wykład 1

Fizyka Atmosfery
Hanna Pawłowska
1

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
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
3

Wykłady w internecie
• www.igf.fuw.edu.pl/zfa
• Studia
• Pomoce do zajęć
–Wstęp do geofizyki dla fizyków
• Wykłady nazywają się wykład_1, wykład_2 itd..
• Każdy z wykładów również został podzielony na
mniejsze części, żeby zmniejszyć wielkość zbiorów.
Części poszczególnych wykładów są w zbiorach:
wykład_1a, wykład_1b itd..
4

Wymagania...
• Egzamin pisemny
• 3 części : Litosfera, Planetologia, Atmosfera
• W każdej części po 50 punktów
• Egzamin TESTOWY z części ATMOSFERA
• Maksymalnie do zdobycia 150 pkt
• Egzamin zdany jeśli suma punktów > 75
• Najlepiej umieć WZYSTKO
5

Atmosfera - 1
6

Atmosfera - 2
Atmosfera widziana ze statku kosmicznego
7

Atmosfera - 3
Atmosfera
8

Skład atmosfery – gazy
stałe
Gaz Symbol %
objętości
Dlaczego ważny?
Azot N 2 78,08 biosfera
Tlen O 2 21 oddychanie
Argon Ar 0,9 Gaz nieaktywny,
właściwie nieistotny
9

Skład atmosfery - gazy zmienne
Gaz Symbol %
objętości
Dlaczego ważny?
Para wodna H 2 O 0-4 Transport ciepła, gaz cieplarniany,
uczestniczy w tworzeniu różnych
zjawisk (chmury)
Dwutlenek węgla CO 2 0,036 Gaz cieplarniany, biosfera
(fotosynteza)
Metan CH 4 0,00017 Gaz cieplarniany, bardziej wydajny
niż CO 2
Tlenek azotu N 2 O 0,00003 Gaz cieplarniany
Ozon O 3 0,000004 Warstwa ozonowa, pochłania UV
Cząstki stałe (pyły,
sadze), tzw aerozole
0,000001 Budżet energii; tworzenie chmur
10

Powstanie atmosfery - 1
• Układ słoneczny powstał ze skondensowania chmury
pyłów i gazów... Ok. 4,6 miliarda lat temu
• Atmosfery Ziemi, Wenus i Marsa powstały w wyniku
wydzielania się gazów z wnętrza nowo powstałych planet
• Początkowo atmosfera składała się z
• Dwutlenku węgla (CO 2 )
• Azotu (N 2 )
• Pary wodnej (H 2 O)
• Śladowych ilości wodoru (H 2 )
11

Powstanie atmosfery - 2
Obecny skład atmosfery różni się od składu pierwotnego
• Większość pary wodnej skondensowała (w miarę
ochładzania atmosfery) – powstały oceany
• Większość CO 2 zostało rozpuszczone w oceanie i
stworzyło skały węglanowe (wapienie). Oblicza się, że na
każdą cząsteczkę CO 2 10 5 cząstek zostało uwięzionych w
skałach
• NO 2 , jako gaz nieaktywny chemicznie, nierozpuszczalny w
wodzie i nie ulegający kondensacji pozostał w atmosferze
w początkowej ilości
• Gwałtowny wzrost ilości tlenu O 2 nastąpił jako produkt
fotosyntezy. Obecny poziom O 2 został osiągnięty ok. 400
mln lat temu
12

Powstawanie atmosfery – zawartość tlenu
400 mln lat
13

Oddziaływanie promieniowania z materią
14

Gazy śladowe
• Dwutlenek węgla
• Para wodna
• Ozon
• Aerozole (nie tylko gazy!)
15

Ilość gazów śladowych
Często używane Poprawne Oznacza
ppm (części na milion) µmol / mol = 10 -6
(micromol / mol)
1 na 1 000 000
ppb (części na miliard) nmol / mol = 10 -9
(nanomol / mol)
1 na 1 000 000 000
ppt (części na bilion) pmol / mol = 10 -12
(pikomol / mol)
1 na 1 000 000 000 000
16

