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Radiacao solar Radiacao solar Document Transcript

  • INSTITUTO FEDERAL GOIANO – CAMPUS CERES AGROMETEOROLOGIA RADIAÇÃO SOLAR Prof. Henrique F. E. de Oliveira1. Introdução O Sol emite para o espaço uma grande quantidade de energia radiante, proveniente dasreações que ocorrem na própria superfície do astro. Esta é a fonte primária de energia para os processos termodinâmicos que ocorrem nasuperfície da Terra. O Sol pode ser considerado uma esfera com raio de 697.000 km, sendo a energia emitida emtodas as direções. A energia emitida, que é interceptada pela Terra corresponde a uma fraçãoinsignificante. Por outro lado, pode-se dizer que 99,97% de toda a energia que chega à superfície daTerra é proveniente, direta ou indiretamente, do Sol, tendo o restante origem em outras estrelas,interior da Terra, combustão (carros, indústrias, incêndios, queimadas, etc.) e lâmpadas acesas.Grande parte da energia solar é usada no aquecimento do ar e do solo, no processo fotossintético dosvegetais, na evaporação da água e na circulação geral da atmosfera, mantendo o ciclo hidrológico.2. Unidades A unidade básica de energia é a caloria-grama (cal), que é definida como a quantidade decalor necessária para elevar a temperatura de 1g de água de 14,5oC para 15,5oC. Para que se caracterize a intensidade da radiação, deve-se considerar a unidade de área etempo de emissão ou de interceptação desta energia, podendo ser utilizada para tanto a unidade calcm-2, que é denominada de Langley (ly). Energia por unidade de área e tempo é expressa em cal cm-2min-1 ou cal cm-2 dia-1, ou ly min-1 ou ly dia-1, caso se considere maiores períodos de tempo. NoSistema Internacional de Unidades (SI), as unidades mais comuns para expressar a radiação solarsão W m-2 e MJ m-2 d-1 . 1 J s-1 = 1 W; 1 cal = 4,1855 J; 1 J = 0,2389 cal; 1 MJ m-2 = 23,8920 cal cm-2; 1 ly = 1 cal cm-2;
  • Radiação Solar 2 1 ly min-1 = 697,5833 W m-2 1 ly = 41860 J m-2Submúltiplos: 1 µm = 10-3 mm 1 µm = 1000 nm 1 µm = 10-6 m 1 µm = 104 Å (Angstrom) 1 Å = 10-10 m.Múltiplos: 1 kJ = 1.000 J 1MJ = 1.000.000 J3. Processos de Transferência de Energia A energia pode ser transferida de um ponto para outro por três processos: Condução: a energia calorífica é transferida de uma molécula para outra. Este processopermite definir o conceito de materiais bons e maus condutores de calor, como os metais e o arrespectivamente. Convecção: é o processo em que uma massa fluida se movimenta por diferença dedensidade. Tem uma importância muito grande na atmosfera terrestre, sendo seu entendimentoessencial para o estudo de geadas, por exemplo. Radiação: é o processo em que a energia, proveniente do Sol ou de outra fonte qualquer, sepropaga sob a forma de ondas, genericamente denominadas ondas eletromagnéticas. A principaldiferença deste modo de transferência de energia para os dois anteriores é que a radiação também sepropaga no vácuo não havendo portanto, a necessidade de um meio material para que a transferênciade energia ocorra. As ondas eletromagnéticas tem as seguintes grandezas características: Comprimento (λ): é a distância entre duas cristas consecutivas. Freqüência (f): é o número de cristas que passam por um ponto de referência na unidade detempo. Período (T): é o tempo necessário para uma crista completar um ciclo. O período é o inversoda freqüência. T = 1/f Velocidade (c): é a distância percorrida por determinada crista por unidade de tempo.
