O SOL

As tempestades geomagnéticas acontecem quando um grande fluxo de radiação emitida pelo Sol atinge o campo magnético e a atmosfera da Terra. O distúrbio ocorre quando há ejeções maciças de massa da coroa solar. Quando fortes rajadas de vento solar atingem a Terra, as ondas de radiação se chocam com a magnetosfera, alterando a intensidade e a direção do campo magnético terrestre. Em casos extremos pode causar quedas de energia elétrica, interferência no funcionamento dos satélites de comunicações e de instrumentos de navegação, com efeitos imprevisíveis sobre o clima. As auroras boreais e austrais são espetáculos luminosos que ocorrem com as tempestades geomagnéticas.

1 Tudo começa na nossa estrela

 1.1-O Sol

No princípio era uma imensa nuvem de gases e poeira. Ao longo de milhões de anos essa gigantesca nuvem foi se contraindo e se adensando, até formar o Sol. Do material que sobrou, formaram-se os planetas e outros astros do Sistema Solar.

A energia do Sol é gerada pela fusão nuclear no seu núcleo. Fusão é a colisão de átomos em alta temperatura e velocidade que os tornam um único átomo e liberam energia. Ou seja, o Sol é uma usina nuclear natural a 150 milhões de quilômetros.

O Sol é uma bola de plasma (o quarto estado da matéria - sólido, líquido, gasoso e plasma). As condições de pressão extrema e temperaturas inimagináveis transformam o hidrogênio em hélio. Calcula-se que a cada segundo 700 milhões de toneladas de hidrogênio são transformadas em hélio.

1.2 Erupção Solar

Erupção Solar

As erupções solares são explosões na superfície do Sol causadas por mudanças repentinas no seu campo magnético. A atividade na superfície solar pode causar altos níveis de radiação no espaço sideral. Esta radiação pode vir como partículas ( plasma ) ou radiação eletromagnética ( luz ). O Sol libera porções de energia eletromagnética quando uma gigantesca quantidade de energia armazenada em campos magnéticos, acima das manchas solares, explode, produzindo um forte pulso de radiação que abrange espectro eletromagnético, desde as ondas de rádio até os raios X e raios gama.

Os gases emergem da superfície e são lançados na coroa solar, onde atingem temperaturas de mais de 1,5 milhões de graus centígrados, formando arcos chamados anéis coronais, enormes bolhas de gases ionizados com até 10 bilhões de toneladas. Depois, esfriam e voltam a se chocar com o Sol a uma velocidade próxima a 100 quilômetros por segundo.

As ejeções de massa coronal, que são partículas de altas energias, lançadas no espaço interplanetário podem transportar 10 bilhões de toneladas de gás eletrizado e superam a velocidades de um milhão de quilômetros por hora. Quando atingem a Terra, a magnetosfera do planeta desvia a maior parte da radiação, mas uma parte pode chegar à atmosfera superior, causando as tempestades geomagnéticas. As erupções solares são classificadas de acordo com o seu brilho em raios X no intervalo de comprimento de onda que vai de 1 a 8 Ångstroms.

Existem três categorias de "erupções":

Erupções classe X: são importantes e grandes erupções que podem desencadear a suspensão de diversas atividades eletromagnéticas, suspender as transmissões das estações de rádio em todo o planeta e produzir tempestades de radiação de longa duração.

Erupções classe M: são erupções de média intensidade que afetam as regiões dos pólos e rápidos bloqueios nas emissões radiofônicas.

Erupções classe C: são pequenas erupções e não afetam o planeta.

1.3 O ciclo do Sol

Em ciclos que duram em média 11 anos, o Sol passa por períodos de diminuição e aumento de suas atividades. Na superfície do Sol ou fotosfera, onde a temperatura superficial é de aproximadamente 6.000 graus centígrados, é onde são observados os fenômenos. Nos períodos de aumento da atividade, as explosões de plasma na superfície do Sol podem levantar uma nuvem de partículas treze vezes maior que a Terra e lançar uma bolha para o Sistema Solar a mais de 1,6 milhão km/h. O fenômeno conhecido como vento solar, arrasta gases evaporados dos planetas, poeira meteórica e raios cósmicos de origem galáctica. Quando interage com o campo magnético da Terra, provoca as tempestades geomagnéticas.

