ufsc – universidade federal de santa catarina

INSTITUTO FEDERAL DE SANTA CATARINA
CURSO TÉCNICO EM METEOROLOGIA.
Elizangela dos Santos Rodrigues
Leonardo Tomé
Maria Eduarda Libano
Vanessa Souza
INFLUÊNCIAS ASTRONÔMICAS NA METEOROLOGIA
Florianópolis, 2013
Elizangela dos Santos Rodrigues
Leonardo Tomé
Maria Eduarda Libano
Vanessa Souza
INFLUÊNCIAS ASTRONÔMICAS NA METEOROLOGIA
Trabalho de conclusão de módulo
submetido ao Instituto Federal de Santa
Catarina como parte dos requisitos para a
conclusão do Módulo I do Curso Técnico
de Meteorologia.
Professor Orientador: Udo Skielka
Florianópolis, 2013
Elizangela dos Santos Rodrigues
Leonardo Tomé
Maria Eduarda Libano
Vanessa Souza
INFLUÊNCIAS ASTRONÔMICAS NA METEOROLOGIA
Este trabalho foi julgado adequado para a conclusão do Módulo I do Curso Técnico de Meteorologia e aprovado na sua forma final pela comissão
examinadora do IFSC - Instituto Federal de Santa Catarina
Professor Orientador – Udo Skielka
Florianópolis, 15 de julho de 2013.
AGRADECIMENTOS
A todos os nossos professores pelo incentivo, simpatia e presteza no auxílio às
atividades e discussões sobre o andamento e normatização desta Monografia.
Especialmente ao Professor UDO SKIELKA por nos coordenar diretamente. Aos demais
idealizadores, coordenadores e funcionários do INSTITUTO FEDERAL DE SANTA
CATARINA.
Às nossas famílias pela paciência em tolerar a nossa ausência.
E, finalmente, a DEUS pela oportunidade e pelo privilégio que nos foram dados em
compartilhar tamanha experiência e, ao frequentar este curso, perceber e atentar para a
relevância de temas que não faziam parte, em profundidade, das nossas vidas.
Dedico esta monografia a minha família
pela fé e confiança demonstrada.
Aos
meus
amigos
pelo
apoio
incondicional.
Aos professores pelo simples fato de
estarem dispostos a ensinar.
Enfim a todos que de alguma forma
apoiaram para a conclusão desta
monografia.
Obedeça a gravidade! É a lei!
Grafite no muro de uma grande universidade
i
RESUMO
Neste trabalho abordaremos assuntos como: rotação, translação, os ciclos de
Milankovich e tipos de marés, suas características e influências no clima da Terra.
As estações do ano (Primavera, Outono, Verão e Inverno) estão diretamente
relacionadas com a inclinação da Terra em relação ao Sol. O Sol é um astro que se
desloca no espaço e a Terra o acompanha nesse movimento. A Terra como vários outros
astros não permanece estática no espaço, ela está em constante movimento. Um dos
mais conhecidos é o de rotação que é o movimento que ela faz em torno do seu próprio
eixo. Sendo esse responsável pela alternância do dia e da noite. O movimento de órbita
da Terra em torno do Sol, como uma elipse (primeira Lei de Kepler), conhecido como
movimento de translação, configura um plano imaginário chamado de plano da eclíptica.
O eixo Norte-Sul da Terra forma um ângulo de 23°27' com a vertical ao plano da eclíptica
e, consequentemente, o plano do Equador também forma o mesmo ângulo com o plano
da eclíptica. Os ciclos de Milankovich propõem uma explicação para as mudanças
no clima da Terra ao longo de milhares de anos, que resultam de mudanças na
órbita da Terra em torno do Sol. Milankovich calculou as lentas mudanças na órbita
da Terra através de medidas cuidadosas da posição das estrelas e através de
equações usando a força gravitacional de outros planetas e estrelas. A maré é mais
conhecida por ser a alteração do nível das águas oceânicas devido à influência
gravitacional da Lua e do Sol. Mas assim como no mar, a atmosfera também
apresenta um ciclo de marés semelhante ao que ocorre nos oceanos. A atmosfera
exerce sobre a Terra uma pressão chamada de maré atmosférica ou barométrica.
Palavra chave: Rotação, Translação, Ciclos de Milankovich e Marés.
ii
ABSTRACT
In this paper we discuss issues such as: rotation, translation, Milankovich cycles
and types of tides, their characteristics and influences on Earth's climate.
