do sol para_a_terra_física_10ºf_esag

Escola Secundária de Almeida Garrett

Física e Química A – 10º ano Unidade 1

1

1. Energia – Do Sol para a Terra 1.1. Balanço energético da Terra

A temperatura média da Terra é em grande parte

determinada pela radiação que ela recebe do Sol,

mas, esta também emite energia, pois, caso

contrário, ficaria cada vez mais quente

Radiação: energia transferida através de ondas electromagnéticas

Fonte: http://pt.wikipedia.org/wiki/Aquecimento_global

A temperatura média à superfície da

Terra é aproximadamente constante



2


Radiação: energia transferida através de ondas electromagnéticas

Espectro da radiação térmica: contínuo

Energia total

d e u m a

radiação

E= E1 (f1) +E2 (f2) + ...

Intensidade da radiação incidente numa

superfície é a potência incidente por unidade de

área

P Δt = I A Δt



3


P o t ê n c i a d a r a d i a ç ã o

proveniente do Sol que entra

no Globo terrestre

P o t ê n c i a d a

radiação emitida

pelo Globo terrestre

Balanço energético do globo terrestre, em termos de potência

=

A potência da radiação solar que alcança a unidade de área da superfície da Terra é denominada constante solar S. ( S= 1367 W m-2)



4


Absorção e emissão de radiação

De acordo com a lei da conservação de energia:

Radiação reflectida

(Er)

Radiação incidente

(E)

Radiação absorvida

(Ea)

Radiação transmitida

(Et)

E= Ea+Er+Et

1 = α + ρ + τ

α: absorvidade ou poder de absorção

ρ: reflectividade ou poder de reflexão

τ: transmissividade ou poder de

transmissão



5


Absorção e emissão de radiação

Radiação reflectida

(Er)

Radiação incidente

(E)

Radiação absorvida

(Ea)

Radiação transmitida

(Et)

α, ρ, τ dependem de 1. Das propriedades do corpo

- Corpo opaco; τ =0 ; 1=α + ρ

- Corpo opaco e não reflector; 1=α

2. Da frequência da radiação incidente, ex.

- Espelho (ρvisível=1)



6


Radiação térmica

• A radiação térmica é a radiação emitida por um corpo e depende da sua temperatura.

• Apesar de o espectro da radiação térmica variar ligeiramente com a composição do

corpo, há uma classe de corpos: corpos negros, que, à mesma temperatura, emitem

radiação térmica que apresenta o mesmo espectro.

O espectro da radiação emitida é

contínuo = f (T, λ)

O espectro apresenta um máximo em

λ=λmáx que depende da temperatura.

Lei (deslocamento) de Wien : λmáx T = b

Onde b= 29 mm K

A zona em que os corpos

emitem com intensidade

máxima desloca-se para

maiores frequências à

medida que a temperatura

do corpo aumenta



7


Lei de Stefan-Boltzmann

Lei de Stefan-Boltzmann

• Uma das formas de transferir energia é por radiação na forma de ondas electromagnéticas

• A energia emitida por radiação por um corpo por unidade de tempo, ou seja, a

potência emitida, é proporcional à área do corpo e à quarta potência da sua temperatura

absoluta.

P= ε σ Α T4 P: potência radiada em watts A: área do corpo, m2

ε: emissividade do corpo , traduz a dependência da natureza da superfície

€

radiaçãoemitidasup erfícieradiaçãoemitidacorponegro

0<ε<1 ε= 1: o corpo só absorve ou emite radiação, não a reflecte: corpo negro

ε= 0: o corpo não absorve nem emite radiação, só a reflecte



8


Exercício

A Terra absorve energia emitida pelo Sol, uma estrela média de raio igual a 6,96×108

m, que emite radiação cujo o espectro tem o máximo para o comprimento de onda de

cerca de 500 nm. A energia emitida pela superfície solar é recebida na Terra ao fim de

8,3 min. Supondo que o Sol emite como um corpo negro, determine:

a) A temperatura a que se encontra a superfície solar;R= 5800 K

b) A intensidade total da radiação emitida pelo sol;R= 6,4×107 W m-2

c) A intensidade da radiação solar à distância que o separa da Terra;

R= 1396 W m-2



9


A cor das estrelas

• A Terra emite com intensidade máxima numa gama de comprimentos de onda muito maior

do que o Sol: a zona IV



10


A cor das estrelas

• As estrelas apresentam cores diferentes conforma a temperatura a que se encontram. As

mais jovens apresentam cores azul, evoluem para branco, amarelo e depois laranja, vermelho

até deixarem de brilhar (região não visível do espectro)

do sol para_a_terra_física_10ºf_esag

Education