1.4 Manchas solares

Manchas solares

Logo após a invenção do telescópio, Galileu Galilei fez suas primeiras observações de manchas solares em 1611. Entre 1645 e 1715 poucas manchas solares foram observadas na superfície do Sol e em memória ao astrônomo que as estudou é chamado de Mínimo de Maunder. No Máximo, podem existir centenas de manchas em qualquer dia.

Por volta de 1843, o astrônomo amador Samuel Heinrich Schwabe descobriu que os números de manchas solares seguiam um ciclo de aproximadamente 11 anos, alterando entre máximos e mínimos. Descobriu-se então, que havia uma relação entre o número de manchas e erupções solares. Quanto maior o número de manchas, maior o número de erupções no Sol. Em geral as manchas solares se desenvolvem em pares e algumas manchas já observadas cobriam uma área maior que a do planeta Júpiter.

As zonas mais frias do Sol, denominadas de manchas solares, são intensos campos magnéticos que atraem e acumulam uma camada de plasma que impede a saída de prótons e elétrons emitidos, quando a pressão rompe a bolha formada ocorre a erupção solar. Estas regiões escuras na superfície do Sol, aproximadamente 1500° C mais frias, não surgem aleatoriamente em qualquer ponto. Primeiro aparecem nas latitudes médias do Sol, acima e abaixo do equador, e vão se expandindo, com o aumento da atividade solar, em direção ao equador.

1.5 Vento solar

A matéria ejetada pelo Sol e que se desloca pelo espaço interplanetário é chamada de vento solar. O vento solar é formado por partículas de altas energias, atômicas e subatômicas, consistindo de elétrons, prótons e núcleos de Hélio, aceleradas acima da velocidade de escape gravitacional do Sol. Quando a atividade solar não é significativa, o vento solar é uniforme e com velocidade aproximada de 400 km por segundo. Mas quando há distúrbios solares violentos, o vento solar pode alcançar velocidades muitas vezes superiores as observadas normalmente.

2 Nosso escudo protetor

2.1 Campo magnético da Terra

A Terra recebe radiação de diferentes energias e origens do espaço, mas sua superfície está razoavelmente protegida por diversas camadas da atmosfera. A magnetosfera funciona como um escudo protetor de plasma, onde partículas carregadas são controladas pelo campo magnético que desvia a maior parte das partículas energéticas que chegam ao planeta. Um fluxo de radiação eletromagnética emitida pelo Sol chega à Terra constantemente e sofre influência do campo geomagnético e da atmosfera terrestre, que impedem que o planeta seja atingido diretamente e fazendo com que o vento solar flua em torno do campo.

Mas a magnetosfera pode se tornar perturbada e alterar sua intensidade e direção quando o Sol apresenta um número grande de erupções e nuvens de partículas solares de alta velocidade atingem o planeta. A radiação transborda a magnetosfera e ioniza outras regiões da atmosfera trazendo diversas conseqüências eletromagnéticas e climáticas.

3 Conseqüências

A radiação solar pode chegar à Terra em uma ou duas horas após uma grande erupção solar, em seguida as "nuvens de partículas" de alta energia atingem o planeta durante alguns dias. Alguns dias depois são as partículas de média e baixa energia que conseguem penetrar em maior número a magnetosfera, provocando uma tempestade geomagnética. Nestas ocasiões as radiações atingem a baixa atmosfera, criando cargas elétricas isoladas que são descarregadas, causando interferências eletromagnéticas.

Tempestades geomagnéticas podem causar vários problemas:

3.1 Elétricas

As intensidades das tempestades geomagnéticas, desde fracas até muito fortes, podem causar diferentes danos elétricos, principalmente nas latitudes altas, onde se concentram seus efeitos. O fluxo magnético vindo do Sol pode provocar fortes ondas de descarga elétrica nos cabos de transmissão de força, causando: curtos-circuitos, queima de equipamentos, panes em sistemas elétricos e redes de distribuição de energia, prejudicando circuitos integrados, computadores de bordo, satélites, foguetes etc. Em caso extremo podem causar blecautes nos sistemas de transmissão e nos transformadores de energia elétrica das cidades, com muitos prejuízos para indústrias, residências, hospitais e empresas. Em 1989 uma tempestade impediu o funcionamento de usinas nucleares nos EUA, isso pode deixar grandes regiões sem energia elétrica por semanas. Também pode haver indução de tensão ao longo de condutores ao nível de aterramento, afetando linhas de dutos de gás e petróleo.

