A previsão do estado da atmosfera requer o processamento de dados meteorológicos coletados simultaneamente em diferentes pontos da superfície da Terra. Essas observações são chamadas sinóticas, porque referem-se a um mesmo momento isto é: são efetuadas nos mesmos horários em todas as estações meteorológicas que fornecem dados para tais fins.
Há, no entanto, muitos fenômenos que estão relacionados ao movimento aparente diá- rio do Sol. Obviamente, a hora indicada pelo relógio não necessariamente reflete esse movi- mento. A variação diária da temperatura do ar, da atividade fotossintética das plantas etc., são exemplos de oscilações que, normalmente, mantêm uma certa relação com o movimento do Sol (não necessariamente com o relógio).
0 o 10 o 30 o 20 o 80 o 70 o 60 o 50 o 40 o 90 o AZIM UTE 120 o 150 o 180 o 300 o 30 o 90 o 6 0 o 0 o 330 o 2 4 0 o 210 o  N G U LO ZE N IT A L H R O RA S O L A V E R D A D E I R A -15o 23 27'o 5o 15o -5o -23 27' o N S W E I J K L M N
Fig. I.13 - Variação do ângulo zenital (0 a 90o) e do azimute (0 a 360o) do Sol, para a latitude de 10o S. As curvas referem-se às seguintes datas aproximadas: 22/jun (I); 1/mai e 12/ago (J); 3/abr e 10/set (K); 8/mai e 6/out (L); 9/fev e 3/nov (M); e, finalmente, 22/dez (N).
A contagem do tempo para fins civis, porém, em geral, não se ajusta ao movimento apa- rente do Sol. Para compreender isso é necessário que se discutam as bases dos diferentes sistemas cronométricos em uso.
Pode-se dizer que o dia sideral é o intervalo de tempo que transcorre entre duas passa- gens sucessivas de uma estrela virtualmente fixa por um dado meridiano. O dia sideral, aceito como unidade fundamental de tempo, é dividido em 24 horas siderais, cada uma com 60 mi- nutos siderais, subdivididos em 60 segundos siderais. Durante uma translação completa a Ter- ra efetua 366,2422 voltas em torno do seu eixo, voltas essas contadas em relação a uma es- trela aparentemente fixa. Um ano, portanto, eqüivale a 366,2422 dias siderais.
Define-se dia solar verdadeiro como o intervalo de tempo interposto entre duas culmina- ções sucessivas do Sol em um determinado meridiano. Para qualquer local da superfície da Terra, o dia solar verdadeiro começa quando o Sol culmina no meridiano oposto àquele que contém o local selecionado.
O dia solar verdadeiro tem duração variável durante o ano. De fato, se a Terra não pos- suísse movimento de translação, teria que girar 360o para que o Sol, ou uma estrela aparente- mente fixa, culminasse duas vezes consecutivas em um meridiano selecionado. Devido ao mo- vimento de translação, porém, isso só é exato em relação à estrela (Fig. I.14-A). Com relação ao Sol, enquanto a Terra completa uma volta em torno do seu próprio eixo, desloca-se também na órbita (Fig. I.14-B). Como conseqüência, o Sol parece mover-se de leste para oeste, em relação à estrela aparentemente fixa. A cada dia, portanto, para que o Sol volte a culminar no meridiano selecionado, a Terra deverá girar 360o mais um certo incremento angular. Transcor- rido meio ano o incremento acumulado totaliza 180o; ao final de uma translação, corresponde a 360o (uma volta completa). O incremento médio diário é, dessa maneira, de:
360o /365,2422 = 59'.
Esse valor, porém, não é constante, já que a velocidade de translação da Terra é maior em janeiro (quando está mais próxima do Sol) que em julho. Daqui se depreende que o ano tem somente 365,2422 dias solares (pois uma rotação completa deixa de ser computada quando se toma o Sol como referência) e que a duração dos dias solares verdadeiros varia com a veloci- dade de translação da Terra, tornando-os inconvenientes para a contagem do tempo civil.
