25. Розповсюдження тепла на глибини в фунті. Закони Фур'є.

До поширення тепла в грунті застосовна загальна теорія молекулярної теплопровідності, запропонована у свій час Фур'є, і закони поширення тепла в грунті носять назву законів Фур'є.

Чим більше щільність і вологість грунту, тим краще вона проводить тепло, тим швидше поширюються|розповсюджуються| в глибину і тим глибше проникають коливання температури. Але, незалежно від типа|типу| грунту, період коливань температури не змінюється з|із| глибиною (перший закон Фур'є).Проте|однак| амплітуди коливань з|із| глибиною зменшуються.,При| цьому зростання глибини в арифметичній прогресії наводить|приводить| до зменшення амплітуди в прогресії геометричній (другий закон Фур'є).

На деякій порівняно невеликій глибині добова амплітуда знижує настільки, що стає практично дорівнює нулю. На цій глибині (близько 70 – 100 см, в різних сдучаях різною) починається шар постійної добової температури.

Амплітуда річних коливань температури зменшується з глибиною по тому ж закону. Проте річні коливання поширюються до більшої глибини. Амплітуди річних коливань знижуються практично до нуля на глибині близько 30 м в полярних широтах, близько 15 – 20 м в середніх широтах, близько 10 м в тропіках. На цих глибинах починається шар постійної річної температури.

Терміни настання|наступу| максимальних і мінімальних температур як в добовому так і в річному ході запізнюються з|із| глибиною пропорційно їй (третій закон Фур'є).

Добові екстремуми на кожних 10 см глибини запізнюються на 2,5 – 3,5 години.

Річні максимуми і мінімуми|мінімум-ареали| запізнюються на 20 – 30 днів на кожен метр глибини.

Глибини шарів постійної добової і річної температури відносяться між собою як коріння квадратне з|із| періодів коливань (четвертий закон Фур'є).

Влітку температура від поверхні грунту в глибину падає; взимку зростає|росте|; навесні вона спочатку зростає|росте|, а потім знижується; восени спочатку убуває, а потім зростає|росте|.

26. Сонячне випромінювання на верхній межі атмосфери.Сонячна стала.