3.2 Telecomunicações

Satélites

A radiação de uma tempestade geomagnética afeta os equipamentos eletrônicos dos satélites, prejudicando as comunicações. Os sistemas, cada vez mais, miniaturizados se tornam mais vulneráveis e microchips danificados podem mudar comandos de softwares nos computadores de bordo. Em uma tempestade geomagnética as camadas superiores da atmosfera se aquecem e se expandem, e podem mudar a altura, retardar ou modificar a órbita dos satélites que podem ser danificados ou perdidos com o decaimento de suas órbitas. Esse foi um dos motivos da queda do laboratório de estudos norte-americano Skylab, em 1979. Os satélites que passam pela América do Sul estão mais suscetíveis a problemas pela anomalia magnética do Atlântico Sul, que permite que as partículas energéticas emitidas entrem com mais facilidade na região. Os sistemas de comunicação como TV a cabo e aparelhos celulares, que operaram por sinais de satélites, pode sofrer interferências. Nas tempestades geomagnéticas a ionosfera se altera, devido as correntes e as partículas de energia, afetando negativamente as comunicações e rádio navegação. Algumas interferências pelas ondas geradas agem como ruído nas freqüências e pode ser observada na tela da TV ou nas transmissões de rádio, isso degrada os sinais utilizados pelo GPS e outros sistemas de navegação, que perdem o sinal e tem sua precisão comprometida.

As linhas de telégrafo também já foram afetadas por tempestades geomagnéticas no passado.

Rádio

Na camada chamada ionosfera, que está entre 50 e 500 km de altitude, o gás rarefeito da atmosfera terrestre é ionizado pela luz do Sol. Graças à ionosfera as ondas de rádio são refletidas, principalmente as chamadas “ondas curtas”, e podem circular ao redor da Terra, mesmo sem a ajuda de satélites.

A propagação das ondas de rádio na ionosfera é afetada por um grande numero de fatores físicos: raios cósmicos, partículas atômicas, radiação solar e outros. Durante períodos de grande atividade solar, a intensidade dos raios X que ionizam a atmosfera pode aumentar rapidamente, ionizando uma quantidade anormal de átomos e criando uma barreira aonde os sinais de rádio vindo de fora não entram e sinais originados na Terra não saem. Em períodos de máxima atividade solar, várias interrupções nas transmissões das ondas curtas, que podem ir de vários minutos a mais de uma hora, são observadas. Nesses períodos os radioastrônomos ficam também impossibilitados de receber sinais de rádio do espaço exterior, principalmente durante o dia, quando a ionosfera fica ainda mais densa.

3.3 Auroras

Quando as partículas eletricamente carregadas, que são expelidas pelo Sol durante uma erupção solar, chegam à Terra, a maior parte é desviada, mas quando parte consegue penetrar através da magnetosfera, chocam-se com os átomos de oxigênio e nitrogênio da atmosfera produzindo uma radiação no comprimento da onda da luz visível. Essa radiação é atraída pelo campo magnético do planeta para as regiões mais frágeis que são os pólos. Então, luzes coloridas surgem no céu causando um belo espetáculo chamado Aurora.

Durante diversas horas as auroras podem ser vistas em vários países localizados em alta latitude como Suécia, Finlândia, Noruega, Escócia e nas regiões norte dos Estados Unidos e Canadá. Quanto maior a atividade solar, mais intensa são as auroras. Quando aparecem próximas ao pólo norte são chamadas de Auroras Boreais e quando aparecem próximas ao pólo sul são chamadas de Auroras Austrais.

Em geral essas luzes são observadas em uma altitude aproximada de 60 km. As auroras podem apresentar forma variada como arcos, estruturas em bandas, raios, lâminas etc. Ao serem excitados pelos elétrons de alta velocidade do vento solar o espectro de radiação eletromagnética varia de infravermelho ao ultravioleta.

O espectro visível é dominado pela luz branca e verde produzidas pelas moléculas de oxigênio excitadas e luz cor de rosa emitida pelo nitrogênio. Mas as cores também podem ser amarela, vermelha, roxa e, com menos ocorrência, azul. As tempestades geomagnéticas produzem auroras multicoloridas e quando atingem uma intensidade muito alta as luzes passam a ser avermelhadas decorrentes da excitação dos átomos de nitrogênio.