The seasons (Spring, Fall, Summer and Winter) are directly related to the tilt of the
Earth relative to the Sun The Sun is a star that moves in space and Earth accompanies
this movement. The Earth as several other stars in space does not remain static, it is
constantly moving. One of the best known is the rotation that is the move she does around
its own axis. That being responsible for the alternation of day and night. The movement of
the Earth's orbit around the Sun, as an ellipse (Kepler's First Law), known as translational
motion, sets up an imaginary plane called the ecliptic. The North-South axis of the Earth at
an angle of 23 ° 27 'with the vertical plane of the ecliptic, and consequently the plane of
the equator also forms the same angle with the plane of the ecliptic. Cycles Milankovich
propose an explanation for the changes in Earth's climate over thousands of years, that
result from changes in Earth's orbit around the Sun Milankovich calculated the slow
changes in Earth's orbit by careful measurements of the position of stars and through
equations using the gravitational pull of other planets and stars. The tide is best known for
being the change in the level of ocean waters due to the gravitational influence of the
Moon and the Sun But as the sea; the atmosphere also presents a tidal cycle similar to
what occurs in the oceans. The atmosphere on Earth exerts a pressure called atmospheric
or barometric tide.
Keyword: Rotation, Translation, and Cycles Milankovich Tides.
iii
Lista de figuras
Figura 2.1
Ilustração esquemática da relação entre o movimento de
rotação da Terra e as regiões do dia e da noite, ou seja, sob e
Figura 2.2
Figura 3.1
Figura 3.2
Figura 3.3
Figura 3.4
Figura 3.2.1
Figura 3.2.2
Figura 4.1
Figura 4.1.1
Figura 4.1.2
Figura 4.1.3
Figura 5.1
Figura 5.2
sem exposição aos raios solares, respectivamente..................
A Terra sem o movimento de rotação.......................................
O movimento de translação da Terra em uma órbita elíptica
Os elementos de uma elipse.....................................................
Formato da órbita para diferentes valores de ( e ).....................
Relação entre eclíptica e o equador celeste.............................
Declinação solar .......................................................................
Movimento anual do sol no horizonte.......................................
Variações na órbita da Terra.....................................................
Diferentes valores de excentricidade ( e ) dos planetas.............
Obliqüidades aproximadas dos planetas do sistema solar.......
O movimento de precessão da terra em sua órbita..................
Variação do nível de maré.........................................................
Esquema mostrando as regiões da Terra onde a maré
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Figura 5.3
Figura 5.4
Figura 5.5
observada é alta e onde a maré é baixa...................................
Maré de sizígia e maré de quadratura......................................
Interação Lua, Terra e Sol.........................................................
Medidas de pressão atmosférica de um ciclo diurno do
27
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29
barógrafo
da
estação
meteorológica
IFSC................................
29
LISTA DE TABELAS
Tabela 2.1
Períodos
de
solar. ................
rotação
dos
planetas
do
sistema
14
iv
SUMÁRIO
RESUMO.....................................................................................................................
ABSTRACT..................................................................................................................
LISTA
DE
FIGURAS.....................................................................................................
i
ii
Iii
v
LISTA
DE
iv
TABELAS.....................................................................................................
SUMÁRIO....................................................................................................................
1.
INTRODUÇÃO .................................................................................................
2.
MOVIMENTO DE ROTAÇÂO DA TERRA........................................................
3.
MOVIMENTO DE TRANSLAÇÃO....................................................................
3.1
Estações do ano...............................................................................................
3.2
Movimento anual do sol....................................................................................
3.3
Estações em diferentes latitudes......................................................................
4.
MILUTIN MILANKOVICH.................................................................................
4.1
Os ciclos de Milankovich..................................................................................
4.1.1 A excentricidade...............................................................................................
4.1.2 A obliqüidade....................................................................................................
4.1.3 O movimento de precessão.............................................................................
4.2
Generalidades sobre os Ciclos Milankovich....................................................
5.
MARÉ ASTRNÔMICA......................................................................................
6.
CONCLUSÃO..................................................................................................
7.
BIBLIOGRAFIA...............................................................................................
8.
WEBGRAFIA...................................................................................................
v
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12
1 INTRODUÇÃO
O trabalho consiste em uma revisão bibliográfica relativa ao assunto dos dois
principais movimentos da terra translação e rotação e sua importância na atmosfera,
fazendo assim uma comparação do movimento de rotação da Terra com outros planetas.
E outros assuntos tais como: estações do ano, marés e os ciclos de Milankovich. O
capítulo 2 tratará sobre o movimento de rotação sendo esse responsável pela alternância
do dia e da noite e também pelo clima das regiões da terra, As Estações do ano é
compostas por quatro períodos, um diferente do outro, pelo fato de cada um ter suas
características específicas:
Equinócio de Primavera: todos os hemisférios recebem a mesma quantidade de luz e
calor durante o dia.
Solstício de Verão: Os dias são mais longos e as noites são mais curtas.
Equinócio de Outono: todos os hemisférios recebem a mesma quantidade de luz e
calor durante o dia.
Solstício de Inverno: As noites são mais longas e os dias mais curtos.
