F - IGF UW

Wstęp do Geofizyki – Fizyka Atmosfery
Hanna Pawłowska
Instytut Geofizyki, Wydział Fizyki UW
Plan Wykładu
• Atmosfera
– Skład, bilans energetyczny, podział atmosfery, ogólna
cyrkulacja
• Dynamika atmosfery
– Skale ruchu, równania ruchu, podstawowe typy
przepływów
• Termodynamika atmosfery
– Opis powietrza suchego i wilgotnego, stabilność w
atmosferze
• Klimat, pogoda, chmury
Hanna Pawłowska
Wstęp do Geofizyki - Fizyka Atmosfery
Wykład 1
2
Literatura
• Atmospheric Science. An Introductory Survey, J.
Wallace
• Fizyka Atmosfery, Iribarne i Cho
• The Atmosphere, F. K. Lutgens, E. J. Tarbuck
• Essentials of Meteorology, C. D. Ahrens
• Meteorology Today, C. D. Ahrens
• Fundamentals of Atmospheric Physics, M. L.
Salby
• An Introduction to Dynamic Meteorology, J.
Holton
Hanna Pawłowska
Wstęp do Geofizyki - Fizyka Atmosfery
Wykład 1
3
Wykład w internecie
• http://www.igf.fuw.edu.pl/zfa
• Studia
– Pomoce do zajęć
•
– Wstęp do geofizyki dla studentów geologii
www.igf.fuw.edu.pl/wyklady/wstep_dla_geologow.html
Hanna Pawłowska
Wstęp do Geofizyki - Fizyka Atmosfery
Wykład 1
4
Wymagania.....
• Egzamin 3 części: Litosfera,Planety, Atmosfera
– Z każdej części po 50 pkt; razem 150 pkt.
– Uzyskanie więcej niż 75 pkt oznacza zdany egzamin
• Atmosfera: egzamin testowy
Hanna Pawłowska
Wstęp do Geofizyki - Fizyka Atmosfery
Wykład 1
5
Atmosfera
Atmosfera widziana ze statku kosmicznego
99% powietrza w
atmosferze znajduje
się w warstwie o
grubości 30 km
Hanna Pawłowska
Wstęp do Geofizyki - Fizyka Atmosfery
Wykład 1
6
Atmosfera i ....
http://www.crseo.ucsb.edu/
Hanna Pawłowska
Wstęp do Geofizyki - Fizyka Atmosfery
Wykład 1
7
Ziemia widziana z góry
Hanna Pawłowska
Wstęp do Geofizyki - Fizyka Atmosfery
Wykład 1
8
Skład atmosfery; Gazy stałe
Gaz
Symbol
% objętości Dlaczego ważny?
Azot
N2
78,08
biosfera
Tlen
O2
21
oddychanie
Argon
Ar
0,9
Gaz nieaktywny,
właściwie nieistotny
Hanna Pawłowska
Wstęp do Geofizyki - Fizyka Atmosfery
Wykład 1
9
Skład atmosfery; Gazy zmienne
Gaz
Symbol
% objętości
Dlaczego ważny?
Para wodna
H2O
0-4
Transport ciepła, gaz cieplarniany,
uczestniczy w tworzeniu różnych
zjawisk (chmury)
Dwutlenek węgla
CO2
0,036
Gaz cieplarniany, biosfera
(fotosynteza)
Metan
CH4
0,00017
Gaz cieplarniany, bardziej wydajny
niż CO2
Tlenek azotu
N2O
0,00003
Gaz cieplarniany
Ozon
O3
0,000004
Warstwa ozonowa, pochłania UV
0,000001
Budżet energii; tworzenie chmur
Cząstki stałe (pyły,
sadze), tzw aerozole
Hanna Pawłowska
Wstęp do Geofizyki - Fizyka Atmosfery
Wykład 1
10
Śladowe gazy w atmosferze – CO2
Hanna Pawłowska
Wstęp do Geofizyki - Fizyka Atmosfery
Wykład 1
11
Gazy śladowe w atmosferze – CO2
Hanna Pawłowska
Wstęp do Geofizyki - Fizyka Atmosfery
Wykład 1
12
Hanna Pawłowska
Wstęp do Geofizyki - Fizyka Atmosfery
Wykład 1
13
Para wodna w powietrzu
Zawartość pary wodnej w powietrzu w lipcu 1989 r. na kuli ziemskiej. Zawartość pary wodnej
w całym miesiącu jest przeliczona na mm, jak opad atmosferyczny (czyli jest to ilość wody,
która spadłaby na ziemię w postaci opadu gdyby cała para wodna znajdująca się w powietrzu
uległa skropleniu).
