PRVI DEO - University of Novi Sadpolj.uns.ac.rs/~meteorologija/Staro/meteorologija/Meteor... · Web viewPRVI DEO SASTAV ATMOSFERE 1. UVOD Meteorologija predstavlja relativno mladu

PRVI DEO

ADVANCE \U 19.85PRVI DEOPRIVATE ADVANCE \D 19.85

ADVANCE \U 8.50SASTAV ATMOSFERE

1. UVOD

Meteorologija predstavlja relativno mladu nau~nu disciplinu koja s razvojem raznih tehnologija (kompjuterska, satelitska i dr.) i pove}anim brojem korisnika njenih rezultata, sve vi{e dobija na zna~aju. Ova glava je posve}ena definiciji predmeta meteorologije i njenoj podeli uz naznaku nauka i prakti~nih oblasti ljudske delatnosti u kojima su rezultati koje dobijaju od meteorologije veoma va`ni. Tako|e, u njoj }e biti definisani vreme i klima kao i na~in funkcionisanja osmatra~kog sistema ~iji su rezultati od neprocenjuve va`nosti za meteorolo{ku nauku i praksu. Na kraju, kao nezaobilazno pri pisanju ovakvih knjiga, u vidu crtice, dat je kratak opis istorije meteorologije koji uklju~uje i na{e prostore.

1.1 Kratak opis meteorologije

Atmosferske nauke objedinjuju ve}i broj nau~nih disciplina koje se me|usobno preklapaju a bave se opisom i prou~avanjem fenomena u atmosferama Zemlje i drugih planeta. Tradicionalno, atmosferske nauke su podeljene u dve discipline: meteorologiju (od gr~ke re~i meteoros koja zna~i uzvi{en i logos koja zna~i razgovor) i klimatologiju koja se bavi dugoro~nim statisti~kim osobinama atmosfere koje ~ine klimu (na primer, srednje vrednosti i opseg promenljivosti raznih merljivih fizi~kih veli~ina, kao {to su temperatura, frekvencije razli~itih pojava itd., u funkciji od geografskog polo`aja, sezone i dana).

Kada je u pitanju meteorologija ona je, opet, tradicionalno podeljena u tri subdiscipline: fizi~ku, sinopti~ku i dinami~ku meteorologiju. Fizi~ka meteorologija se bavi: strukturom i sastavom atmosfere, prenosom elektromagnetskog zra~enja i zvu~nih talasa kroz atmosferu, fizi~kim procesima vezanim za obrazovanje oblaka i padavina, atmosferskim elektricitetom kao i {irokim spektrom mnogih drugih problema koji su veoma tesno povezani sa fizikom i hemijom. U novije vreme unutar fizi~ke meteorologije razvila se i jedna nova oblast aeronomija koja se ekskluzivno bavi pojavama u gornjoj granici atmosfere. Dinami~ka meteorologija se bavi opisom, analizom i prognozom atmosferskih kretanja velikih razmera. Njeni koreni poti~u od nagomilanog empirijskog iskustva koje je pred kraj veka preraslo u stalnu analizu i prognozu vremena. Ovaj skok je bilo mogu}e izvesti i zbog obrazovanja prve mre`e stanica koja je omogu}ila simultano osmatranje vremena za veliku oblast. Dinami~ka meteorologija se, tako|e, bavi prou~avanjem atmosferskih kretanja i njihovom evolucijom tokom vremena. Za razliku od sinopti~ke meteorologije ona koristi analiti~ke postupke i aproksimacije koji se oslanjaju na dinamiku fluida. Me|utim, kako se u analizi i prognozi vremena sve vi{e koriste metodi visokog stepena sofistikovanosti, razlika izme|u dinami~ke i sinopti~ke meteorologije polako is~ezava.

Klimatologija se tako|e mo`e podeliti u vi{e subdisciplina. Mo`da najfundamentalnija podela je na: a) fizi~ku klimatologiju koja se bavi procesima koji uslovljavaju klimu; b) klimatografiju koja se bavi formulisanjem i prikazivanjem klimatske statistike na globalnom, regionalnom i mikroprostornom razmeru i c) primenjenu klimatologiju koja se bavi primenom klimatske statistike u re{avanju prakti~nih problema. Sasvim je jasno da je klima svih prostornih razmera uslovljena meteorolo{kim procesima. Shodno tome i razlike izme|u fizi~ke klimatologije i meteorologije su pre refleksija njihovog nezavisnog istorijskog razvitka nego neke fundamentalnije podele.

