O CLIMA DA TERRA: Processos, Mudanças e Impactos Prof. OSWALDO MASSAMBANI, Ph.D. Professor Titular massambani@usp.br Prof. TÉRCIO AMBRIZZI, Ph.D. ambrizzi@model.iag.usp.br Departamento de Ciências Atmosféricas Instituto de Astronomia, Geofísica e Ciências Atmosféricas Universidade de São Paulo

INTRODUÇÃO História climática da Terra PROCESSOS FÍSICOS Processos climáticos Transferência de calor e massa na atmosfera O papel dos oceanos MUDANÇAS CLIMÁTICAS As mudanças climáticas desde o Pleistoceno Causas das mudanças climáticas Os efeitos do homem sobre o clima IMPACTOS CLIMÁTICOS Nos ecossistemas Na saúde 2

INTRODUÇÃO Uma breve história do Universo História climática da Terra Evolução do clima da Terra Diferenças climáticas entre os planetas do sistema solar Efeito estufa planetário Os registros climáticos da Terra A natureza dos registros das mudanças climáticas recentes 3

PROCESSOS FÍSICOS Processos climáticos Elementos do Sol A radiação solar interceptada pela Terra Atributos do sistema Terra-Atmosfera Efeitos da atmosfera e da superfície da Terra Balanço global da radiação Médias espaço-temporal do balanço de radiação Transferência de calor e massa na atmosfera Transferências de energia Força de Coriolis, vorticidade e ondas de Rossby Um modelo de circulação geral da atmosfera Padrões secundários da circulação atmosférica Modelos numéricos de circulação atmosférica global Padrões regionais de circulação atmosférica Climas urbanos O papel dos oceanos Processos climáticos do oceano Correntes globais Estruturas de circulações oceânicas de menor escala As oscilações El Niño – La Niña 4

MUDANÇAS CLIMÁTICAS As mudanças climáticas desde o Pleistoceno O clima no Pleistoceno As eras do gelo e as flutuações climáticas O clima no Holoceno Os registros históricos Os registros de medidas Causas das mudanças climáticas Introdução Fatores externos Fatores geológicos O Sistema superfície-oceano-atmosfera Os ciclos e os registros históricos Os efeitos do homem sobre o clima Intensificando o efeito estufa Incertezas sobre o aquecimento global do século passado Modelos numéricos simulando a intensificação do efeito estufa A redução da camada de Ozônio estratosférico 5

IMPACTOS CLIMÁTICOS Impactos climáticos sobre os ecossistemas Distribuição atual dos diferentes tipos de biomas Modelando os efeitos do clima sobre os ecossistemas O efeito sobre as plantas da redução da camada de Ozônio Mudanças nos ecossistemas relacionadas ao clima – registros passados e previsões futuras Efeitos do ecossistema sobre o clima Impactos climáticos sobre a saúde Demografia mundial e projeções futuras Saúde e as mudanças climáticas Extremos climáticos e a saúde Efeitos da redução da camada de Ozônio Incertezas 6

Referência Bibliográfica CLIMATE PROCESSES & CHANGE Edward Bryant Cambridge University Press 1997

AVALIAÇÕES: Provas sintéticas sobre o conteúdo estudado no conjunto de 4 aulas Média Final será a média aritmética do conjunto de provas realizadas

Uma breve história do Universo Aula 01 Uma breve história do Universo

Uma breve história do Universo

Idade do Universo Formação da Terra Terra Atual Big-Bang 15 bilhões de anos 4,6 bilhões

Há cerca de 15 bilhões de anos, o Universo surgiu a partir de uma singularidade de densidade quase infinita que apenas possuía energia escura. A isto se chama Big Bang !! Contudo, na realidade, não houve qualquer “bang” ou “explosão”, mas sim a criação instantânea do espaço e do tempo, seguida de uma expansão inicial de grande magnitude. O Universo, antes contido num átomo primitivo infinitamente pequeno, passou a ser um Universo quase infinito ao aumentar 1050 vezes de tamanho entre os 10-43 e os 10-10 segundos após o Big Bang antes de retomar o ritmo de expansão acelerada atual.

A Criação das Partículas 10-35 s Força nuclear Forte 1s O Universo, nestas condições elevava a sua temperatura inicialmente aos 1032K, vindo esta a decrescer progressivamente à medida que o Universo se expandia e que mais energia se transformava em quarks e anti-quarks (nas mesmas quantidades), gluons, fotons, leptons (e matéria escura) num processo denominado “reaquecimento”. Energia negra distribuída por infinitos (quase) quanta de espaço. Diminuição da temperatura (100 GeV) → energia de radiação Energia escura concentrada em poucos quanta de espaço Aumento MUITO RÁPIDO da temperatura 1032 K ou 1019 GeV 10-35 s Força nuclear Forte 1s Superforça Força eletrofraca Gravidade Foi neste momento que se gerou o pequeno, mas importante excesso de matéria que produziu a assimetria entre matéria e anti-matéria, que viria a evitar a total aniquilação da matéria. Foi neste período que a matéria se tornou independente da radiação e é aqui que reside o limite da experimentação física atual. Para além deste limite, só a física teórica é que lida com o universo.