Źródło: NASA, projekt NVAP nt. pary wodnej http://www.cira.colostate.edu/climate/NVAP/nvapcira.htm
Hanna Pawłowska
Wstęp do Geofizyki - Fizyka Atmosfery
Wykład 1
14
Śladowe gazy w atmosferze - ozon - 1
Tlen ulega ulega fotodysocjacji pod wpływem promieniowania UV
O2 + hν → 2O
Tlen atomowy ulega następnie rekombinacji z tlenem cząsteczkowym, tworząc
ozon
O2 + O + M → O3 + M
M jest cząstką, której obecność jest potrzebna, aby zabrać nadmiar energii
produkowanej w czasie reakcji.
Ozon pod wpływem promieniowania ulega rozkładowi na tlen atomowy i
cząsteczkowy
O3 + hν → O2 + O
Hanna Pawłowska
Wstęp do Geofizyki - Fizyka Atmosfery
Wykład 1
15
Śladowe gazy w atmosferze - ozon - 2
Średni stosunek zmieszania dla ozonu ( rO ) jest największy na wysokości
3
ok. 30 km. Jednakże największe koncentracje ozonu znajduje się w dolnej
stratosferze. Spowodowane jest to gęstością powietrza, która spada
eksponencjalnie z wysokością. Zatem średnia gęstość ozonu ( ρ O) jest
3
największa na wysokości 10-20 km.
Całkowitą zawartość ozonu w kolumnie powietrza ( Σ ) mierzy się w
O3
jednostkach Dobsona (DU; Dobson Units), które odpowiadają
tysięcznej części centymetra grubości warstwy ozonowej, gdyby ją
sprowadzić całkowicie do standardowych warunków ciśnienia i
temperatury.
Hanna Pawłowska
Wstęp do Geofizyki - Fizyka Atmosfery
Wykład 1
16
Pionowy rozkład zawartości ozonu
Hanna Pawłowska
Wstęp do Geofizyki - Fizyka Atmosfery
Wykład 1
17
Rozkład śladowych gazów w atmosferze
Hanna Pawłowska
Wstęp do Geofizyki - Fizyka Atmosfery
Wykład 1
18
Aerozol atmosferyczny
Hanna Pawłowska
Wstęp do Geofizyki - Fizyka Atmosfery
Wykład 1
19
Chmury
W każdej chwili czasu około połowy naszej planety jest pokryte
chmurami
Bardzo szerokie spektrum kształtów, rozmiarów i własności
mikrofizycznych
Rozkład chmur na powierzchni Ziemi zależy bardzo silnie od dynamiki
Chmury są bardzo dobrze widoczne na zdjęciach satelitarnych, gdyż
odbijają dużą część padającego na nich promieniowania słonecznego (w
zakresie fal widzialnych). Chmury mają zatem duże znaczenie w
ustalaniu bilansu radiacyjnego Ziemi
Chmury odgrywają również istotną rolę w bilansie radiacyjnym w
zakresie promieniowania długofalowego
Chmury odgrywają istotną rolę w procesach chemicznych.
Kondensacja oraz opad są podstawowymi mechanizmami usuwania
różnych składników chemicznych z atmosfery
Hanna Pawłowska
Wstęp do Geofizyki - Fizyka Atmosfery
Wykład 1
20
Promieniowanie krótko- i długofalowe
Do Ziemi dociera promieniowanie od Słońca
W każdej chwili czasu dokładnie połowa
powierzchni Ziemi jest oświetlona przez
Słońce
Promieniowanie słoneczne nazywa się
promieniowaniem krótkofalowym ze
względu na długość fali (0,1 – 2 μm)
Hanna Pawłowska
Ziemia emituje promieniowanie zgodnie z
prawem Stefana-Boltzmanna dla ciała
doskonale czarnego
W każdej chwili czasu cała powierzchnia
Ziemi emituje promieniowanie
Promieniowanie Ziemi nazywa się
promieniowaniem termicznym lub
długofalowym ze względu na długość
fali (5 – 50 μm)
Wstęp do Geofizyki - Fizyka Atmosfery
Wykład 1
21
Spektrum promieniowania słonecznego i
ziemskiego
Energia słoneczna, promieniowanie krótkofalowe:
43% - część widzialna
49% - podczerwień