No capítulo 4 analisaremos os ciclos de Milankovich que são: oscilações no
movimento de precessão, oscilações na obliquidade do eixo terrestre e na excentricidade
da órbita planetária. Por último no capítulo 5 será dedicado as marés que consistem numa
mudança periódica do nível das águas oceânicas, e se devem à atração exercida pela
Lua e pelo Sol sobre elas, especialmente da lua por estar mais próxima da Terra. Esses
assuntos se relacionam ao longo do desenvolvimento do trabalho referentes à astronomia
e a meteorologia.
13
2. MOVIMENTO DE ROTAÇÃO DA TERRA
Em seu movimento orbital ao redor do Sol e de rotação, o planeta Terra apresenta
alguns outros movimentos com períodos mais longos, por exemplo, a precessão e a
obliqüidade (MATOS 2007). Estes movimentos possuem importância nos fenômenos
meteorológicos, o que pode ser constatado pela simples observação de que a translação
da Terra, associada à inclinação do eixo de rotação desta, por exemplo, define o que se
conhece como “estações do ano” (GRIMM, 1999).
O movimento de rotação é responsável pela alternância do dia e da noite e também
pelo clima das regiões da Terra, esse movimento é feito em torno do próprio eixo da Terra
tendo uma duração de 23h56min e 4,09s chegando a uma velocidade de 1.666km /h
sendo esse resultado considerado através de uma divisão do perímetro da Terra
considerando de aproximadamente 40.000km e o tempo gasto nesse processo de cerca
de 24hs. Portanto: 40.000km/24h=1.666km/h. Conclui-se que esse movimento da Terra
leva em torno de 365 dias e 6hs que equivale a 1 ano restando assim 6hs que são
acumuladas ao longo de 4 anos para totalizar um dia Portanto:
6hs x 4anos = 24hs ou 1 dia
A esse dia a mais chamamos de ano bissexto que seria a soma do acúmulo
dessas 6 horas restantes a cada 4 anos.
Esse movimento também é responsável por uma variação diária de radiação solar
onde uma parte fica voltada para o sol, caracterizando o dia; já o lado oposto
caracterizará a noite. Esse movimento é de grande importância para a vida na Terra, pois,
a uma alternância de exposição à radiação solar (figura 2.1).
14
Figura 2.1: Ilustração esquemática da relação entre o movimento de rotação da Terra e as regiões do dia e
da noite, ou seja, sob e sem exposição aos raios solares, respectivamente.
Fonte: http://educacao.uol.com.br/disciplinas/geografia/movimentos-da-terra-rotacao-translacao-e-estacoesdo-ano.htm
Fazendo uma comparação do ciclo da rotação da Terra com o ciclo de rotação de
outros planetas do Sistema Solar, podemos notar diferenças significativas. Percebemos
que Júpiter é o maior planeta do nosso sistema solar é o que tem seu período de rotação
mais rápido entre todos outros, já Vênus e Urano faz o movimento retrógrado ao da Terra.
Veja a tabela a seguir:
Planeta
Período da rotação
Mercúrio
Vênus
Terra
Marte
Júpiter
Saturno
Urano
Netuno
Plutão
58,6 dias
243 dias
0,99 dias
1,03 dias
0,41 dias
0,45 dias
0,72 dias
0,67 dias
6,39 dias
Tabela 2.1: Períodos de rotação dos planetas do sistema solar
http://www.tutomania.com.br/artigo/periodo-de-rotacao-e-translacao-dos-9-planetas
Acesso em 01-06-2013
Apesar do ciclo de rotação existente nos dias atuais, a Terra sofre um “freamento”
em sua velocidade angular constantemente, ou seja, a velocidade do movimento de
rotação está diminuindo que é o que chamamos de desaceleração angular.
15
Esse processo, o qual acontece como um ciclo é o que podemos observar abaixo:
-------> Gravidade ---------> Maré ---->rotação da Terra ---->Ciclicidade das marés
Esse conjunto forma o atrito gerando calor logo acontece à perda de energia
cinética de rotação.
Fonte: Arquivo PowerPoint disponibilizado pelo professor Udo T. Skielka
Acesso em 13/06/2013
Isso ocorre devido ao efeito das marés astronômicas causadas pela Lua e pelo Sol
sobre a Terra. Essa diminuição do movimento de rotação acontece de forma lenta, porém
está acontecendo com o passar dos séculos aumentando cerca de 2,3 milissegundos por
séculos. O giro da Terra é cerca de 28 vezes mais rápido sobre seu eixo do que a volta
que a Lua faz sobre nosso planeta, assim, o sistema busca uma sintonia sendo a Lua o
principal elemento que está ocasionando o freamento da Terra.
Uma arte conceitual divulgada pela NASA nos mostra como seria a terra sem o seu
movimento de rotação, ou seja, se ela estivesse estática. Poderíamos imaginar o lado
escuro, oposto ao sol, sendo sempre noite e com temperaturas baixas; o outro lado do
planeta estaria sempre voltado para a estrela e, portanto, seria sempre dia, tendo
temperaturas elevadas. A figura 2 mostra como poderia ser a Terra vista do espaço sob
essas condições: o lado sempre irradiado seria como um grande deserto, pois a água
seria evaporada, enquanto o lado voltado para a escuridão, sempre frio, seria como uma
“concha branca de gelo”, um grande oceano congelado devido às baixas temperaturas.