Mo`da relativnost podele atmosferskih nauka na subdiscipline najbolje ilustruje njena mala udaljenost od nekih drugih nauka. Nave{}emo nekoliko primera:

- solarni fizi~ari i specijalisti u fizici plazme prou~avaju mehanizme kojima poreme}aji na Suncu uslovljavaju {iroku lepezu pojava u gornjim slojevima Zemljine atmosfere;

- rekonstrukcija istorije klime zahteva zajedni~ke napore i saradnju nau~nika iz oblasti: atmosferskih nauka, geohemije, geologije, okeanografije i glaciologije;

- interakcija izme|u atmosfere i okeana je predmet zajedni~ke pa`nje meteorologa i okeanografa;

- sve ve}i broj specijalista u primenjenoj matematici i kompjuterskim naukama radi na atmosferskim problemima koji uklju~uju i numeri~ko modeliranje.

- razre{enje narastaju}ih problema vezanih za zaga|enje vazduha zahteva nau~ike sa znanjem iz oblasti atmosferskih nauka, fizike aerosola i hemije;

- atmosfere drugih planeta prvobitno su bile predmet spekulacija. Me|utim, sada se one prou~avaju detaljno zahvaljuju}i tehnikama daljinskih merenja, svemirske tehnologije i naravno teorijskim osnovama;

- interakcija izme|u zemlji{ta i atmosfere, posebno u prisustvu vegetacije, je predmet zajedni~kog interesovanja meteorologa, biologa i ekologa. Njima se pridru`uju i poljoprivredni stru~njaci kada su u pitanju poljoprivredne vrste.

Meteorolozi se bave re{avanjem i niza prakti~nih problema. Njihovo re{avanje u mnogome je olak{ano i ~injenicom da je razvoj kompjuterske tehnike dostigao koliko do ju~e nezamislive razmere. Ako se tome pridoda i ~injenica da su se razvile i satelitske tehnologije onda je sasvim jasno koliko je porastao broj kvantitativnih informacija koje su prvenstveno korisne u analizi i prognozi vremena. Naravno da se meteorolozi bave i raznim drugim prakti~nim aktivnostima. Sasvim mali napor nam namah sugeri{e probleme za ~ije re{avanje meteorologe podosta treba konsultovati. Navedimo samo neke od njih: problem zaga|enosti vazduha, predvi|anja vezana za poslove u {umarstvu, razne vrste ekspertiza u saobra{aju, gra|evinarstvu i industriji, predvi|anja vezana za promenu klime itd.

U nabrajanju prakti~nih problema u ~jim re{avanjima u~estvuju meteorolozi izostavljena je poljoprivreda. Razlog je jednostavan, jer mu do|e ne{to kao red da se o tome prozbori neka re~ vi{e budu}i da je i ova knjiga posve}ena uglavnom ljudima od te vrste delatnosti. [iroka je lepeza poljoprivrednih oblasti gde meteorologija ima zna~ajnu (te`inu". Me|utim, utisak je da je u segmentu koji se bavi biljnom proizvodnjom njeno prisustvo mo`da i najneophodnije.

Na primer, u analizi odnosa usev-vreme ona se veoma mnogo koristi posebno u poslednjih dvadeset godina. Iz tog slo`enog odnosa izdvajaju se ~etiri, moglo bi se re}i glavna, pitanja (Monteith, 1975). Navedimo ih. 1) Koju koli~inu vode usev gubi u prostoru koji ga okru`uje; kako taj iznos zavisi od vazduha, zemlji{ta i biljnih faktora i kako je mogu}e taj iznos u~initi {to manjim?; 2) Koji iznos ugljen-dioksida usev apsorbuje u prostoru koji ga okru`uje i kako taj iznos u~initi {to ve}im; 3) {ta odre|uje temperaturni re`im i re`ime vla`nosti i vetra kod useva i koji deo ovih faktora ima ulogu u porastu i razvoju biljke odvojeno od njegovih efekata u transpiraciji i fotosintezi? i 4) Kako mikroklima pojedinih listova (za razliku od mikroklime biljnog sklopa u celini) odre|uje aktivnost insekata kao i bolesti koje oni uslovljavaju?

