КОНСПЕКТЫ ЛЕКЦИЙ ПО ДИСЦИПЛИНЕ

«УЧЕНИЕ ОБ АТМОСФЕРЕ».

ДИДАКТИЧЕСКАЯ ЕДИНИЦА 1 - «Атмосфера и Солнце»

Лекция 1. Учение об атмосфере. Метеорология, климатология, их цели, задачи и история развития. Метеостанции.

Учение об атмосфере. Метеорология, климатология, их цели, задачи, значение и связь с другими науками.

История развития метеорологиии и климатологии.

Международное сотрудничество в изучении атмосферы.

Первый Международный полярный год (МПГ) в 1882 г. был организо­ван по предложению австрийского полярного исследователя Вайпрехта для объединения усилий разных государств приисследовании полярных стран, проходил в год высокой активности Солнца.

Метеорологические наблюдения, история их становления и развития. Развитие метеорологии в России и СССР. Становление метеорологической сети. Советский период. Второй Международный полярный год в 1932 г., проходил в год «спокойного» Солнца; были созданы 33 новые полярные метеостанции (всего в Атктике насчитывалось 96 советских метеостанций), работали 15 морских экспедиций. Обеспечение навигации по Северному морскому пути (в 1932 г. ледокол «Сибиряков» впервые в истории прошёл СМП за одну навигацию, начальник экспедиции О.Ю. Шмидт, научный ру­ководитель В.Ю. Визе), окончательно освоен СМП в 1935 г., систематиче­ские сквозные рейсы. Исследования Центральной Арктики: в мае 1937 г. на льды в районе Северного полюса самолёт М.В. Водопьянова высадил геофи­зическую станцию СП-1 (И.Д. Папанин, П.П. Ширшов, Е.К. Фёдоров, Э.Т. Кренкель), работавшую 274 дня (она была снята со льдины советскими суда­ми в Гренландском море).

Большой Международный геофизический год (БМГГ) в 1957-1959 гг. 80 государств одновременно по одной программе проводили исследования: изучение Арктики и Антарктики; Мирового океана, течений, рельефа его дна (экспедиции на «Витязе», «Заре», «Оби», «Лене» коренным образом измени­ли карту рельефа дна Мирового океана); физика атмосферы — изучение стратосферы, ионносферы, образования полярных сияний, магнитных бурь, динамики озоновного слоя и открытие «озновых дыр»; изучение радиацион­ных поясов Земли, земного магнетизма.

Метеостанции. Программы наблюдения на метеостанциях. Приборы и методы наблюдения. Методы изучения атмосферы. Метеокарты.Синоптиче­ские карты.Наблюдения и эксперимент, статистический анализ, физико-мате­матическое моделирование, роль ЭВМ.

Всемирная метерологическая организация. Всемирная служба погоды: наземная и космическая системы наблюдений, глобальная система связи, гло­бальная система обработки данных. Всемирная климатическая программа (ВКП). Международное сотрудничество в изучении атмосферы.

Лекция 2. Солнце и солнечная система. Планета Земля в космиче­ском пространстве.

Образование Вселенной. В наблюдаемой форме Вселенная возникла около 20 млрд. лет. До этого всё её вещество находилось в условиях боско­нечно больших температур и плотностей,которые современная физика опи­сать не может.Такое состояние вещества называется сингулярным. Теория расширяющейся Вселенной или Большого Взрыва (от англ. big band), впер­вые была создана в России в 1922 г. А.А. Фридманом, но эта выдающаяся теория при его жизни не была оценена. С какого-то момента это вещество подверглось внезапному расширению, которое в самых общих чертах можно сравнить со взрывом, хотя и очень своебразным. С начала Большого Взрыва вещество Вселенной непрерывно расширяется и все объекты в ней, в т.ч. га­лактики и звёзды, равноудаляются друг от друга, что в настоящее время хо­рошо подтверждается рядом эксперементов.

«Разбегание» галактик и их скоплений. Доказательство этого явления связано с известным из физики эффектом Допплера (спектральные линии поглощения в наблюдаемых спектрах удаляющегося от нас объекта всегда смещаются в красную сторону, а приближающегося — в голубую). Все га­лактики разбегаются друг отдруга,а неот нас как центра наблюдения. Галак­тика Млечного Пути (ГМП), в которой находится Солнечная система, - самая рядовая галактика среди миллионов. Реликтовое излучение.