Сонячна радіація - електромагнітне і корпускулярне випромінювання Сонця. Електромагнітна радіація поширюється|розповсюджується| у вигляді електромагнітних хвиль із швидкістю світла і проникає в земну атмосферу. До земної поверхні сонячна радіація доходить у вигляді прямої і розсіяної|неуважної| радіації. Сонячна радіація - головне|чільне| джерело енергії для всіх физико-географических| процесів, що відбуваються|походять| на земній поверхні і в атмосфері. Сонячна радіація зазвичай|звично| вимірюється по її тепловій дії і виражається|виказує| в калоріях на одиницю поверхні за одиницю часу. Всього Земля отримує|одержує| від Сонця менш однією двохмільярдною його випромінювання. Електромагнітна радіація, надалі звана тут просто радіацією або випромінюванням, є форма матерії, відмінна від речовини. Частним злучаємо її є видиме світло; але до неї відносяться також і несприймані оком гамма-промені, рентгеновы, ультрафіолетові, інфрачервоні промені, радіохвилі.Радіація поширюється по всіх напрямах від джерела радіації, випромінювача, у вигляді електромагнітних хвиль з швидкістю, дуже близькою до 300 000 км/сек. Електромагнітними хвилями називаються коливання, що поширюються в просторі, тобто періодичні зміни, електричних і магнітних сил; вони викликаються рухом електричних зарядів у випромінювачі.Всі тіла, що мають температуру вище за абсолютний нуль, випускають радіацію при перебудові електронних оболонок їх атомів і молекул, а також при змінах у ваганні атомних ядер в молекулах і в обертанні молекул. У метеорології доводиться мати справу переважно з цією температурною радіацією, визначуваною температурою випромінюючого тіла і його випромінювальною здатністю. Наша планета отримує таку радіацію від Сонця; земна поверхня і атмосфера в той же час самі випромінюють температурну радіацію, але в інших діапазонах довжин хвиль.Радіохвилі, що збуджуються в технічних радіопередавальних пристроях, як відомо, мають довжини хвиль від міліметрів до кілометрів. Температурна ж радіація має довжини хвиль від сотень мікрон до тисячних доль мікрона, тобто від десятих до мільйонних доль міліметра. Ще коротше за хвилю рентгенова випромінювання і гамма-випромінювання, що немає температурними (вони пов'язані з внутрішньоядерними процесами).Довжини хвиль радіації вимірюють з великою точністю, і тому зручно виражати їх в одиницях значно менших, ніж мікрон. Це мілімікрон (ммк) — тисячна доля мікрона і ангстрем (А) — десятитисячна доля мікрона. Наприклад, довжину хвилі 0,5937 мк можна ще написати: 593,7 ммк або 5937 А. Но в цій книзі ми наводитимемо довжини хвиль переважно в мікронах.Температурну радіацію з довжинами хвиль від 0,002 до 0,4 мк називають ультрафіолетовою. Вона невидима, тобто не сприймається оком. Радіація від 0,40 до 0,75 мк — це видиме світло, що сприймається оком. Світло з довжиною хвилі близько 0,40 мк — фіолетовий, з довжиною хвилі близько 0,75 мк — червоний. На проміжні довжини хвиль доводиться світло всіх кольорів спектру. Радіація з довжинами хвиль більше 0,75 мк і до декількох сотень мікрон називається інфрачервоною; вона, так само як і ультрафіолетова, невидима.У метеорології прийнято виділяти короткохвильову і довгохвильову радіацію. Короткохвильовою називають радіацію в діапазоні довжин хвиль від 0,1 до 4 мк. Вона включає, окрім видимого світла, ще найближчу до нього по довжинах хвиль ультрафіолетову і інфрачервону радіацію. Сонячна радіація на 99% є такою короткохвильовою радіацією. До довгохвильової радіації відносять радіацію земної поверхні і атмосфери з довжинами хвиль від 4 до 100-120 мк.Тіло, що випускає температурну радіацію, охолоджується; його теплова енергія переходить в енергію радіації, в променисту енергію. Коли ж радіація падає на інше тіло і поглинається ним, промениста енергія переходить в інші види енергії, головним чином в теплоту. Це означає, що температурна радіація нагріває тіло, на яке вона падає.До температурної радіації відносяться відомі з|із| фізики закони випромінювання Кирхгофа, Стефана—Больцмана, Планка, Віна. Зокрема, відповідно до закону Стефана—Больц­мана енергія випромінюваної радіації зростає|росте| пропорційно че­твертой| міри|ступені| абсолютної температури випромінювача. Распре­деленіє енергії в спектрі радіації, тобто по довжинах хвиль, зави­сит|, за законом Планка, від температури випромінювача. Відповідно до закону Віна довжина хвилі, на яку доводиться|припадає| максимум променистої енергії, назад пропорційна|пропорціональна| абсолютною тем­пературе| випромінювача. Це означає|значить|, що з|із| підвищенням темпера­туры| максимум енергії переміщається на все коротші хвилі.Вказані закони відносяться до так званого абсолютно чорного тіла, тобто до тіла, яке поглинає всю падаючу|падати| на його радіацію і само випромінює максимум радіації, можливий при даній температурі. Проте|однак| з|із| певними поправками вони застосовні до всіх взагалі тіл.Деякі речовини в особливому стані|статку| випромінюють радиа­цию| в більшій кількості і в іншому діапазоні довжин хвиль, чим це слідує|прямує| по їх температурі. Таким чином, можливо, наприклад, випромінювання видимого світла при таких низьких темпе­ратурах|, при яких речовина зазвичай|звично| не світиться. Ета радиа­ция|, що не підкоряється законам температурного випромінювання, на­зывается| люмінесценцією.Для цього речовина заздалегідь повинна поглинути опре­деленное| кількість енергії і прийти в так званий воз­бужденное| стан|статок|, багатший енергією, ніж нормальний стан|статок| речовини. При зворотному переході речовини з|із| воз­бужденного| стану|статку| в нормальне і виникає люминесцен­ция|. Люмінесценцією пояснюються|тлумачать|, між іншим, полярні сяяння|сяйва| і свічення нічного піднебіння|неба|.Терміном радіація називають також явище зовсім іншого роду, саме — корпускулярну радіацію, тобто потоки електрично заряджених елементарних часток речовини, переважно протонів і електронів, рухомих з швидкостями в сотні кілометрів в секунду, хоча і великими, але все-таки дуже далекими від швидкості світла. Енергія корпускулярної радіації в середньому в 107 ^разів менше, ніж енергія температурної радіації Сонця. Проте вона сильно міняється з часом залежно від фізичного стану Сонця, від сонячної активності.

