Qual a relação entre a latitude local e a declinação solar?

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• O que e a declinação solar?
• O que e a latitude e qual a sua relação com o clima?
• Quando o sol atinge a maior declinação em latitude?
• Como calcular a declinação solar?

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esse evento de Solstício. Os Equinócios ocorrem quando se tem a 
mínima declinação do Sol (δ = 0o), ou seja, quando o Sol, em seu movimento aparente, 
coincide seu raio vetor com a linha do Equador. A interseção da Eclíptica com o 
Equador chama-se Linha dos Equinócios e os pontos extremos dessa linha são os 
pontos de Equinócios. Durante o ano ocorrem dois Solstícios e dois Equinócios. As 
datas dessas efemérides determinam o início das estações do ano. 
Quando δ = 23° 27’ N, o Sol culmina no Trópico de Câncer, o que define o 
Solstício de Inverno no Hemisfério Sul (HS ou Austral) ou Verão no Hemisfério 
Norte (HN ou Boreal), que normalmente ocorre no dia 22/junho. Essa data indica o 
início do inverno para o HS e verão para o HN (Figura 3.10). A partir dessa data, o Sol 
no seu movimento aparente se desloca para o Sul, e depois de aproximadamente três 
meses culmina no Equador (δ = 0o) em 23/setembro, o que caracteriza o Equinócio de 
primavera do HS (outono HN). Na continuação do movimento aparente, o Sol alcança 
novamente a máxima declinação solar (21/dezembro), só que agora no Hemisfério Sul 
(23° 27’ S), e culmina no Trópico de Capricórnio. Essa data define o Solstício de Verão 
para o HS (inverno para o HN). Partindo agora do Solstício de Verão no HS, o Sol 
apresenta movimento aparente em direção ao Norte e culmina no Equador em 
21/março, o que caracteriza o Equinócio de Outono no HS (primavera no HN). As 
datas dos Solstícios e Equinócios são aproximadas devido a ocorrência dos anos 
bissextos (fevereiro com 29 dias) a cada quatro anos. 
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Figura 3.10. Estações do ano com destaque o Afélio e Periélio. 
 
Observa-se que no Solstício, no Hemisfério que é verão, o Pólo desse 
Hemisfério encontra-as voltado para o Sol (iluminado) e a radiação incide numa maior 
área (mais energia) (Figura 3.11) desse Hemisfério, enquanto no Hemisfério que é 
inverno, o Pólo está voltado para o lado oposto (escuro) e a radiação incide numa menor 
área desse Hemisfério (menos energia). No caso do Equinócio, a radiação incide em 
uma mesma área nos dois Hemisférios e os Pólos estão igualmente posicionados em 
relação ao Sol (Figura 3.12), ou seja, igualmente iluminados e a mesma disponibilidade 
de energia. 
 
 
Figura 3.11. Solstício (22/junho →  = +23° 27’) de verão no Hemisfério Norte 
(inverno no Hemisfério Sul) e Solstício (22/dezembro →  = -23° 27’) de inverno no 
Hemisfério Norte (verão no Hemisfério Sul). 
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Figura 3.12. Equinócio ( = 0° - 23/março) de primavera para o Hemisfério Norte 
(outono Hemisfério Sul) e Equinócio ( = 0° - 23/setembro) de outono para o 
Hemisfério Norte (primavera Hemisfério Sul). 
 
3.4.3. Cálculo da Declinação Solar 
 
 A declinação solar varia continuamente, mas para a maioria das aplicações na 
área de Meteorologia e Climatologia, pode-se considerar que essa variação se dá em 
intervalos de um dia, de forma discreta. Assim, baseado no número de ordem do ano (n) 
ou dia do ano (contagem continua dos dias do ano: 1º de janeiro = 1, 31 de janeiro = 31, 
1º fevereiro = 32,..., 31 de dezembro = 365) e assumindo que a órbita da Terra é 
circular, pode-se determinar a declinação solar pela seguinte relação (Cooper, 1969): 
 
 







 



365
284360
45,23
jn
sen
 (3.1) 
 Na equação 3.1 a declinação solar é dada em graus e décimos de graus (0,1 = 
6’). 
 A Figura 3.13 apresenta a relação entre declinação solar e as estações do ano. 
Quando o sinal da declinação é igual ao da latitude, o local encontra-se na primavera 
ou no verão, caso contrário, declinação com sinal oposto ao da latitude, a estação é 
outono ou inverno. O Sol passa seis meses em cada Hemisfério, assim, cada estação do 
ano dura três meses. 
 
