ВУЗ: Не указан
Категория: Не указан
Дисциплина: Не указана
Добавлен: 10.07.2024
Просмотров: 102
Скачиваний: 0
в температурном режиме двух слоев в большей степени ответ ственны и за их особенности.
Так как в тропосфере содержится почти весь атмосферный водяной шар, то погода на Земле зависит в основном от условий, складывающихся в этом относительно тонком слое. Придавая большое значение тропосфере (и из-за отсутствия информации о стратосфере), метеорологи до второй мировой войны часто игно рировали высокие слои атмосферы. С 1950 г., однако, знания об атмосфере пополнили данные наблюдений с самолетов, летав ших на больших высотах. Большая часть реактивных самолетов гражданской авиации летает сейчас «выше погоды», на высоте 10—12 км, т. е. в нижних слоях стратосферы. Новые сверхзвуко вые самолеты, способные за 2—3 часа пересечь Атлантику, лета ют на высоте 15—21 км, где воздух сильно разрежен. Некоторые военные самолеты поднимаются до 80 км,-т. е. выше стратосфе ры. Информацию о ближнем 30-километровом слое атмосферы мы получаем все же в основном с помощью радиозондов — радио датчиков давления, температуры и влажности, посылаемых на воздушных шарах. В слой от 30 до 100 км приборы поднимаются метеорологическими ракетами. Они сбрасывают также радио локационные отражатели, за спуском которых затем следят на земные радиолокаторы, чтобы получить данные о скорости и на правлении ветра на разных уровнях атмосферы.
В результате высотных исследований обнаружено, в частно сти, четкое расслоение верхней атмосферы. Каждый из слоев имеет отличительные физические и химические характеристики, отделен от другого узкой переходной зоной. Эти зоны называют ся граничными поверхностями, или паузами. Мы уже видели, что ближайший к Земле слой, тропосфера, отделен от стратосфе ры, лежащей выше, тропопаузой, высота которой меняется от 8 до 16 км. Стратосфера чрезвычайно сухая и имеет почти одина ковую среднюю температуру, около —60° С у основания нижнего слоя. К высоте 50—60 км температура возрастает до 10° С. Этот
стойкий пограничный |
температурный |
максимум — стратопау |
за, которая отделяет |
стратосферу от |
лежащей выше мезо |
сферы.
Сравнительно высокая температура стратолаузы примерно такая же, как на уровне Земли; она, вероятно, является резуль татом полного поглощения солнечной ультрафиолетовой и инфра красной радиации озонным слоем. Недавно было установлено, что в стратосфере иногда происходят внезапные потепления. В мезо сфере, однако, количество озона уменьшается, поэтому средняя температура там значительно ниже, чем в нижней стратосфере (около —70° С на высоте примерно 80 км). Устойчивый темпера турный минимум, известный как мезопауза, отделяет мезосферу от вышележащего слоя атмосферы — термосферы.
21
Термосферу чаще называют ионосферой, потому что на этой высоте атмосферные газы становятся ионизованными, то есть диссоциируют на отдельные электрически заряженные частицы. Так как эти ионизованные частицы отражают электромагнитные волны, то термосфера имеет большую практическую ценность — благодаря ей возможна дальняя радиосвязь. Однако вследствие ее способности подобно зеркалу отражать радиоволны мы очень мало знаем о том, что происходит за отражающей поверхностью, мы мало знаем о термосфере. По-видимому, температура в ней быстро растет с высотой, так как молекулярный и атомарный кис лород и азот поглощают ультрафиолетовую радиацию Солнца. Измерения температуры, выполненные с помощью спутников на разных высотах термосферы, показали, что ее температура очень высока. Но имеются различия между полярными и экваториаль ными широтами. В средней термосфере над экватором темпера тура составляет 925° С, а над Северным полюсом — 1480° С.
По мере увеличения информации, получаемой с помощью ракет и спутников, мы будем узнавать новое не только о свой ствах термосферы, но и о тех слоях, что лежат выше ее.
