4.6. Атмосферні явища

Поняття "атмосферні явища", яке було охарактеризоване як видимий прояв складних фізико-хімічних процесів у повітряній оболонці Землі, розділяють на такі групи:

- гідрометеори, які являють собою скупчення рідких і твердих або тих та інших разом часток води, завислих у повітрі (хмари, тумани), що випадають в атмосфері (опади), що осідають на предметах біля земної поверхні або в атмосфері (роса, іній, ожеледь, паморозь), або піднятих вітром з поверхні землі (хуртовини),

- літометеори, що являють собою скупчення твердих (не водних) частинок, які піднімаються вітром із земної поверхні та переносяться на деяку відстань або зависають у повітрі (курний поземок, пилова буря та ін.);

- електричні явища, до яких належать прояви дії атмосферної електрики, які ми бачимо або чуємо (блискавка, грім);

- оптичні явища в атмосфері, що виникають у результаті відбиття, заломлення, розсіювання та дифракції сонячного або місячного світла (гало, міраж та ін.);

- некласифіковані (різні) явища в атмосфері, які важко віднести до будь-якого виду, вказаного вище (шквал, вихор, смерч). Тут наведені тільки такі явища погоди, які візуально спостерігаються на метеорологічній станції та на її околицях.

Запитання для самоперевірки:

1.У чому відмінність між поняттями "метеорологічна величина" та "атмосферне явище"?

2.Дайте визначення атмосферного тиску та густини повітря. Назвіть одиниці вимірювання тиску.

3.У чому полягає фізичний зміст основного рівняння статики атмосфери?

4.Дайте визначення температури повітря. У яких одиницях вона вимірюється?

5.Як відбувається процес пароутворення? У якому випадку він припиниться?

6.Як температура впливає на сумарну масу молекул води в повітрі?

7.Дайте визначення масової частки водяної пари.

8.Дайте визначення парціального тиску, тиску насичення та дефіциту вологості. Який зв'язок між цими величинами?

9.Якщо відомі ті величини, що названі в попередньому запитанні, то як обчислити відносну вологість?

10.Дайте визначення вітру.

11.Як оцінюють напрямок та швидкість вітру?

РОЗДІЛ III

ПРОМЕНИСТА ЕНЕРГІЯ В АТМОСФЕРІ

Основні питання:

1.Сонце та сонячна радіація.

2.Послаблення сонячної радіації.

Радіаційний баланс земної поверхні.

Тема 5

СОНЦЕ ТА СОНЯЧНА РАДІАЦІЯ

Мета: вивчити сонце та сонячну радіацію, загальні відомості про Сонце, поняття про сонячну радіацію, розподіл сонячної радіації по земній кулі при відсутності атмосфери, основні терміни.

План:

1.Загальні відомості про Сонце.

2.Поняття про сонячну радіацію.

3.Розподіл сонячної радіації по земній кулі при відсутності атмосфери.

5.1. Загальні відомості про Сонце

Сонце - це зірка спектрального класу G2, яка повільно рухається і не належить до жодного зоряного скупчення або асоціації. Вона є звичайною поодинокою зіркою 2-го покоління, що обертається приблизно в центральній площині Галактики на відстані 2/3 її радіусу. Вік Сонця не перевищує 5 млрд. років. Відстані від Сонця та сонячної системи до найближчих зірок дуже великі, так що нашу систему планет можна вважати значною мірою ізольованою в просторі та розглядати її еволюцію лише під дією внутрішніх чинників.