Химический состав Вселенной составляет по массе ¾ водорода и ¼ ге­лия. Все остальные элементы не превышают в составе Вселенной 1%.

Планета Земля в космическом пространстве.

Строение Солнечной системы. В центре неё находится Солнце, в кото­ром сосредоточено 99,866% всей массы Солнечной системы, а на все 9 пла­нет и десятки их спутников приходится 0,134% вещества. В настоящее время известно более 60 спутников планет, около 100 000 астероидов или малых планет и около 10¹¹ комет, а также огромное количество мелких обломков.

Происхождение Солнечной системы. Гипотезы И. Канта и П. Лапласа (XVIII в.), гипотеза О. Ю. Шмидта —(образование планет из холодного газо-пылевого облака) и др. Главные гипотезы о происхождении Луны.

Планеты Солнечной системы, астероиды, кометы, пылевые облака, ме­тиориты и их происхождение.

Вокруг Солнца вращаются девять планет. Меркурий, Венера, Земля и Марс — относятся к внутренним или планетам земной группы. За поясом астероидов располагаются планеты внешней группы — Юпитер, Сатурн, Уран, Нептун и Плутон, открытый лишь в 1930 г. Расстояние от Солнца до Плутона — 40 а.е. За Плутоном находится «щель» - кольцо с внешним радиу­сом 2·10³ а.е., где практически нет вещества. Далее, в интервале 2·10³ - 2·10⁴ а.е. располагается кольцо с огромным количеством материи в виде ядер ко­мет с массой, равной 10⁴ масс Солнца — это внутреннее облако Оорта. Ещё дальше, в интервале 2·10⁴ - 5·10⁴ а.е., располагается собственно облако Оорта, состоящее также из ядер комет с общей массой, равной 100 массам Солнца. Радиус в 5·10⁴ а.е. и определяет современную границу Солнечной системы.

Планеты и их сутники. Малые космические тела - астероиды, кометы и метеориты. Астероиды — твёрдые космические тела, обладающие размера­ми, близкими размерам малых спутников планет; образуют скопление между орбитами Марса и Юпитера. Крупнейшие - Церера (1020 км), Веста (549 км), Паллада (538 км), Хигея (450 км) и десятки тысяч астероидов имеют диамет­ры порядка нескольких дсятков км. При столкновениях между собой асте­роиды дробятся и порождают метеориты, падающие на поверхность Земли. Большая часть их состоит из 4 видов пород, известных нам по составу метео­ритов: 1) класс углистые хондриты; 2) обыкновенные хондриты; 3) железока­менные; 4) редкие породы типа говардитов и эвкритов. Гипотезы происхо­ждения астероидов. Экологические последствия столкновений Земли с асте­роидами в истории планеты, метеоритные кратеры — астроблемы. 23.03.1989 г. рядом с Землёй (на расстоянии в 2 раза больше,чем от Земли до Луны) про­летел каменный астероид диаметром 800 м.

Кометы — малые тела Солнечной системы, главная часть которых со­стоит из ядра, сложенного замёршими газообразными соединениями, в кото­рые вкраплены микронные пылевые частицы и так называемые комы — обо­лочки из тумана, возникающие при сублимации ледяного ядра, когда комета приближается к Солнцу. У кометы всегда виден хвост,направленный в сторо­ну, противоположную Солнцу. Движутся по сильновытянутым элиптическим орбитам, имеют большие периоды обращения: долгопериодические (период обращения > 200 лет) и короткопериодические (< 200 лет). Могут уходить за пределы планетарных систем. В апреле-мае 1997 г. жители России наблюда­ли комету Хейла-Боппа, в марте 1986 г.- комету Галлея. Гипотезы происхо­ждения комет.

Опасные космические объекты - «ОКО». Система слежения за «ОКО».

Лекция 3. Солнце. Солнечная радиация и её интенсивность.

