Fizyka Atmosfery - Instytut Geofizyki

Transkrypt

Wstęp do Geofizyki
Hanna Pawłowska
Instytut Geofizyki, Wydział Fizyki, Uniwersytet Warszawski
Wykład 2
Wstęp do Geofizyki - Fizyka atmosfery
2 /47
http://climatescience.jpl.nasa.gov/images/ccs/earth_energy-780x551.jpg
3 /47

Słońce promieniuje energię jak ciało
doskonale czarne o temperaturze ok.
6000 K

Widmo promieniowania jest opisane
prawem Plancka

Całkowita ilość energii
wypromieniowanej przez jednostkę
powierzchni ciała doskonale czarnego
E= T4 (prawo Stefana-Boltzmanna)

Maksimum energii promieniowania
przypada na długość)
max1/T (prawo Wiena)
dla promieniowania słonecznego
max=0,5 m (kolor zielony)

44% energii jest w zakresie widzialnym
(0,38-0,78 m)
4 /47
1m
10m
5 /47

Promieniowanie
słoneczne
 T 6 000 K
 0,3 – 3 m
 Promieniowanie
krótkofalowe

Promieniowanie
termiczne Ziemi
 T 288 K (15 C)
 4 – 20 m
 Promieniowanie
długofalowe
6 /47
7 /47

Na szczycie atmosfery teleskopy
umieszczone w przestrzeni kosmicznej
obserwują promieniowanie o wszystkich
długościach fali.

Promieniowanie w zakresie niektórych
długości fal (właściwie większość) nigdy
nie dociera do powierzchni Ziemi. Są
one pochłaniane (absorbowane) w
atmosferze.

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/
8 /47
9 /47
Promieniowanie słoneczne
0,1 nm
Molekuły
1 nm
10 nm
100 nm
Promieniowanie termiczne
1 m
Aerozole
Kropelki chmurowe
10 m
100 m
promień
Kryształki lodu
Krople opadu
Pyły
Sposób rozpraszania zależy od stosunku rozmiaru cząstki rozpraszającej (Dp) do długości
fali padającego promieniowania ()
 Dp