Сонце можна розділити на внутрішню частину (ядро) та атмосферу. Гігантська маса Сонця внаслідок власної гравітації створює в ядрі тиск біля 250 млрд. атмосфер. При такому тиску густина речовини досягає величини 160 г/см , що в багато разів більше густини металу. Однак речовина в ядрі Сонця знаходиться в стані плазми, оскільки температура в центрі ядра досягає 150 млн. градусів. При таких умовах у речовині ядра протікають термоядерні реакції, які і є джерелом енергії як хвильового, так і корпускулярного сонячного випромінювання. Енергія цих реакцій розповсюджується з надр Сонця шляхом поглинання та перевипромінювання світлових квантів шарами, що лежать вище. У верхньому шарі внутрішньої частини Сонця товщиною біля 100 000 км перенесення енергії здійснюється через конвекцію, тому цей шар отримав назву конвективної зони. Видима неозброєним оком сферична поверхня Сонця, що світиться, називається фотосферою. Вірніше, це не поверхня, а сяючий сферичний шар товщиною всього 100 - 300 км. Він являє собою дуже іонізований газ з температурою 5000 - 6000 К і тиском на верхній межі біля 100 гПа. Процес передачі енергії через конвективну зону знизу вгору дуже нагадує кипіння. На верхній межі конвективної зони, якою є фотосфера, процес "кипіння" можна спостерігати навіть у не дуже сильні телескопи. Гарячі бульбашки сонячної речовини, які спливають (гранули), спостерігаються як більш яскраві плями на фотосфері. Фотосфера випромінює практично всю енергію, що надходить на Землю від Сонця. Фотосферу зараховують до нижнього шару атмосфери Сонця. Вище за фотосферу знаходиться хромосфера. Хромосферний шар товщиною біля 2500 км забарвлений рожевим кольором. У сильний телескоп у хромосфері можна побачити язики полум'я, що вигадливо переплітаються та звиваються й досягають 10-15 тис км. Вище за хромосферу знаходиться сонячна корона. Густина речовини сонячної корони, що є майже повністю іонізованим газом (плазмою), дуже мала. Сонячна корона простягається за межі земної орбіти.

Сонячна атмосфера дуже неоднорідна й неспокійна. У ній спостерігаються факели, флокули, хромосферні спалахи та інші процеси, які є джерелами корпускулярних потоків різних енергій. Потік заряджених частинок - корпускул великих енергій - отримав назву сонячних космічних променів, а малих енергій – сонячного вітру.

Особливо різко зростають корпускулярне та електромагнітне випромінювання Сонця при хромосферних спалахах, тривалість яких продовжується від кількох хвилин до кількох годин. Швидкість руху корпускул може досягати при цьому до 1000 км/с. При певній орієнтації такий потік корпускул через 1-2 доби досягає Землі, викликаючи магнітні бурі, полярні сяйва та інші геофізичні явища.

Корпускулярне випромінювання Сонця виникає не на всій сонячній поверхні, а на так званих активних її ділянках. Одним з елементів активної ділянки є сонячні плями. Це величезні за площею неправильної форми утворення, температура яких нижча від температури фотосфери на 1500 К. Кожна сонячна пляма - це величезний електромагніт з дуже великим магнітним полем, напруга якого в 6000 разів більша, ніж напруга магнітного поля Землі. Сонячні плями з'являються групами в широтних зонах по обидва боки від сонячного екватора (від 5 до 35°) та існують від кількох годин до кількох місяців.

Комплекс описаних вище нестаціонарних явищ, що відбуваються в сонячній атмосфері, називають сонячною активністю. На даний час існують різноманітні індекси, з допомогою яких дається кількісна оцінка сонячної активності. Найбільш розповсюдженим серед них є число Вольфа (W), яке обчислюється за формулою:

W = К(19g+f), (5.1)

де g - кількість збуджених ділянок на видимому сонячному диску. У неї входить кількість груп плям, а також окремі ізольовані плями; f - загальна кількість плям незалежно від того, знаходяться вони в групах чи ні; К - емпіричний коефіцієнт.

Числа Вольфа виявляють коливання в часі. Середній період цих коливань 11 років при зміні окремих періодів від 7 до 17 років. Величина чисел Вольфа під час мінімуму сонячної активності змінюється від 0 до 11, а під час максимуму - від 40 до 240. Протягом 11-річного циклу змінюється не тільки кількість сонячних плям, але й положення зони їх утворення. Крім 11-річного циклу встановлені й більш тривалі цикли сонячної активності: 22 роки та 80 - 90 років, а також досить короткі коливання сонячної активності тривалістю 27 діб.