7% - nadfiolet
Promieniowanie długofalowe
Hanna Pawłowska
Wstęp do Geofizyki - Fizyka Atmosfery
Wykład 1
22
Oddziaływanie między materią i
promieniowaniem
• Rozpraszanie
Molekuły i cząsteczki
• Absorpcja
Molekuły i cząsteczki
• Emisja
Molekuły i cząsteczki, powierzchnie
• Załamanie
• Odbicie
Hanna Pawłowska
Wstęp do Geofizyki - Fizyka Atmosfery
Wykład 1
23
Oddziaływanie między cząstką i
promieniowaniem
Rozpraszanie
nieelastyczne
Absorpcja
Rozpraszanie elastyczne – długość fali pozostaje niezmieniona
Rozpraszanie quasi-elastyczne - długość fali jest przesunięta na skutek efektu
Dopplera i poszerzenia dyfuzyjnego
Rozpraszanie nieelastyczne – emitowane promieniowanie ma inna długość fali niż
promieniowanie padające
Hanna Pawłowska
Wstęp do Geofizyki - Fizyka Atmosfery
Wykład 1
24
Rozpraszanie i absorpcja światła przez małe
cząstki
rozpraszanie
Fo
Fscat
Fabs
absorpcja
(energia termiczna)
Intensywność (Fo) – ilość energii na jednostkę powierzchni [W m-2]
Fscat = C scat F0 ,
[C scat ] = m2
przekrój na rozpraszanie pojedynczej cząstki
Fabs = C abs F0 ,
[C abs ] = m2
przekrój dla absorpcji dla pojedynczej cząstki
Hanna Pawłowska
Wstęp do Geofizyki - Fizyka Atmosfery
Wykład 1
25
Rozpraszanie i absorpcja
Cext = C scat + C abs
Qext =
Qext
Cext
A
= Qscat + Qabs
przekrój dla ekstynkcji – w języku optyki
geometrycznej powierzchnia ‘cienia’ cząstki
A – przekrój cząstki
Qext – wydajność ekstynkcji
Albedo dla pojedynczego rozproszenia (single-scattering albedo)
ω=
Qscat C scat wydajnosc rozpraszania
=
=
Qext
C ext
wydajnosc ekstynkcji
Hanna Pawłowska
Wstęp do Geofizyki - Fizyka Atmosfery
Wykład 1
26
Rozpraszanie
πD p
α=
λ
α<<1 rozpraszanie Rayleigha
(cząstki małe w porównaniu z długością fali)
α≅1
rozpraszanie Mie
(cząstki porównywalne z długością fali)
α>>1 rozpraszanie geometryczne
(cząstki duże w porównaniu z długością fali)
Hanna Pawłowska
Wstęp do Geofizyki - Fizyka Atmosfery
Wykład 1
27
Rodzaje rozpraszania na cząstkach
Długość fali
padającego
promieniowania
Promień cząstki
rozpraszającej
Aerozole
Kropelki wody w
chmurze
Molekuły
Rozpraszanie Rayleigha
Rozpraszanie Mie
Kryształki lodu
Kropelki opadu
Pyły
Optyka geometryczna
πD p
α=
λ
α<<1 rozpraszanie Rayleigha, (cząstki małe w porównaniu z długością fali)
α≅1
rozpraszanie Mie, (cząstki porównywalne z długością fali)
α>>1 rozpraszanie geometryczne, (cząstki duże w porównaniu z długością fali)
Hanna Pawłowska
Wstęp do Geofizyki - Fizyka Atmosfery
Wykład 1
28
Rozpraszanie Rayleigha i rozpraszanie Mie
Hanna Pawłowska
Wstęp do Geofizyki - Fizyka Atmosfery
Wykład 1
29
Rozpraszanie Rayleigha i rozpraszanie Mie
http://hyperphysics.phy-astr.gsu.edu/Hbase/atmos/blusky.html
Hanna Pawłowska
Wstęp do Geofizyki - Fizyka Atmosfery
Wykład 1
30
Niebieskie niebo
Krótkie fale promieniowania widzialnego (niebieskie i fioletowe) są
rozpraszane przez małe cząsteczki znajdujące się w atmosferze.
Fale te zostały rozproszone w atmosferze wielokrotnie; oko ludzkie
rejestruje je jako jednorodny niebieski kolor całego nieba
Hanna Pawłowska
Wstęp do Geofizyki - Fizyka Atmosfery
Wykład 1
31
Kolor nieba przy zachodzie słońca
Przy zachodzie słońca światło przechodzi przez grubszą warstwę
atmosfery.
