Efeito estufa para leigos

Apresentação em tema: "Efeito estufa para leigos"— Transcrição da apresentação:

1 Efeito estufa para leigos
Introdução Muitas perguntas ... 2. Um pouco de física 3. Uma estufa na Lua Um modelo climático zero-dimensional 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 CO2, H2O, NH4, ... são gases estufa, mas O2, N2, ...não são? 3. Temos aproximadamente uma molécula de CO2 em 2500 moléculas de ar. Como ela “aquece” o ar sem interação com radiação infravermelha? 4. O CO2 atualmente presente na atmosfera já absorve toda a radiação infravermelha. Como um aumento de CO2 pode influenciar alguma coisa? Temos  380 ppm de CO2 na atmosfera, mas  8000 ppm de H2O (15 oC,  = 50 %). Porque CO2 é tão importante?

3 1. Introdução – cont. 6. Porque um gás de estufa é mais eficiente do que um outro? Um aumento de temperatura média 15 oC para 16 oC (mantendo uma umidade relativa do ar de  = 50 %) aumenta o H2O na atmosfera por 504 ppm. O CO2 aumentou de 1750 até o presente por 100 ppm. Como a presença de CO2 pode ser tão dominante? ...mais perguntas

4 1. Introdução – cont. Ar – Altura de 8004 m
H2O – 8416 ppm (vol) a 15 oC e 50 % umidade relativa H2O – 8920 ppm (vol) a 16 oC e 50 % umidade relativa CO2 – 1750: 280 ppm (vol) CO2 – presente: 379 ppm (vol)

5 2. Um pouco de física 2.1 - O corpo negro 2.2 - A lei de Planck
2.3 - A lei de Stefan – Boltzmann 2.4 – A luminosidade do Sol 2.5 - A constante solar 2.6 - Fluxo da radiação solar sobre a superfície terrestre 2.7 - Convecção

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

7 2.2 - A lei de Planck A radiação do corpo negro Para o 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 Eb (5800 K) =  (5800 K)4 = 6,416107 W/m2 A luminosidade é definida por L = EbA A superfície do Sol é dada por A = 4R2 = 4 (6,958108 m)2 Portanto L = 3,9041026 W

10 2.5 A constante solar S Sol R Distância r Superfície = 4r2 Radiação solar Terra Temos para a distância média Sol – Terra: r = 149,6 x 109 m Portanto S = L/4r2 = 1388 W/m2 Medições da constante solar via satélite: S = (1367 3) W/m2

11 2.6 Fluxo da radiação solar sobre a superfície terrestre
Constante solar S R R2 4R2 Potência total recebida pela Terra = SR2 Área da superfície terrestre = 4R2 Fluxo medio da radiação solar sobre a superfície terrestre so: so = SR2/ 4R2 = S/4 = 1367/4 W/m2 = 341,75 W/m2 Usaremos como valor padrão: so = 342 W/m2

12 2.7 Convecção Temperatura Ta Volume de ar Temperatura Ts
Se Ts > Ta temos convecção: Transferência de calor = c (Ts – Ta) c – coeficiente de transferência de calor em W/m2

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) Ts4 so = 342 W/m2 Superfície da Lua a temperatura Ts Radiação solar Radiação infravermelha s (ondas longas) Taxa de energia incidente: so T1 Taxa de energia emitida: Ts4 Ts No equilíbrio: so = Ts4 Portanto: Ts = [so/]1/4 = [342 W m-2/5,6710-8 W m-2 K-4]1/4 = 278,7 K Definimos como referencial: To = [so/]1/4 = 278,7 K = 5,5 C

15 3.2 A radiação do Sol e da superfície da Lua

16 3.3 Uma estufa na Lua Efeito estufa Sem vidro: Ts = 5,5 C
Balanço de energia Superfície da Lua a temperatura Ts Vidro a temperatura Ta so Ta4 Ts4 a s Ondas curtas Ondas longas In Out so = Ta4 so + Ta4 = Ts4 Ta = [so/]1/4 = To = 5,5 oC so + so = Ts4 Ts = [2so/]1/4 = [2]1/4To = 331,4 K = 58,3 oC Efeito estufa Sem vidro: Ts = 5,5 C Com vidro: Ts = 58,3 C

17 3.4 Uma estufa na Lua – vidro refletindo
aso so aso Superfície da Lua a temperatura Ts Vidro a temperatura Ta Ta4 Ts4 a s Ondas curtas Ondas longas Na borda a: so = aso + Ta4 Na borda s: aso + Ta4 = Ts4 No vidro: a – coeficiente de reflexão a – coeficiente de transmissão Se a = 0,30, temos a = 1 - a = 0,70 Ta = 254,9 K = -18,2 oC Ts = 303,1 K = 30,0 oC