Gazy cieplarniane
17

Śladowe gazy w atmosferze – CO 2
18

Gazy śladowe w atmosferze – CO 2
19

Gazy śladowe – metan CH 4
Bakterie produkujące metan można znaleźć w przewodzie
pokarmowym przeżuwaczy
Metan jest emitowany do
atmosfery z pól ryżowych
bagien i torfowisk
20

Obieg wody w atmosferze
21

Para wodna
Całkowita ilość
dostępnej wody
opadowej
Σ
i
=
∞
∫
0
1
=
g
ρ dz
i
p s
∫
0
rdp
i
dp = −ρgdz
22

Śladowe gazy w atmosferze - ozon -
1
Pierwsze prymitywne formy roślinne rozwinęły się głęboko w oceanie.
Atmosfera ziemska zawierała bardzo mało tlenu, a szkodliwe promieniowanie
ultrafioletowe dochodziło bez przeszkód do powierzchni Ziemi.
W wyniku fotosyntezy rośliny uwalniały tlen, który natychmiast ulegał
fotodysocjacji pod wpływem promieniowania UV
Tlen atomowy ulegał następnie rekombinacji z tlenem cząsteczkowym,
tworząc ozon
O O + M → O +
2
O + hν
2O
2
→
+
3
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
O h → O + O
3
+ ν
2
M
23

Śladowe gazy w atmosferze - ozon -
2
Średni stosunek zmieszania dla ozonu ( ) jest największy na wysokości
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 O3
) jest
największa na wysokości 10-20 km.
r O3
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.
24

Zmiany zawartości ozonu nad biegunem południowym
Zielona linia: zawartość ozonu w
dniu 1 stycznia 2001
Zielona linia: aktualny rozkład temperatury
Czerwona linia: rozkł. Temp. 1 stycznia 2001
Niebieska linia: najniższa temperatura
25

Rozkład śladowych gazów w atmosferze
26

Aerozol atmosferyczny
27

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
28

Struktura pionowa atmosfery
Pionowa zmienność temperatury
wyznacza podział atmosfery na 4
główne warstwy :
• Troposfera : warstwa zmienna
(0-12km w średnich
szerokościach). Zachodzą w niej
główne zjawiska meteorologiczne
(chmury, opady…). To również
miejsce gdzie znajdują się
organizmy żywe.
• Stratosfera : 12 do 45 km
• Mezosfera lub warswa ciepła : 45
do 80 km
• Termosfera lub Jonosfera:
powyżej de 80 km
29

Podział atmosfery
30

Atmosfera i ...
Litosfera
Oceany
Biosfera
Kriosfera
31

Promieniowanie – źródła
energii

Spektrum promieniowania słonecznego i
ziemskiego
Energia słoneczna:
43% - część widzialna
49% - podczerwień
7% - nadfiolet
33

Słońce emituje fale elektromagnetyczne w zakresie :
• widzialnym ;
• nadfioletowym ;
• podczerwonym
Let the sun shine…
… and the guy burns
34

Fale i materia
35

Promieniowanie słoneczne
Słońce jest gazową sferą o promieniu 6.96×10 5 km i masie 1.99×10 30 kg
Składa się w 2/3 z wodoru i 1/3 z helu. Zewnętrzna warstwa o grubości 500 km
(fotosfera) emituje promieniowanie otrzymywane przez Ziemię. Odpowiada to
ciału doskonale czarnemu o temp. 6000K. Spektrum promieniowania
słonecznego dochodzącego do górnej granicy atmosfery jest takie jakby było
wyemitowane przez ciało o temp. 5777K.
2 −5
F
B
( λ)
2πc
=
ch / k
e
λ
hλ
T
−1
Spektrum
promieniowania dla
ciała o temp. 300K
0.5μm
10μm
36

