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>Modelo

ID:(538, 0)

Descrição

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Em uma primeira aproximação, Marte pode ser considerado sem atmosfera, permitindo uma modelagem relativamente simples:

ID:(3070, 0)

Descrição

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No caso de um planeta sem atmosfera, existe uma fração da radiação incidente $I_p$ que é refletida como $a_{
u}I_p$, outra fração é absorvida como $(1-a_{
u})I_p$, e uma fração da radiação infravermelha $\sigma\epsilon T_e^4$ é irradiada.

ID:(3069, 0)

Equação

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O planeta está a uma certa distância do sol e absorve e reemite a radiação recebida dele. A energia absorvida pelo planeta corresponde àquela não irradiada, ou seja,

$(1-a_v)I_s$

Essa energia aquece o planeta a uma temperatura $T_p$. Esse aquecimento resulta em radiação infravermelha, que pode ser descrita pela lei de Stefan-Boltzmann:

$\sigma\epsilon T_p^4$

onde $\sigma$ é a constante de Stefan-Boltzmann e $\epsilon$ é a emissividade.

Em equilíbrio, a energia absorvida e a energia emitida são iguais, o que é expresso pela equação

$(1-a_v)I_s=\sigma\epsilon T_p^4$

e nos permite calcular a temperatura $T_p$ do planeta.

Ao usar essa equação para estimar as temperaturas de diferentes planetas, obtemos os seguintes dados:

$ T_p =\left(\displaystyle\frac{(1- a_v ) I_s }{ \sigma \epsilon }\right)^{1/4}$

Condições

Variáveis

$\epsilon$

Emissividade

$-$

5242

$I_s$

Intensidade média da terra

$W/m^2$

6502

$\sigma$

Stefan Boltzmann constante

1.38e-23

$J/m^2K^4s$

5241

Relação

Planeta | Intensidade [W/m^2] | Albedo [-] | Temperatura [C] | Faixa [C]

:----------|:---------------------------|:-------------|:----------------------|:--------------:

Mercúrio | 9126,49 | 0,088 | 345,83 | -180 a 430

Vênus | 2613,78 | 0,76 | 51,17 | 465

Terra | 1367,56 | 0,306 | 86,54 | -89 a 58

Marte | 589,04 | 0,25 | 23,95 | -82 a 0

Júpiter | 50,52 | 0,503 | -128,09 | -150

Saturno | 15,04 | 0,342 | -158,22 | -170

Urano | 3,71 | 0,3 | -190,86 | -200

Netuno | 1,51 | 0,29 | -207,18 | -210

É interessante notar a variação, especialmente nos planetas mais próximos do sol, o que é influenciado pelas suas respectivas atmosferas.

Nesse modelo, não são consideradas variações na superfície ou mudanças na altitude da atmosfera do planeta. Portanto, o planeta é modelado como um ponto de dimensão zero (0D).

ID:(4669, 0)

Descrição

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Além da nutação, o eixo da Terra realiza um movimento rotatório conhecido como precessão.

A consequência da precessão é que o momento em que temos verão e inverno vai mudando. Com um período de precessão de 26.000 anos, a cada 13.000 anos as estações do ano se invertem no tempo.

ID:(3087, 0)

Equação

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ID:(4668, 0)

Descrição

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La intensidad solar varia em função da precisão da órbita:

ID:(3089, 0)

Descrição

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O eixo da Terra varia em sua inclinação entre 22,1 e 24,5 graus. Esse processo é chamado de nutação.

A nutação ocorre devido a fatores como a influência gravitacional da Lua sobre a Terra e a forma não perfeitamente esférica do nosso planeta. Cada fator possui seu próprio período característico, sendo o mais longo de cerca de 41.000 anos. Acredita-se que o último valor máximo tenha ocorrido há aproximadamente 10.700 anos (8.700 a.C.), coincidindo com o fim da última Era do Gelo.

ID:(3086, 0)

Descrição

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Flutuações na orientação do eixo e variações na órbita levaram a uma diminuição na radiação solar que atinge a Terra, resultando em períodos de resfriamento e na formação de eras glaciais.

A última era glacial terminou aproximadamente há 10.000 anos.

ID:(3090, 0)