Солнце — центральное тело Солнечной системы, звезда спектрально­го класса G2V (жёлтый карлик), довольно распространённого в ГМП, сгусток высокотемпературной плазмы. Имеет диаметр около 1,4 млн.км (1 391 980 км) и массу 1,98·10³³кг, находится на расстоянии от Земли 1,5·10⁸ км. Состоит из Н₂ - 73% (по массе), гелий — 25% и 2% более тяжёлые элементы (Fe, O₂, C, N, Si, Mg, S и др.). В структуре Солнца различают: 1) гелевое ядро, с t⁰ 15 млн. К (0⁰С =273 К); 2) фотосфера (зона лучистотго равновесия) — плотная и самая нижняя часть солн.атмосферы, излучение которой ещё доходит до нас не поглощаясь по пути, мощностью 1 тыс. км и с t⁰ от 8000 К на глубине 300 км до 4000 К в верхних слоях (из неё исходит почти весь поток излуче­ния С. энергии); 3) над ней лежит более плотный слой — хромосфера — про­тяжённостью 10-15 тыс. км с t⁰ 20 000 К; 4) ещё выше — солнечная корона (наблюдается во время полных С. затмений) протяжённостью 12-13 млн. км с t⁰ 1,5 млн. К.

Солнечная радиация и её интенсивность.

Источником энергии Солнца является ядерный синтез. Во время реак­ции происходит слияние 4 ядер водорода (Н-протонов) и образуется 1 ядро гелия, при этом выделяется огромное колическтво энергии.

Спектральный состав Солнечной энергии. С. излучает все типы элек­тромагнитных волн от радиоволн длиной в несколоко км до гамма-лучей. Основную часть составляют - лучистая и корпускулярная радиация - «сол­нечный ветер» (поток ионизированной плазмы, т.е. заряженных частиц — протонов, электронов со скоростью вблизи З. от 400-500 до 1000 км/ч).

Солнечная активность влияет на Землю и все географические процессы. В хромосфере и фотосфере возникают локальные, очень сильные магнитные поля препятствующие плазме перемешиваться. В результате вихривых дви­жений ионизированного газа в фотосфере образуются гигантские воронки — солнечные пятна (размером до 185 000км). Они на 75% темнее и на 1500⁰С холоднее самой фотосферы. Солнечные пятна обладают мощным магнитным полем, которое направляет на огромное расстояние от С. потоки «солнечного ветра». В фотосфере они в течении нескольких суток и даже месяцев заро­ждаются, развиваются и затем исчезают. Число Вольфа — это число солнеч­ных пятен + число их групп, может меняться в больших пределах. Например, январь 1976 г. - 0, ноябрь 1977 г. - 288; февраль-март 2006 г. - число Вольфа - 0 (период пассивного Солнца) - солнечного ветра не было отмечено.

Рядом с солнечными пятнами часто на короткое время (около 1 ч.)воз­никают ослепительные белые вспышки, видимые невооружённым глазом. Наблюдаются в хромосфере и гигантские взрывы — протуберанцы и факе­лы, они выгглядят как огненно-красные выступы на внешнем диске светила.

Солнце обладает мощным магнитным полем, полярность которого из­меняется 1 раз в 11 лет.

Изменение солнечной радиации.

Количество солнечных пятен, вспышек и протуберанцев меняется с различной периодичностью. Основным принят 11-летний цикл, установлен­ный А.Л. Чижевским (точнее 11,2-11,5 лет), объединяется в 22-23-летние циклы нарастания и убывания солнечной активности. В годы активного С. количество солнечных пятен, вспышек и протуберанцев велико; мощный по­ток «солнечного ветра» вызывает возмущение магнитосфера Земли (возрас­тает число магнитных бурь, полярных сияний и пр.), а в годы пассивного — мало.

Циклы солнечной активности А.Л. Чижевского. Циклы солнечной ак­тивности и космобиология, гелеобиология. Значение работ А.Л. Чижевского для современной науки.

Земной магнетизм. Магнитные бури, полярные сияния и изменение по­годы.

Лекция 4. Атмосфера, её состав, строение и границы. Взаимодей­ствие с другими оболочками Земли и космическим пространством.

Атмосфера, её состав, строение и границы.