Na figura, podemos observar que o artista destaca a existência de uma área de transição
entre esses dois hemisférios de extremos, onde poderia haver oceanos, com água líquida
na superfície.
16
Figura 2.2: Terra sem o movimento de rotação
Fonte: http://www.astrobio.net/exclusive/5462/eyeball-earths Crédito da imagem: Beau / TheConsortium
Acesso em 22-05-2013
3. O MOVIMENTO DE TRANSLAÇÃO
Chama-se translação o movimento anual que a Terra faz em torno do Sol. Este
movimento já era estudado por Nicolau Copérnico, em um trabalho publicado em 1543,
após a morte do cientista. As teorias de Copérnico foram “matematizadas” em 1604, pelo
estudante alemão Johanes Kepler (discípulo de Ticho Brahe) que através de três leis,
sistematizou o movimento de translação dos planetas (e não apenas da Terra) ao redor do
Sol. Em sua primeira lei, conhecida como lei das órbitas, Kepler estabelece que a Terra
descreva uma trajetória elíptica ao redor do Sol, estando este situado em um dos focos
desta elipse, como pode ser visto na figura 3.1.
Figura 3.1: O movimento de translação da Terra, em uma orbita elíptica.
Fonte: Os autores (2013)
Podem-se verificar na figura 3.1, os focos da elipse, sendo um deles ocupado pelo
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Sol, e os dois pontos extremos desta trajetória: o mais próximo do Sol, chamado de
Periélio, e o mais distante do Sol, conhecido com Afélio. Na figura 3.2 é mostrada uma
elipse, onde se pode verificar a distância focal (representada na figura por c ), e o
semieixo maior (representado pela reta AB ).
Figura 3.2: Os elementos de uma elipse
Fonte: Adaptado de http://alfaconnection.net. Acesso em 23/05/2013
A excentricidade de qualquer elipse é dada pela razão entre a distância focal (do
centro ao foco da elipse representada pela letra c na figura 3.2) pela distância do seu
maior raio (representada pela letra a na figura 3.2). Definindo a letra e para o valor da
excentricidade da elipse, esta é dada pela expressão:
e=
c
a
A figura 3.3 ilustra várias elipses variando a sua excentricidade, mostrando que a
elipse tende ao formato de um círculo quando “e” tende ao valor unitário e se torna mais
“achatada” conforme “e” se aproxima de zero.
Embora a órbita da terra em torno do Sol seja uma elipse, e não um círculo, a sua
excentricidade de 0, 0167 é pequena, de modo que a distância entre o Sol e a Terra ao
longo de um ano varia em torno de 3%, sendo que a Terra está mais próxima do Sol em
janeiro, o que resulta numa variação anual de 6% do fluxo de radiação solar que atinge o
topo da atmosfera (KEPLER E SARAIVA, 2003 ).
Esta excentricidade pode variar entre os planetas, o que gera órbitas com geometria
diferentes, como pode ser verificado na figura 3.3
18
Figura 3.3: Formato da órbita para diferentes valores de
e
Fonte: Elaborado pelos autores (2013)
Ao transladar através da órbita, o planeta Terra define um plano orbital conhecido
como plano da eclíptica, que nada mais é do que o plano da órbita da Terra em torno do
Sol. A eclíptica tem uma inclinação de 23,5 graus no equador celeste. O ponto onde a
eclíptica se encontra com o equador celeste, é denominado de equinócio como se pode
observar na imagem 3.4.
Figura 3.4: Relação entre a eclíptica e o equador celeste.
Fonte: Irineu G. Varella 1997
3.1 As estações do ano
Analisando os movimentos da Terra, principalmente o de translação, e tendo em
vista que o eixo de rotação da Terra é inclinado, isso é extremamente importante para que
19
possa haver estações do ano. As estações do ano têm quatro subdivisões baseadas em
padrões climáticos. Essas subdivisões são denominadas: primavera, verão, outono e
inverno. Inicialmente o ano era dividido em duas partes:
•
O período quente (em latim “ver”) era dividido em três fases: a prima vera
(literalmente “primeiro verão”), com temperaturas e umidade moderadas; o tempus
veranus (“tempo de frutificação”), de temperaturas e umidade elevadas; e o
estivum (em português traduzido como “estio”), de temperaturas altas e umidade
baixa.
•
O período frio (em latim “hiems”) era dividido em apenas duas fases: o tempus
aumtunus (“tempo do ocaso”), onde as temperaturas são baixas; e o tempus
hibernos, a época mais fria do ano, onde há presença de neve e é marcada pela
ausência de fertilidade.