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Figura 3.13. Variação da declinação solar durante o ano. 
 
3.5. Fotoperíodo 
 
 Como resultado da inclinação do eixo de rotação e do movimento de translação, 
a duração dos dias varia com a latitude e o dia do ano. O fotoperíodo ou duração 
do dia é caracterizado pelo período em que o Sol está acima do plano do horizonte, 
ou seja, é o intervalo entre o nascer e o pôr-do-sol (ocaso), decorrente do movimento de 
rotação da Terra. O fotoperíodo ou número máximo de horas de brilho solar (N) pode 
ser estimado em função do ângulo horário (H) entre o nascer e o ocaso do Sol. 
 
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2 H
N


 
(3.2) 
 
O ângulo horário depende do local (latitude - ) e da época do ano, representado 
pela declinação solar () e, pode ser determinado pela relação: 
 
  tgtgHtgtgH  arccoscos (3.3) 
 
em que, δ é a declinação e  a latitude local (negativo no HS e positivo no HN). 
 
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Baseado nas equações 2 e 3 observa-se que o fotoperíodo também depende do 
local (latitude) e época do ano (declinação solar). Apenas no Equador a duração de 
dias e noites é igual (12 horas) durante todo o ano, em outras latitudes, apenas nos 
Equinócios a duração de dias e noites é igual. No Solstício, o fotoperíodo no Pólo do 
Hemisfério que é verão é de 24 horas e diminui em direção ao Equador (12 horas), 
enquanto no Hemisfério que é inverno, o fotoperíodo diminui do Equador para o 
Pólo, sendo de 0 hora no Pólo. Assim, no Pólo do Hemisfério que é verão ou outono é 
dia e dura cerca de seis meses, e noite no Pólo do Hemisfério que é inverno ou 
primavera. 
 
3.6. Consequências dos Movimentos da Terra: Rotação e Translação 
 
Como consequência do movimento de rotação tem-se a sucessão de dias e 
noites e o movimento aparente do Sol de Leste-Oeste. Isso resulta no nascer do Sol a 
Leste, e pôr do Sol mais cedo do que lugares a Oeste. 
O movimento de translação, quando associado à inclinação do eixo de rotação, 
resulta na variação da disponibilidade da radiação solar (luz e energia) e da duração de 
dias/noites, o que caracteriza as estações do ano (verão, outono, inverno e primavera) 
em cada região da Terra. 
Para locais entre 0° - 66°33’ (Circulo Polar Ártico ou Antártico) de latitude (N 
ou S) ocorrem os seguintes padrões: 
i) Quando a declinação (δ) tem mesmo sinal que a latitude () do local, a 
duração do dia é superior a 12 horas. Isso pode ser comprovado pelas 
equações 2 e 3. Nesses casos: 
# Pela equação 3, Cos H < 0  H > 90°, que quando substituído na 
equação 2, resulta em N > 12 horas. 
ii) Quando  e δ tem sinais diferentes, a duração do dia é inferior a 12 
horas. 
# Pela equação 3, Cos H > 0  H < 90°, e pela equação 2, N < 12 horas. 
iii) Equador ( = 0°), para qualquer δ, ou seja, para qualquer dia do ano, 
# Pela equação 3, Cos H = 0  H = 90° e assim, pela equação 2, N= 12 
horas. 
iv) Quando o Sol culminar no Equador (Equinócio δ = 0°), 
# Pela equação 3, Cos H = 0  H = 90° e assim, pela equação 2, N= 12 
horas para qualquer latitude. 
 
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3.7. Forma da Terra 
 
 Se o eixo de rotação da Terra fosse perpendicular a Eclíptica não haveria muita 
variação na radiação durante o ano. 
 Quando o Sol culmina no Zênite de um lugar e sem considerar a atmosfera, a 
radiação incidente (I) é igual à emergente (I0) e assim, I/I0 = 1 (Figura 3.14a). Contudo, 
o Sol ocupa o Zênite apenas duas vezes por ano, na região Tropical, e fora dos Trópicos 
isso nunca ocorre, ou seja, vai existir um ângulo entre o Zênite e a posição do Sol 
(ângulo

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