  • Radiação Solar 3 A velocidade de propagação da luz no vácuo é tida como constante, da ordem de 300.000 km-1s , sendo atenuada quando a luz se propaga em meios materiais, o que pode ser desconsiderada nocaso da atmosfera terrestre. Fisicamente, velocidade = distância/tempo. Para a radiação a distância é o própriocomprimento de onda (λ) e o tempo é dado pelo período (T), então: λ λ c= = ⇒ c = λ .f T 1 f Pelo fato da velocidade da luz ser constante, a equação anterior mostra como se relacionamestas grandezas, ou seja, à medida que se aumenta o comprimento de onda, diminui a freqüência evice-versa. Esta relação permite caracterizar o potencial energético dos comprimentos de onda. Porexemplo, os raios ultravioletas são mais energéticos, pois possuem comprimentos de onda bastantepequenos e associados a altas freqüências, tendo maior poder de penetração.4. Conceitos em Radiação Para o estudo da radiação é importante o significado de alguns termos, sendo os principais: Poder emissivo: é a quantidade de energia emitida por uma superfície por unidade de área etempo, à uma dada temperatura. Todo corpo que possui energia, isto é, cuja temperatura é maior que 0 Kelvin, emite certaquantidade de energia em determinados comprimentos de ondas. Corpo negro: é uma idealização física para o estudo da radiação. O corpo negro absorve todaenergia incidente sobre ele e, para cada temperatura e para cada comprimento de onda, é o corpo queemite a máxima quantidade de energia. As leis da radiação, que serão abordadas adiante, consideram sempre o corpo negro. Emissividade (ε): é um índice que compara o poder emissivo de um corpo qualquer com opoder emissivo do corpo negro à mesma temperatura. Ec ε= Ecnem que: E = emissividade do corpo; Ec = poder emissivo do corpo à temperatura T; Ecn = poder emissivo do corpo negro à temperatura T.4.1. Refletividade, absortividade e transmissividade Quando um feixe de radiação (I) incide sobre um corpo, pode originar três parcelas, sendo aprimeira refletida (Ir), outra absorvida (Ia) e a última, transmitida (It). Pode-se então definir os seguintes coeficientes, relacionando-se as parcelas com o feixeincidente I: Absortividade (A): é um coeficiente que relaciona a fração da radiação incidente que foiabsorvida pelo corpo em estudo com o feixe incidente I. Refletividade (R): é um coeficiente que relaciona a fração da radiação incidente que foirefletida pelo corpo em estudo com o feixe incidente I.
  • Radiação Solar 4 Transmissividade (T): é um coeficiente que relaciona a fração da radiação incidente que foitransmitida pelo corpo em estudo com o feixe incidente I. Pelas definições, tem-se: Ia Ir It A= R = T= I I I Um feixe de radiação (I) ao incidir sobre um corpo será absorvido e, ou transmitido e, ourefletido, portanto tem-se que: I = Ia + Ir + It Substituindo Ia, Ir e It por suas respectivas explicitações, respectivamente, tem-se: I = A.I + R.I + T.I I = I(A + R +T) A+R+T=I/I=1 Conclui-se que para cada corpo, o somatório da absortividade, refletividade etransmissividade será igual à unidade. Analisando-se o corpo negro, por exemplo, observa-se que aabsortividade é igual a l, por definição, então a refletividade e a transmissividade obrigatoriamenteserão iguais a zero.5. Leis da Radiação Lei de Planck: Max Planck em 1900 equacionou o poder emissivo de um corpo negrodistribuído em diferentes comprimentos de ondas, para diferentes temperaturas. Criou a teoriaquântica, e ganhou o Nobel de física em 1918. A lei de Planck é dada pela equação abaixo: C1 .