Нижче 90 км. корпускулярна радіація в атмосферу майже не проникає.

Сонячна константа - постійна кількість сонячної енергії, падаючої|падати| на верхній кордон|межу| біосфери (25-30 км. від поверхні Землі).

27. Стратифікація атмосфери та види вертикальної рівноваги сухого повітря. Отже, для розвитку конвекції необхідний такий розподіл температури в атмосфері, при якому різниця температур| Ti| — Ta| зберігалася б або, ще краще, збільшувалася б при зміщенні частинки. Представимо спочатку, що ми маємо справу|річ| з|із| сухим повітрям (ті ж висновки дійсні і для вологого|вогкого| ненасиченого повітря). Суха повітряна частинка, як відомо з|із| розділу другої, адіабатично охолоджується на 1°| на кожних 100 м підйому і нагрівається на 1°| на кожних 100 м спуску. Якщо між частинкою і навколишнім повітрям є якась початкова різниця температур Ti| — Та, то для збереження|зберігання| цієї різниці при русі частинки і, отже, для збереження|зберігання| конвекції необхідно, аби|щоб| в навколишній атмосфері температура змінювалася по вертикалі на ту ж величину, тобто на 1°| на кожних 100 м. Іншими словами, повинен існувати вертикальний градієнт температури ? = dta/dz, рівний сухоадиабатическому| градієнту Гd, тобто 1°/100 м. Існуюча конвекція при нім зберігається, але|та| не посилюється|підсилюється| з|із| висотою. Якщо вертикальний градієнт температури в атмосфері менше 1°/100 м (? < Гd), то, яка б не була початкова різниця температур Ti| — Та, при русі частки|частинки| вгору|угору| або вниз вона зменшуватиметься. Отже, прискорення конвекції убуватиме і врешті-решт|зрештою| на рівні, де Ti| стане рівною Та, дійде до нуля|нуль-елемента|, а вертикальний рух частки|частинки| припиниться. Якщо вертикальний градієнт температури в атмосфері нададіабатичний, тобто більше 1°/100 м (? >Г Гd), то при вертикальному русі частки|частинки| вгору|угору| або вниз різниця температур цієї частки|частинки| і навколишнього повітря зростатиме і прискорення конвекції збільшуватиметься.

