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Efeito estufa para leigos 1.Introdução Muitas perguntas... 2.Um pouco de física 3.Uma estufa na Lua 4.Um modelo climático zero-dimensional 5.Discussão...e.

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1 Efeito estufa para leigos 1.Introdução Muitas perguntas... 2.Um pouco de física 3.Uma estufa na Lua 4.Um modelo climático zero-dimensional 5.Discussão...e algumas respostas.

2 1. Introdução Perguntas de um ignorante 1. Como prender radiação infravermelha numa estufa de vidro? (o vidro está frio, ventos gelados) 2. Porque CO 2, H 2 O, NH 4,... são gases estufa, mas O 2, N 2,...não são? 3. Temos aproximadamente uma molécula de CO 2 em 2500 moléculas de ar. Como ela aquece o ar sem interação com radiação infravermelha? 4. O CO 2 atualmente presente na atmosfera já absorve toda a radiação infravermelha. Como um aumento de CO 2 pode influenciar alguma coisa? 5.Temos 380 ppm de CO 2 na atmosfera, mas 8000 ppm de H 2 O (15 o C, = 50 %). Porque CO 2 é tão importante?

3 1. Introdução – cont. 6.Porque um gás de estufa é mais eficiente do que um outro? 7.Um aumento de temperatura média 15 o C para 16 o C (mantendo uma umidade relativa do ar de = 50 %) aumenta o H 2 O na atmosfera por 504 ppm. O CO 2 aumentou de 1750 até o presente por 100 ppm. Como a presença de CO 2 pode ser tão dominante? 8....mais perguntas

4 1. Introdução – cont. Ar – Altura de 8004 m H 2 O – 8416 ppm (vol) a 15 o C e 50 % umidade relativa H 2 O – 8920 ppm (vol) a 16 o C e 50 % umidade relativa CO 2 – 1750: 280 ppm (vol) CO 2 – presente: 379 ppm (vol)

5 2. Um pouco de física O corpo negro A lei de Planck A lei de Stefan – Boltzmann 2.4 – A luminosidade do Sol A constante solar Fluxo da radiação solar sobre a superfície terrestre Convecção

6 2.1 - O corpo negro ELEL Energia de fótons em eV LASER T T Detector de radiação Radiação do corpo negro

7 2.2 - A lei de Planck A radiação do corpo negro Definimos como emitância espectral E(hf,T): Para o corpo negro hf – energia do fóton em eV T – temperatura absoluta em K

8 2.3 A lei de Stefan-Boltzmann Definimos como emitância E(T): Para o corpo negro Constante de Stefan-Boltzmann

9 2.4 A luminosidade do Sol Temos a lei de Stefan-Boltzmann Com a temperatura superficial do Sol (fotosfera) T = 5800 K E b (5800 K) = (5800 K) 4 = 6, W/m 2 A luminosidade é definida por L = E b A A superfície do Sol é dada por A = 4 R 2 = 4 ( 6, m) 2 Portanto L = 3, W

10 2.5 A constante solar S Temos para a distância média Sol – Terra: r = 149,6 x 10 9 m S = L/4 r 2 = 1388 W/m 2 Sol R Distância r Superfície = 4 r 2 Radiação solar Terra Portanto Medições da constante solar via satélite: S = (1367 3) W/m 2

11 2.6 Fluxo da radiação solar sobre a superfície terrestre Constante solar SR R 2 4 R 2 Potência total recebida pela Terra = S R 2 Área da superfície terrestre = 4 R 2 Fluxo medio da radiação solar sobre a superfície terrestre s o : s o = S R 2 / 4 R 2 = S/4 = 1367/4 W/m 2 = 341,75 W/m 2 Usaremos como valor padrão: s o = 342 W/m 2

12 2.7 Convecção Temperatura T a Temperatura T s Volume de ar Se T s > T a temos convecção: Transferência de calor = c (T s – T a ) c – coeficiente de transferência de calor em W/m 2

13 3. Uma estufa na Lua 3.1 – A temperatura da Lua 3.2 – Construção de uma estufa

14 3.1 A temperatura da superfície da Lua (ondas curtas) T s 4 s o = 342 W/m 2 Superfície da Lua a temperatura T s Radiação solarRadiação infravermelha s (ondas longas) Taxa de energia incidente: s o Taxa de energia emitida: T s 4 No equilíbrio: s o = T s 4 T s = [s o / ] 1/4 = [342 W m -2 /5, W m -2 K -4 ] 1/4 = 278,7 K Definimos como referencial: T o = [s o / ] 1/4 = 278,7 K = 5,5 C Portanto: T1T1 TsTs

15 3.2 A radiação do Sol e da superfície da Lua

16 3.3 Uma estufa na Lua Balanço de energia InOut Superfície da Lua a temperatura T s Vidro a temperatura T a soso soso T a 4 T s 4 a s Ondas curtasOndas longas Efeito estufaSem vidro: T s = 5,5 C Com vidro: T s = 58,3 C s o = T a 4 s o + T a 4 = T s 4 T a = [s o / ] 1/4 = T o = 5,5 o C s o + s o = T s 4 T s = [2s o / ] 1/4 = [2] 1/4 T o = 331,4 K = 58,3 o C

