O CLIMA DA TERRA: Processos, Mudanças e Impactos
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
Departamento de Ciências Atmosféricas – IAG-USP
ACA 0415 - 2007
O CLIMA DA TERRA: Processos, Mudanças e Impactos
 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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O CLIMA DA TERRA: Processos, Mudanças e Impactos
 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 Bryant
Cambridge University Press
1997
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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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Aula 01
Uma breve história do Universo
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Uma breve história do Universo
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Idade do Universo
Big-Bang
Formação Terra
da Terra Atual
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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A Criação das Partículas
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”.
Energia escura
concentrada em poucos
quanta de espaço
Energia negra distribuída por infinitos (quase) quanta de espaço.
10-35 s Força nuclear Forte
Superforça
Aumento MUITO
RÁPIDO da temperatura
1032 K ou 1019 GeV
1s
Força eletrofraca
Gravidade
Diminuição da temperatura (100 GeV) → energia de radiação
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.
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Formação dos Elementos nas Estrelas
O Big Bang
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
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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
We still don’t
know how
physics works
in this era yet.
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O Modelo Padrão
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.
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 é feito de Quarks e Léptons !
Tudo, desde galáxias até montanhas e moléculas, são feitas
de quarks e léptons.
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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
Existem quatro interações fundamentais entre as partículas, e todas as
forças no mundo podem ser atribuídas a essas quatro interações!
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M 87 DA TERRA: Processos,
O CLIMA
Mudanças e Impactos
M 95
M 104
Elíptica
Espiral
Barrada
NGC
6745
M 90
Lenticular
M 32
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Espiral
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.
Espiral
M 51
M 109
Espiral
Espiral
M 100
Departamento de Ciências Atmosféricas –Espiral
IAG-USP
Barrada
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H
Li
-
-
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He
C - O - -
-
-
-
-
- Fe - - -
-
-
-
-
-
-
-
-
-
-
-
-
-
- Si - - - - - - - - -
-
-
-
-
-
-
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/nucleon’’
Energy released by fusion
Energy released by fission
Fe (26)
He
B
Be
Li
``Binding Energy’’
Adding p+ to He doesn’t release energy
Energy released in H->He fusion
Atomic number
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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
formadores de
Hidrogêneo
Envelopes formador
de Oxigêneo
Núcleo Formador Quente
Anãs 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%
Big Bang
Gold……..0.000000009%
($2.1 x 1024 at $300/ounce)
Estrelas de massa-reduzida
Estrela de massa-elevada
R-process
S-process
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Os tamanhos das estrelas
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Supernovas
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H
He
Li Be
B C N O F- Ne
NaMg
Al Si P S Cl
- Ar
K Ca Sc Ti V CrMnFe Co Ni Cu Zn Ga Ge As Se Br
- Kr
Rb
- Sr
- Y Zr Nb
- Mb - Ru Rh Pd AgCd In Sn Sb Te I Xe
Cs Ba Hf
- Ta
- W Re Os Ir Pt AuHg Tl Pb Bi Po At Rn
Fr Ra
- - - - - - - - - - - - - - La
- Ce
- Pr Nd - SmEu Gd Tb DyHo Er TmYb Lu
Ac
- Th
- Pa U - - - - - - - - - - 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....!
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