λ − 5 E( λ ,T ) = C2 λT e −1em que, E(λ,T) = poder emissivo do corpo negro à temperatura T para comprimento de ondas de λ a λ + dλ; λ = comprimento de ondas; C1 = 3,7427 x 108 W µm4 m-2; C2 = 1,4388 x 104 µm K.Representação gráfica da lei de Planck:
  • Radiação Solar 5 Le i de M ax Planck (1900) 90.000.000 (W m 80.000.000 T = 5770 K ) -1 70.000.000 Ene rgia m 60.000.000 T = 5000 K -2 50.000.000 T = 4000 K 40.000.000 T = 3000 K 30.000.000 20.000.000 10.000.000 0 0 1 2 3 4 5 Comprime nto de onda (µm) Lei de Stefan-Boltzmann: o poder emissivo de um corpo negro é diretamente proporcional aquarta potência de sua temperatura absoluta. A lei de Stefan-Boltzmann é representada pela áreaabaixo da curva da equação de Planck. Para chegar a lei de Stefan-Boltzmann, deve-se integrar aequação de Planck. λ∞ = E = ∫= E (λT ).dλ λ0 ,Resolvendo a integral acima, tem-se: E = σ T4em que, E = poder emissivo do corpo negro (ly min-1) ou (W m-2); σ = constante de Stefan-Boltzmann (8,14 x 10 -11 ly min-1 K-4) ou (5,67 x 10-8 Wm-2 K-4 ) ou (4,903x10-9 MJ m-2 d-1 k-4); T = temperatura absoluta (K). Para um corpo qualquer de emissividade ε conhecida, a equação anterior passa a ser: E=εσT4 Lei de Kirchhoff: Para um dado comprimento de onda e uma dada temperatura, aabsortividade de um corpo negro é igual à sua emissividade: A(λ) = E(λ) Lei dos deslocamentos de Wien: Wilhelm Wien ganhou o Nobel de física de 1911. Sua leiestabelece que o comprimento de onda correspondente ao máximo poder emissivo de um corponegro é inversamente proporcional a sua temperatura absoluta. O comprimento de ondacorrespondente ao máximo poder emissivo é representado pelo ponto de máxima da curva daequação de Planck. Para se determinar o ponto de máxima, deve-se tomar a primeira derivada eigualar a zero: dE ( λ,T ) =0 dλ Obtém-se assim a chamada lei dos deslocamentos de Wien.
  • Radiação Solar 6 C λ max = Tem que, λmax = comprimento de onda correspondente ao máximo poder emissivo (µm); C = constante de Wien (2987 µm K); T = temperatura absoluta (K). Representação esquemática da lei de Wien: Lei de Max Planck (1900) 90.000.000 80.000.000 70.000.000 T = 5770 K m -1) 60.000.000 T = 5000 K -2 Energia (W m 50.000.000 T = 4000 K 40.000.000 T = 3000 K 30.000.000 20.000.000 10.000.000 0 0 1 2 3 4 5 Comprimento de onda (µ m) Lei de Lambert ou do cosseno: a quantidade de energia incidente (Iz) em uma superfícieinclinada é igual à mesma quantidade de energia incidente na superfície normal a esta energia (In)multiplicada pelo cosseno do ângulo de inclinação (Z) que Iz faz com In. In Iz cos Z = Iz/In Iz = In . cosZ Esta lei explica Im as variações nas Iz quantidades de energiainterceptadas nas diferentes latitudes da superfície terrestre.