Sva ova pitanja su po|ednako atraktivna kako za poljoprivrednike tako i za meteorologe i ekologe. Nesumnjivo da svako od njih ima svoju optiku u pristupu ovim problemima daju}i potrebnu prednost biolo{koj ili fizi~ko-hemijskoj strani procesa ali nikako samo jednoj. Istaknimo da se prakti~na i teorijska meteorolo{ka razmatranja vezana za probleme primerene poljoprivrednoj nauci i praksi uvr{tavaju u jednu subdisciplinu meteorologije - poljoprivrednu meteorologiju ili agrometeorologiju.

Na kraju nije na odmet re}i i slede}e. U meteorologiji ne nedostaju ni fundamentalniji, pa ni sasvim fundamentalni problemi. Mo`da je situaciju po tom pitanju najbolje definisao ~uveni fizi~ar lord Kelvin. Navodno, on je rekao da su ga celog `ivota mu~ila dva pitanja. Jedno je pitanje op{te teorije polja, a drugo - pitanje prirode turbulencije. Za prvo, o~ekuje da }e mu, kada umre, Bog kazati o ~emu se radi. Za drugo, nije ba{ veliki optimista.

1.2 Meteorolo{ki elementi. Pojam o vremenu i klimi

U atmosferi se stalno odigravaju razni fizi~ki procesi kojima se njeno stanje neprekidno menja. Osnovu za tuma~enje tih procesa u atmosferi ~ine meteorolo{ki elementi. Pod njim se podrazumeva jedna atmosferska promenljiva ili atmosferska pojava koja karakteri{e stanje atmosfere na odre|enom mestu i u odre|enom trenutku. Atmosferske promenljive su na primer: temperatura vazduha, vode i zemlji{ta, atmosferski pritisak, gustina i vla`nost vazduha, visina i debljina oblaka, sun~evo zra~enje, padavine, vetar, isparavanje i dr. ~italac svakako uo~ava da je za potpuno poznavanje atmosferske promenljive dovoljno da se zna njena brojna vrednost ako je ona skalar ili jo{ i pravac i smer ako je ona vektor kao npr. za vetar. Za razliku od atmosferske promenljive, atmosfersku pojavu (mraz, magla, pe{~ane bure, polarna svetlost i dr.) nije mogu}e tako jednostavno kvantifikovati budu}i da je za njeno bli`e odre|ivanje potrebno poznavati i vi{e atmosferskih promenljivih. Do vrednosti meteorolo{kih elemenata dolazi se putem meteorolo{kih osmatranja. Pod njim se podrazumeva merenje i procena jednog ili vi{e meteorolo{kih elemenata.

Vrednosti meteorolo{kih elemenata se stalno i relativno velikom brzinom menjaju u prostoru i vremenu neprekidno menjaju}i i stanje atmosfere. Ta neprekidna promena stanja atmosfere na manjem ili ve}em prostoru predstavlja vreme. Dakle vreme se vezuje za trenutno stanje atmosfere.

S pojmom vremena tesno je povezan i pojam klime. Pod klimom se podrazumeva neko srednje stanje atmosfere iznad neke manje ili ve}e oblasti za du`i niz godina. Ona je, gledano u kra}em vremenskom intervalu, nepromenljiva i predstavlja vaznu fizi~ko-geografsku karakteristiku oblasti. U novije vreme po~inje da preovla|uje mi{ljenje da klimu treba tretirati kao vremenski zavisan problem zbog sve prisutnije ~injenice da se ona kontinualno menja.

Nesumnjivo, vreme i klima imaju ogroman uticaj na biljni i `ivotinjski svet kao i `ivotnu sredinu gde se odvija ljudska delatnost. Koji je to stepen uticaja u pitanju najbolje govori i ~injenica da su se ljudski rod i prve civilizacije pojavile upravo u oblastima sa povoljnom klimom.

2. POREKLO, GRA\A I SASTAV ATMOSFERE

Atmosfera je Zemljin gasni omota~ koji s njom razmenjuje toplotu i vlagu i predstavlja sredinu kroz koju do Zemlje dopire sun~evo zra~enje. Mehanizmi kojima se procesi zra~nja i razmene odigravaju, kao i mnogi drugi procesi uslovljavaju tzv. atmosferska zbivanja.

U ovoj glavi prvo }emo se pozabaviti pitanjem porekla atmosfere a potom njenom gra|om i verrtikalnom raspodelom temperature. Ne{to vi{e pa`nje bi}e posve}eno njenom sastavu uz stavljanje akcenta na neke hemijske i fotohemijske reakcije koje su va`ne ne samo za procese u atmosferi ve} i za `ivi svet na Zemlji. Kraj je reazervisan za opis vertikalne raspodele pritiska i gustine vazduha.