P P P E E E E
∆ α
∆ s A ∆ s B PFig. I.14 - Dia sideral (A) e solar verdadeiro (B). A linha interrompida aponta sempre na dire- ção da estrela E, aparentemente fixa. P é um ponto à superfície e ∆s é o deslo- camento da Terra no intervalo de tempo ∆t.
No sentido de estabelecer um processo cronométrico mais cômodo, foi idealizado um sol fictício, denominado sol médio, com as seguintes propriedades (Tourinho, 1959):
- a cada dia desloca-se 360o /365,2422 no equador celeste;
- percorre o equador celeste com velocidade angular constante e no mesmo intervalo de tempo (um ano) que o Sol gasta para percorrer, aparentemente, a eclíptica; e
- encontra-se nos pontos equinociais da esfera celeste concomitantemente com o Sol (verdadeiro).
Em outras palavras, o sol médio foi concebido de modo a "efetuar" 365,2422 voltas por ano "em torno da Terra", todas com igual duração, mantendo-se sempre no plano do equador celeste.
Além dos anos sideral e solar médio, costuma-se definir, ainda, o ano trópico, entendido como o intervalo de tempo necessário para que o Sol (em sua trajetória anual aparente na abóbada celeste) passe duas vezes consecutivas pelo ponto vernal. O ponto vernal, como se viu, corresponde à posição ocupada pelo centro do disco solar, na abóbada celeste, no instante do equinócio de março (Fig. I. 15). Face à precessão dos equinócios, a duração do ano trópico é inferior à do ano sideral.
Ponto vernal 21 / MAR. 22 / JUN 23 / SET. 21 / DEZ
S
A A* B Eclíp tica Órbita Equador ce leste Ab ób ad a ce les teFig. I.15 - Movimento aparente do Sol (de leste para oeste) ao longo da eclíptica. Enquanto a Terra se move de A para B, o Sol parece ir de A' para B', aproximando-se da estrela (S), virtualmente fixa.
9.1 - Anos bissextos.
A cada translação, a Terra não executa um número exato de rotações em torno do eixo. Por conseguinte, o ano não corresponde a um número exato de dias nem siderais, nem solares (verdadeiros ou médios). Caso se desejasse considerar cada ano como uma translação com- pleta da Terra, o Ano Novo deveria ser festejado 365 dias, 5 horas, 46 minutos e 46 segundos após o início do anterior. Em contrapartida, desprezando-se a fração de dia (0,2422 por ano), haveria uma defasagem de 24,22 dias por século.
Para minimizar o inconveniente provocado pela fração de dia anual, convencionou-se que o ano teria 365 dias mas que, a cada quatro anos, seria acrescido mais um dia (29 de fe
vereiro) ao calendário. Assim, todos os anos divisíveis por quatro possuem fevereiro com 29 dias e são denominados bissextos. O problema ainda não fica satisfatoriamente solucionado porque 4 x 0,2422 não é um inteiro e sim 0,9688. Então, ao se incluir um dia a mais a cada intervalo de quatro anos, comete-se um erro de 1–0,9688 = 0,0312 dias em 4 anos. O erro, por excesso, introduzido a cada ano, seria
0,0312/4 = 0,0078 dias/ano
ou 7,8 dias a cada 1000 anos. Torna-se necessário compensar esse erro, não incluindo 29 de fevereiro em alguns anos bissextos por milênio. Convencionou-se que somente os anos finais de cada século (aqueles terminados em 00) que fossem divisíveis por 400 seriam bissextos. Os demais, embora divisíveis por 4, não teriam o dia 29 de fevereiro. O ano 2000, por exemplo, como é divisível por 400 tem 29 dias em fevereiro (1900 não teve). Esse procedimento corrige a distorção de 7 dias por milênio, restando, ainda, 0,8 dias, o que é praticamente desprezível.
9.2 - Fusos horários.
A contagem do tempo depende do meridiano local e, portanto, o relógio teria que ser ajustado todas as vezes que um eventual deslocamento do observador alterasse significativa- mente sua longitude. Como o sol médio executa uma volta em torno da Terra a cada 24 horas, 15o de longitude correspondem à diferença de 1 hora, ou 15' de longitude implica a alteração de 1 minuto no relógio.