18 3.5 Uma estufa na Lua – vidro escuro
Na borda a: Superfície da Lua a temperatura Ts aso Vidro a temperatura Ta so aso Ta4 Ts4 a s Ondas curtas Ondas longas so = Ta4 Na borda s: aso + Ta4 = Ts4 No vidro: a – coeficiente de absorção a – coeficiente de transmissão Se a = 0,30, temos a = 1 - a = 0,70 Ta = 278,7 K = 5,5 oC Ts = 318,2 K = 45,1 oC

19 3.6 Uma estufa na Lua - refinada
Ts4 'aTs4 saso aso aso Superfície da Lua a temperatura Ts aso Vidro a temperatura Ta 'aTs4 so Ta4 a s Ondas curtas Ondas longas 'aTs4 Em a: so = aso + Ta4 + ’aTs4 Em s: aso + Ta4 + ’aTs4 = saso + Ts4

20 3.6a Uma estufa na Lua – um exemplo numérico
Ta4 so Ts4 'aTs4 saso aso aso Superfície da Lua a temperatura Ts aso Vidro a temperatura Ta 'aTs4 a s Ondas curtas Ondas longas 'aTs4 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

21 Superfície da Lua a temperatura Ts
3.7 Uma estufa na Lua com ar Ts4 'aTs4 saso aso aso Superfície da Lua a temperatura Ts aso Vidro a temperatura Ta 'aTs4 so Ta4 a s Ondas curtas Ondas longas 'aTs4 c (Ts - Ta) Em a: so = aso + Ta4 + ’aTs4 aso + Ta4 + ’aTs4 = saso + Ts4 + c(Ts -Ta) Em s:

22 3.8 Uma estufa na Lua com ar - exemplo numérico
Ta4 so Ts4 'aTs4 saso aso aso Superfície da Lua a temperatura Ts aso Vidro a temperatura Ta 'aTs4 a s Ondas curtas Ondas longas 'aTs4 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 c (Ts - Ta) s = 0,11 c = 2,7 W m-2 K-1 A solução numérica das equações fornece: Ta = 0,891 To = 248,4 K = -24,7 oC Ts = 1,034 To = 288,2 K = 15,1 oC

23 4. Um modelo climático zero-dimensional
4.1 – Balanço médio global de energia 4.2 - O modelo 4.3 – Qual é a temperatura de céu? (um pequeno experimento para testar o modelo)

24 4.1 Estimate of the Earth’s annual and global mean energy balance (IPCC 2007)

25 4.2 Um modelo climático zero-dimensional
c(Ts - Ta) Ta4 so Ts4 'aTs4 saso aso aso Superfície da Terra a temperatura Ts aso Atmosfera a temperatura Ta 'aTs4 a s Ondas curtas Ondas longas 'aTs4 Ta = -24,7 oC Ts = 15,1 oC Balanço acima da atmosfera zero-dimensional: so = aso + Ta4 + ’aTs4 Balanço acima da superfície terrestre: aso + Ta4 + ’aTs4 = saso + Ts4 + c(Ts - Ta) Um experimento: Qual é a temperatura do céu?

26 5. Discussão ...e algumas respostas.
1. Como “prender” radiação infravermelha numa estufa de vidro? (o vidro está frio, ventos gelados) - Vê slide 4.2 Porque CO2, H2O, NH4, ... são gases estufa, mas O2, N2, ...não são? - Mecânica quântica Temos aproximadamente uma molécula de CO2 em 2500 moléculas de ar. Como ela “aquece” o ar sem interação com radiação infravermelha? - Vê slides 2.7 e 4.2 O CO2 atualmente presente na atmosfera já absorve toda a radiação infravermelha. Como um aumento de CO2 pode influenciar alguma coisa? - Modelos climáticos unidimensionais

27 5. Discussão – cont. Temos  380 ppm de CO2 na atmosfera, mas  8000 ppm de H2O (15 oC,  = 50 %). Porque CO2 é tão importante? - ?????? Porque um gás de estufa é mais eficiente do que um outro? - Mecânica quântica, tempo de permanência na atmosfera (?) Um aumento de temperatura média 15 oC para 16 oC (mantendo uma umidade relativa do ar de  = 50 %) aumenta o H2O na atmosfera por 504 ppm. O CO2 aumentou de 1750 até o presente por 100 ppm. Como a presença de CO2 pode ser tão dominante? - Serve como pro e contra do efeito estufa antropogênico