  • Radiação Solar 76. Constante Solar É a quantidade de energia interceptada por unidade de área e unidade de tempo em umasuperfície plana, colocada perpendicularmente aos raios solares, a distância média da Terra ao Sol(D), igual a (1,5 x 1011 m). Para determinar o poder emissivo total do Sol basta calcular: E = 4.πR2 . σTs4 Tendo o Sol um raio equivalente a 6,97 x 10 8 m e emitindo energia à temperatura de 5760 K,supondo que esta energia emitida seja igualmente distribuída no interior de uma esfera imagináriaque tenha como raio a distância média Terra-Sol (D), substituindo-se os valores em: S= ( εσT 4 4πR 2 ) 4πD 2encontra-se 2,0 ly min-1 ou no SI, 1360 W m-2. Pode-se também medir a constante solar, mas para isso é necessário sair da atmosferaterrestre. A primeira medida direta da Constante Solar feita acima da camada de ozônio, em 1967por um foguete X-15 em Nevada, foi 1,951 cal cm -2 min-1. A padronização da Constante Solaradotada pela NASA, após a avaliação de diferentes resultados obtidos em topos de montanhas,balões, foguetes, aeronaves e satélites, é de 1,94 ±0,03 cal cm-2 min-1ou 1353 W m-2.7. Características Espectrais da Radiação Solar7.1. Espectro da Radiação O Sol emite radiação em comprimentos de ondas acima de 0,15 µm. Porém, mais de 99% daquantidade de energia é emitida no intervalo de 0,15 a 4,0 µm, chamado de domínio ou região daradiação solar. O valor 4,0 µm é utilizado ainda para dividir a radiação em duas faixas: radiação deondas curtas e radiação de ondas longas. O olho humano é sensibilizado pela radiação na faixa dos comprimentos de ondas de 0,36 a0,76 µm, faixa essa denominada região visível. Abaixo de 0,36 µm é denominada radiaçãoultravioleta e, acima de 0,76 µm, de radiação infravermelha. O visível compreende os comprimentos de onda que impressiona a retina do olho humano,dando-lhe a sensação de visibilidade. O estímulo de cada pequena banda dessa região dá-nos assensações de cores. Por exemplo, no início da faixa do visível a partir dos 0,42 µm a vista ésensibilizada para a cor azul, e à medida que as bandas caminham em direção a 0,7 µm, vaiaparecendo as demais cores. Quando a radiação atravessa um prisma, a faixa visível é separada emsuas cores equivalentes. Do ponto de vista agronômico, a radiação ultravioleta (UV), cujos comprimentos de onda sãomenores que 0,36 µm, por possuir elevada energia tem alto poder biocida; a radiação visível é
  • Radiação Solar 8parcialmente absorvida pelas folhas das plantas para a realização da fotossíntese, razão pela qual étambém conhecida por radiação fotossinteticamente ativa (RFA); e a radiação infravermelhopróximo (IVP), com comprimentos de onda variando de 0,7 a 4,0 µm, utilizadas nos processosmorfológicos das plantas. No intervalo, entre 0,7 e 0,8 µm existe também uma pequena absorçãocom efeito fotossintético. Antes de interagir com a atmosfera, estas três faixas possuem a seguintecomposição em termos quantitativos do total de energia emitida pelo Sol: UV = 9%; RFA = 40%;IVP = 51%. Após atravessar a atmosfera, esta proporções modificam consideravelmente. Representação esquemática do espectro da radiação: 0,15 µm 4,60 µm 100,00 µm Região da radiação solar (99%) Radiação de ondas curtas (OC) Radiação de ondas longas (OL) Radiação RAD. ultravioleta VISÍVEL Radiação infravermelha 0,36 µm 0,76 µm (violeta) (vermelho) Radiação Visível: Violeta Azul Verde- Verde Amarelo Laranja Vermelho azulado 0,36 0,42 0,47 0,50 0,54 0,59 0,65 0,76 (µm)7.2. Absorção Seletiva de Radiação Solar na Atmosfera É a propriedade que certos gases componentes da atmosfera apresentam ao absorveremdeterminadas faixas de comprimentos de ondas da radiação que os atravessam. São absorventesseletivos:
