação |
|---|---|---|
| Raios X | ~10⁻⁹ m | Muito energéticos. |
| Ultravioleta (UV) | ~10⁻⁷ m | Nociva, filtrada pela atmosfera. |
| Visível (luz) | azul ~0,4 µm; vermelho ~0,7 µm | Faixa que os olhos detectam como cores (1 µm = 10⁻⁶ m). |
| Infravermelho | maior que o visível | Percebido pelo aquecimento. |
| Ondas de rádio | ~100 m | Pouco energéticas. |
Fonte do sistemaA principal fonte de energia do sistema Terra-atmosfera é a radiação solar.
Corpo negroCorpo idealizado que absorve toda a radiação incidente (todos os λ, qualquer direção) e reemite o máximo possível. Em equilíbrio termodinâmico → absorvedor e emissor perfeito.
Não precisa ser da cor preta: como Sol e Terra absorvem/emitem com ~100% de eficiência, ambos são tratados como corpos negros.
Autores/anoJosef Stefan e Ludwig Boltzmann, 1879.
EnunciadoTodo corpo acima do zero absoluto emite radiação a uma taxa proporcional à quarta potência de sua temperatura absoluta.
Fórmula (eq. 2.2): E = σ · T⁴ — E = radiação emitida; T = temperatura absoluta (K); σ = constante de Stefan-Boltzmann = 5,67×10⁻⁸ W m⁻² K⁻¹.
A distribuição da energia por faixa de λ muda conforme a temperatura do corpo (Fig. 2.6).
Autor/anoWilhelm Wien, 1893 (lei de deslocamento).
EnunciadoO λ em que a emissão é máxima é inversamente proporcional à temperatura absoluta. Mais quente → menor λ do pico.
Fórmula (eq. 2.3): λmax = 2.897 / T — λmax em µm, T em K.
| Característica | Sol (ROC) | Terra (ROL) |
|---|---|---|
| Temperatura aprox. | ~6.000 K | ~300 K |
| Pico de emissão (Wien) | ~0,5 µm | ~10 µm |
| Faixa do espectro | visível; abaixo de 2 µm | infravermelho; 5–25 µm |
| Nome | radiação de onda curta (ROC) | radiação de onda longa (ROL) |
Constante solarRadiação solar viaja ao topo quase sem interferência; a que incide perpendicularmente no topo é ~fixa: 1.367 W m⁻².
Quanto chega de fato à superfície depende das estações, do período do dia e da latitude (Caps. 3 e 11).
Equilíbrio radiativoEnergia emitida = absorvida → temperatura constante.
| Terra como corpo negro | Temperatura |
|---|---|
| Sem atmosfera (equilíbrio) | 255 K (−18 °C) |
| Observada (superfície) | 288 K (15 °C) |
Diferença de mais de 30 K = efeito da atmosfera, que é absorvedor seletivo (absorve alguns λ, não outros).
Gases (Fig. 2.7)N₂O, O₂, O₃, H₂O, CO₂. A atmosfera absorve pouco no visível, mas bastante no infravermelho — faixa em que a superfície emite.
Gás absorve › se aquece › colide com vizinhas › reemite infravermelho › parte da energia fica retida → T acima do equilíbrio.
Efeito estufa = retenção da radiação terrestre, principalmente pelo vapor d'água e pelo CO₂. É natural, mas vem sendo agravado pela atividade humana (Caps. 10 e 13).
AnalogiaEstufa de vidro: deixa a radiação solar entrar, mas barra parte do infravermelho de volta.
- Janela atmosférica: região 8–12 µm, por onde o infravermelho escapa — exceto a banda de 9,6 µm, absorvida pelo ozônio.
- UV absorvido na estratosfera, principalmente por oxigênio (O₂) e ozônio (O₃).
EspalhamentoEnergia que vinha em linha reta é desviada por moléculas, aerossóis ou nuvens.
Reflexão: volta ao hemisfério de origemTransmissão: desviada ao hemisfério de destino
AlbedoRazão entre a radiação solar visível refletida e o total que incide sobre a superfície.
- Depende de cor, textura, umidade e ângulo de incidência.
- Superfícies claras refletem mais (albedo maior); escuras refletem menos (albedo menor).
- Mais perpendicular o raio → mais absorção, menor albedo (meio-dia menor; amanhecer/entardecer rasante maior).
| Superfície (Tab. 2.1) | Albedo |
|---|---|
| Neve fresca / antiga | 0,95 / 0,40 |
| Nuvens espessas / finas | 0,60–0,90 / 0,30–0,50 |
| Terra escura úmida / clara seca | 0,05 / 0,40 |
| Água (ângulo zenital pequeno) | 0,03–0,10 |
IdeiaTempo e clima dependem da quantidade e distribuição da radiação solar. O balanço compara a energia que entra e a que sai do sistema Terra (superfície + atmosfera).
Entra = sai → equilíbrio › entra menos → esfria › entra mais → aquece.
3 regiões-limite: topoatmosferasuperfície
- Ao chegar ao topo: a solar pode ser espalhada/refletida (nuvens/aerossóis), absorvida pela atmosfera ou transmitida à superfície (que absorve ou reflete).
- A radiação que a superfície absorve é distribuída em calor sensível, calor latente (mudanças de fase da água) e condução no solo; a superfície aquecida também emite radiação.
Modelo100 unidades de energia solar atingem o topo da atmosfera (Fig. 2.8).
| Destino | Unidades |
|---|---|
| Espalhada de volta pela atmosfera | 6 |
| Refletida pelas nuvens | 20 |
| Refletida pela superfície | 4 |
| Subtotal — albedo planetário (volta ao espaço) | 30 |
| Absorvida pela atmosfera | 19 |
| Transmitida e absorvida pela superfície | 51 |
~30% volta ao espaço = albedo planetário (onda curta); atmosfera absorve 19%; superfície recebe as 51% restantes.
Uso das 51Das 51 unidades absorvidas: 23 na evaporação (calor latente) + 7 em condução/convecção + 21 armazenadas e emitidas como infravermelho.
A superfície emite 117 unidades — muito mais do que recebe do Sol — porque também recebe infravermelho da atmosfera, de dia e de noite.
Das 117 emitidas › só 6 escapam pela janela atmosférica › 111 absorvidas (gases de efeito estufa e nuvens) › 96 reemitidas à superfície = efeito estufa.
Fechamento: superfície absorve 147 (51 solar + 96 atmosférica) e emite 147 → balanço fechado.