Krótkie długości fali (niebieskie) są rozpraszane; do oka ludzkiego
dochodzą fale o długościach odpowiadających barwie żółtej i
pomarańczowej; stad czerwony kolor zachodu słońca
Hanna Pawłowska
Wstęp do Geofizyki - Fizyka Atmosfery
Wykład 1
32
Biały kolor chmur; rozpraszanie Mie
Rozpraszanie Mie jest odpowiedzialne za biały kolor chmur;
wszystkie barwy światła widzialnego są rozpraszane w taki
sam sposób
Hanna Pawłowska
Wstęp do Geofizyki - Fizyka Atmosfery
Wykład 1
33
Rozpraszanie w chmurach
Hanna Pawłowska
Wstęp do Geofizyki - Fizyka Atmosfery
Wykład 1
34
Jak tworzy się tęcza?
Hanna Pawłowska
Wstęp do Geofizyki - Fizyka Atmosfery
Wykład 1
35
Wtórna tęcza
Kolory we wtórnej tęczy są odwrócone.
Przykładem jest tęcza, która tworzy się na opadających kroplach
deszczu.
Hanna Pawłowska
Wstęp do Geofizyki - Fizyka Atmosfery
Wykład 1
36
Rozpraszanie na kryształach
Halo
Halo powstaje gdy światło słoneczne albo z księżyca ulega
załamaniu na kryształach lodu obecnych w cienkich, wysoko
położonych chmurach (np. cirrostratus)
Hanna Pawłowska
Wstęp do Geofizyki - Fizyka Atmosfery
Wykład 1
37
Absorpcja w atmosferze
Hanna Pawłowska
Wstęp do Geofizyki - Fizyka Atmosfery
Wykład 1
38
Promieniowanie w zakresie niektórych
długości fal – właściwie większość nigdy nie
dociera do Ziemi. Są one pochłaniane
(absorbowane) w atmosferze.
Teleskopy umieszczone w przestrzeni
kosmicznej mogą obserwować
promieniowanie o wszystkich długościach
fali.
Większość promieniowania widzialnego
oraz fale radiowe docierają do Ziemi. Do
Ziemi dociera również ograniczona ilość
promieniowania ultrafioletowego oraz
podczerwonego.
Teleskopy umieszczone na orbicie ziemskiej
(od lewej): : Compton Gamma Ray
Observatory (CGRO), Chandra X-ray
Observatory, Hubble Space Telescope
(HST), and Spitzer Space Telescope.
http://amazing-space.stsci.edu/resources/explorations/groundup/lesson/basics/g17b/
Hanna Pawłowska
Wstęp do Geofizyki - Fizyka Atmosfery
Wykład 1
39
Promieniowanie przechodzące przez
atmosferę
Hanna Pawłowska
Wstęp do Geofizyki - Fizyka Atmosfery
Wykład 1
40
Absorpcja promieniowania słonecznego
http://www.globalwarmingart.com/wiki/File:Solar_Spectrum_png
Hanna Pawłowska
Wstęp do Geofizyki - Fizyka Atmosfery
Wykład 1
41
Absorpcja w atmosferze
Okno atmosferyczne
Hanna Pawłowska
Wstęp do Geofizyki - Fizyka Atmosfery
Wykład 1
42
Bilans energii
Ziemia otrzymuje (na całe szczęście) tylko małą część energii
emitowanej przez Słońce
Strumień padający
ZIEMIA
Strumień odbity
SŁOŃCE
ALBEDO=Strumień odbity/Strumień padający
Energia emitowana przez Słońce= 5,2.1027 cal/cm2/min (3630.1027 W/m2)
Energia otrzymywana na Ziemi = około 2 cal/cm2/min (1370 W/m2)
stała słoneczna
Hanna Pawłowska
Wstęp do Geofizyki - Fizyka Atmosfery
Wykład 1
43
Bilans energii
Strumień energii słonecznej, scałkowany po całym zakresie widma na
powierzchni prostopadłej do kierunku padania promieni słonecznych
położonej na orbicie Ziemi wynosi: 1370 Wm-2 (stała słoneczna S0)
Ziemia otrzymuje πR2/4 πR2 czyli ¼ strumienia
będącego stałą słoneczną, czyli 343 Wm-2
A~0.3 stanowi albedo układu Ziemia-atmosfera
πR2
Do Ziemi dociera (1-A) czyli 240 Wm-2
R
Powierzchnia ziemi 4πR2
Strumień emitowany przez Ziemię wynosi 390 Wm-2
Hanna Pawłowska
Wstęp do Geofizyki - Fizyka Atmosfery
Wykład 1
44
Opis bilansu energii
Hanna Pawłowska
Wstęp do Geofizyki - Fizyka Atmosfery
Wykład 1
45
Bilans energii
Fs =
S0
(1 − A )
4
Strumień docierający do Ziemi
Strumień promieniowania długofalowego
emitowanego przez Ziemię
1/4
⎛ (1 − A )S0 ⎞
⇒ Te = ⎜
⎟
4
σ
⎝
⎠
FL = σTe 4
Fs = FL
S0 = 1370 W
m2
, σ = 5,67 ⋅ 10 −8
W
m2 K 4
A = 0.30 → Te ≅ 255 K
A = 0.15 → Te ≅ 268 K
Dla atmosfery bez chmur
Te zmienia się o 0.5 K przy zmianie
stałej słonecznej o 10 Wm-2 (0.7%)
lub zmianie albedo o 0.005 wokół
Rp=0.3
Hanna Pawłowska
Wstęp do Geofizyki - Fizyka Atmosfery
Wykład 1
46
Bilans radiacyjny układu Ziemia-OceanAtmosfera (Z.O.A.)