Початкова різниця температур висхідного і оточуючого повітря в першому випадку зростає, в другому — убуває, в третьому — не міняється|змінюється|. Отже для розвитку конвекції в сухому або ненасиченому повітрі потрібно, аби|щоб| вертикальні градієнти температури, в повітряному стовпі були більше сухоадіабатичного|. В цьому випадку говорять, що атмосфера володіє нестійкою стратифікацією. При вертикальних градієнтах температури менше за сухоадиабатического| умову для розвитку конвекції несприятливі. Говорять, що атмосфера володіє стійкою стратифікацією. Нарешті|урешті|, в проміжному випадку, при вертикальному градієнті, рівному сухоадиабатическому|, існуюча конвекція зберігається, але|та| не посилюється|підсилюється|. Говорять, що атмосфера володіє байдужою стратифікацією. Замість термінів стійка, нестійка і байдужа стратифікація використовують ще терміни стійка, нестійка і байдужа рівновага. Сенс|зміст| терміну рівновага полягає тут в наступному|слідуючому|. Допустимо, що жодних|ніяких| різниць темпера-тур по горизонтальному напряму|направленню| не існує і, отже, жодної|ніякої| конвекції немає. Візьмемо тепер частку|частинку| повітря на деякому рівні. Передбачимо|припускатимемо|, що, приклавши якусь зовнішню силу, ми підняли або опустили цю частку|частинку| на якийсь новий рівень, хоч би і дуже близький до початковому. Як вона поводитиметься далі, коли вона буде надана самій собі? При байдужій стратифікації, тобто при вертикальному градієнті в атмосферному стовпі 1°/100 м (? = Гd), ця частка|частинка| на будь-якому новому рівні матиме ту ж температуру, що і довколишнє|навколишнє| повітря на цьому рівні. Вона охолодиться або нагріється на 1°| на кожних 100 м зсуву|зміщення| по вертикалі; але і в довколишньому|навколишньому| повітрі температура буде на ту ж величину нижче або вище, ніж на початковому рівні. Отже, в новому положенні|становищі| різниця температур Ti| — Та залишиться рівною нулю|нуль-елементу| і частка|частинка| залишиться в рівновазі на новому рівні. Цей випадок і називається байдужою рівновагою по вертикалі. При стійкій стратифікації, тобто при вертикальному градієнті менше 1°/100 м (? <Гd), частка|частинка|, зміщена з|із| первинного|початкового| положення|становища|, по адіабатично охолодившись або нагрівшись при зсуві|зміщенні|, стане холодніше довколишнього|навколишнього| повітря, якщо вона піднята вгору|угору|, і тепліше, якщо вона опущена вниз. Тому, надана самій собі, частка|частинка| повернеться в початкове положення|становище|, де різниця Ti| — Та знову перетвориться на нуль|нуль-елемент|. В цьому випадку говорять про стійку рівновагу по вертикалі. Нарешті|урешті|, при нестійкій стратифікації, тобто при вертикальному градієнті температури більше 1°/100 м (? > Гd), зміщена вгору|угору| частка|частинка| виявиться теплішою, ніж довколишнє|навколишнє| повітря, а зміщена вниз — холодніше. Надана самій собі, вона продовжуватиме віддалятися від початкового положення|становища|. В цьому випадку говорять про нестійку рівновагу по вертикалі. Раніше ми вже з'ясовували, як міняється|змінюється| з|із| висотою потенційна температура залежно від вертикального градієнта молекулярної температури. Тепер можна сформулювати, що в разі|у разі| байдужої стратифікації потенційна температура в повітряному стовпі не міняється|змінюється| з|із| висотою, в разі|у разі| нестійкої стратифікації падає з|із| висотою, в разі|у разі| стійкої стратифікації зростає|росте| з|із| висотою. Описані вище за співвідношення зручно представити|уявляти| графічно на адіабатній .диаграмме. Зміна температури у вертикально рухомій частці|частинці| сухого повітря представлена|уявляти| на діаграмі (мал. 33) сухою адіабатою. Розподіл температури в довколишньому|навколишньому| повітрі, отриманий|одержувати| із|із| спостережень, наноситься|завдає| на діаграму кривою стратифікації. Якщо крива стратифікації на діаграмі більше нахилена до осі температур, чим сухі адіабати, то стратифікація нестійка. Інакше стратифікація стійка. Якщо крива стратифікації збігається з|із| сухою адіабатою, то стратифікація байдужа.

Чим більше площа|майдан|, ув'язнений між кривої стратифікації і адіабатою, що проходить через початкову точку кривої стратифікації, тим більше енергія нестійкості стратифікації в даному випадку і тим сильніше розвиток конвекції.