4 Perigos da radiação

Partículas de alta energia liberadas pelas erupções solares podem ser tão prejudiciais aos seres humanos quanto a radiação das explosões nucleares. A atmosfera e a magnetosfera da Terra em geral permitem a proteção adequada dentro de seus limites, mas os astronautas no espaço estão sujeitos a doses potencialmente letais de radiação. A penetração de partículas de alta energia em seres vivos pode causar danos aos cromossomos, o câncer, e muitos outros problemas de saúde e doses grandes podem ser fatais imediatamente. Os prótons solares com energias superiores a 30 Megaeletronvolts (MeV) são particularmente perigosos. Em outubro 1989, o Sol emitiu partículas suficientes para matar um astronauta desprevenido sobre a superfície da Lua. Os astronautas na Estação Espacial Mir foram expostos a doses diárias de aproximadamente duas vezes a dose que receberiam em um ano em terra, apesar do campo magnético terrestre se estender a uma distancia suficiente para protegê-los. Durante a tempestade solar no fim de 1989 absorveram a dose de radiação anual em apenas algumas horas. A ISS possui um compartimento especial, dotado de grossas paredes, onde os astronautas ficam confinados sempre que se observa alguma atividade mais forte no Sol.

                                                                                                                                  

Os raios cósmicos e, principalmente, a radiação do Sol, podem causar sérias doenças aos astronautas, podendo levá-los à morte, por isso a previsão do tempo espacial é critico para prever com antecedência segura as ondas de radiação que ameacem os astronautas e os equipamentos das espaçonaves. Para que astronautas viajem à Lua ou Marte, em segurança, será necessário que a espaçonave possua um compartimento totalmente blindado para que possam se proteger das radiações intensas.

As partículas mais perigosas são os íons - átomos que perderam um ou mais de seus elétrons. Íons de alta energia podem danificar os tecidos e quebrar as cadeias de DNA, causando problemas de saúde que vão dos enjôos até a catarata e o câncer.

Cientistas descobriram, através do observatório Soho, que nuvem de íons, grande causadora de danos à satélites e seres humanos, é emitida pelo Sol junto com uma nuvem de elétrons. Felizmente a nuvem de elétrons viaja com mais velocidade no espaço do que a nuvem de íons, chegando primeiro na Terra. Com a detecção antecipada dos elétrons é possível prever a carga de íons que virá. A descoberta foi feita através de um equipamento a bordo do Soho, chamado COSTEP (Comprehensive Suprathermal and Energetic Particle Analyzer), que é capaz de contar as partículas que vêem do Sol e medir sua energia.

Até passageiros de aviões sofrem algum risco. Os eventos solares também podem produzir radiações elevadas a bordo de aviões voando em grandes altitudes. Embora estes riscos sejam pequenos, eles podem receber uma dose de radiação equivalente aos raios-x médico.

A monitoração dos eventos solares permite que a exposição ocasional seja monitorada e avaliada, e eventualmente que a trajetória e a altitude dos vôos sejam ajustadas, a fim de baixar as doses absorvidas pelos passageiros.

Existem evidências de que mudanças no campo geomagnético afetem sistemas biológicos. Estudos indicam que o sistema biológico humano pode ser suscetível às flutuações no campo geomagnético. Outro efeito observado foi a dificuldade de orientação dos pombos correio durante tempestades geomagnéticas. Os pombos e outros animais migratórios, tais como golfinhos e baleias, possuem bússolas biológicas internas compostas de magnetita.

5 A importância da monitoração

Existem vários equipamentos para medir as variações do campo geomagnético, instalados tanto na Terra como no espaço. A monitoração e as transmissões de alertas geofísicos são muito importantes para que providências possam ser tomadas com antecedência contra os efeitos nocivos das tempestades geomagnéticas. Um aviso antecipado de uma eminente tempestade geomagnética permite que as distribuidoras de energia elétrica, por exemplo, evitem danos em suas redes e que satélites, naves espaciais e astronautas possam ser protegidos. Magnetômetros são práticos e versáteis instrumentos de medidas de campos magnéticos. Estes aparelhos são aptos em medir campos magnéticos de intensidade mínima e monitorar suas variações.

