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ACA 0415 - 2007O CLIMA DA TERRA: Processos, Mudanças e Impactos
Departamento de Ciências Atmosféricas – IAG-USP
O CLIMA DA TERRA:
Processos, Mudanças e Impactos
Prof. OSWALDO MASSAMBANI, Ph.D.Professor Titular
massambani@usp.br
Prof. TÉRCIO AMBRIZZI, Ph.D.Professor Titular
ambrizzi@model.iag.usp.br
Departamento de Ciências Atmosféricas Instituto de Astronomia, Geofísica e Ciências Atmosféricas
Universidade de São Paulo
ACA 0415 - 2007O CLIMA DA TERRA: Processos, Mudanças e Impactos
Departamento de Ciências Atmosféricas – IAG-USP
INTRODUÇÃO
História climática da Terra
PROCESSOS FÍSICOS
Processos climáticos
Transferência de calor e massa na atmosfera
O papel dos oceanos
MUDANÇAS CLIMÁTICAS
As mudanças climáticas desde o Pleistoceno
Causas das mudanças climáticas
Os efeitos do homem sobre o clima
IMPACTOS CLIMÁTICOS
Nos ecossistemas
Na saúde
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INTRODUÇÃO
Uma breve história do Universo
História climática da Terra
Evolução do clima da Terra
Diferenças climáticas entre os planetas do sistema solar
Efeito estufa planetário
Os registros climáticos da Terra
A natureza dos registros das mudanças climáticas recentes
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PROCESSOS FÍSICOS
Processos climáticos
Elementos do Sol
A radiação solar interceptada pela Terra
Atributos do sistema Terra-Atmosfera
Efeitos da atmosfera e da superfície da Terra
Balanço global da radiação
Médias espaço-temporal do balanço de radiação
Transferência de calor e massa na atmosfera
Transferências de energia
Força de Coriolis, vorticidade e ondas de Rossby
Um modelo de circulação geral da atmosfera
Padrões secundários da circulação atmosférica
Modelos numéricos de circulação atmosférica global
Padrões regionais de circulação atmosférica
Climas urbanos
O papel dos oceanos
Processos climáticos do oceano
Correntes globais
Estruturas de circulações oceânicas de menor escala
As oscilações El Niño – La Niña
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MUDANÇAS CLIMÁTICAS
As mudanças climáticas desde o Pleistoceno
O clima no Pleistoceno
As eras do gelo e as flutuações climáticas
O clima no Holoceno
Os registros históricos
Os registros de medidas
Causas das mudanças climáticas
Introdução
Fatores externos
Fatores geológicos
O Sistema superfície-oceano-atmosfera
Os ciclos e os registros históricos
Os efeitos do homem sobre o clima
Introdução
Intensificando o efeito estufa
Incertezas sobre o aquecimento global do século passado
Modelos numéricos simulando a intensificação do efeito estufa
A redução da camada de Ozônio estratosférico
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IMPACTOS CLIMÁTICOS
Impactos climáticos sobre os ecossistemas
Distribuição atual dos diferentes tipos de biomas
Modelando os efeitos do clima sobre os ecossistemas
O efeito sobre as plantas da redução da camada de Ozônio
Mudanças nos ecossistemas relacionadas ao clima – registros passados e previsões futuras
Efeitos do ecossistema sobre o clima
Impactos climáticos sobre a saúde
Demografia mundial e projeções futuras
Saúde e as mudanças climáticas
Extremos climáticos e a saúde
Efeitos da redução da camada de Ozônio
Incertezas
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Referência Bibliográfica
CLIMATE PROCESSES & CHANGE
Edward BryantCambridge University Press1997
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AVALIAÇÕES:
Provas sintéticas sobre o conteúdo estudado no conjunto de 4 aulas
Média Final será a média aritmética do conjunto de provas realizadas
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Uma breve história do Universo
Aula 01
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Uma breve história do Universo
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Idade do Universo
Big-Bang Formaçãoda Terra
TerraAtual
15 bilhões de anos
4,6 bilhões
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Há cerca de 15 bilhões de anos, o Universo surgiu a partir de uma singularidade de densidade quase infinita que apenas
possuía energia escura.
A isto se chama Big Bang !!
Contudo, na realidade, não houve qualquer “bang” ou “explosão”, mas sim a criação instantânea do espaço e do
tempo, seguida de uma expansão inicial de grande magnitude.
O Universo, antes contido num átomo primitivo infinitamente pequeno, passou a ser um Universo quase
infinito ao aumentar 1050 vezes de tamanho entre os 10-43 e os 10-10 segundos após o Big Bang antes de retomar o ritmo
de expansão acelerada atual.
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Energia negra distribuída por infinitos (quase) quanta de espaço.
Diminuição da temperatura (100 GeV) → energia de radiação
Energia escura concentrada em poucos
quanta de espaço
Aumento MUITO RÁPIDO da temperatura
1032 K ou 1019 GeVGravidade
Superforça
10-35 s Força nuclear Forte 1s
Força eletrofraca
O Universo, nestas condições elevava a sua temperatura inicialmente aos 1032K, vindo esta a decrescer progressivamente à medida que o Universo se expandia e que
mais energia se transformava em quarks e anti-quarks (nas mesmas quantidades), gluons, fotons, leptons (e matéria escura) num processo denominado
“reaquecimento”.
Foi neste momento que se gerou o pequeno, mas importante excesso de matéria que produziu a assimetria entre matéria e anti-matéria, que viria a evitar a total
aniquilação da matéria. Foi neste período que a matéria se tornou independente da radiação e é aqui que reside o limite da experimentação física atual. Para além deste
limite, só a física teórica é que lida com o universo.