  • Radiação Solar 9 Oxigênio, na faixa de 0,12 a 0,18 µm. Ozônio, na faixa de 0,20 a 0,33 µm e 0,44 a 0,76 µm. CO2 , na faixa de 1,50 a 2,8 µm, principalmente 2,7 µm. Vapor dágua: apesar de sua baixa proporção na atmosfera, é considerado o principalabsorvente seletivo de radiação, absorvendo de 0,8 a 2,4 µm, 5,5 a 7,0 µm e comprimentos de ondasmaiores que 15,0 µm. As faixas de comprimentos de ondas que não são absorvidas pelo vapor dágua sãodenominadas “janelas da atmosfera”, sendo seu conhecimento de grande importância emaerofotogrametria e sensoriamento remoto. A principal faixa da janela atmosférica está entre oscomprimentos de onda de 8 a 12 µm, à exceção da região em torno de 9,6 µm em que estescomprimentos de onda são quase que totalmente absorvidos pelo ozônio.7.3. O Espalhamento da Radiação Solar na Atmosfera A radiação solar interage com a atmosfera. Parte toma a direção da Terra e parte retorna parao espaço sideral determinando relevantes perdas. A interação ocorre na forma de reflexão, refração eabsorção. A radiação se difunde pela atmosfera. Esse fenômeno é chamado de espalhamento daradiação. Em função das dimensões das partículas responsáveis pela difusão, a mesma é separada emdois processos diferentes: Difusão seletiva: ocorre quando o raio médio (r) das partículas difusoras é menor que 10%do comprimento de onda (r < 0,1λ). Nestas circunstâncias a partícula oscilará com a mesmafreqüência da radiação incidente e comportando-se como um oscilador elementar, “espalhará” aradiação incidente nas direções do espaço. Este tipo de difusão é denominado de seletiva porque deacordo com a lei de Rayleigh, a intensidade de difusão (I λ) é inversamente proporcional à quartapotência do comprimento de onda (λ): 1 Iλ = λ4 A difusão ocasionada por tais partículas (r < 0,1λ) independentemente da sua natureza éresponsável pela cor azul do céu (difundindo mais intensamente os comprimentos de onda da faixaazul do espectro visível). Os gases constituintes do ar atmosférico são os principais responsáveis poreste processo. Difusão não seletiva (reflexão difusa): quando as partículas difusoras forem maiores ou daordem do comprimento de onda da radiação incidente, este fenômeno não se verifica, ocorrendo umsimples processo de reflexão não seletiva (reflexão difusa). Neste caso a radiação incidente apenasse reflete mudando de direção e conservando suas características. Elementos de nuvens, poeiras eaerosóis ocasionam a difusão não seletiva.7.4. Radiação Fotossinteticamente Ativa (RFA)7.4.1. Unidade fotoenergética
  • Radiação Solar 10 Até aqui, a natureza da radiação solar, tem sido tratada conforme o modelo ondulatórioconforme a relação c = λ.f, podendo-se propagar tanto no espaço quanto no vácuo. Porém, aradiação ao ser interceptada e sofrer interação por algum corpo passa normalmente a ser tratadacomo sendo transportada por “pacotes” de partículas (fótons ou quanta). Este tratamento ambíguo daradiação é conhecido por teoria da dualidade da luz. Assim, pode-se conhecer a energia associada aum determinado comprimento de onda, ou seja, a energia de um fóton ou quantum, como porexemplo, no caso da energia utilizada pelas plantas na realização da fotossíntese. Esta energia,também conhecida por energia quântica (Eq) é calculada pela equação de Planck: c c Eq = h f ⇒Eq = h c =λf ∴ = . f λ λem que, Eq = energia de um fóton da radiação para determinado comprimento de onda (J); h = constante de Planck, 6,63 x 10-34 J s; f = freqüência da radiação (1/s); λ = comprimento de onda (m); c = velocidade da luz, 3 x 108 m s-1. Como exemplo, vamos calcular a energia para o comprimento de onda correspondente aopico máximo da emissão solar (λ = 0,55 µm, na região do verde): Ao efetuar os cálculos tem-se: Eq = 3,62 x 10-19 J (energia de 1 fóton ou quantum; fótons = quanta) Este valor é inconvenientemente