ACA 0415 - 2007 O CLIMA DA TERRA: Processos, Mudanças e Impactos Departamento de Ciências...

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

[email protected]

Prof. TÉRCIO AMBRIZZI, Ph.D.Professor Titular

[email protected]

Departamento de Ciências Atmosféricas Instituto de Astronomia, Geofísica e Ciências Atmosféricas

Universidade de São Paulo



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



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



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



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



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



Referência Bibliográfica

CLIMATE PROCESSES & CHANGE

Edward BryantCambridge University Press1997



AVALIAÇÕES:

Provas sintéticas sobre o conteúdo estudado no conjunto de 4 aulas

Média Final será a média aritmética do conjunto de provas realizadas




Aula 01



Idade do Universo

Big-Bang Formaçãoda Terra

TerraAtual

15 bilhões de anos

4,6 bilhões



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.



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



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



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



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.



Tudo, desde galáxias até montanhas e moléculas, são feitas de quarks e léptons.

Tudo é feito de Quarks e Léptons !



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



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.



Li -

H

- - - - - Fe - - - -

- C - O -

- - - - -

- Si - -- -

- -

- -

- -

- -

- -

-

He

- -

- -

- -

- -

- -

- -

- -

- -

- -

- -

- -

- -

- -

- -

- -

- -

- -

- -

- -

- -

- -

- -

- -

- -

- -

- -

- -

- -

- -

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.



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



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



Envelopes formadorde Oxigêneo

Envelopes formadores de Hidrogêneo

Núcleo Formador QuenteAnãs Brancas



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



Os tamanhos das estrelas



Supernovas



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.



Com matéria disponível no meio

inter-estelar são formados os

Planetas

E aí a nossa Terra....!E aí a nossa Terra....!

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