Posteriormente, as estações do ano foram se ajustando à posição exata dos
solstícios e equinócios, relacionando-as com a inclinação do eixo da Terra e o movimento
de translação. E assim foi associado dividir as estações em apenas quatro.
3.2 Movimento anual do Sol
Uma maneira simples que permite ver o movimento do Sol durante o ano é
utilizando um gnômon. Um gnômon nada mais é do que uma haste vertical fincada no
solo e que durante o dia, ao ser iluminada pelo Sol, forma uma sombra cujo tamanho é
variável com a hora do dia, e a época do ano, como se pode observar na figura 3.2.1. Ao
longo do dia, a sombra tem um tamanho maior no nascer e no pôr do sol, e menor ao
meio dia. Observa-se que ao decorrer de um ano (à mesma hora do dia), a sombra é
máxima no solstício de inverno (S.I) e mínima no solstício de verão (S.V). A bissetriz da
imagem mostra o tamanho da sombra nos equinócios.
Figura 3.2.1: Declinação solar
Fonte: Astronomia e Astrofísica 2004.
20
Foi através da observação da variação do sombreamento do gnômon ao longo do
ano, que determinaram o comprimento do ano das estações.
A análise do movimento do Sol durante um ano nos conduz a um fato interessante:
observando o seu ocaso ou a sua aurora, e tomando um determinado ponto como
referencia no horizonte (Figura 3.2.2). Registrando a posição do Sol todos os dias, é
possível observar que ao decorrer de um ano o Sol se afasta da primeira posição tida
como referencial (ou para o Sul ou para o Norte) até atingir um ponto de afastamento
máximo e voltar a se aproximar do ponto de referencia. Novamente o Sol volta a se
afastar desse mesmo ponto (agora em direção oposta) até atingir novamente seu máximo
afastamento e retornar a posição inicial (desde que o ponto tido como referencia não
tenha sido um dos pontos de maior afastamento).
Figura 3.2.2: Movimento anual do Sol no Horizonte
O intervalo de um ano corresponde ao Sol sair de sua posição máxima à esquerda,
passar pelo ponto médio, e atingir o ponto máximo à direita, para então voltar à sua
posição inicial. Os pontos extremos máximos e o ponto médio são definidos como:
•
Solstício [Do latim: solstitiu = Sol parado]: significa que o Sol incide com maior
intensidade sobre um dos dois hemisférios.
•
Equinócio: [Do latim: aequinoctiu = noite igual; aequale = igual + nocte =noite]:
significa o momento em que o Sol incide com maior intensidade sobre as regiões
que estão localizadas próximo à linha do equador.
Como já dito anteriormente, durante um ano, nós temos dois solstícios e dois
equinócios, de modo há dividir o ano em quatro períodos:
•
Primavera: [Do latim: primo vere “começo do verão”]; representa a primeira época
do ano, a que antecede o verão.
•
Verão: [Do latim vulgar: veranum, i.e., veranuns tempus, “tempo primaveril ou
primaveral” semelhante à vernal, isto é, relativo à primavera]; estação que sucede
a primavera e antecede o outono; calor em geral.
21
•
Outono: [Do latim autumno]; usualmente conhecido como tempo da colheita.
•
Inverno: [Do latim: hibernu, i.e., tempus hibernus “tempo hibernal”]; associado ao
ciclo biológico de alguns animais ao entrar em hibernação; associada a frio.
As estações do ano podem não se aplicar para as zonas tropicais já que elas ficam
próximas da linha do equador e a mesma, independente da época do ano recebe boa
quantidade de radiação solar. Por exemplo, é possível termos dentro do inverno um
veranico, ou seja, um período de aquecimento momentâneo. Vale lembrar que as
características climáticas de uma determinada região, dependem da proximidade de
massas oceânicas, elevações montanhosas, planícies, etc., o que modifica a
característica local e global do clima. Um desses fatores, por exemplo, é o El Niño:
fenômeno atmosférico no qual as fortes correntes do Oceano Pacífico equatorial reduzem
a velocidade, fazendo com que as águas quentes que ficavam na parte oeste do oceano
fluam para leste, aquecendo a região.
3.3 Estações em diferentes latitudes
No Equador as estações são muito semelhantes, o Sol sempre fica a cima do
horizonte durante 12 horas. Uma diferença que se observa é a altura do Sol em relação
ao horizonte. Aproximadamente no dia 21 de junho, o Sol cruza o meridiano 23°27’ ao
norte do Zênite, e aproximadamente 23 de setembro o Sol cruza o meridiano 23°27 ao sul
do Zênite, e o restante do ano, ele faz o percurso entre esses dois pontos. Após essa
análise, pode se observar então que a altura do Sol ao meio-dia não varia muito, e por
isso não existe uma diferença tão grande nas estações do ano.