<<1 rozpraszanie Rayleigha, (cząstki małe w porównaniu z długością fali)
1 rozpraszanie Mie, (rozmiary cząstek porównywalne z długością fali)
>>1 obszar „geometryczny”, (cząstki duże w porównaniu z długością fali)
10 /47
Rozpraszanie światła
w atmosferze
Molekuły powietrza
rozmiar dużo mniejszy od
długości fali światła.
Najlepiej rozpraszany jest kolor
niebieski
Aerozole, kropelki wody w
chmurze
rozmiar porównywalny z
długością światła widzialnego.
Wszystkie długości fali są równie
dobrze rozpraszane - światło
białe
Kryształki lodu, krople opadu,
pyły.
Wszystkie długości fali są równie
dobrze rozpraszane. Większa
cześć światła rozpraszana jest
‘do przodu’.
11 /47
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
12 /47
Z górnej części nieba
rozpraszanie Rayleigha jest
dominujące. Rozpraszanie Mie
kieruje znaczną część
promieniowania ‘do przodu’.
Ponieważ rozpraszanie
Rayleigha najlepiej rozprasza
kolor niebieski, to widzimy
niebo w kolorze niebieskim.
Kiedy w powietrzu są duże cząsteczki, przeważająca
ilość światła rozpraszana jest ‘do przodu’ (rozpraszanie
Mie). Rozpraszanie nie zależy od długości fali; dlatego
widzimy białe oślepiające otoczenie wokół słońca.
http://hyperphysics.phy-astr.gsu.edu/Hbase/atmos/blusky.html
13 /47
Rozpraszanie Mie jest odpowiedzialne za biały kolor chmur;
wszystkie barwy światła widzialnego są rozpraszane w taki sam sposób
14 /47
15 /47
Promieniowanie słoneczne na szczycie
atmosfery
5250 °C widmo ciała doskonale
czarnego
Promieniowanie na
poziomie ziemi
16 /47
H 2O
CO2
17 /47
18 /47
Układ klimatyczny Ziemi (atmosfera, lądy, oceany) jest zasilany energią
słoneczną.
Słońce nie ogrzewa Ziemi równomiernie. Rejony równikowe otrzymują
więcej energii niż obszary biegunowe.
Atmosfera i oceany pracują, ażeby rozprowadzić energię i wyrównać
skutki nierównomiernego nagrzewania.
Energia jest rozprowadzana nie tylko horyzontalnie pomiędzy rejony
równikowe i biegunowe, ale również w pionie.
Astronaut photograph ISS015-E-10469, courtesy NASA/JSC Gateway to
Astronaut Photography of Earth
19 /47
W każdej chwili czasu dokładnie połowa powierzchni
Ziemi jest oświetlona przez Słońce
Ziemia emituje promieniowanie zgodnie z prawem
Stefana-Boltzmanna
Promieniowanie słoneczne nazywa się
promieniowaniem krótkofalowym ze względu na
długość fali (0,1 – 2 m)
W każdej chwili czasu cała powierzchnia Ziemi emituje
promieniowanie
Promieniowanie Ziemi nazywa się promieniowaniem
termicznym lub długofalowym ze względu na długość
fali (5 – 50 m)
20 /47
Powierzchnia Słońca ma temperaturę ok. 5 800 K (o. 5 500 C). W tej temperaturze
przeważająca część energii jest emitowana w zakresie widzialnym i bliskiej podczerwieni.
Ziemia jest położona w odległości ok. 150 mln km od Słońca.
Dociera do niej ok. 1 360 W na każdy m2 powierzchni położonej prostopadle do padających
promieni słonecznych.
Jest to tzw. stała słoneczna.
W rzeczywistości wartość ta nie jest stała i zmienia się nieznacznie na skutek cyklicznej
zmiany aktywności Słońca.
Żarówka o mocy 60W dostarcza w odległości 1 m ok.
5 W na m2 powierzchni.
Astronauta w przestrzeni kosmicznej otrzymywałby
promieniowanie równoważne emisji 260 żarówek
60W umieszczonych w odległości 1 m od niego.
1m
21 /47
Rozkład energii
dochodzącej do Ziemi
Energia dochodząca od
Słońca nie oświetla
jednorodnie Ziemi.
Jedna z półkul jest zawsze
ciemna.
Na półkuli oświetlanej
przez światło słoneczne
tylko powierzchnia na którą
promienie padają
prostopadle otrzymuje
maksymalną ilość energii.
Na rysunku czerwone linie
pokazują powierzchnie,
które otrzymują jednakową
ilość energii.
/47
22
Powierzchnia prostopadła
do padającego
promieniowania
słonecznego = R2, gdzie Rpromień Ziemi
Całkowita ilość energii = stała słoneczna x powierzchnia prostopadła do padającego
promieniowania
1 360 W/m2 x
R2
Energia ta rozłożona po całej powierzchni Ziemi (powierzchnia kuli - 4 R2) daje wartość:
(1 360 x R2)/ 4 R2 czyli ¼ stałej słonecznej.
Średnio do Ziemi dociera ok. 340 W/m2
23 /47
24 /47
25 /47
NASA map by Robert Simmon, based
on CERES data
Ilość energii słonecznej zaabsorbowanej przez Ziemię zależy od tego ile energii jest odbitej przez
układ Ziemia- Atmosfera.
Rysunek wykonany na podstawie obserwacji satelitarnych pokazuje średnią ilość energii ( w Watach
na metr kwadratowy) odbijanej przez Ziemię i atmosferę we wrześniu 2008.
Wzdłuż równika chmury odbijają znaczącą ilość energii słonecznej. Podobnie piasek Sahary odbija
dużą część promieniowania. We wrześniu żaden z biegunów nie otrzymuje dużej ilości energii,
dlatego mało energii jest odbijane, pomimo tego że obszary te pokryte są lodem i śniegiem, który
bardzo dobrze odbija promieniowanie .
26 /47
Albedo – to stosunek ilości promieniowania odbitego do padającego, jest parametrem
określającym zdolność odbijania promieni przez daną powierzchnię.
27 /47
on CERES data
Rysunek pokazuje wypadkowe promieniowanie (promieniowanie słoneczne minus
promieniowanie odbite i promieniowanie emitowane przez Ziemię) we wrześniu 2008.
Obszary okołorównikowe absorbują średnio ok. 200 Wm2 więcej energii (kolor pomarańczowy i
czerwony) niż odbijają lub emitują
Obszary okołobiegunowe wyromieniowują lub odbijają ok. 200 W/m2 energii więcej (kolor zielony
i niebieski) niż jej otrzymują.
Średnie szerokości geograficzne są średnio w równowadze.
28 /47




Określenie dokładnych wartości strumieni
energii jest przedmiotem dokładnych badań
nad klimatem
Istnieją różne oszacowania, z których każde
obarczone jest niepewnością
Oszacowania te bazują na pomiarach
satelitarnych, naziemnych oraz modelach
numerycznych
Dane w tym wykładzie pochodzą w
obserwacji satelitarnych
29 /47
340 W/m2
w atmosferze
na powierzchni
Ziemi
na szczycie
atmosfery
30 /47
Dochodzące promieniowanie
słoneczne (340 W/m2)
NASA illustration by Robert Simmon. Astronaut photograph ISS013-E-8948
31 /47
on CERES data
Promieniowanie absorbowane przez Ziemię i atmosferę jest równoważone przez promieniowanie
termiczne emitowane przez Ziemię i atmosferę.
Rysunek pokazuje emitowane promieniowanie termiczne na podstawie obserwacji satelitarnych we
wrześniu 2008.
Najwięcej energii jest emitowanej z obszarów na północ i południe od równika, gdzie ziemia jest
ciepła i nie ma chmur, które przeszkadzają w ucieczce promieniowania
32 /47
energia emitowana przez ciało
doskonale czarne T4
600
energia /m2
500
400
300
200
100
0
-70 -60 -50 -40 -30 -20 -10 0 10 20 30
Temperatuta (C)
33 /47
Chmury konwekcyjne transportują energię z powierzchni Ziemi.
Ogrzewanie słoneczne powoduje parowanie wody.
Ciepłe, wilgotne powietrze unosi się do góry przenosząc energię od powierzchni Ziemi do atmosfery.
Energia ta jest uwalniana do atmosfery kiedy wilgotne powietrze kondensuje tworząc chmury.
34 /47
`konwekcja i przemiany fazowe