Światło słoneczne (krótkie fale) docierające do górnej granicy
atmosfery
Hanna Pawłowska
Wstęp do Geofizyki - Fizyka Atmosfery
Wykład 1
47
Bilans energii słonecznej
Hanna Pawłowska
Wstęp do Geofizyki - Fizyka Atmosfery
Wykład 1
48
Efekt cieplarniany
Hanna Pawłowska
Wstęp do Geofizyki - Fizyka Atmosfery
Wykład 1
49
Efekt cieplarniany – model (1)
Wszystkie gazy
zgromadzone są w jednej
warstwie, rozłożone
równomiernie.
Warstwa gazów emituje
strumień H w dół i w górę
(całkowity strumień
wyemitowany przez
warstwę wynosi 2H).
G = σTe4 =
Atmosfera otrzymuje strumień równy (1-A)S
Hanna Pawłowska
Wstęp do Geofizyki - Fizyka Atmosfery
Wykład 1
(1 − A)S
4
Strumień energii
emitowany przez
Ziemię
50
Efekt cieplarniany – model (2)
Zewnętrzna warstwa gazów staje się teraz zewnętrzną warstwą
planety, zatem musi zrównoważyć strumień docierający:
S0 ⋅ πR2 = AS0 ⋅ πR2 + H ⋅ 4πR2
H=
(1 − A )S0
4
Bilans energii na powierzchni Ziemi:
(1 − A )S0 ⋅ πR2 + H ⋅ 4πR2 = G ⋅ 4πR2
(1 − A )S0 + H = G
4
(1 − A )S0 + (1 − A )S0
G=
4
4
(1 − A )S0
G=
2
Hanna Pawłowska
Wstęp do Geofizyki - Fizyka Atmosfery
Wykład 1
51
Efekt cieplarniany – model (3)
G=
S0
(1 − A )
2
FL = σTe 4
G = FL
S0 = 1370 W
⎛ (1 − A )S0 ⎞
⇒ Te = ⎜
⎟
⎝ 2σ
⎠
m2
1/4
, σ = 5,67 ⋅ 10 −8
W
m2 K 4
A = 0.30 → Te ≅ 303 K = 30C
A = 0.15 → Te ≅ 318 K = 45C
A = 0.30 → Te ≅ 255 K = −18C
A = 0.15 → Te ≅ 268 K = −5C
Hanna Pawłowska
Wstęp do Geofizyki - Fizyka Atmosfery
Bez uwzględnienia
efektu cieplarnianego
Wykład 1
52
Układ Z.O.A. ogrzewa się na skutek promieniowania
docierającego do górnej granicy atmosfery
Krótkie fale, w szczególności światło widzialne
Hanna Pawłowska
Wstęp do Geofizyki - Fizyka Atmosfery
Wykład 1
53
Układ Z.O.A. emituje promieniowanie w podczerwieni
Hanna Pawłowska
Wstęp do Geofizyki - Fizyka Atmosfery
Wykład 1
54
Układ Z.O.A. Ochładza się emitując w przestrzeń kosmiczną
promieniowanie w zakresie: fal podczerwonych
Hanna Pawłowska
Wstęp do Geofizyki - Fizyka Atmosfery
Wykład 1
55
Wypadkowa wartość promieniowania układu Z.O.A. jest obliczana przez
odjęcie promieniowania podczerwonego emitowanego przez Ziemię od
promieniowania widzialnego otrzymywanego od Słońca
Promieniowanie wypadkowe =
Promieniowanie krótkofalowe –
Promieniowanie widzialne
Hanna Pawłowska
Wstęp do Geofizyki - Fizyka Atmosfery
Wykład 1
56
Strefa równikowa dostaje zawsze więcej energii niż rejony
biegunowe
⇒ Konieczność istnienia mechanizmu, prowadzącego do wyrównania różnic
Hanna Pawłowska
Wstęp do Geofizyki - Fizyka Atmosfery
Wykład 1
57