pequeno, portanto, normalmente a energia é calculada pormol de fótons (1 mol = 6,02 x 10 23, número de Avogadro). Um mol de fótons é chamado de Einstein(E). Assim, para o exemplo anterior (λ = 0,55 µm), um Einstein (E) será: E = 6,02 x 1023 x 3,62 x 10-19 ⇒ E = 2,2 x 105 J Em Fisiologia Vegetal, normalmente expressa-se a energia em kcal por mol de fótons. Destaforma, tem-se: 1cal = 4,18 J ou 1 J = 0,2389 cal E = 2,2 x 105 J x 0,2389 cal /J ⇒ E = 52558 cal Ou seja, a energia de um Einstein será: E = 52,56 kcal mol-17.4.2. Características espectrais Fotossíntese é o processo do qual as plantas verdes transformam a energia radiante(eletromagnética) em energia química. Da energia interceptada pelo dossel vegetativo, parte é
  • Radiação Solar 11absorvida por componentes específicos dos cloroplastos presentes nas folhas. Dentre estescomponentes, os mais importantes são representados pelos pigmentos, principalmente as clorofilas.Assim as clorofilas, ao absorverem a energia radiante exercem um papel fundamental debioconversão, transformando a energia luminosa (radiante) em energia química, desencadeando-se oprocesso fotossintético. Os efeitos fotoquímicos são decorrentes da estrutura molecular das moléculas orgânicas. Oefeito da atividade de um fóton é quando da absorção desse fóton pelo organismo. Com o ganho daenergia na absorção, a molécula tem a passagem de seu estado fundamental de energia para umestado de excitação. Nas moléculas orgânicas, essa diferença de energia encontra-se na passagem deelétrons de uma à outra órbita, denominando-se de transição eletrônica. Conforme visto, as ondas eletromagnéticas que constituem a faixa do visível dentro doespectro de emissão de radiação, compreende (360 a 760 nm). Aproximadamente 50% do fluxo deenergia solar que chega até as plantas consistem em luz visível. Genericamente, a folha reflete emtorno de 10% da energia incidente, transmite em torno de 10%, e absorve ao redor de 80%.Evidentemente estes índices variam segundo as condições da cultura. Abaixo pode-se observar o espectro de absorção de luz especificamente para a clorofila “a”.Verificam-se picos distintos de absorção nas regiões do azul (430 nm; 1 nm = 10 -3 µm) e vermelho(660 nm). Comprimentos de onda que são abundantes na radiação solar. Por outro lado, a clorofilanão absorve luz na região do verde, sendo refletido pelas folhas. Como a faixa de maior irradiânciado espectro de emissão solar situa-se na região do verde, e conseqüentemente a maior reflexão dasfolhas das plantas é nessa região, compreende-se facilmente porque a clorofila é verde. 430 Absorção 660 300 400 500 600 700 800 λ(nm) Espectro de absorção da clorofila “a”. A banda na faixa do azul, indo de 400 a 450 nm, tendo seu pico máximo ao redor de 430 nm,é a de maior eficiência fotossintética do espectro de emissão da radiação solar. Em um dosselvegetativo, as folhas das plantas que apresentam maior atividade de fotossíntese são as da parte maisexterna, porque estão mais expostas à radiação solar direta e além de, geralmente, serem mais novas,portanto mais preparada à atividade fotossintética. As folhas internas respondem melhor à radiaçãodifusa, e, de acordo com a lei de Rayleigh, esta corresponde aos menores comprimentos de onda,explicando assim, a maior eficiência fotossintética na faixa do azul, em torno de 430 nm. A faixa do espectro de emissão solar de 450 até 600 nm por possuir elevada energia érejeitada pela planta, por questões morfológicas. A absorção dessa faixa acarretaria em demasiadoaumento de energia interna do sistema foliar, energia essa que ocasionaria o aceleramento de umasérie de reações bioquímicas, com conseqüente desequilíbrio enzimático, e excessivas trocas deágua e CO2 com o meio, incompatíveis com o processo biológico.