Атмосфера — газовая оболочка, окружающая Землю и вращающаяся вместе с ней вокруг оси. Имеет размытую нижнюю поверхность, проникая в верхние слои литосферы и гидросферы, обеспечивая связь с ними. Верхняя граница проводится с трудом. Принято условно проводить её на высоте 1000-1200 км, где ещё наблюдаются полярные сияния. Исследования около­земного космического пространства (автоматические межпланетные стан­ции) установоли наличие крайне разреженной А. на высоте 20 000 км. У Зем­ли под давлением «солнечного ветра» создаётся газовый шлейф; следова­тельно, атмосфера теряет газы, в первую очередь Н₂ и О₂. Пополняется — за счёт дегазации глубинных слоёв Земли (в т.ч. вулканизма). Эти газы в А. перерабатываются, добавляется биогенный кислород.

Рис. 1.

Химический состав А. с течением времени менялся под влмянием вул­канизма, биол. факторов, солнечного излучения. В соответствии с теорией О.Ю. Шмидта, частицы гигантского пылевого облака космической пыли, из которого образовались планеты, в т.ч. Земля, образовали первичную А. Позднее более плотную А. образовали вулканические газы. Многие отече­ственные и зарубежные учёные (вулканологи — Е.К. Мархинин, Гарун Тази­ев и др.) считают, что вулканы создали первичную атмосферу и гидросферу.

С появлением фотосинтеза в процессе эволюции в атмосфере появился в значительных количествах свободный биогенный О₂, что привело к появле­нию около 800 млн. лет назад «озонового экрана», а это создало условия для выхода жизни на сушу — новый этап развиттия биосферы и всей географиче­ской оболочки.

Современный газовый состав А. Воздух — смесь газов: 78% азот, 21% О₂, около 1% инертные газы (аргон и пр.), 0,003% СО₂. В воздухе водержится водяной пар, а также твёрдые и жидкие примеси.

Строение и свойства атмосферы.

Атмосфера состоит из нескольких концентрических слоёв, отличающихся один от другого по t⁰ и др. условиям: тропосферы, стратосферы, мезосферы, ионосферы, экзосферы.

Рис. 2. Строение атмосферы.

1. Тропосфера — самый нижний и плотный слой. Верхняя граница тро­посферы - над полюсами — 9 км, в умер. широтах — 10-12 км, над экватором — 15-18 км. Самый нижний слой тропосферы в несколько метров(или десят­ков метров), непосредственно прилегающий к земной поверхности называют приземным слоем.

В тропосфере содержится 4/5 всей массы воздуха, для неё характерно убывание t⁰ с высотой - на 0,6⁰ С на 100 м. На верхней границе тропосферы t⁰ над экватором ≈ -70⁰ С; t⁰ над северным полюсом= зимой -65⁰ С, летом -45⁰ С. В тропосфере содержится почти весь водяной пар, образуются облака,осадки, туманы; происходит интенсивные вертикальные движения воздуха — конвекция; развита турбулентность, атакже горизонтальные дви­жения — ветер.

1а. Тропопауза - переходный слой между тропо- и стратосферой.

2. Стратосфера - верхняя граница - 50-55 км. t⁰ воздуха в ней в сред­нем растёт за счёт преобразования солнечной энергии в озоновом слое, до­стигая на высоте 20-25 км максимальных положительных значений ≈ +10⁰ С.

Водяного пара ничтожно мало, но на высоте 20-25 км в высоких широ­тах наблюдаются очень тонкие перламутровые облака, невидимые днём, но ночью кажутся светящимися, т.к. освещяются находящимся за горизонтом Солнцем; состоят из ледяных кристаллов.

В стратосфере дуют ураганные ветры со скоростью v =300-400 км/ч. В стратосфере содержится озон - О₃, макс.концентрация на высоте 20-25 км (можно назвать озоносферой). «Озоновый экран» защищает от ультрафиоле­тового излучения, которое уничтожает всё живое. Процесс образования О₃ очень энергоёмкий, а его распад идёт с выделением тепла.

Образование, свойства и значение озонового слоя. Проблемы «озоново­го экрана».

2а. Стратопауза - переходный слой между стратосферой и мезосфе­рой.