2.2 Gra|a atmosfere

Do vertikalne strukture temperature do{lo se dugotrajnim merenjima na razli~itim visinama. Ponekad su ovi zahvati zavr{avali tragi~no pogotovo kada je temperatura vazduha merena putem balona. Merenja su ukazivala na ~injenicu da do prvih 10 km visine, temperatura vazduha opada sa visinom u proseku za 7 oC na svaki kilometar. Ovaj, tzv. temperaturni gradijent zna~ajno varira od mesta do mesta ali nikada ne prelazi 10 oC km-1 izuzev u blizini tla kada mo`e da ima i znatno ve}u vrednost. Nezavisno jedan od drugog, Teisserenc de Bort i Assmann su ustanovili postojanje vi{eg sloja u kom temperatura vazduha ne raste sa porastom visine. De Bort je najni`i sloj atmosfere nazvao troposferom, a novi sloj iznad nje koji je otkrio i istra`io nazvao je - stratosfera.

Sve do 1920. godine ispitivanje vertikalne raspodele temperature u atmosferi bilo je veoma skupo i imalo je samo povremeni karakter. Me|utim, od 1927. godine nastaje nova era u istra`ivanju atmosfere. Te godine je Molhanov uveo radiosonde. One su sadr`ale paket relativno jeftinih instrumenata kojima je mogla da se obavi simultana sonda`a atmosfere na ~itavoj mre`i sinopti~kih stanica. Moderne radiosonde imaju mogu}nosti da obave merenja do visine od oko 40 km. Danas se sli~an paket instrumenata koristi za vertikalno sondiranje atmosfere na visinama od 40 do 80 km, uz dopunsku primenu metoda i tehnika akusti~kog sondiranja. Na vi{im nivoima informacije o temperaturnoj strukturi atmosfere se dobijaju putem satelita.

Vertikalna raspodela temperature za (standardnu atmosferu" prikazana je na slici 1.2. Ovaj profil je tip~an za uslove na srednjim geografskim {irinama. Kao {to je ve} nazna~eno na slici, vertikalni profil mo`e da se podeli na ~etiri odvojena sloja: troposferu, stratosferu, mezosferu i termosferu. Na vrh svakog od ovih slojeva naslanjaju se slojevi: tropopauza, stratopauza i termopauza, redom.

U troposferi je sme{teno vi{e od 80% mase vodene pare, oblaka i padavina u Zemljinoj atmosferi. Nju karakteri{e veoma intenzivno me{anje u vertikalnom pravcu. Na primer, za vreme jakog nevremena ~estice mogu da, od zemljine povr{ine do tropopauze, dospeju za nekoliko minuta. Kao rezultat brzog vertikalnog me{anja aerosola i njihovog (spiranja" padavinama proizilazi da je srednje vreme boravka aerosola u troposferi kratko - od nekoliko ~asova pa do nekoliko dana.

Slika 1.2 Vertikalna raspodela temperature vazduha

za U.S. standardnu atmosferu.

Efektivni uticaj tla na zbivanja u atmosferi prostire se do visine od oko 10 km {to otprilke odgovara i visini prostiranja troposfere. U njoj se izdvaja u odnosu na nju jedan relativno plitak sloj poznat pod imenom planetarni grani~ni sloj (slika 1.3) ili ponekad i atmosferski grani~ni sloj. On se karakteri{e jako razvijenom turbulencijom vazduha uslovljenom hrapavo{}u i raznim preprekama na Zemlji. Mehanizmom turbulencije on prima znatnu koli~inu toplote i vode koja dolazi sa Zemljine povr{ine.

Debljina ovog sloja nije stalna i izrazito zavisi od stanja povr{ine koja i generi{e turbulenciju. Tako, na primer, tokom dana toplija Zemljina povr{ina zagrejana od Sunca transportuje toplotu u hladniju atmosferu. Sna`na konvekcija koja tom prilikom nastaje pove}ava debljinu ovog sloja na 1-2 km. Obrnuto, tokom no}i transport toplote je usmeren od toplije atmosfere ka hladnijoj Zemljinoj povr{ini. Ovo nadalje spre~ava me{anje vazduha u njemu tako da mu debljina padne na 100 m. Sasvim izgleda kao da sloj pulzira rastu}i i smanjuju}i se kao ritmi~an odgovor na dnevni tok sun~evog zra~enja.