  • Radiação Solar 12 Na faixa final do laranja e vermelho, entre 600 a 700 nm, existe uma banda de absorção paraefeito fotossintético, tendo seu pico máximo ao redor de 660 nm. Esse pico máximo de radiaçãoocorrendo ao redor desse comprimento de onda (660 nm) corresponde a uma eficiênciafotossintética de 60% em relação àquela que ocorre para a região do azul (430 nm). Isto é, aeficiência do comprimento de onda de 660 nm é igual a 60% da eficiência máxima dada pelocomprimento de onda 430 nm. A RFA é a que menos é absorvida pela atmosfera. Conforme se observa na figura a seguir,para um dia praticamente sem nuvens, a razão entre RFA e a radiação incidente à superfície Rs(RFA/Rs), variou continuamente ao longo do dia sendo maior pela manhã e pela tarde e mínima aomeio dia. Este efeito é atribuído à maior espessura da camada atmosférica, percorrida pelos raiossolares tanto pela manhã como à tarde. Assim a Rs sofre maior interação com a atmosfera, sendoque a RFA sofre uma interação bastante menor. Por outro lado, os raios solares estão mais afastadosdo zênite local, pois conforme foi visto pela lei de Lambert, a quantidade de radiação interceptadapor unidade de área e tempo é menor pela manhã e à tarde, também chamado de efeito cosseno. 1000 60 Fluxo de Radiação (W m ) -2 800 50 RFA/Rs(%) 600 400 40 200 0 30 6 8 10 12 14 16 18 Hora Rs RFA RFA/Rs Variação ao longo do dia da radiação solar Rs, RFA e da razão RFA/Rs para um dia sem nuvens. Adaptado de Assunção (1994). O que foi aqui exposto mostra, em caráter generalizado, a resposta das plantas à emissão deradiação solar quanto à radiação fotossinteticamente ativa, pois cada gênero, espécie e variedades deplantas se diferenciam entre si.8. Balanço de Radiação O balanço de radiação ou saldo de radiação sobre a superfície é a contabilização líquida detoda a energia radiante presente no sistema solo-atmosfera, resultando na radiação líquida, a qualserá a energia disponível para os processos que ocorrem junto à superfície. Será simbolizada por Rn,do inglês “net radiation”. Esta será, portanto, a energia utilizada no aquecimento ou resfriamento do
  • Radiação Solar 13solo, aquecimento ou resfriamento do ar, evaporação da água, e a utilizada nos processosfisiológicos dos seres vivos, como a fotossíntese e a transpiração nos vegetais. A radiação que chega no limite superior da atmosfera é chamada de radiação total (Ra). É aquantidade de energia radiante integrada desde o nascer ao pôr do Sol. A radiação ao atravessar aatmosfera sofre os processos de absorção, reflexão e difusão. A radiação que efetivamente atinge asuperfície da Terra passa a ser chamada simplesmente de radiação solar incidente (Rs). A radiaçãosolar é composta pela radiação difusa e radiação direta. A radiação direta é aquela que atinge asuperfície da Terra sem ser interceptada por nuvens ou espalhada pela atmosfera (é a radiação quecaracteriza a sombra dos objetos). A radiação difusa é a espalhada na atmosfera sofrendo váriosdesvios no seu percurso (é a radiação que permite a claridade mesmo na sombra durante o dia). Da radiação que atinge a Terra, parte é refletida devido ao albedo (r) ou poder refletor dasuperfície, sendo devolvida para o espaço, resultando no saldo ou balanço radiação de ondascurtas (Rns), que será a energia absorvida pela superfície. Com a absorção de energia pela superfície, esta passa a emitir energia na faixa decomprimentos de ondas longas. Ao interagir com a