3. Мезосфера - здесь t⁰ падает с высотой на несколько десятков граду­сов ниже 0⁰, верхняя граница - 80 км.

3а. Мезопауза - 75-90 км, наблюдаются особого рода облака, видимые ночью - серебристые. В тропо-, страто- и мезосфере до высоты 80 км содер­жится 99% всей массы атмосферы.

4. Ионосфера - воздух чрезвычайно разрежен и ионизирован под дей­ствием космических лучей. Выделяют несколько электронных слоёв, или об­ластей с макс. ионизацией: 100-120 км слой Е и 200-400 км слой F; концен­трация ионов и положение слоёв постоянно меняется. Спородические скоп­ления электронов с особо большой концентрацией называются электронные облака. От степени ионизации зависит электропроводность атмосферы. В ионосфере она в 10¹² раз больше, чем у земной поверхности и играет важную роль в распространении радиоволн. Радиоволны испытывают в ионосфере поглощение, преломление, отражение. Волны длиной более 200 м не прохо­дят сквозь ионосферу, т.к. отражаются электронными слоями небольшой концентрации в нижней части ионосферы (на высоте 70-80 км), средние и ко­роткие волны отражаются вышележащими слоями. Следовательно, возможна связь на УКВ, т.к. многократное отражение от ионосферы и от земной по­верхности позволяет им зигзагообразно распределяться на большие расстоя­ния, огибая поверхность Земного шара.

В ионосфере наблюдаются полярные сияния, свечение ночного неба (по­стоянная люминисценция атм.воздуха), а также ионосферные магнитные бури (резкие колебания магнитного поля), зависящие от солнечной активно­сти (особенно от усиления потока корпускулярной радиации).

5. Экзосфера (внешняя сфера) - сфера рассеивания. Скорости движе­ния молекул газов так велики, что могут облетать землю по элиптическим орбитам. Для незаряженных частиц критической будет v =11,2 км/с. Они по гиперболическим траекториям вылетают из атмосферы в космическое про­странство, т.е. ускользают, рассеиваются. Преимущественно это атомы водо­рода.

6. Водород, ускользающий из экзосферы, образует земную корону.

7. С помощью геофизических ракет и спутников установлено существо­вание в верхней части атмосферы и в околоземном пространстве радиаци­оннных поясов Земли. Начинаются на высоте несколько сотен км и прости­раются на десятки тысяч км от земной поверхности. Состоят из заряженных частиц — протонов и электронов, захваченных магнитным полем Земли и движущихся с большими v. Пополняется за счёт «солнечного ветра».

Взаимодействие с другими оболочками Земли и космическим про­странством, значение атмосферы.

Лекция 5. Солнечная радиация и её потоки а атмосфере. Радиаци­онный баланс.

Основные характеристики Солнечной радиации (Сол.R.). Солнечная радиация и тепловой режим атмосферы, интенсивность солнечной радиации.

Электромагнитная радиация (или просто радиация), или излучение — это форма материи, отличная от вещества. Частным случаем её является ви­ димый свет, к ней относятся и невидимые глазом γ-лучи, рентгеновское, ультрафиолетовое и инфракрасное излучение, радиоволны. Радиация (R) рас­пространяется по всем направлениям от источника излучения со v =300 000 км/с. Электро-магнитное излучение Солнца (Сол.R.) - практически основной источник энергии процессов, происходящих в геосфере. Длина волны — ед.измерения - микрон (мк), миллимикрон (ммк) или ангстрем — Å.

Состав (Сол.R.): 1) видимый свет (46%) - длина волны 0,4 - 0,75 мк (ми­крон); 2) инфракрасная (47%) - >0,75 мк (тепловая); 3) ультрафиолетовая - <0,4 мк.

В метеорологии выделяют: 1) коротковолновую R. - (0,1 - 4 мк)- види­мый свет + близкие по длине волн ультрафиолетовая и инфракрасная R.; 2) длинноволновую R. земной поверхности и атмосферы с длиной волн 4 - 120 мк.

Интенсивность солнечной радиации (Сол.R.) I₀ — кол-во лучистой энергии поступающей за ед.времени 1 мин. на единицу площади 1 см² пер­пендикулярной солнечным лучам; измеряется в кал/см² в 1 мин.