A Criação das Partículas
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O Big Bang
Formação dos Elementos nas Estrelas
Formação do Sistema Planetário
Formando Planetas semelhantes à Terra
Formando Planetas semelhantes a Jupites A Química da Vida
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História do Universo
We still don’t know how physics works in this era yet.
We have some idea, but don’t know for sure how the universe is going to end yet.
The observable universe
We know what’s going on base on our knowledge of elementary particle physics
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Os físicos desenvolveram uma teoria chamada O Modelo Padrão, que explica o que é o mundo e o que o mantém unido.
É uma teoria simples e compreensível que explica todas as centenas de partículas e interações complexas com apenas:
6 QUARKS.
6 LÉPTONS. O lépton mais conhecido é o elétron.
PARTÍCULAS TRANSPORTADORAS DE FORÇA, como o fóton.
O Modelo Padrão
Todas as partículas de matéria que nós conhecemos são compostas de quarks e léptons, e elas interagem trocando partículas transportadoras de força.
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Tudo, desde galáxias até montanhas e moléculas, são feitas de quarks e léptons.
Tudo é feito de Quarks e Léptons !
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Existem quatro interações fundamentais entre as partículas, e todas as forças no mundo podem ser atribuídas a essas quatro interações!
O QUE O MANTÉM UNIDO?
O universo que conhecemos e amamos, existe porque as partículas fundamentais interagem.
Essas interações incluem forças atrativas e repulsivas, decaimento e aniquilação
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M 32Espiral
M 87Elíptica
M 104Lenticular
M 95Espiral Barrada
M 90Espiral
M 51Espiral
M 100Espiral
M 109Espiral
Barrada
NGC 6745
Levou cerca 15 Bilhões de anos para que o Universo produzisse as galáxias que vemos hoje,
as gigantescas nuvens do universo haviam-se concentrado nas “pequenas” galáxias.
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Li -
H
- - - - - Fe - - - -
- C - O -
- - - - -
- Si - -- -
- -
- -
- -
- -
- -
-
He
- -
- -
- -
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Desde a fase de proto-estrela, este é o processo que mantém uma estrela estável durante a maior parte da sua vida. Contudo, o Hidrogénio é limitado e eventualmente atinge-se uma fase em que a pressão da energia libertada pela estrela não consegue fazer frente à força da gravidade, de modo que a estrela sofre um colapso, fazendo com que no seu núcleo a temperatura aumente, de modo que já há energia para se iniciar um processo semelhante, mas fundindo núcleos de hélio, o que reduz a energia libertada e espalha-a por uma superfície maior, ficando a estrela avermelhada depois desta resposta à força de colapso com uma expansão que lhe dá um volume 100 vezes maior. Pode continuar assim, transformando Hélio em Carbono, Oxigênio assim sucessivamente até ao Ferro, cuja estrutura de ligações gluónicas já é demasiado complexa para aumentar sem haver absorção de energia.
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O Que há de especial sobre o Fe? A curva do “binding energy”
``Binding Energy’’
Atomic number
``B
indi
ng E
nerg
y/nu
cleo
n’’
Fe (26)
He
LiBeB
Energy released by fissionEnergy released by fusion
Energy released in H->He fusion
Adding p+ to He doesn’t release energy
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Origem dos Elementos: Estrelas
• Como as estrelas produzem e distribuem os elementos gerados:
He -> Oxigenio: estrelas de baixa massa + Nebulosas Planetárias
He -> Ferro: estrela de elevada massa + ventos estelares
He -> Uranio; estrelas de elevada massa que explodem como Supernovas
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Envelopes formadorde Oxigêneo
Envelopes formadores de Hidrogêneo
Núcleo Formador QuenteAnãs Brancas
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A composição da massa Solar
H ……….78.4%He………19.8%O ………. 0.8%C ……….. 0.3%N ……….. 0.2%Ne ……… 0.2%Si ………. 0.04%Fe ………. 0.04%
Gold……..0.000000009% ($2.1 x 1024 at $300/ounce)
Big Bang
Estrelas de massa-reduzida
Estrela de massa-elevada
R-processS-process
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Os tamanhos das estrelas
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Supernovas
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Li BeH
Sc Ti V CrMnFe Co Ni Cu Zn
B C N O -
GaGe As Se -Al Si P S -NaMg
- -K Ca
F Ne
Br KrCl Ar
Y
He
--
I Xe
- -At Rn
Sb Te
- -Bi Po
In Sn
- -Tl Pb
AgCd
- -AuHg
Rh Pd
- -Ir Pt
- Ru
- -Re Os
- Mb
- -- W
Zr Nb
- -Hf Ta
Rb Sr
Fr RaCs Ba
--
- -YbLu
- -ErTm
- -DyHo
- -GdTb
- -SmEu
U -Nd -
- Pa- Pr
Ac ThLa Ce
É no último suspiro da estrela que o resto dos metais da tabela periódica é gerado, pois a energia da colossal explosão fornece energia à matéria ainda existente na estrela, podendo continuar a fusão de núcleos atómicos. É neste fato que reside a essência da energia liberta através da fissão (ou cisão) nuclear. Na fissão nuclear é libertada dos elementos pesados e instáveis, como o Urânio, a energia armazenada quando de uma Supernova.
Depois disto há ainda alguns elementos que não foram formados, como o lítio, o boro ou o Bismuto. Estes elementos são formados depois, a partir de restos de estrelas, quando raios cósmicos incitam a cisão dos núcleos de elementos mais pesados ou mesmo no núcleo quando há neutrons livres que se associam a núcleos de produtos já formados. Os elementos mais pesados, para além do urânio, não existem na natureza porque são tão instáveis rapidamente depois de sintetizados.
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Com matéria disponível no meio
inter-estelar são formados os
Planetas
E aí a nossa Terra....!E aí a nossa Terra....!