À medida que se afasta do equador, as estações ficam mais perceptíveis, e as
diferenças ficam máximas nos polos. Na Terra entre as latitudes -23,5° (trópico de
Capricórnio) e +23,5° (trópico de Câncer) é chamado de região tropical, o Sol nessa
região passa pelo Zênite apenas duas vezes, com exceção dos dois trópicos, onde passa
uma única vez. Em latitudes maiores o Sol nunca passa pelo Zênite. Para latitudes mais
ao sul do Círculo Polar Sul, ou mais ao norte do Círculo Polar Norte, no verão o Sol fica
24 horas acima do horizonte por ao menos um dia do ano, e no inverno 24 horas abaixo
por ao menos um dia do ano.
22
4. MILUTIN MILANKOVICH
Milutin Milankovich (1879 – 1958) foi um matemático, astrônomo, geofísico,
professor de universidade e escritor sérvio, que no início do século XX descobriu e
quantificou o impacto das mudanças na geometria da órbita terrestre na insolação
recebida pelo planeta na escala de milhares de anos.
A teoria astronômica, também conhecida como os ciclos de Milankovich, como nos
mostra a figura (4.1), que estabelece que variações no movimento e na orientação
mudam a quantidade e a posição da radiação solar que alcança a Terra, está intimamente
relacionada a variações cíclicas nos movimentos de precessão, obliquidade e
excentricidade da órbita terrestre.
Figura 4.1: Variações na órbita da Terra, as mudanças, resultando em fluxo de energia solar em alta altitude
e os ciclos glaciais observados.
Fonte: http://wikipedia.qwika.com (acesso em 13/07/2013)
A seguir são apresentados, em maiores detalhes, cada um dos movimentos orbitais
da Terra que compõem os ciclos de Milankovich.
4.1 Os ciclos de Milankovich
Os chamados Ciclos de Milankovich são movimentos periódicos apresentados pelo
planeta Terra, ao longo de sua órbita ao redor do Sol, além dos conhecidos movimentos
23
de rotação e de translação, e que causam mudanças na posição geométrica do planeta
em relação ao Sol (HAFFER, 1992). A principal consequência destas mudanças de
posição, no que concerne á meteorologia, é o fato de que se altera a quantidade de
energia recebida pela Terra, do Sol, e por sua vez, altera-se o balanço global de energia
atmosférica, o que é de grande importância para o conhecimento dos movimentos e
fenômenos atmosféricos. (NUNES, 2008). Os movimentos periódicos que compõem o
grupo dos chamados Ciclos de Milankovich são a variação na excentricidade orbital, a
obliquidade e a precessão.
4.1.1 A excentricidade
A excentricidade apresenta movimentos cíclicos com ao menos 3 períodos
distintos, sendo o principal de 400.000 anos. A excentricidade terrestre é muito pequena e
nunca excede o valor aproximado de 0,07, ou seja, a órbita terrestre é aproximadamente
circular.
A título de comparação, a excentricidade de Plutão (que pode ser vista na
figura 4.1.1. em comparação as excentricidades dos demais planetas do sistema solar) é
de aproximadamente 0,25 e já foram observados planetas fora do sistema solar, com
excentricidades extremamente elevadas, da ordem de 0,97, ou seja, aproximadamente a
excentricidade da órbita do cometa de Halley (SHU, 1982).
A excentricidade, ao gerar a órbita elíptica, mas quase circular, faz com a insolação
captada pela Terra altere-se ao longo do ano, em aproximadamente 6,4%. Este é o único
ciclo de Milankovich que produz alterações de radiação, no ciclo anual (COLOSE, 2011).
Figura 4.1.1: Diferentes valores de excentricidade ( e ) dos planetas.
Fonte: http://fisicamoderna.blog.uol.com.br, acesso em 02/06/2013.
4.1.2 A obliqüidade
A obliqüidade corresponde ao ângulo de inclinação entre o eixo de rotação da Terra
em relação à normal do plano da eclíptica, como pode ser observado na figura 2.1.
A obliqüidade da Terra também varia em ciclos, de aproximadamente 41000 anos, e
oscila entre os ângulos de aproximadamente 22º e 25º. Atualmente a obliquidade da Terra
24
é de 23,5º.
Na figura 4.1.2, podemos observar a obliquidade da Terra comparada com as
inclinações dos eixos de rotação de outros planetas do sistema solar.
A obliquidade determina a discrepância entre as estações do ano. Planetas com
maior obliquidade, como Urano, irão apresentar em determinada posição de suas órbitas
verões extremamente quentes e invernos extremamente frios. Planetas com menor
obliquidade, como Mercúrio, onde a obliquidade é quase nula, praticamente não terão um
sistema climático com estações anuais, pois os seus dois hemisférios estarão recebendo
a mesma quantidade de radiação solar durante todo o ciclo de translação.
Figura 4.1.2: Obliqüidades aproximadas dos planetas do sistema solar.
Fonte: adaptado de http://clubeastroalce.blogspot.com.br. Acesso em 28/05/2013
O planeta Terra apresenta uma obliquidade suave, o que caracteriza e determina o
clima atual das estações do ano (COLOSE, 2011).