Интенсивность солнечной радиации (Сол.R.) перед вступлением в атмо­сферу называют солнечной постоянной, которая определяется по междуна­родному соглашению 1956 г. в 1,98 кал/см² в 1 мин.

Угол падения солн.лучей (h) - высота Солнца над горизонтом - бывает равен 90⁰ между северным и южным тропиком, где С. бывает в зените. Из-за шарообразности Земли С.лучи падают на земную поверхность под некото­рым углом.

Интенсивность солнечной радиации зависит от угла падение солн.лу­чей h.

I₁ = I₀ · sin h

I₁ = I₀ при нахождении Солнца в зените, во всех остальных случаях I₁ < I₀ .

Рис. 1. Интенсивность солнечной радиации.

Солнечная радиация, проходя через атмосферу претерпевает количе­ственные и качественные изменения. Частично (≈ 25%) рассеиваясь газами атмосферы и примесями (твёрдыми и жидкими), частично (≈ 15-20%) погло­щается (в осовном тепловая радиация) водяным паром и примесями и пере­ходит в др.виды энергии — тепловую, механическую и пр. → Следовательно, интенсивность солнечной радиации уменьшается, а спектральный состав её изменяется, т.к. лучи с разной длиной волны поглощаются и рассеиваются по разному.

Потоки солнечной радиации в атмосфере: прямая, рассеянная, отра­женная, суммарная.

Часть Сол.R., приходящая к зем.поверхности непосредственно от Сол.диска называют прямой солнечной радиацией. Часть Сол.R., рассеиваю­щаяся в атмосфере — рассеянная солнечная радиация (распространяется от рассеивающих частиц, т.к. если бы они сами были источниками излуче­ния). Вся Сол.R., поступающая на земн.поверхность (прямая + рассеянная) называется суммарная. Соотношения между R_при R_р зависят от облачности, запыления атмосферы и высоты С.

Отражение солнечной радиации.

Суммарная Сол. R., падая на земн.поверхность в основном поглощает­ся в тонком слое твёрдой поверхности (почва и пр.) или воды и переходит в тепло,или поглощённую R., частично отражается — отражённая R.

α = R _отр/ R_сумм

α - характеризует отражающую способность поверхности и выражает­ся дробью или в %.

Max α - у свежевыпавшего снега - 90%, гладкая поверхность воды - до 70%. Песок - до 40%, растительность - до 25%. α верхней поверхности обла­ков — 10 - 80%(в среднем 50 - 60%).

Min α - вспаханный влажный чернозём — 5%.

Преобладающая часть радиации отражённой от земн.поверхности и верхней поверхности облаков уходит в космичнское пространство.

Излучение земной поверхности.

З емная поверхность поглощая коротковолновую Сол.R., нагревается и сама становится источником излучения тепла. Нагреваемые сол.лучами верх­ние слои почвы и воды, снежный покров и растительность сами излучают длинноволновую радиацию (тепло) - земную радиацию или собственное из­лучение земной поверхности -Es.

А тмосфера нагревается, поглощая как земную радиацию(тепловую) так и солнечную (≈ 15% всего её количества приходящего к Земле) и излуча­ет энергию. Примерно 70% этой атмосферной радиации приходит к земной поверхности и называется встречным излучением — Еа. Остальная часть ухо­дит в мировое пространство. Встречное излучение (Еа) всегда меньше земной радиации (Es).

Разность между Es и Еа называют Эффективное излучение (Ее). Оно представляет собой потерю тепла с земной поверхности. Влажность воздуха и облака снижают э ффективное излучение (Ее).

Ее = Еs — Еа

Способность атмосферы пропускать коротковолновую Сол.радиацию и задерживать длинноволновое тепловое собственное излучение Земли называ­ют тепличным (или парниковым или оранжерейным) эффектом.

Рис. 2. Потоки солнечной радиации в атмосфере.

Явления, связанные с рассеиванием радиации: 1) голубой цвет неба, 2) сумерки, 3) заря, 4) белые ночи.

Не нашли, что искали? Воспользуйтесь поиском: