1 Cristina Vieira da Silva Resumo 8

FSICA E QUMICA A - 10 ANO

Resumo Unidade 1 de Fsica at ao balano energtico da Terra

Absoro e emisso de radiao

A matria absorve energia na forma de radiao electromagntica. Da radiao que incide na matria, uma

parte absorvida, uma parte transmitida e outra reflectida.

Um corpo diz-se opaco a uma certa radiao quando no a transmite, apenas a absorve ou reflecte. Seno, diz-se

transparente a essa radiao.

Um corpo pode absorver preferencialmente radiao com uma certa frequncia e ser transparente a outras

frequncias.

Todos os corpos, como esto a uma certa temperatura, emitem radiao electromagntica, que se designa de

radiao trmica. A emisso de radiao origina um espectro contnuo a que se chama de espectro de radiao

trmica (figura ao lado).

No grfico, representa-se a intensidade da radiao emitida em cada comprimento de onda, por comprimento

de onda.

A intensidade da radiao incidente (I) numa superfcie a potncia incidente (energia incidente por unidade

de tempo) por unidade de rea (A):

A intensidade da radiao emitida por um corpo depende da temperatura a que o corpo se encontra e da

natureza da sua superfcie.

Considera-se um corpo negro um corpo que:

um absorsor perfeito: absorve toda a radiao que sobre ele incide;

um emissor perfeito: emite toda a radiao que absorveu;

a radiao que emite no depende da natureza da sua superfcie;

Para caracterizar a natureza do material que constitui um corpo utiliza-se um factor numrico, a emissividade

(e). Este factor est compreendido entre zero e um:

e = 0, o corpo s reflecte (no emite e no absorve): um reflector perfeito;

e = 1, o corpo no reflecte (s emite e s absorve): um absorsor perfeito, o caso dos corpos negros.

2 Cristina Vieira da Silva Resumo 8

A intensidade total da radiao emitida por um corpo, a uma dada temperatura, igual ao valor da rea

sombreada.

A potncia total da radiao emitida pelo corpo dada pelo Lei de Stefan-Boltzmann:

Quanto maior a temperatura a que o corpo se encontra maior ser a intensidade total da radiao emitida,

razo pela qual o espectro de emisso trmica se altera:

Analisando a figura, conclui-se:

o valor mximo da intensidade da radiao emitida aumenta com a temperatura;

o mximo da intensidade da radiao emitida desloca-se para comprimentos de onda menores com o

aumento da temperatura - deslocamento de Wien:

em que:

mx comprimento de onda para o qual a intensidade da radiao mxima;

T temperatura absoluta

B constante (2,910-3 m K)

A temperatura est relacionada com a energia cintica mdia das partculas que constituem o sistema:

quanto maior a energia cintica mdia das partculas maior a temperatura a que se encontra o sistema.

Quando todas as partes que constituem um sistema esto mesma temperatura, diz-se que est em

equilbrio trmico.

rea = intensidade total

P = e A T4

e emissividade do corpo

P potncia da radiao emitida (W)

A rea do corpo (m2)

T temperatura absoluta (K)

constante de Stefan-Boltzmann (5,6710-8 W m-2 K-4)

3 Cristina Vieira da Silva Resumo 8

Se dois corpos, A e B, esto em equilbrio trmico entre si, ento esto mesma temperatura, isto , TA = TB.

Por outro lado, se um terceiro corpo, C, estiver em equilbrio trmico com o corpo A, ento TC = TA. Ento, o

corpo B tambm est em equilbrio trmico com o corpo C, isto , TB = TC.

Lei Zero da Termodinmica se dois corpos esto em equilbrio trmico com um terceiro, esto em

equilbrio trmico entre si.

A Terra est praticamente em equilbrio trmico, porque a temperatura mdia superfcie terrestre

aproximadamente constante, 15 C.

Assim, pode-se dizer que:

Pradiao incidente na Terra = Pradiao emitida pela Terra

Com base neste pressuposto, podemos calcular a temperatura mdia da superfcie terrestre. No entanto,

preciso entrar em linha de conta com algumas grandezas:

Constante Solar (S): potncia da radiao solar que incide perpendicularmente, no topo da

atmosfera, numa superfcie de 1 m2 de rea, e que tem o valor de 1370 W m-2.

Albedo: percentagem da radiao solar incidente que reflectida pela atmosfera de um planeta.

Para a Terra, o albedo de 30%, isto , tem o valor de 0,30.

Por outro lado, preciso fazer as seguintes simplificaes:

S sem entra em linha de conta com a radiao que incide perpendicularmente na superfcie

terrestre (no se tem em conta a esfericidade da Terra);

Considera-se que a Terra se comporta como um corpo negro, isto , a emissividade 1;

A atmosfera totalmente transparente radiao solar.

Pradiao solar incidente na Terra

Corresponde que incide numa superfcie cuja rea a de um crculo de raio igual ao raio da

Terra, A =

Se a Terra reflecte 30% da radiao, absorve 70%:

Pabsorvida = 0,70 1370

Pradiao solar emitida pela Terra

Toda a superfcie terrestre emite radiao, o que

corresponde rea de uma esfera, A = 4 .

Ento, de acordo com a Lei de Stefan-Boltzmann:

Pemitida = T4

Pabsorvida = Pemitida

0,70 1370 =

T4

T = 255 K

T = 255 273 C = - 18 C

Apesar de o valor obtido ser bastante diferente da temperatura mdia superfcie da Terra (15 C), este o

valor encontrado no topo da atmosfera, o qual foi determinado por satlites. A discrepncia de valores

deve-se, para alm das aproximaes feitas, aos gases de efeito de estufa, que, ao absorverem a radiao

infravermelha emitida pela Terra, fazem com que a temperatura sua superfcie seja, em mdia, de 15 C.