Sensores na Terra e no espaço observam continuamente porções especificas do espectro de energia do Sol para monitorar os seus níveis e indicações de eventos significativos. Uma importante ferramenta de monitoração é o satélite Soho, que atua na posição intermediária entre a Terra e o Sol e detecta as explosões na superfície solar, avisando com antecedência a chegada de tempestades radioativas à Terra.

Explosões solares podem causar falhas nos receptores GPS

02/10/2006

Fortes labaredas solares podem fazer com que receptores do Sistema de Posicionamento Global (GPS) falhem, dizem pesquisadores da Universidade Cornell.

Como essas emissões de radiação solar são muito mais intensas que a média e são imprevisíveis, podem vir a ter efeitos devastadores para as funções do GPS, das quais em alguns casos dependem vidas humanas, como a navegação de aviões, estabilização de plataformas de petróleo e localização de pedidos de socorro feitos via telefone celular.

Um aluno da Universidade Cornell descobriu o efeito acidentalmente, em 2005, enquanto operava um receptor de GPS no Observatório de Arecibo, em Porto Rico. Ele fazia uma pesquisa usando GPS quando uma labareda solar ocorreu. O sinal do receptor caiu de forma significativa.Para confirmar o efeito, foram obtidos dados de outros receptores, incluindo da Força Aérea Brasileira. Todos haviam sofrido a mesma degradação, no mesmo momento, independentemente da qualidade do aparelho ou do fabricante. Todos os receptores que estavam no lado da Terra iluminado pelo Sol foram afetados.

A labareda consistiu em dois eventos, com intervalo de 40 minutos: o primeiro durou 70 segundos, e causou uma perda de 40% no sinal. o segundo durou 15 minutos e causou perda de 50%. Esta foi uma labareda moderada,

Em 2011 e 2012, quando se espera o próximo pico de atividade solar, as labaredas poderão ser 10 vezes mais intensas e muito mais longas, causando perdas de sinal de 90% ou mais, durante várias horas.

Segredos do Sol - explosões solares em 2012

Tipos de Radiação
Existem três tipos de radiação: alfa, beta e gama. Becquerel, Ernest Rutherford, da Nova Zelândia, e Marie e Pierre Curie, da França, foram os responsáveis pela sua identificação.
Quando submetemos as emissões radioativas naturais, por exemplo do polônio ou do rádio, um campo elétrico ou magnético, notamos a sua subdivisão em três tipos bem distintos.
A emissão que sofre pequeno desvio para o lado da placa negativa foi denominada emissão alfa.
A que sofre desvio maior para o lado da placa positiva foi denominada emissão beta
A que não sofre desvio foi chamada de emissão gama


Radiação Alfa
Os raios Alfa tem uma carga elétrica positiva. Consistem em dois prótons e dois nêutrons, e são idênticos aos núcleos dos átomos de hélio. Os raios alfa são emitidos com alta energia, mas perdem rapidamente essa energia quando passam através da matéria. Uma ou duas folhas de papel podem deter os raios alfa. Quando um núcleo emite uma partícula alfa, perde dois prótons e dois nêutrons. Por exemplo, a radiação alfa ocorre no U238um isótopo do urânio que tem 92 prótons e 146 nêutrons. Após a perda de uma partícula alfa, o núcleo tem 90 prótons e 144 nêutrons. O átomo com número atômico 90 não é mais o urânio, mas o tório. o isótopo formado é o 12Th234

1- As partículas alfa são núcleos de hélio. Consistem em dois prótons e dois nêutrons que se comportam como uma partícula única.
2- O núcleo do rádio, no qual prótons e nêutrons se unem para formar uma partícula alfa.
3- A partícula alfa é emitida pelo núcleo.



