A maré atmosférica é um fenômeno de maré que resulta da dupla atração do ar pela Lua e (menos) pelo Sol , mas especialmente pelo efeito do aquecimento diurno cíclico das massas de ar pelo Sol. Já os oceanos são semi-diurnos, induzindo variações na pressão atmosférica da ordem de 1 hPa . Este fenômeno, em escala planetária, tem, portanto, causas semelhantes às marés oceânicas (que elevam a água) e terrestres (que deformam levemente a crosta terrestre), além de uma "maré térmica".
As marés atmosféricas podem explicar certos comportamentos das massas de ar e certas variações no conteúdo de certos gases (o conteúdo de radônio , em particular, aumenta próximo ao solo com o coeficiente de maré atmosférico). A maré atmosférica pode ser observada em grandes altitudes, e mais discretamente em cavernas quase fechadas (como nas cavernas Ascunsă na Romênia).
A maré atmosférica é discreta, mas causa variações muito significativas na pressão atmosférica ; da ordem do hectopascal (hPa) mais ou menos marcada de acordo com a respectiva posição da Lua e do Sol em relação à Terra.
Quando a maré atmosférica lunar está muito baixa, o efeito da maré atmosférica solar é mais facilmente detectado graças ao seu componente "maré térmica" (com um período de 24 horas, claramente visível nos trópicos mais ensolarados, e induzido pelo ciclo de aquecimento diurno . / resfriamento noturno).
Essas marés são um importante mecanismo de transporte de energia da baixa atmosfera para a alta atmosfera, enquanto dominam a dinâmica da mesosfera e da baixa termosfera. Compreender as marés atmosféricas é, portanto, uma questão essencial para compreender a atmosfera como um todo. Sua modelagem e monitoramento / observação possibilitarão monitorar e prever melhor as mudanças na atmosfera terrestre).
Este tipo de maré existe em outros planetas comparáveis à Terra (desde que tenham uma atmosfera, ainda que bastante fina). Entendê-los é útil, até mesmo necessário para o sucesso de certos estudos espaciais ou missões de exploração (inclusive em Marte, por exemplo, onde um efeito de maré atmosférico foi recentemente observado, inclusive nas crateras).
A maré atmosférica é uma oscilação periódica da atmosfera em escala global. É o produto de vários fatores:
Eles podem ser medidos como flutuações regulares no vento, temperatura, densidade e pressão do ar. As marés atmosféricas de maior amplitude são geradas principalmente na troposfera e estratosfera quando a atmosfera é periodicamente aquecida. O vapor de água e a camada superior de ozônio absorvem a radiação solar durante o dia. Essas marés viajam para longe das regiões de origem e sobem para a mesosfera e termosfera .
A maré atmosférica tem vários pontos em comum com a maré lunar semi-diurna marinha;
Também parece induzir mudanças na ionosfera .
A maré atmosférica solar semi-diurna tem aspectos dinâmicos comparáveis aos da maré oceânica e da maré atmosférica lunar. Por outro lado, é aqui o aspecto térmico que predomina (causa primeira da evolução diária da pressão atmosférica).
Sua oscilação fundamental, como nas marés oceânicas, é o ciclo semi-diurno
Marés atmosféricas que têm muitos pontos em comum com as marés oceânicas, mas diferem em dois pontos:
Este segundo ponto implica que, ao nível do solo, as marés atmosféricas são detectáveis apenas como regulares, mas pequenas oscilações da pressão superficial (em períodos de 12 e 24 horas). Inversamente, em alturas mais altas, as amplitudes das marés podem se tornar muito grandes. Na mesosfera (cerca de 50 a 100 km de altitude) as marés atmosféricas podem atingir amplitudes superiores a 50 m / se frequentemente constituem a parte mais importante do movimento da alta atmosfera.
Conforme as marés ou ondas sobem, elas se movem para regiões cada vez mais baixas. Se a maré ou onda não se dissipar, sua densidade de energia cinética deve ser conservada. Como a densidade do ar diminui com a altitude, a amplitude da maré atmosférica (de sua onda) aumenta proporcionalmente, de forma que a energia é conservada, sem efeitos visíveis no entanto, pois este fenômeno é o mais acentuado bem acima da camada de nuvens ou frequentado por pássaros ou aeronaves .
As marés atmosféricas de maior amplitude são geradas durante o dia pelo aquecimento da atmosfera pelo sol. Este ciclo periódico denominado diário diurno (diário), portanto, gera marés cujos períodos estão vinculados ao dia solar. Seria de esperar ciclos de marés com uma duração precisa de 24 horas, mas as observações revelam que marés de grande amplitude são geradas com períodos de 24 e 12 horas. E outro tipo de maré é observada, geralmente com marés de menor amplitude, cujos períodos são de 8 e 6 horas.