Evitando que diferentes cidades adotassem horários próprios, gerando sérios proble- mas, optou-se por aceitar que:
- a superfície da Terra seria dividida em 24 segmentos, cada um com 15o de longitude, denominados fusos horários;
- em qualquer ponto de um dado fuso horário se adotaria a hora solar média correspon- dente à do seu meridiano central;
- o meridiano de Greenwich seria considerado o meridiano central do fuso de referência, ao qual estariam relacionados todos os demais.
O tempo cronometrado em relação ao meridiano de referência é conhecido como Tem- po Médio de Greenwich (abreviadamente TMG).
A cada intervalo de 15o de longitude, a partir do meridiano de Greenwich, encontra-se o meridiano central de um fuso horário. No 1º, 2º, 3º, ... fusos a oeste do de Greenwich o tempo equivale a 1, 2, 3, ... horas mais cedo do que o cronometrado naquele meridiano, ou seja: a TMG–1 h, TMG–2 h, TMG–3 h, ... respectivamente. Por outro lado, no 1º, 2º, 3º, ... fusos locali- zados a leste do de Greenwich, o tempo corresponde a TMG+1 h, TMG+2 h, TMG+3 h,...
Qualquer fuso horário possui dois meridianos limítrofes, que o separa dos fusos vizi- nhos. Haja vista a necessidade de ajustar o relógio todas as vezes que se cruzasse um desses meridianos, alguns governos adotaram acidentes geográficos, ou fronteiras políticas (e não os devidos meridianos limítrofes), como delimitadores práticos para fins de mudança de horário em seus territórios. Definem, dessa maneira, uma sistemática própria de cronometrar o tempo
para atividades civis, que se denomina Hora Legal, ou Oficial (específica para o país conside- rado).
No Brasil, que se estende do 2º ao 5º fuso a oeste do de Greenwich, adotam-se nor- malmente quatro faixas com horas legais distintas (Fig. I.16). Observe-se, por exemplo, que em Fernando de Noronha (3o 51'S, 32o 25'W) a Hora Legal corresponde a TMG–2 h ou, à Hora Ofi- cial de Brasília mais uma hora; no Recife (8o11'S, 34o 55'W), cidade situada no mesmo fuso horário de Fernando de Noronha, adota-se a Hora Legal de Brasília (TMG–3 h). Note-se, ainda (Fig. I.16), que entre Fernando de Noronha (TMG–2 h) e o Acre (TMG–5 h) há uma diferença de 3 horas. Essa situação, no entanto, é alterada durante a vigência do Horário Brasileiro de Verão. L A T IT U D E LONGITUDE
BRASIL
TMG-2
TMG-3
TMG-4
TMG-5
Fig. I.16 - Hora Legal no Brasil em relação ao Tempo Médio de Greenwich (TMG). Não está incluída a configuração adotada durante a vigência do Horário Brasileiro de Verão.
9.3 - Linha Internacional de Mudança de Data.
O meridiano de 180 o (oposto ao de Greenwich) é denominado Meridiano Internacional de Mudança de Data. Nas vizinhanças desse meridiano, tanto a leste como a oeste, a hora civil é a mesma mas, a leste a data é um dia mais tarde que a oeste. Isso é fácil de verificar a partir de um círculo dividido em 24 setores iguais, subentendendo 15o de circunferência cada um (para representar os fusos). Escolhe-se uma determinada hora (de preferência diferente de 0 ou 12) e data, registrando ambas no fuso escolhido para representar o de Greenwich. Em se
guida, percorrendo os fusos no sentido horário (o que eqüivale a um deslocamento para oeste, em relação ao meridiano de Greenwich), vai-se anotando em cada um deles a correspondente data e hora, até alcançar o fuso oposto ao de Greenwich.
A etapa seguinte consiste em, partindo, novamente, do fuso de Greenwich, na data e hora que foram anteriormente registradas, percorrer os demais fusos mas no sentido anti- horário e, também, ir anotando (em cada um) a data e a hora apropriadas. Ao atingir o fuso oposto ao de Greenwich constata-se que, embora a hora encontrada coincida com a obtida da primeira vez, a data é um dia mais tarde. Em síntese, no fuso oposto ao de Greenwich têm-se, simultaneamente, duas datas: a oeste do meridiano de 180o é um dia mais tarde do que a les- te.