Radiação Beta
Alguns núcleos radioativos emitem elétrons comuns, que tem a carga elétrica negativa. Há os que emitem pósitrons, que são elétrons positivamente carregados. As partículas beta se propagam com velocidade quase igual à da luz. Alguns podem penetrar mais de 1 cm de madeira. Quando um núcleo emite uma partícula beta, também emite um neutrino. Um neutrino não tem carga elétrica e quase não tem massa. Na radiação de partículas beta negativas, um nêutron no núcleo transforma-se em um próton, um elétron negativo e um neutrino. O elétron e o neutrino são emitidos no instante em que se formam, e o próton permanece no núcleo. Isto significa que o núcleo passa a conter mais um próton e menos um nêutron. Por exemplo, um isótopo de carbono, o 6C14, emite elétrons negativos. O C14, tem oito nêutrons e seis prótons. Quando se desintegra, um nêutron se transforma em um próton, um elétron e um neutrino. Após a emissão do elétron e do neutrino, o núcleo contém sete prótons e sete nêutrons. Seu número de massa permanece o mesmo, mas seu número atômico aumenta de um. O elemento com número atômico sete é o nitrogênio. Assim, o 6C14 transforma-se no 7N14 após a emissão de uma partícula beta negativa.
Quando o núcleo emite um pósitron, um próton do núcleo transforma-se em um nêutron, um pósitron e um neutrino. O pósitron e o neutrino são emitidos no mesmo instante da sua formação, e o nêutron permanece no núcleo. Um isótopo de carbono, o 6C11, emite pósitrons. O C11 tem seis prótons e cinco nêutrons. Quando emite um pósitron, um próton se transforma em um nêutron, um pósitron e um neutrino. Após a emissão do pósitron e do neutrino, o núcleo contém cinco prótons e seis nêutrons. O número de massa permanece o mesmo, mas o número atômico cai de um. O elemento de número atômico cinco é o boro. Assim, o 6C11 transforma-se no 5B11 após a emissão de um pósitron e de um neutrino.

1. As partículas beta são elétrons em alta velocidade emitidos por certos átomos radioativos.
2. Os elétrons negativos formam-se pela desintegração de um nêutron. Os elétrons positivos formam-se pela desintegração de um próton.
3. A partícula beta é arremessada no instante em que se forma. Um neutrino, uma partícula quase sem peso, também é emitido.

Radiação Gama
Raios Gama Os raios gama não tem carga elétrica. São semelhantes ao raio x, mas normalmente tem um comprimento de onda mais curto. Esses raios são fótons (partículas de radiação eletromagnética) e se propagam com a velocidade da luz. São muito mais penetrantes do que as partículas alfa e beta. A radiação gama pode ocorrer de diversas maneiras. Em um processo, a partícula alfa ou beta emitida por um núcleo não transporta toda a energia disponível. Depois da emissão, o núcleo tem mais energia do que em seu estado mais estável. Ele se livra do excesso emitindo raios gama. Nenhuma transmutação se verifica pelos raios gama.

1. Os raios gama são partículas, ou fótons, de energia eletromagnética.

2- Núcleo do radio.
3- Os raios gama são liberados quando um núcleo, após uma desintegração radioativa, fica num estado de alta energia.

Tornado

A palavra tornado é originária do termo espanhol tornada, que significa tempestade. O tornado apresenta dimensões e duração bem menores que a de um furacão. Entretanto, esse fenômeno é capaz de promover grandes destruições por onde passa, como, por exemplo, o que atingiu Shaturia, Blagladesh, em 1989, matando aproximadamente 1.300 pessoas e deixando outras 50 mil desabrigadas.

Os tornados são redemoinhos atmosféricos caracterizados por um espiral, em forma de funil de vento, que gira em torno de um centro de baixa pressão atmosférica; são produzidos por uma única tempestade convectiva. Normalmente, a sua formação ocorre no final da tarde, pois nesse período a atmosfera apresenta maior instabilidade, contém em média 100 metros de extensão, e, ao contrário dos furacões, sua duração é de poucos minutos.

Os tornados são fenômenos tipicamente continentais, formados através da chegada de frentes frias em regiões onde o ar está mais quente e instável, favorecendo o desencadeamento de uma tempestade, que, por sua vez, impulsiona a formação desse tipo de ciclone.

Por apresentarem aspectos físicos favoráveis para a ocorrência dos tornados, em alguns países esse fenômeno ocorre com maior regularidade, entre eles estão: Estados Unidos, Uruguai, Argentina e o sul do Brasil.


Processo de formação dos Tornados:

1 - A massa de ar frio forma uma “tampa” sobre a massa de ar quente próxima ao solo, impedindo a formação de nuvens. Com a entrada de uma frente fria ou pelo aquecimento excessivo da faixa de ar próxima ao solo, o ar quente rompe a tampa e invade a massa de ar frio.