Prirodno je da ova idealna slika mo`e da bude izmenjena vremenskim sistemima velikih razmera ~iji vetrovi i oblaci nisu povezani sa osobinama podloge i dnevnim ciklusom zagrevanja. [to se ti~e horizontalnog razmera vezanog za planetarni grani~ni sloj on je veoma tesno povezan s razmerom na kom se preme{taju deli}i vazduha koji se zagrevaju ili hlade tokom dnevnog ciklusa. Na osnovu dnevne termi~ke cirkulacije procenjuje se da je njegov horizontalni razmer reda veli~ine 50-100 km uz napomenu da su pri jakom me{anju procesi malih razmera prakti~no eliminisani. Ukoliko se izuzme interakcija vazdu{nog strujanja sa povr{inom u ovom sloju njegove osobine su uslovljene zbivanjima u troposferi. Kona~no sumiraju}i napred izneto mo`e da se ka`e da su razmere planetarnog grani~nog sloja: oko 1 km i oko 50 km vertikalni i horizontalni, redom, dok je vremenski reda veli~ine jednog dana.

Turbulentni povr{inski sloj (slika 1.3) karakteri{e turbulencija malih razmera uslovljena hrapavo{}u podloge i konvekcijom. Tokom dana ovaj sloj se prostire i do 50 m visine dok no}u, kada je planetarni grani~ni sloj znatno smanjen, iznosi svega nekoliko metara. Uprkos njegove promenljivosti za male vremenske intervale (nekoliko sekundi) ovaj sloj je relativno homogen gledano za du`i vremenski interval (desetak minuta i vi{e). Ispod ovog sloja prostiru se jo{ dva sloja ~ije su dubine direktno odre|ene dimenzijama rapavosti podloge. Prvi je sloj hrapavosti koji se prostire do

Slika 1.3 Uz detaljniju podelu troposfere.

visine koja je bar dva do tri puta ve}a od vertikalnog razmera elemenata podloge. U njemu je strujanje u potpunosti odre|eno hrapavo{}u podloge koja poti~e od prisustva: trave, drve~a, gra|evina i dr. Ispod ovog sloja je drugi sloj koji je nazvan laminarni grani~ni sloj. Debljina mu je svega nekoliko milimetara i u njemu nema turbulencije.

Prelaz iz troposfere (literarno zna~enje je: okret ili promena sfere) u stratosferu je obi~no pra}en naglom promenom koncentracije komponenata koje se u atmosferi nalaze u tragovima. Sadr`aj vodene pare brzo opada dok se koncentracija ozona, u prvih nekoliko kilometara posle tropopauze, pove}a i za red veli~ine. Prisustvo jakih gradijenata upravo iznad tropopauze obja{njava se ~injenicom da se slabo me{aju stratosferski suv i ozonom bogat vazduh i relativno vla`an i ozonom slabo snabdeven troposferski vazduh. Mnogo ve}a koncentracija ~estica, iz vulkanskih erupcija i nuklearnih eksplozija, u stratosferskom nego u troposferskom delu jo{ vi{e podupire ~injenicu da se vazduh u ova dva sloja slabo me{a. ^estice se u stratosferi zadr`avaju i nekoliko godina po doga|aju posle koga su dospele u atmosferu. Zbog izuzetno dugog boravka ~estica u njoj, stratosfera predstavlja neku vrstu (rezervoara" za mnoge tipove atmosferskog zaga|enja.

Stratosferu (literarno zna~enje je: slojevita atmosfera) karakteri{e veoma malo vertikalno me{anje. Unutar nje je osmotren tanak sloj aerosola koji se du`e zadr`ava na odre|enoj visini. U oblasti stratopauze pritisak je oko 1 mb u pore|enju sa 1000 mb na zemljinoj povr{ini.

Mezosfera (literarno zna~enje je: srednja sfera) se poklapa sa donjim slojem jonosfere i donjim slojevima oblasti u kojima ponekad mo`e da se pojavi i polarna svetlost. Sli~no kao i u troposferi u ovom sloju atmosfere temperatura opada sa visinom a i vertikalna kretanja nisu ograni~ena. Tokom leta ona mogu da proizvedu tanak obla~ni sloj u gornjem sloju mezosfere iznad polarnih oblasti. Pri uobi~ajenim uslovima koncentracija ~estica u ovim oblacima je mala tako da oni nisu vidljivi sa Zemlje. Me|utim, ponekad u sumrak, mezosferski oblaci mogu da budu osvetljeni dok su ni`i slojevi atmosfere u senci. Pod takvim uslovima ovi oblaci su vidljivi sa tla kao noctilucent oblaci.