Essa variedade de períodos se deve ao fato de que o aquecimento solar da atmosfera assume a forma de um perfil de onda quadrada aproximado e, portanto, é rico em harmônicos. Quando este modelo é dividido em componentes de frequência separados usando uma transformada de Fourier, juntamente com a variação média e diária (acima de 24 horas), são produzidas oscilações significativas com períodos de 12, 8 e 6 horas. As marés geradas pelo efeito gravitacional do Sol também existem, mas são muito mais discretas e fracas do que as geradas pelo aquecimento solar.
No restante deste artigo, as chamadas marés "solares" se referirão apenas às marés solares térmicas.
Uma certa quantidade de energia solar é absorvida diretamente da atmosfera antes de chegar à Terra. Outra parte é absorvida pela atmosfera, mas depois de ser emitida ou "devolvida" pela Terra. O componente da atmosfera que mais absorve calor é importante neste contexto o vapor de água (~ 0-15 km) da troposfera, depois o ozônio (na camada localizada a 30-60 km de altitude) da estratosfera, bem como molecular oxigênio e nitrogênio molecular (em ~ 120-170 km) na termosfera.
Variações altitudinais e temporais na distribuição global e densidade dessas espécies físico-químicas causam mudanças na amplitude das marés solares. As marés também são afetadas pelo ambiente em que se movem.
As marés solares podem ser separadas em dois componentes: migrantes e não migrantes.
Migração de marés solaresAs chamadas marés migratórias giram em torno do planeta em sincronia com a face da Terra ensolarada (do ponto de vista de um observador imóvel no solo); eles se propagam para o oeste seguindo o movimento aparente do sol.
Quando as marés migrantes permanecem fixas em relação ao Sol, forma-se um padrão de excitação que também é fixo em relação ao Sol.
As mudanças na maré observadas de um ponto de vista estacionário na superfície da Terra são causadas pela rotação da Terra em relação a este modelo fixo.
Variações sazonais nas marés também ocorrem quando a Terra se inclina sazonalmente em relação ao Sol (e, portanto, em relação ao modelo de excitação).
A migração das marés solares foi estudada extensivamente por observações e modelos mecanísticos.
Marés solares não migrantesEles podem ser considerados como ondas que ocorrem em uma escala global e têm os mesmos períodos das marés migratórias.
No entanto, as marés não migrantes não seguem o movimento aparente do Sol: ou não se propagam horizontalmente, elas se propagam para o leste, ou se propagam para o oeste a uma velocidade diferente da do sol. Essas marés não migrantes podem ser geradas por diferenças na topografia de acordo com a longitude , contraste terra-mar e interações com a superfície da terra. Uma fonte importante desse fenômeno é a liberação de calor latente induzida pela convecção profunda que existe na zona intertropical.
A principal fonte da maré de 24 horas está na baixa atmosfera, onde os efeitos de superfície são importantes. Isso resulta em um componente não migratório relativamente grande observado nas diferenças longitudinais nas amplitudes das marés. As maiores amplitudes foram observadas no hemisfério sul: na América do Sul, África e Austrália.
Vemos na década de 1940 que essas marés existem, induzidas pelos efeitos gravitacionais da Lua, essas chamadas marés lunares " gravitacionais " são muito mais fracas que as marés solares (térmicas) e são geradas pelo movimento dos oceanos da Terra (causado pela Lua) e, em menor grau, pelo efeito da atração gravitacional da Lua na atmosfera.
As características básicas das marés atmosféricas são descritas pela teoria clássica das marés. Negligenciando o forçamento mecânico e a dissipação , a teoria clássica das marés assume que os movimentos das ondas atmosféricas podem ser vistos como distúrbios lineares de um estado médio zonal isotérmico inicialmente estacionário, estratificado horizontalmente. Os dois principais resultados da teoria clássica são:
O amortecimento das marés ocorre principalmente na região da termosfera inferior ; pode ser causado pela turbulência induzida pela quebra das ondas gravitacionais. O fenômeno é um pouco semelhante ao das ondas quebrando em uma praia, mas em relação às marés atmosféricas, a energia se dissipa no fundo atmosférico. A difusão molecular também se torna cada vez mais importante em níveis mais altos na termosfera inferior à medida que o caminho livre médio aumenta na atmosfera rarefeita. Mais acima, é responsável pelas correntes elétricas Sq na região do dínamo ionosférico entre cerca de 100 e 200 km de altitude.