Para exemplificar, suponha-se que no fuso de Greenwich são 10h do dia 3. Assim, no 1º, 2º, 3º...fusos a oeste do de Greenwich tem-se 9h, 8h, 7h... do mesmo dia, encontrando-se, enfim, 22h do dia 2 ao se atingir o fuso de 180o. Partindo novamente do fuso de Greenwich mas no sentido anti-horário (deslocamento para leste), verifica-se que, no 1º, 2º, 3º... fusos a leste do de Greenwich deverão ser adotadas 11h, 12h, 13h... do mesmo dia 3. Para o fuso oposto ao de Greenwich acha-se, agora, 22 horas do dia 3.
Na prática, devido aos transtornos que poderia acarretar às atividades civis, o Meridiano Internacional de Mudança de Data é substituído pela Linha Internacional de Mudança de Data (estabelecida por acordo entre os países que têm seus territórios cortados pelo meridiano de 180o). Esta linha fica inteiramente situada sobre o oceano, eliminando quaisquer problemas.
9.4 - Equação do tempo.
Denomina-se de equação do tempo ( ∆t ) à diferença (positiva, negativa ou nula) entre a hora solar verdadeira (h*) e a hora solar média (
h
), numa data particular. Para o meridiano central de qualquer fuso:∆ t = h* –
h
. (I.9.1)A equação do tempo tem valor variável ao longo do ano (Fig. I.17), conseqüência da velocidade de translação da Terra não ser constante (conforme estatui a Segunda Lei de Ke- ppler). Como já mencionado, o tempo solar médio é uma aproximação, resultante da adoção do sol médio, fictício, que "gira" em torno da Terra a uma velocidade angular constante. Anali- sando-a, depreende-se que ∆t é a correção a ser aplicada à hora solar média para que se ob- tenha a hora solar verdadeira, no meridiano central de qualquer fuso horário, no instante dese- jado. Isso é fácil de compreender colocando I.9.1 sob a forma:
h* =
h
+ ∆ t (I.9.2)Won (1977) menciona uma fórmula aproximada que teria sido adotada por G. W. Ro- bertson e D. A. Russelo, como perfeitamente satisfatória para propósitos práticos. Nela, F = 360 D/365 é a fração angular do ano, obtida em função do número de ordem (D) do dia do ano, contado, como já se viu, a partir de primeiro de janeiro (D = 1) e ∆t é obtido em minutos:
∆t = 0,002733 – 7,343 sen (F) + 0,5519 cos (F) – 9,47 sen(2F) – 3,03cos(2F) – 0,3289sen(3F) – 0,07581cos(3F)
– 0,1935sen(4F) – 0,1245cos(4F), (I.9.3)
Essa expressão é útil, especialmente quando se usam microcomputadores.
Fig. I.17 - Variação anual da declinação do Sol e da equação do tempo.
A hora solar verdadeira, em um dado instante e data, pode ser facilmente obtida, para o meridiano central de qualquer fuso, aplicando-se diretamente a equação I.9.2. De fato: conhe- ce-se h (a hora solar média) e ∆t (I.9.3), restando determinar h*.
Quando o local em questão não se acha sobre o meridiano central do seu fuso, deve-se incluir uma correção de longitude (∆λ), na equação I.9.2 que passa a ser:
h* =
h
+ ∆ t + ∆λ. (I.9.4)A correção ∆λ será positiva, se o local estiver a oeste do meridiano central do fuso (pois o meio-dia solar verdadeiro local vai ocorrer mais tarde que nesse meridiano), ou negativa se estiver a leste (o meio-dia solar verdadeiro local vai ocorrer mais cedo). Também é claro que ∆λ deverá ser expresso como um intervalo de tempo, levando-se em consideração a velocida- de angular de rotação da Terra (15o/hora). Assim, para uma diferença de longitude de 5o a cor- reção será de –20 ou +20 minutos, conforme o local esteja a leste ou a oeste do meridiano central do seu fuso, respectivamente.