Termosfera se prostire do visine od nekoliko stotina kilometara gde se temperature kre}u u opsegu od 500 oC do 2000 oC u zavisnosti od aktivnosti Sunca. Ovaj sloj se zavr{ava sa termopauzom koju u ve}em ili manjem stepenu karakteri{e konstantna temperatura (izotermija). Ve} iznad visine od 500 km molekularni sudari su tako retki da je dosta te{ko i definisati temperaturu. Na ovim nivoima neutralne i naelektrisane ~estice se kre}u manje ili vi{e nezavisno tako da nema osnova da i njihove temperature budu iste. Izvan magnetosfere, temperatura okolnog prostora je odre|ena solarnim vetrom.

2.3 Sastav atmosfere

Sastav atmosfere je odre|en prisustvom ~etiri komponente u vazduhu.

1) Glavni gasovi. U njih se ubraja azot (N2), kiseonik (O2) i Argon (Ar), koji su postojani i preovla|uju do visine od 100 km. Njima mo`e da se pridru`i i vodena para ~iji se sadr`aj u vazduhu osetno menja u vremenu i prostoru (tabela 1.2).

2) Malo prisutni gasovi. Oni su hemijski stabilni ali su prisutni u malim iznosima. To su: ugljen-dioksid (CO2), ugljen monoksid (CO), metan (CH4) i dr. Ovoj grupi gasova mo`e da se pridru`i i ozon (O3) troposfere i ni`e stratosfere, koji je tako|e stabilan.

3) Nezasi}eni i nestabilni molekuli koji su u hemiji poznati kao (slobodni radikali". Ove malobrojne ali hemijski veoma aktivne grupe koje se veoma brzo obrazuju ali i raspadaju, ~esto reaguju sa gore pomenutim gasovima pri ~emu se obrazuju CH3OOH, CH2O, NO, HO2, OH i dr.

4) Aerosoli, ~estice u ~vrstom i te~nom stanju koje lebde u atmosferi.

Ozon je alotropska modifikacija kiseonika. Njegovo prisustvo u atmosferi je zna~ajno jer `ive organizme na Zemlji {titi od prekomernog ultraljubi~astog zra~enja. Veliki deo ultraljubi~astog zra~enja (oko 1% Sun~eve energije) biva apsorbovan od strane ozonskog omota~a. Prou~avanje prisustva ozona u atmosferi va`no je i zbog toga {to on ima dijagnosti~ki karakter. Zna~ajan je zbog prou~avanja op{te cirkulacije, kretanja frontova, itd. Tako|e, ima zna~ajnu ulogu u atmoferskom energetskom bilansu, posebno u procesu apsorpcije zra~enja pri prolasku kroz atmosferu.

Ozon se, kako je ve} istaknuto, obrazuje fotohemijskim reakcijama u sloju izme|u 20 i 60 km i u zaga|enom vazduhu. Na Zemljinoj povr{ini ozon se brzo uni{tava prilikom njegove reakcije sa biljkama ili prilikom njegovog rastvaranja u vodi. U jednom statisti~kom proseku za du`i period uo~ava se tendencija sporog pomeranja ozona sa ve}ih visina (gde je izvor) ka Zemlji (ponor za ozon).

Molekul ozona se sastoji iz tri atoma kiseonika koji su raspore|eni u temenima jednakokrakog trougla, ~iji je ugao pri vrhu 116o 49' a du`ina bo~ne strane 0,128 nm. Da bi do{lo do razlaganja ozona O3 na molekul kiseonika O2 i kiseonik u atomskom stanju potrebno je utro{iti energiju od 1,09 eV. Obrnuto, da bi do{lo do obrazovanja ozona potrebno je prisustvo slobodnih atoma kiseonika O. Do njihovog obrazovanja dolazi kada molekul kiseonika apsorbuje ultraljubi~asto zra~enje talasnih du`ina manjih od 242 nm. Ako se kvant energije ozna~i sa hn onda se reakcija obrazovanja kiseonika u atomskom stanju mo`e napisati u obliku

(1.6)

Kona~no ozon se potom obrazuje preko trojnog sudara ~estica tj.

(1.7)

1

gde je M molekul azota, kiseonika ili neki drugi molekul koji unosi energiju u ovu reakciju.