atmosfera, principalmente com nuvens e vapordágua, parte é devolvida à superfície, seja por emissão ou reflexão, resultando no balanço de ondaslongas, ou emissão efetiva terrestre (Rb). Desta forma, matematicamente o balanço de radiação junto à superfície será: Rn = Rns + Rb Rn = Rs − rRs + ( − Rb ) Rn = (1 − r ) Rs − Rb8.1. Balanço de Radiação de Ondas Curtas (Rns) Como visto, Rns = ( − Rs 1 r)em que, Rns = balanço ou saldo de radiação de ondas curtas; Rs = radiação solar incidente; r = albedo da superfície. Para a estimativa da radiação solar incidente à superfície terrestre (Rs), deve-seprimeiramente estimar a radiação que chega no limite superior (“topo” ou “ausência”) da atmosfera,ou seja, a radiação total (Ra). Assim Ra é obtida pela equação seguinte: Ra = ,586 37 ( dr ω sen φ sen δ cos φ cos δ sen ω s + s ) (MJ m-2 d-1)em que, Ra = radiação total; dr = distância relativa Terra-Sol sendo obtida por:  2π  dr =1 +0,033 cos J 365 
  • Radiação Solar 14 J = dia juliano: número de dias transcorridos desde o dia 1o de janeiro; ωs, φ e δ já foram vistos no capítulo de relações astronômicas Terra-Sol. A radiação solar Rs, é então, estimada pela equação:  n  Rs = Ra a + b   N Sendo a e b coeficientes de regressão, em que a equação anterior torna-se:  n  Rs = Ra 0,29 cos φ+0,52   N Ou ainda:  n  Rs = Ra 0,25 +0,50   Nem que os parâmetros (a = 0,25 e b = 0,50) são propostos pela FAO para a estimativa daevapotranspiração de referência (ETo). Nestas equações n é a insolação diária (obtida em registros do heliógrafo) e N é a duraçãoastronômica do dia.8.2. Balanço de Radiação de Ondas Longas (Rb) É obtido pela equação:  Rb = − 0,9  n N  ( +0,1 0,34 −0,14 ea ) σ(Tkx +Tkn ) 1 4 4 2  em que, Rb = balanço de ondas longas ou emissão efetiva terrestre (MJ m-2 d-1); ea = pressão parcial do vapor dágua (kPa); σ = 4,903 x10-9 MJ m-2 d-1 K-4 (Constante de Stefan–Boltzmann); Tkx = temperatura máxima absoluta do ar (K); Tkn = temperatura mínima absoluta do ar (K).Nota: Normalmente, para o período de um dia as unidades de energia radiante são expressas em (MJ m-2 d-1).
  • Radiação Solar 159. Referências BibliográficasASSUNÇÃO, H.F. da. Relações entre a radiação fotossinteticamente ativa e a radiação global em Piracicaba - SP. Piracicaba: ESALQ, 1994. 57p. (Dissertação - Mestrado em Agrometeorologia).CHANG, J.H. Climate and Agriculture, an ecological survey. Chicago: Aldine P. Company. 304p.FERRI, M.G. Fisiologia vegetal 1. São Paulo: EPU, 1985. 362p.MOTA, F.S. da. Meteorologia agrícola. São Paulo: Nobel, 1986. 376p.OMETTO, J.C. Bioclimatologia Vegetal. São Paulo: Editora Agronômica Ceres Ltda., 1981. 436p.OMETTO, J.P.H.B. Medidas e estimativas do balanço de ondas longas, para a região de Piracicaba (SP). Piracicaba: ESALQ, 1995. 87p. (Dissertação - Mestrado em Agrometeorologia).PEREIRA, A.R.; ANGELOCCI, L.R.; SENTELHAS, P.C. Agrometeorologia: fundamentos e aplicações práticas. Guaíba: Livraria e Editora Agropecuária Ltda., 2002. 478p.ROSENBERG, N.S. Microclimate. The bilogical enviroment. New York: John Willey, 1993. 495p.SILVA, N.V.B. da. Balanço de radiação solar de ondas curtas em milho (Zea mays, L.) Cultivar Cargill 111. Piracicaba: ESALQ, 1984. 83p. (Dissertação - Mestrado em Agrometeorologia).TUBELIS, A.; NASCIMENTO, F.J.L. do. Meteorologia descritiva. Fundamentos e aplicações brasileiras. São Paulo: Nobel, 1986. 374p.VIANELLO, R.L.; ALVES, A.R. Meteorologia básica e aplicações. Viçosa: Imprensa Universitária/UFV, 1991. 449p.