3Тепловой баланс Земли
иатмосферы
Среди всех планет солнечной системы Земля — единственная планета с умеренной температурой, не очень горячая, не очень холодная; средняя температура ее поверхности составляет при мерно 10° С. Так как эта цифра, несмотря на небольшие ежегод ные изменения, остается почти постоянной в течение столетий, то отсюда следует, что Земля и атмосфера должны возвращать в космос почти столько же энергии, сколько получают от Солн ца. Если это равновесие между приходящей и уходящей энергией нарушится, температура Земли и, следовательно, климат начнут изменяться. (Как мы увидим в главе 12, значительные колеба ния температуры Земли действительно происходили в прошлом, но в настоящее время мы можем говорить о равенстве поступле ния и ухода энергии, если рассматривать среднюю температуру Земли.) Баланс энергии приводит к некоторым важным след ствиям, которые обязательно надо учитывать в метеорологиче ских исследованиях.
Солнце является источником почти всей энергии на Земле. Любая другая звезда или планета и недра Земли дают так мало тепла земной поверхности по сравнению с Солнцем, что ими мож но пренебречь. Хотя среди миллиардов звезд нашей Галактики Солнце является лишь средней звездой, его диаметр все же в 110 раз больше диаметра Земли. Вследствие этого, а также потому что Солнце находится относительно близко к Земле (от 145 до 150 млн. км), оно является главным источником энергии, посту пающей на Землю. Но даже несмотря на это, только около одной двухмиллиардной доли энергии, излучаемой Солнцем, приходит к верхней границе земной атмосферы, остальная же часть теряется или поглощается в космическом пространстве.
23
Солнце представляет собой газообразную сферу, температура поверхности которой около 6275° С. Полагают, что энергия Солн ца создается в результате слияния атомов водорода с образова
нием гелия — процесса, происходящего |
в глубоких слоях Солн |
ца. Затем энергия переизлучается от |
одного слоя к другому |
и поступает на поверхность Солнца, которая излучает ее равно мерно во всех направлениях. На Землю энергия Солнца приходит в виде электромагнитных волн и потока ионизован ных частиц. Поглощенная Землей энергия превращается в тепло, которое и нагревает Землю. Земля в свою очередь также излучает энергию; длина волны и количество этой энергии зависят от типа и температуры излучающей поверхности. Любое тело испускает лучистую энергию с длиной волны, обратно пропорциональной температуре его поверхности; другими словами, чем выше тем пература, тем короче длина волны того излучения, которое излучается телом. Полное количество энергии, излучаемое телом, пропорционально четвертой степени его абсолютной температуры, т. е. его действительной температуры плюс 273 . Поскольку Солн це имеет очень высокую температуру, оно излучает/ огромное
Длина |
волны — это расстояние |
между |
двумя соседними гребня |
ми волны; частота — это число гребней, проходящих мимо фик сированной точки в каждую се кунду.
ѵ>лл/ѵ>ллллллллллаплллллллллллллллллллЦХлллл.
а ) |
б ) |
в) Земля |
Спектр солнечной радиации с относительными долями рентге новских, ультрафиолетовых, видимых и инфракрасных лучей, получен ных и поглощенных земной атмосферой. Длина стрелок пропорциональна количеству энергии, которую несет излучение в каждой полосе длин волн. Большая часть солнечной радиации приходится на видимый свет.
Радиация: а — поступающая в атмосферу, |
б — поглощенная атмосферой, в |
достигающая земной |
поверхности. |
24
количество главным образом коротковолновой радиации, тогда как более холодная Земля излучает меньше и в основном длинно волновую радиацию. 99% энергии солнечного излучения прихо дится на длину волны между 0,15 и 4 мкм (микрон; мкм — одна миллионная метра). Максимум излучения приходится на длину волны около 0,47 мкм. Около половины всей энергии, излучае мой Солнцем, приходится на полосу длин волн между 0,38 и 0,77 мкм, видимую человеческим глазом и воспринимаемую как свет. Оставшаяся радиация составляет более коротковолновую (ультрафиолетовую) и более длинноволновую (инфракрасную) радиацию.
Количество солнечной радиации, поступившей в атмосферу, зависит главным образом от угла падения солнечных лучей на земную поверхность и от продолжительности дня. Поэтому наи большая часть солнечной радиации достигает верхней границы атмосферы над полюсами в середине лета, когда земная ось так наклонена к Солнцу, что радиация поступает на поверхность Земли от высоко стоящего на небе Солнца. Но так как Земля ближе всего к Солнцу в середине лета южного полушария (при близительно 145 млн. км), чем в середине лета северного полуша рия (примерно 150 млн. км), то к южному полюсу поступает не сколько больше солнечной энергии, чем к северному. Однако это полушарие не становится теплее северного из-за характерной осо
бенности: наличия |
большей массы льдов, очень суровой зимы |
и холодного океана |
в южном полушарии. |
Количество солнечной энергии, поступающей в единицу вре мени на единичную площадку, расположенную на верхней гра нице земной атмосферы, под прямым углом к солнечным лучам при среднем расстоянии Земли от Солнца, называется солнечной постоянной. Согласно измерениям, выполненным с помощью ра кет и спутников, эта величина почти точно равна 2 кал/(ем2 • мин). (Калория, кал. — это количество тепла, необходимое, чтобы по высить температуру 1 г воды на 1° С.) Мощность солнечного излу чения, поступающего на каждый квадратный километр атмосфе ры, расположенной под прямым углом к солнечным лучам, равна мощности тысячи очень больших электростанций.