Ostali sastojci atmosfere. Osim gasova u atmosferi su prisutne i ~estice u te~nom i ~vrstom stanju. Prve obrazuju oblake i magle dok se u druge ubrajaju ~estice dima i pra{ine. Zajedno ove ~estice, koje mogu da lebde ili sporo padaju, nazivamo aerosolima. Po svom poreklu oni mogu da budu prirodni i antropogeni.

Prirodni aerosoli u atmosferi mogu da se pojave kao: 1) kosmi~ka pra{ina, 2) vulkanska pra{ina, 3) ~estice dima i 4) ~estice pra{ine. Kosmi~ka pra{ina je sastavljena od mikrometeorita koji su, zahva}eni Zemljinom gravitacijom, iz me|uplanetarnog prostora prodrli u atmosferu. Mikrometeori se uglavnom sastoje od gvo`|a, nikla i aluminijuma ~ije su se ~estice sporo talo`ile tokom miliona godina. Vulkanska pra{ina u atmosferu dospeva putem vulkanskih erupcija. ~estice se sporo rasprostiru kroz atmosferu zadr`avaju}i se u njoj i po nekoliko godina. Na primer, posle erupcije vulkana Katomaja 1912. godine, Sun~evo zra~enje je smanjeno na 25% od njegove uobi~ajene vrednosti. Bilo je potrebno da pro|u dve godine da bi se atmosfera kona~no o~istila. ^estice dima u atmosferu ulaze posle velikih {umskih po`ara, ponekad prave}i velike oblake dima, koji se potom prostiru na velike daljine. Jedan primer je u tom pogledu veoma ilustrativan. Posle jednog {umskog po`ara 1950. godine u Zapadnoj Kanadi, oblak dima je dospeo do Engleske i Norve{ke. ~estice pra{ine imaju razli~ito poreklo (zemlja, pustinja, itd.) a sa Zemlje ih podi`e vetar. One najvi{e sadr`e: kvarc, okside gvo`|a i aluminijuma, soli kalcijuma itd. ~estice pra{ine imaju dimenzije do 20 m. Me|utim, na visini od 1-2 km tokom leta preovla|uju ~estice pra{ine dimenzija 0,7-2,0 m. Tokom zime njihove dimenzije su i manje. Osim neorganskih ~estica u sastav ~estica pra{ine ulaze i organske materije kao {to su polen (20-60 m) i bakterije (1-15 m).

Antropogeni aerosol dospeva u atmosferu iz: industrijskih postrojenja, urbanih sredina i aviona. Uglavnom su to produkti nepotpuno sagorelih ~estica ugljenika i raznih ugljovodonika dimenzija od oko 0,07 m. Ove ~estice su veoma lake i no{ene vetrom mogu veoma lako da odu daleko od izvora. Zajedno sa ovim ~esticama u atmosferu dospevaju i sumporna kiselina i cink oksid (0,03-0,3 m).

Svi aerosoli, ~vrsti ili te~ni, imaju zna~ajnu ulogu u procesu kondenzovanja vodene pare u atmosferi kao jezgra kondenzacije. Sva ova jezgra mogu da se podele u tri velike grupe. 1) Eitkinova jezgra sa polupre~nikom r < 0,1 m se u meteorologiji obele`avaju sa CN. Ova jezgra obi~no ne u~estvuju u procesu kondenzacije; 2) Velika jezgra kod kojih je r = 0,1-1,0 m. Ova jezgra su vrlo aktivna u atmosferi i ~esto ih nazivaju i obla~nim jezgrima. Njihova oznaka je CCN. 3) Gigantska jezgra (r = 1,0-3,5 m). Ovih jezgara ima malo ali su zna~ajna pri obrazovanju krupnih kapljica u oblaku.

2.4 Vertikalna raspodela pritiska i gustine vazduha

Usled dejstva Zemljinog gravitacionog polja, atmosfera vr{i pritisak na Zemljinu povr{inu. Taj pritisak se defini{e kao pritisak koji poti~e od te`ine atmosferskog stuba po jedinici povr{ine. Neki srednji atmosferski pritisak mogao bi biti dosta blizu vrednosti od MAgo/4pRE, gde je sa MA ozna~ena ukupna masa atmosfere (5,16(1018 kg); sa go je ozna~eno srednje ubrzanje Zemljine te`e (9,8 m s-2), dok RE predstavlja srednji polupre~nik Zemlje (6,37(106 m). Zamenom ovih numeri~kih vrednosti u navedeni izraz dolazi se do vrednosti od 105 Pa {to pedstavlja srednji atmosferski pritisak.