2 - O ar quente sobe e se expande, com velocidade que pode chegar a 250 KM/h. A instabilidade na atmosfera pode fazer com que o movimento de expansão ocorra em forma espiral.

3 - Umidade condensada cai em forma de chuva. Com a evaporação, o tornado se forma abaixo da “tampa”, em área onde não há chuva. Ao contrário dos furacões, os tornados são compactos e de curta duração.

Estudo: temperaturas chegarão a 52ºC até 2100

Um novo estudo climático realizado por um instituto holandês com mais de 150 anos de tradição em pesquisa de meio ambiente aponta que as temperaturas em determinadas regiões do globo poderão passar dos 50ºC nos próximos 90 anos. Até então, os estudos mais recentes determinavam que o aumento das temperaturas variariam entre 1,1ºC a 6,4ºC, o que torna o estudo holandês alarmante. 

 

 

As conclusões da equipe dirigida pelo pesquisador Andreas Sterl foram publicadas no último número da Geophysical Research Letters.

O grupo, do Instituto Meteorológico Real Holandês de Bilt, afirma que não apenas as temperaturas extremas serão mais altas do que o previsto como as suas ocorrências serão mais numerosa.

As regiões mais sensíveis a aumentos bruscos seriam a Índia, a Austrália, a África do Norte e a América do Sul. Chamado "Quando podemos esperar temperaturas extremamente altas em superfície?", o estudo se baseia em informações estatísticas coletadas após 17 simulações climáticas diferentes, e alerta que diversas regiões do planeta poderão registrar a ocorrência de temperaturas em torno dos 50º até 2100.

Na Índia, por exemplo, os termômetros devem marcar 48ºC a partir de 2050, enquanto que o sul europeu e boa parte dos Estados Unidos serão surpreendidos com 40ºC antes do final deste século.

Na América do Sul, conforme afirmou Sterl em exclusividade à reportagem Terra, as temperaturas em torno dos 45º poderão ser freqüentes próximo à linha do Equador, e a fronteira da Venezuela com a Colômbia pode ser justamente a região a apontar a mais alta marca verificada em todo o estudo: 52,9ºC.

Confira a entrevista com o diretor da pesquisa, Andreas Sterl

Que tipo de eventos contribuem para aumentar drasticamente as temperaturas em determinadas regiões?
Normalmente períodos de seca. Para termos temperaturas realmente altas, acima dos 35ºC, é preciso haver um solo ressecado. Quanto mais tempo existe umidade do solo, através da qual é possível a evaporação dos gases das plantas, existirá um meio natural respiração, e as altas temperaturas são impossíveis.

O homem, por exemplo, executa o mesmo procedimento naturalmente no seu corpo, que transpira quando a temperatura se excede aos seus 37ºC habituais.

Quando não chove por um longo período, o solo fica tão seco que a evaporação cessa. Então, toda a radiação solar vai ser usada para aquecer, ao invés de provocar a evaporação da água presente na umidade do solo. Muito altas temperaturas vão se produzir como efeito disso.

Simulações de clima, como a nossa, apontam para menos chuvas durante o verão em regiões de médias altitudes, de em média de 30 a 50 graus para o norte ou para o sul Brasília está a 15º45 ao sul e 47º57 a oeste.

Ainda por cima, a evaporação é cada vez maior, quanto maior a temperatura. Logo, esses dois efeitos juntos aumentam as chances de aquecer o solo e por conseqüência o aumento generalizado das temperaturas.

O que o homem ainda pode fazer para evitar o aumento exagerado da temperatura?
Reduzir drasticamente a emissão de CO2 e de outros gases de efeito estufa. Na verdade, se formos sinceros, essa resposta não é correta: com uma redução significativa (digamos, ao menos 50%) das emissões, a concentração de gases vai aumentar mesmo assim e as temperaturas subir igualmente. No entanto, se o homem agir logo, esse aumento pode ser mais lento.

O seu estudo nos diz que as temperaturas em alguns países podem subir a até 50ºC em 2100. Estes extremos passariam a ser as temperaturas normais nestes lugares ou seriam eventos raros que produziriam um aumento repentino e de curta duração?
Formalmente, o que estamos procurando são extremos de temperatura em 100 anos, ou a temperatura que está chegando a extremos em média uma vez a cada 100 anos, ou em outras palavras que têm chance de 1% de ocorrer em um determinado ano.