Итак, приток солнечной энергии к верхней границе атмосфе ры поистине колоссален. Однако менее половины ее достигает поверхности Земли. Мы видели в главе 2, как в верхних слоях атмосферы поглощается ультрафиолетовая радиация, как она превращает кислород в озон. Только небольшое количество уль трафиолетовых лучей достигает Земли. Без озонного экрана, за щищающего нас от ультрафиолетовой радиации, жизнь на Зем ле, вероятно, развивалась бы иначе. А если бы озонный слой вдруг на мгновение исчез, Солнце сильно обожгло бы нас и,
25
Вдни весеннего и осеннего
равноденствия солнечные лучи в полдень падают под прямым уг лом к экватору (-А) и более косо в высоких широтах (В и С), поэто му на единицу поверхности здесь приходит значительно меньше энер гии, чем на экваторе. Количество тепла, поступающего в какую-либо точку земной поверхности, зависит от угла падения солнечных лучей; этот угол меняется с широтой. Кар ты распределения температуры:
а — в январе, б — в июле.
возможно, ослепило бы. Но в образовании озона участвует только небольшая часть радиации, вошедшей в атмосферу. Основная масса солнечной энергии проходит через атмосферу практически не изменяясь, пока не достигнет плотной нижней тропосферы, содержащей водяной пар, облака и пылевые частицы. Здесь сол нечные лучи сильно поглощаются, синие рассеиваются и отража ются обратно в космическое пространство.
Углекислый газ, кислород и водяной пар поглощают около 9% прямой солнечной энергии, которая поступает в тропосферу, и примерно 10% отраженной от облаков и атмосферных приме сей. Таким образом, 19% солнечной энергии идет непосредствен но на нагревание атмосферы. Остальная часть энергии теряет ся в космическом пространстве или поглощается верхним слоем Земли, чтобы потом вернуться в атмосферу.
По мере того как солнечная радиация, главным образом в виде света, проходит через нижние слои атмосферы, она рас сеивается частицами примерно того же размера, что и длина све товых волн. Избирательное рассеяние является причиной голу бого цвета неба, так как коротковолновое излучение (голубое) рассеивается легче, чем длинноволновое (красное). Но когда воз дух сильно засорен мелкими частицами, например, дыма, то рассеивается длинноволновая радиация, небо краснеет или сере ет, голубой цвет исчезает. (По этой же причине дым трубки или сигареты кажется голубым, хотя мельчайшие частички дыма имеют коричневый цвет; это происходит потому, что мельчай шие частички табачного дыма рассеивают коротковолновые го лубые лучи. Если дым втянуть в рот, то каждая частица покро ется тонким слоем влаги и увеличится в размерах. Теперь эти частицы рассеивают уже лучи более длинных волн, отчего та бачный дым, выходящий изо рта и носа, приобретает серый цвет.) Именно поэтому небо, очень синее во многих засушливых странах, приобретает серый цвет и утрачивает голубизну даже при отсут ствии облаков в индустриальных районах Европы и Северной Америки. Солнечный свет состоит здесь главным образом из длин новолновых красных и оранжевых лучей, которые проходят че рез атмосферу практически не рассеиваясь. Этим объясняется на рассвете или перед заходом солнца (когда его лучи соверша ют самый длинный путь через влажные загрязненные нижние слои атмосферы) оранжевый, а ближе к горизонту красный цвет не очень яркого солнечного диска на фоне бледно-голубого неба. Во время восхода и захода, когда Солнце стоит достаточно низ ко над горизонтом, его лучи, отражаясь от основания облаков, красочно расцвечивают небо, что издавна приводит в восторг поэтов, художников и фотографов.
Частицы с размерами, превышающими длину волны, ско рее отражают свет, чем рассеивают его, другими словами, они
27