17 3.4 Uma estufa na Lua – vidro refletindo a s o soso Superfície da Lua a temperatura T s Vidro a temperatura T a T a 4 T s 4 a s Ondas curtasOndas longas Na borda a: s o = a s o + T a 4 Na borda s: a s o + T a 4 = T s 4 a – coeficiente de reflexão No vidro: a – coeficiente de transmissão Se a = 0,30, temos a = 1 - a = 0,70 T a = 254,9 K = -18,2 o C T s = 303,1 K = 30,0 o C

18 3.5 Uma estufa na Lua – vidro escuro Na borda a: s o = T a 4 Na borda s: a s o + T a 4 = T s 4 a – coeficiente de absorção No vidro: a – coeficiente de transmissão Se a = 0,30, temos a = 1 - a = 0,70 T a = 278,7 K = 5,5 o C T s = 318,2 K = 45,1 o C Superfície da Lua a temperatura T s a s o Vidro a temperatura T a soso a s o T a 4 T s 4 a s Ondas curtasOndas longas

19 3.6 Uma estufa na Lua - refinada T s 4 ' a T s 4 s a s o a s o Superfície da Lua a temperatura T s a s o Vidro a temperatura T a ' a T s 4 soso T a 4 a s Ondas curtasOndas longas ' a T s 4 Em a: s o = a s o + T a 4 + a T s 4 Em s: a s o + T a 4 + a T s 4 = s a s o + T s 4

20 3.6a Uma estufa na Lua – um exemplo numérico T a 4 soso T s 4 ' a T s 4 s a s o a s o Superfície da Lua a temperatura T s a s o Vidro a temperatura T a ' a T s 4 a s Ondas curtasOndas longas ' a T s 4 a = 0,30 a = 0,17 a = 0,53 a + a + a = 1 s = 0,11 ' a = 0,31 ' a = 0,63 ' a = 0,06 a + a + a = 1

21 3.7 Uma estufa na Lua com ar T s 4 ' a T s 4 s a s o a s o Superfície da Lua a temperatura T s a s o Vidro a temperatura T a ' a T s 4 soso T a 4 a s Ondas curtasOndas longas ' a T s 4 c (T s - T a ) Em a: s o = a s o + T a 4 + a T s 4 Em s: a s o + T a 4 + a T s 4 = s a s o + T s 4 + c(T s -T a )

22 3.8 Uma estufa na Lua com ar - exemplo numérico T a 4 soso T s 4 ' a T s 4 s a s o a s o Superfície da Lua a temperatura T s a s o Vidro a temperatura T a ' a T s 4 a s Ondas curtasOndas longas ' a T s 4 c (T s - T a ) a = 0,30 a = 0,17 a = 0,53 a + a + a = 1 ' a = 0,31 ' a = 0,63 ' a = 0,06 a + a + a = 1 s = 0,11 c = 2,7 W m -2 K -1 A solução numérica das equações fornece: T a = 0,891 T o = 248,4 K = -24,7 o C T s = 1,034 T o = 288,2 K = 15,1 o C

23 4. Um modelo climático zero- dimensional 4.1 – Balanço médio global de energia O modelo 4.3 – Qual é a temperatura de céu? (um pequeno experimento para testar o modelo)

24 4.1 Estimate of the Earths annual and global mean energy balance (IPCC 2007)

25 4.2 Um modelo climático zero-dimensional s o = a s o + T a 4 + a T s 4 a s o + T a 4 + a T s 4 = s a s o + T s 4 + c(T s - T a ) c(T s - T a ) T a 4 soso T s 4 ' a T s 4 s a s o a s o Superfície da Terra a temperatura T s a s o Atmosfera a temperatura T a ' a T s 4 a s Ondas curtasOndas longas ' a T s 4 Balanço acima da atmosfera zero-dimensional: Balanço acima da superfície terrestre: Um experimento: Qual é a temperatura do céu? T a = -24,7 o C T s = 15,1 o C

26 5.Discussão...e algumas respostas. 1. Como prender radiação infravermelha numa estufa de vidro? (o vidro está frio, ventos gelados) - Vê slide Porque CO 2, H 2 O, NH 4,... são gases estufa, mas O 2, N 2,...não são? - Mecânica quântica 3.Temos aproximadamente uma molécula de CO 2 em 2500 moléculas de ar. Como ela aquece o ar sem interação com radiação infravermelha? - Vê slides 2.7 e O CO 2 atualmente presente na atmosfera já absorve toda a radiação infravermelha. Como um aumento de CO 2 pode influenciar alguma coisa? - Modelos climáticos unidimensionais

27 5.Discussão – cont. 5.Temos 380 ppm de CO 2 na atmosfera, mas 8000 ppm de H 2 O (15 o C, = 50 %). Porque CO 2 é tão importante? - ?????? 6.Porque um gás de estufa é mais eficiente do que um outro? - Mecânica quântica, tempo de permanência na atmosfera (?) 7.Um aumento de temperatura média 15 o C para 16 o C (mantendo uma umidade relativa do ar de = 50 %) aumenta o H 2 O na atmosfera por 504 ppm. O CO 2 aumentou de 1750 até o presente por 100 ppm. Como a presença de CO 2 pode ser tão dominante? - Serve como pro e contra do efeito estufa antropogênico


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