O Big Bang A Química da Vida Formação dos Elementos nas Estrelas Formação do Sistema Planetário Formando Planetas semelhantes à Terra Formando Planetas semelhantes a Jupites A Química da Vida

História do Universo We have some idea, but don’t know for sure how the universe is going to end yet. The observable universe We know what’s going on base on our knowledge of elementary particle physics We still don’t know how physics works in this era yet.

O Modelo Padrão Os físicos desenvolveram uma teoria chamada O Modelo Padrão, que explica o que é o mundo e o que o mantém unido. É uma teoria simples e compreensível que explica todas as centenas de partículas e interações complexas com apenas: 6 QUARKS.  6 LÉPTONS. O lépton mais conhecido é o elétron.   PARTÍCULAS TRANSPORTADORAS DE FORÇA, como o fóton. Todas as partículas de matéria que nós conhecemos são compostas de quarks e léptons, e elas interagem trocando partículas transportadoras de força. 

Tudo é feito de Quarks e Léptons ! Tudo, desde galáxias até montanhas e moléculas, são feitas de quarks e léptons.

O QUE O MANTÉM UNIDO? O universo que conhecemos e amamos, existe porque as partículas fundamentais interagem. Essas interações incluem forças atrativas e repulsivas, decaimento e aniquilação Existem quatro interações fundamentais entre as partículas, e todas as forças no mundo podem ser atribuídas a essas quatro interações!

M 87 M 32 M 95 M 104 NGC 6745 M 90 M 109 M 51 M 100 Elíptica Espiral Espiral Barrada M 32 Espiral M 104 Lenticular NGC 6745 Levou cerca 15 Bilhões de anos para que o Universo produzisse as galáxias que vemos hoje, as gigantescas nuvens do universo haviam-se concentrado nas “pequenas” galáxias. M 90 Espiral M 51 Espiral M 109 Espiral Barrada M 100 Espiral

Li - H Fe C O Si He Desde a fase de proto-estrela, este é o processo que mantém uma estrela estável durante a maior parte da sua vida. Contudo, o Hidrogénio é limitado e eventualmente atinge-se uma fase em que a pressão da energia libertada pela estrela não consegue fazer frente à força da gravidade, de modo que a estrela sofre um colapso, fazendo com que no seu núcleo a temperatura aumente, de modo que já há energia para se iniciar um processo semelhante, mas fundindo núcleos de hélio, o que reduz a energia libertada e espalha-a por uma superfície maior, ficando a estrela avermelhada depois desta resposta à força de colapso com uma expansão que lhe dá um volume 100 vezes maior. Pode continuar assim, transformando Hélio em Carbono, Oxigênio assim sucessivamente até ao Ferro, cuja estrutura de ligações gluónicas já é demasiado complexa para aumentar sem haver absorção de energia.

O Que há de especial sobre o Fe? A curva do “binding energy” Energy released by fusion Energy released by fission Fe (26) He B ``Binding Energy/nucleon’’ Be Adding p+ to He doesn’t release energy Li Energy released in H->He fusion Atomic number

C+He-> O

Origem dos Elementos: Estrelas Como as estrelas produzem e distribuem os elementos gerados: He -> Oxigenio: estrelas de baixa massa + Nebulosas Planetárias He -> Ferro: estrela de elevada massa + ventos estelares He -> Uranio; estrelas de elevada massa que explodem como Supernovas

Envelopes formadores de Hidrogêneo Envelopes formador de Oxigêneo Núcleo Formador Quente Anãs Brancas

A composição da massa Solar H ……….78.4% He………19.8% O ………. 0.8% C ……….. 0.3% N ……….. 0.2% Ne ……… 0.2% Si ………. 0.04% Fe ………. 0.04% Gold……..0.000000009% ($2.1 x 1024 at $300/ounce) Big Bang Estrelas de massa-reduzida Estrela de massa-elevada R-process S-process

Os tamanhos das estrelas

Supernovas

Li Be H Sc Ti V Cr Mn Fe Co Ni Cu Zn B C N O - Ga Ge As Se Al Si P S Na Mg K Ca F Ne Br Kr Cl Ar Y He I Xe At Rn Sb Te Bi Po In Sn Tl Pb Ag Cd Au Hg Rh Pd Ir Pt Ru Re Os Mb W Zr Nb Hf Ta Rb Sr Fr Ra Cs Ba Yb Lu Er Tm Dy Ho Gd Tb Sm Eu U Nd Pa Pr Ac Th La Ce É no último suspiro da estrela que o resto dos metais da tabela periódica é gerado, pois a energia da colossal explosão fornece energia à matéria ainda existente na estrela, podendo continuar a fusão de núcleos atómicos. É neste fato que reside a essência da energia liberta através da fissão (ou cisão) nuclear. Na fissão nuclear é libertada dos elementos pesados e instáveis, como o Urânio, a energia armazenada quando de uma Supernova. Depois disto há ainda alguns elementos que não foram formados, como o lítio, o boro ou o Bismuto. Estes elementos são formados depois, a partir de restos de estrelas, quando raios cósmicos incitam a cisão dos núcleos de elementos mais pesados ou mesmo no núcleo quando há neutrons livres que se associam a núcleos de produtos já formados. Os elementos mais pesados, para além do urânio, não existem na natureza porque são tão instáveis rapidamente depois de sintetizados.

Com matéria disponível no meio inter-estelar são formados os Planetas E aí a nossa Terra....!