4.1.3 O movimento de precessão
O movimento de precessão da Terra ao longo de sua órbita caracteriza-se pela
rotação em torno de um eixo que passa por seu interior e é perpendicular ao plano
eclíptico, fazendo um ângulo de aproximadamente 23,5º com o eixo de rotação da própria
Terra, como pode ser visto na figura 4.1. 3.
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Figura 4.1.3: O movimento de precessão da terra em sua órbita.
Fonte: adaptado de http://www3.uma.pt. (Acesso em 22/05/2013)
Este movimento tem um caráter giroscópico, ou seja, aproxima-se muito do
movimento descrito por um peão, que quando em giro, tem seu eixo de rotação inclinado
em relação à vertical.
Podemos destacar dois movimentos de precessão. O primeiro, descrito no parágrafo
anterior, e o segundo, que ocorre com a elipse orbital, que oscila em relação a um de
seus polos, mudando as posições do periélio e do afélio terrestres no espaço. Os ciclos
destes movimentos possuem período entre 19000 e 23000 anos.
4.2 Generalidades sobre os Ciclos de Milankovich
Como visto, os ciclos de Milankovich são oscilações no movimento de precessão,
oscilações na obliquidade do eixo terrestre e na excentricidade da órbita planetária. Estas
mudanças nestes parâmetros orbitais são causadas pelas influências gravitacionais
causadas por outros planetas do sistema solar, como por exemplo, Júpiter, que com sua
massa pode produzir fortes torques gravitacionais sobre a Terra. Devemos ainda
considerar a atração gravitacional lunar que, embora de ordem de grandeza maior se
comparada com os demais planetas do sistema solar, está mais próxima da Terra, a
ponto de tornar-se importante.
Outro ponto a destacar é o fato de que os Ciclos de Milankovich não estão restritos
a Terra, mas podem ser encontrados em outros planetas do sistema solar, os quais estão
sujeitos a forças gravitacionais de mesma natureza das discutidas no parágrafo anterior.
Destaque-se ainda que alguns planetas do sistema solar possuam movimentos não
cíclicos, mas caóticos, como por exemplo, Mercúrio e Marte, que possuem probabilidade
da ordem de 1% de colisão com o Sol ou até mesmo, de ejeção do sistema solar, dentro
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de um período de 5 bilhões de anos (COLOSE, 2011 apud LASKAR, 1994).
5. MARÉ ASTRONÔMICA
Um fato que qualquer pessoa que mora a beira mar observa diariamente com
facilidade é que as águas do mar se movimentam periodicamente, subindo e descendo,
caracterizando o movimento da maré nos oceanos. As marés consistem em uma
mudança periódica do nível do mar e se devem à atração exercida pela Lua e pelo Sol
sobre elas, especialmente da Lua, pelo fato desta estar mais próxima da Terra. Na figura
5.1 vemos a variação da maré em uma praia.
Figura 5.1: variação do nível de maré
Fonte: (http://www.alunosonline.com.br/fisica/como-ocorrem-as-mares.html)
Considerando um campo gravitacional terrestre ideal, ou seja, sem interferências, as
águas à superfície da Terra sofreriam uma aceleração idêntica na direção do centro de
massa terrestre, isso ocorre devido á influência da Lua e do Sol embora a influência da
lua seja maior que a influência do Sol. Quando a maré está em seu ápice chama-se maré
alta, maré cheia ou preamar; quando está no seu menor nível chama-se maré baixa ou
baixa-mar. Em média as marés altas e baixas oscilam em período de 12 horas, nesse
caso existem duas marés altas e duas marés baixas por dia a cada seis horas. A mudança diária do nível das águas acontece devido ao movimento de rotação em 24 horas, por
isto, um lugar qualquer da superfície terrestre terá, no decorrer do dia, diferentes posições
em relação à Lua. Se este local está alinhado com a Lua, serão produzidas as maiores
variações diurnas do nível de maré, isto é, maiores diferenças do nível do mar entre a
maré alta e a maré baixa. As localidades que não se encontram alinhadas com a Lua
apresentarão menos variações de pico de maré. Como pode ser observado na figura 5.2.
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Figura 5.2: Esquema mostrando as regiões da Terra onde a maré observada é alta (regiões onde há um
prolongamento da linha pontilhada em volta da Terra) e onde a maré é baixa (linha pontilhada mais próxima
da Terra).
Fonte: http://www.aprh.pt/rgci/glossario/mare.html
A cada dia a influência lunar provoca correntes marítimas que geram duas marés
altas (quando o oceano está de frente para a Lua ou em oposição a ela) e duas marés
baixas (nos intervalos entre as altas). Existe uma força gravitacional entre a Lua e a Terra
que a “prende” ao nosso planeta. As marés são afetadas mais fortemente pela força de
gravidade sobre a Terra quando a Lua está na fase Cheia ou na Nova. Nas marés mais
fortes, provocadas pelas luas novas e cheias, as águas sobem e descem com muita vio lência. O contrário ocorre na lua crescente e minguante, quando a amplitude das marés
(diferença entre a alta e a baixa em um ciclo de maré) é menor.