Przewodnictwo

Konwekcja – przewodzenie ciepła przez
poruszający się płyn
 W meteorologii konwekcja to
pionowa wymiana ciepła,
horyzontalna wymiana ciepła to
adwekcja

Przemiany fazowe wody

Promieniowanie
 Prawo Wiena
max 
`promieniowanie
const
T
 Prawo Stefana-Boltzmanna
E  T 4
35 /47
25%
parowanie
5%
konwekcja
17%
wypadkowa
emisja
termiczna
36 /47
Cienkie wysokie chmury cirrus pozwalają na przechodzenie prawie w całości
promieniowaniu słonecznemu, ale blokują dużą część energii emitowanej przez Ziemię
(wierzchołki chmur mają temperaturę znacznie niższą od temperatury powierzchni
Ziemi).
Chmury konwekcyjne odbijają znaczna część promieniowania słonecznego i blokują część
promieniowania termicznego emitowanego przez Ziemię (zależnie od położenia
37 /47
wierzchołków.
Atmosfera absorbuje 23% promieniowania słonecznego,
powierzchnia Ziemi absorbuje 48% (razem 71%).
Atmosfera emituje ciepło równoważne 59% dochodzącego
promieniowania słonecznego, a powierzchnia Ziemi emituje
tylko 12% (razem 71%).
Najwięcej ogrzewania poprzez promieniowanie słoneczne
zachodzi na powierzchni Ziemi.
Najwięcej chłodzenia poprzez emisję promieniowania
termicznego zachodzi w atmosferze.
38 /47
NASA illustration by Robert Simmon. Astronaut photograph ISS017-E-13859
39 /47
NASA illustration by Robert Simmon, adapted from Trenberth et al. 2009, using CERES flux estimates provided by Norman Loeb
40 /47
Czynniki, które zmieniają równowagę pomiędzy dochodzącym i wychodzącym z
układu klimatycznego promieniowaniem nazywane są wymuszeniami.
Naturalne czynniki wymuszające to np. wybuchy wulkanów.
Antropogeniczne wymuszenia to zanieczyszczenia powietrza i gazy cieplarniane.
http://earthobservatory.nasa.gov/Features/EnergyBalance/images
41 /47
http://www.nasa.gov/images/content/113816main_solar_radiation.jpg
Credit: NASA/Goddard Space Flight Center Scientific Visualization Studio
Pomiary z satelity Clouds and the Earth's Radiant Energy System (CERES) :odbite promieniowanie słoneczne i
wyemitowane promieniowanie termiczne 1 stycznia 2002.
Najjaśniejsze kolory pokazują obszary głębokich chmur konwekcyjny, które zarazem odbijają dużo promieniowania
słonecznego oraz skutecznie blokują energię emitowaną przez Ziemię .
Z badań wynika, że więcej energii jest absorbowanej niż emitowanej. Nierównowaga wynosi 0,85 W/m2. Taka
nierównowaga mogłaby spowodować wzrost temperatury średniej o ok. 6 °C w końcu obecnego stulecia.
42 /47
43 /47
1. Promieniowanie
słoneczne
przechodzi przez
atmosferę
3. Promieniowanie termiczne
jest pochłaniane przez gazy
cieplarniane i emitowane we
wszystkich kierunkach
Gazy cieplarniane
2. Ziemia ogrzewa się i emituje
promieniowanie termiczne
Gazy
44 /47
Strumień energii docierającej do Ziemi = strumień energii emitowanej przez Ziemię
Fs 
S0
1  A
4
FL  Te 4
Fs  FL
So
1  A  Te4
4
 1  AS0 
Te  

4



1/ 4
45 /47
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).
Atmosfera otrzymuje strumień równy (1-A)S
46 /47
So
S
 A o H
4
4
1  A
So
H G
4
H
G
1  AS0
4
1  AS0 1  AS0
4
1  AS0
G
2

4
FL  Te 4
G  FL
Bez efektu cieplarnianego
1  AS0 
 Te  

 2 
1/ 4
47 /47

Fizyka Atmosfery - Instytut Geofizyki

Transkrypt

Podobne dokumenty

M - Instytut Geofizyki

pobrano z serwisu Fizyka Dla Ka ż

Siła gradientu ciśnienia