Promieniowanie ciała doskonale czarnego
F
B
( λ)
=
2πc
e
2
ch / kλT
−5
hλ
−1
max
( λ)
∂FB
= 0 ⇒
∂λ
λ = 0.48μm
słońce
,
2.897 × 10
λmax
=
T
λ = 10μm
max
ziemia
6
Słońce wypromieniowuje 2×10 5
więcej energii na m 2 niż ziemia
F
B
=
∞
∫ F
0
B
4
−8
−2
−4
( λ) dλ
= σT
, σ = 5.671×
10 Wm K
Stała Stefana-Boltzmanna
37

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= 5,2.10 27 cal/cm 2 /min (3630.10 27 W/m 2 )
Energia otrzymywana na Ziemi = około 2 cal/cm 2 /min (1370 W/m 2 )
: stała słoneczna
38

Bilans energii (1)
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 S 0 )
Ziemia otrzymuje πR 2 /4 πR 2 =1/4
strumienia będącego stałą słoneczną, czyli
343 Wm -2
πR 2
R p ~0.3 stanowi albedo układu ziemiaatmosfera
R
Do ziemi dociera (1-R p ) czyli 240 Wm -2
Powierzchnia ziemi 4πR 2 Strumień emitowany przez ziemię wynosi
390 Wm -2
39

Opis bilansu energii
40

Bilans energii (2)
F
F
F
s
L
s
S0
=
4
= σT
=
F
L
( 1−
R )
4
e
⇒
p
T
e
=
⎛
⎜
⎝
Strumień docierający do ziemi
Strumień promieniowania długofalowego
emitowanego przez ziemię
1/ 4
( 1−
R ) S
p
4σ
0
⎟
⎠
⎞
R
R
p
p
=
=
0.30
0.15
→
→
T
T
e
e
≅
≅
255K
268K
Dla atmosfery bez chmur
T e zmienia się o 0.5 K przy zmianie
stałej słonecznej o 10 Wm -2 (0.7%)
lub zmianie albedo o 0.005 wokół
R p =0.3
41

Promieniowanie krótko- i długo-falowe
42

Bilans energii (3)
F
net
ΔF
net
=
F
s
−
= ΔF
S
F
L
− ΔF
L
Wypadkowy strumień.
Powinien być równy zero w
przypadku równowagi
ΔT
e
= λ ΔF
0
Fe
0 ⎜
⎛∂
λ =
⎝
net
∂T
e
⎟
⎞
⎠
−1
T
e
⇒
= ⎜
⎛
⎝
1/ 4
Fe
⎟
⎞
σ ⎠
1
λ0
=
4σT
3
e
=
Te
4F
L
λ
0
≅ 0. 3
K
−2
−
( Wm ) 1
Dwukrotne zwiększenie zawartości CO 2 powoduje ΔF L =4.6Wm -2 , a
zatem ΔT e =1.4 K
43

Bilans radiacyjny układu Ziemia-Ocean
Ocean-
Atmosfera (Z.O.A.)
Światło słoneczne (krótkie fale) docierające do górnej granicy
atmosfery
44

Absorpcja w
atmosferze
46

Efekt cieplarniany
47

Układ Z.O.A. ogrzewa się na skutek promieniowania docierającego do górnej
granicy atmosfery
Krótkie fale, w szczególności światło widzialne
48

Układ Z.O.A. emituje promieniowanie w podczerwieni
49

Układ Z.O.A. Ochładza się emitując w przestrzeń kosmiczną
promieniowanie w zakresie: fal podczerwonych
50

Wypadkowa wartość promieniowania układu Z.O.A. jest obliczana przez odjęcie
promieniowania podczerwonego emitowanego przez Ziemię od radiation
promieniowania widzialnego otrzymywanego od Słońca
c
Radiation nette = Radiation onde courte – radiation I.R.
51

Z poprzedniego rysunku wynika, że strefa równikowa dostaje zawsze
więcej energii niż rejony biegunowe
⇒ Konieczność istnienia mechanizmu, prowadzącego do wyrównania
różnic
c
52

Rozkład temperatury w atmosferze
53

Pionowy rozkład temperatury
54