O Sol, mesmo estando 390 vezes mais distante da Terra que a Lua, também influencia no comportamento das marés, a pesar de ter uma massa muito maior que a da Lua, o
Sol exerce uma maré sobre a Terra, cerca de 2,5 vezes menor do que aquela causada
pela Lua diz o (oceanógrafo Joseph Harari, da Universidade de São Paulo (USP)). Isso se
explica devido à grande distância entre o Sol e a Terra.
A altura das marés alta e baixa também varia. Na lua nova e cheia, as forças gravi tacionais do Sol estão na mesma direção da Lua, produzindo marés com maior amplitude,
de forma que as forças gravitacionais e centrífugas dos dois sistemas (sistema Terra-Lua
e sistema Terra-Sol) vão se somar e causar maiores saliências de maré, sendo a maré associada a essas fases da Lua conhecidas como marés de sizígia. Na Lua minguante e
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crescente as forças gravitacionais do Sol estão em direções diferentes (figura 5.3) produzindo marés com menor amplitude, as forças dos dois sistemas formam um ângulo reto,
de forma que não contribuem umas com as outras. Por isso, as saliências serão relativa mente pequenas. Portanto, as marés associadas a essas fases da Lua são conhecidas
como maré de quadratura. Na figura 3 vemos as marés de sizígia e quadratura.
Figura 5.3: Maré de sizígia e Maré de quadratura
Fonte: http://eoa-sulfluminense.blogspot.com.br/2012/09/mares-de-sizigia-e-de-quadratura.html
O planeta tem uma camada gasosa acima da superfície sólida que alcança dezenas
de quilômetros, a atmosfera. Essa camada exerce sobre a Terra uma pressão chamada
de pressão atmosférica. Essa pressão atmosférica é influenciada por vários fatores como
a posição do Sol e da Lua, a composição química, quantidade de vapor d’água e cobertura de nuvens. As marés na atmosfera são mais difíceis de observar por se tratar de um
gás, invisível e, portanto, não sendo possível enxergar seus movimentos. As marés atmosféricas podem ser detectadas por instrumentos meteorológicos sensíveis às variações
de pressão. A altura da coluna atmosférica varia como varia a superfície do mar, tanto devido aos mesmos fatores astronômicos (ou seja, devido à atração gravitacional da Lua e
do Sol), quanto devido a efeitos locais de aquecimento e resfriamento do ar ou devido à
passagem de sistemas atmosféricos. Se a altura da camada de ar que envolve o planeta
fosse medida em um mesmo local, mostraria diferentes alturas em um dia, estando uma
parte dessa variação ligada aos efeitos da maré astronômica. O movimento de maré ob servado na atmosfera é conhecido por maré barométrica.
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Figura 5.4: Interação Lua, Terra e Sol.
Fonte: http://cne.fct.unl.pt/mod/forum/discuss
A (figura 5.5) mostra medidas de pressão atmosférica obtidas por um barógrafo
segundo (MITCHELL ET AL., 2007). O gráfico da figura mostra dois picos de alta e dois
picos de baixa dentro do período de um dia. Essa variação semi-diurna se dá devido à
maré barométrica, estando outros efeitos atmosféricos locais envolvidos nessa variação,
como o aquecimento e resfriamento diurno.
Figura 5.5: Medidas de pressão atmosférica de um ciclo diurno do barógrafo da estação meteorológica do IFSC.
Ao analisarmos o gráfico percebemos a oscilação de pressão da média horária dos
invernos que apresentam dois picos máximos, às 10h e 20min e às 23h e 10min, e dois
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cavados mínimos, às 04h e 35min e às 15h e 45min (Fig. 5.5). E a oscilação de pressão
atmosférica da média horária dos verões analisadas apresenta dois picos máximos, às
10h e 20min e às 23h e 15min, e dois cavados mínimos, às 04h e 30min e às 15h e 50min
(Fig. 5.5).
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6. Conclusão
Conclui-se que fenômenos astronômicos são determinantes no clima da Terra atual,
assim como em suas mudanças a longo-prazo. Este trabalho teve como objetivo detalhar
os movimentos da Terra que caracterizam o seu clima atual, como a rotação e a
translação. Também foram abordados outros fenômenos astronômicos como a maré e
também os ciclos que alteram o clima ao longo-prazo, conhecidos como Ciclo de
Milankovich.
Espera-se que este trabalho possa contribuir para o entendimento dos processos
que ocorrem na atmosfera terrestre sob a influência dos fenômenos astronômicos mais
conhecidos e influentes para os alunos do IFSC.
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6 Bibliografia
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