Isso soa como algo "raro", sim, mas nós temos de ter em mente que 1% ao ano significa também 10% a cada década, ou seja, temos 10% de ter essa temperatura em algum momento da década. Compare este dado à sua chance de ganhar na loteria!

Ainda por cima, e mais importante, a probabilidade de ocorrência a cada 50 anos ou em cada 20 anos é apenas um pouco mais baixa que a probabilidade de ocorrência em 100 anos.

Resumindo: sim, as extremas temperaturas são raras no sentido de que elas não ocorrerão o tempo todo e nem em todos os anos, mas não tão raras quanto nós gostaríamos.

O que o seu estudo concluiu sobre a América do Sul? Existe alguma estatística sobre a Amazônia, por exemplo?
Não especificamente. No entanto, acontece que o mais alto ponto de acordo com a nossa simulação é próximo dos 69º a oeste e 6º a norte, ou seja, na fronteira entre a Venezuela e a Colômbia, onde identificamos a probabilidade de ocorrência de temperatura de até 52,9ºC em algum momento dos próximos 100 anos.

Até o momento, porém, nós não sabemos por que isso acontecerá, e inclusive não descartamos a hipótese de haver um erro no modelo. No resto da América do Sul, nossos gráficos apontam que valores típicos de temperatura serão superiores a 45ºC.

O que se pode esperar para o século seguinte a 2100 sob o aspecto das temperaturas? Elas continuarão a subir?
Nós não simulamos nada para além de 2100. No entanto, é quase certo que as temperaturas vão continuar a subir após a virada do próximo século.

Primeiro, me parece um pouco insensato pressupor que as emissões de gases vão acabar. Com altas concentrações de gases, as temperaturas vão aumentar cada vez mais também.

Segundo, mesmo que as concentrações de gases se tornem constantes após 2100, o sistema climático mundial não estaria em equilíbrio porque os oceanos demoraram muitos anos para esquentar.

Este "comprometimento de aquecimento" é estimado a 0,4ºC da temperatura global média hoje: se as emissões parassem hoje, a temperatura global média continuaria a aumentar 0,4ºC até se estabilizar.

Qual é o método de cálculo para as estatísticas?
Vou tentar explicar, é bem complicado. Nós utilizamos um modelo climático. É um programa de computador onde centenas de dados já conhecidos sobre o clima - dados atmosféricos, oceânicos, das geleiras, etc - interagem entre si em diferentes cenários.

Para dar um exemplo simples, se a umidade do ar aumenta e refresca, o vapor será condensado em gotas e vai chover, como nós sabemos. A água é, portanto, em parte drenada em direção aos rios, em parte evaporada. A evaporação esfria a temperatura, que muda a pressão atmosférica, e assim por diante.

Nós determinados, então, as concentrações de CO2 na atmosfera.

Especificamente, nós usamos o cenário SRES A1b. A grosso modo, neste cenário as emissões de CO2 continuam a crescer bastante até 2050, quando elas começam a cair ligeiramente, embora as concentrações continuem a crescer na atmosfera. Então nós deixamos o modelo calcular o desenvolvimento da temperatura entre 1950 e 2100, e repetimos este processo 17 vezes.

Com os resultados, nós obtivemos em cada ponto da superfície as temperaturas mais altas em cada ano. Esta informação da temperatura máxima anual se ajusta a uma tabela de GEV (Valores Gerais Extremos, na sigla em inglês).

A teoria matemática diz que os extremos, seja de temperaturas ou se chuvas ou ventos, acompanha os valores de acordo com a tabela GEV. A partir deste ajustamento de dados fica fácil determinar os valores das temperaturas. Nós não somente ajustamos o GEV com o modelo de resultados como também a valores atuais, a partir de observações coletadas em diversos estudos reconhecidos.

Nós então comparamos os valores do modelo-derivado para o clima atual com aqueles derivados das observações e encontramos uma grande diferença.

Então nós percebemos que essa diferença vai continuar constante - e esta é uma audaciosa suposição, eu sei − e a subtraímos do modelo de valores no final do século. São estes valores com "tendência corrigida" que apresentamos no nosso relatório.