Дискуссии

1. Основные теории образования Вселенной. «Разбегание» галактик и их скопление.

2. Основные теории происхождения Солнечной системы.

3. Циклы солнечной активности А.Л. Чижевского.

4. Циклы солнечной активности и космобиология, гелеобиология.

5. Значение работ А.Л. Чижевского для современной науки.

6. Природные и антропогенные факторы, влияющие на климат.

7. Геоэкологические проблемы атмосферы.

8. Проблемы загрязнения атмосферного воздуха.

9. Проблемы изменения озонового слоя.

10. Гипотезы «парникового эффекта» и «нового ледникового периода».

11. Изменение климата во времени.

12. Влияние боевых действий и терр.актов на состояние атмосферного воздуха и изменения климата.

13. Математические модели эффектов «ядерной зимы», «ядерного лета».

Словарь терминов

1. Адвекция

2. Альбедо

3. Антициклон

4. Атмосфера

5. Барограф

6. Барометр

7. Бриз

8. Буран

9. Ветер

10. Влажность воздуха

11. Гало

12. Гигрометр

13. Гололёд

14. Град

15. Гребень барический

16. Гроза

17. Гром

18. Дождь

19. Заморозки

20. Изморозь

21. Изобары

22. Иней

23. Испарение

24. Испаряемость

25. Климат

26. Конденсация

27. Ложбина барическая

28. Магнитные бури

29. Метель

30. Метеорология

31. Мираж

32. Молния

33. Муссон

34. Наледь

35. Облака

36. Осадки

37. Ось Воейкова

38. Пассат

39. Погода

40. Полярные сияния

41. Потоки солнечной радиации

42. Пояса климатические

43. Пурга

44. Радиационные пояса Земли

45. Радиационный баланс

46. Радиация прямая

47. Радиация рассеянная

48. Радиация суммарная

49. Радуга

50. Роса

51. Седловина барическая

52. Смерч

53. Снег

54. Снегопад

55. Сублимация

56. Тайфун

57. Температурная инверсия

58. Тепловой баланс

59. Тепловые пояса

60. Термический экватор

61. Термометр

62. Торнадо

63. Тромб

64. Туман

65. Фён

66. Флюгер

67. Фронт атмосферный

68. Фронт климатический

69. Центры действия атмосферы

70. Циклон

71. Шкала Бофорта

72. Шквал

73. Шторм

74. Эффективное излучение

75. Ядра конденсации

Учебно-методический материалы 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 185 000 км). 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 ви­димый 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

I₀ - интенсивность солнечной радиации при отвесном падении солн.лучей

I₁ - интенсивность солнечной радиации при падении солн.лучей под углом 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_пр и 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.

Отношение отражённой R. к общему количеству R. Падающей на земн.поверхность называют - Альбедо поверхности (α).

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.

Земная 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.

Атмосфера 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 эффективное 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.

Радиационный баланс.

Земля одновременно получает Сол.R. И отдаёт энергию. Разность меж­ду приходом и расходом сол.энергии называют радиационным балансом зем­ной поверхности (R) или остаточной радиацией.

Приходная часть баланса — суммарная Сол.рад.(Q), расходная часть -альбедо земной поверхности, выраженное дробью( α ) и её эффективное из­лучение (Ее).

R = Q - Ee — x

или

R = Q ∙ (1 - α )- Ee

Радиационный баланс земной поверхности (R) может быть как поло­жительным так и отрицательным. Распределяется R зонально. В среднем за год радиационный балан земной поверхности (R з) положителен, а радиаци­онный баланс атмосферы (R а) отрицателен.

Лекция 6. Тепловой режим земной поверхности и атмосферы. Теп­ловой баланс. Ход температур.

Причины изменения t⁰ воздуха.

Распределение t⁰ воздуха в атмосфере и его непрерывные изменения называют - тепловым режимом атмосферы.Он является важнейшей сторо­ной климата и определяется теплообменом между воздухом и окружающей средой (космическим пространством, соседними массами воздуха и земной поверхностью).

Теплообмен осуществляется: 1) радиоционным путём (т.е. при погло­щении воздухом радиации Сол. и земной поверхности); 2) путём теплопро­водности — а) молекулярной между воздухом и зем.поверх., б) турбулент­ной внутри атмосферы; 3) передача тепла между зем.поверх. и воздухом мо­жет происходить в результате испарения и последующей конденсации или кристаллизации водяного пара. t⁰ воздуха может изменяться в связи с адвек­цией — притоком в данное место новых возд.масс из др.частей Земного шара (если проходит воздух с более высокой t⁰ - адвекция тепла, если с более низ­кой - адвекция холода). Изменения t⁰ воздуха в нижних слоях атм.прежде всего определяется t⁰ земной поверхности и следует за ней.

Тепловой баланс земной поверхности.

Rn - LE - P - B = 0

Rn — радиационный баланс зем.поверхности (всегда положительный)

LE — затраты тепла на испарение

P — турбулентный обмен между зем поверхностью и атмосферой

B — теплообмен между поверхностью и нижележащими слоями почвогрунта или воды

Земная поверхность непрерывно различными способами получает и теряет тепло:

1. Поступает на зем.поверх. суммарная R и встречное излучение атмосферы; они частично поглощаются и идут на нагревание поверхности; одновременно зем.поверх. сама излучает тепло.

2. К зем.поверх .путём теплопроводности приходит тепло сверху из атм. и тем же путём уходит в верх в атм. и вниз в почву и воду; или приходит к зем.поверх.из глубин почвы и воды.

3. Зем.поверх. получает тепло при конденсации на ней водяного пара из воз­духа или, напротив теряет тепло при испарении с неё воды.

Тепловой баланс атмосферы .

Ra + P + LE =0

Ra — радиационный баланс атмосферы (всегда отрицательный)

P — тепло поступающее от зем.поверхности

LE — тепло выделяющееся при конденсации влаги

Тепловой баланс поверхности и атм. вместе как целого в среднем многолетнем равен 0.

Тепловой режим земной поверхности.

Поверхность, непосредствено нагреваемую солнечными лучами и отдаю­щую тепло нижележащим слоям (вниз) и воздуху (вверх), называют дея­тельной. t⁰ деятельной поверхности, её величина и изменения (суточный и го­довой ход) определяются тепловым балансом.

Различия в тепловом режиме почвы и водоемов.

Тепловой режим воздуха нижнего слоя тропосферы.

Изменение температуры с высотой. Инверсии температур. Инверсии радиационные, орографические, адвективные. Заморозки.

Оптические явления: миражи (верхние и нижние) и пр.

Определение температур. Суточный и ходовой ход температур. Зональ­но-региональные особенности суточного и годового хода температур. Терми­ческий экватор. Тепловые пояса.