Promena gustine i pritiska je mnogo ve}a u vertikalnom nego u horizontalnom pravcu. Zbog toga je u meteorologiji uveden pojam standardne atmosfere koja predstavlja prostorno i vremenski osrednjenu strukturu atmosfere koja je funkcija samo visine. Do visine od oko 100 km, atmosferski pritisak i gustina se menjaju u granicama od oko 30% u odnosu na vrednosti unutar standardne atmosfere. U standardnoj atmosferi pritisak i gustina s visinom opadaju po eksponencijalnom zakonu (Slika 1.4) tako da za njih pribli`no va`e slede}e dve relacije

(1.8)

i

(1.9)

gde uvedene oznake imaju slede}a zna~enja: p(z) i r(z) su atmosferski pritisak i gustina na visini z, dok su p(0) i r(0) njihove vrednosti na nivou mora; H je tzv razmer visine. Ovaj razmer ima pribli`nu vrednost od oko 7 km.

Na kraju, slikovitosti radi, istaknimo i slede}e. Dimenzije atmosfere, u odnosu na Zemlju, su male. Ona ~ini jedan tanak sloj, ali sloj u kome je ispod 500 mb nivoa (kome u prvoj aproksimaciji odgovara visina od 5,5 km) sme{tena polovina mase atmosfere, dok je u sloju od 30 km sme{teno 99% mase.

Raspodela gasova u atmosferi je uslovljena s dva procesa: molekularnom difuzijom i me{anjem koje je posledica kretanja fluida.

Difuzija uslovljena molekularnim kretanjem te`i da obrazuje atmosferu u kojoj bi se srednja molekularna te`ina sme{e gasova postepeno smanjivala do visine na kojoj bi bili prisutni samo gasovi kao {to su vodonik i helijum. To prakti~no zna~i da se svaka gasna sme{a u atmosferi pona{a kao da je ona sama prisutna. Saglasno izrazu (1.9) gustina svakog gasa eksponencijalno opada s visinom ali sa razli~itim razmerom visine H. Gustina te`ih gasova opada br`e nego {to je to slu~aj sa lak{im gasovima s razmerom visine koji je obrnuto proporcionalan molekulskoj te`ini.

Nasuprot molekularnoj difuziji me{anje delova gasova ve}ih razmera ne pravi diskriminaciju po osnovu molekularne te`ine. Unutar oblasti i na nivou gde je ovaj proces dominantan, atmosferski sadr`aj te`i da bude nezavisan od visine.

Efikasnost molekularne difuzije se pove}ava sa pove}anjem korena kvadrata brzine molekularnog kretanja i srednjom slobodnom putanjom izme|u dva sudara. Kod fluida analogon ovoj putanji je tzv. putanja me{anja koja zavisi i od ~itavog spektra skala kretanja koja su prisutna u atmosferi. U ni`im slojevima atmosfere srednja slobodna putanja je tako kratka da je vreme potrebno za vertikalnu separaciju komponenata putem molekularne difuzije, za nekoliko redova veli~ine du`e od vremena potrebnog za njihovu homogenizaciju putem turbulentnog kretanja. Me|utim, na visini od 100 km oba ova procesa imaju pribli`no isti zna~aj dok je iznad ove visine vertikalno

0

500

1000

Pritisak (mb)

Gustina (kg m

-3

x 10

-3

)

0

10

20

30

40

V

i

s

i

n

a

(

k

m

)

Pritisak

Gustina

Slika 1.4 Raspodela gasnih komponenata atmosfere sa visinom.

ADVANCE \U 19.85

DRUGI DEOPRIVATE ADVANCE \D 19.85

ADVANCE \U 8.50TOPLOTNI PROCESI U ATMOSFERI

I NA ZEMLJIADVANCE \D 8.50

6. SUN^EVO ZRA^ENJE

Gotovo sva razmena energije izme|u Zemlje i vasionskog prostora odvija se putem zra~enja. Zemlja i njena atmosfera stalno apsorbuju Sun~evo zra~enje. S druge strane, Zemlja i atmosfera neprekidno emituju zra~enje u prostor. Posmatraju}i Zemlju i atmosferu kao celinu, u proseku tokom vremena primljeno i emitovano zra~enje se gotovo u potpunosti kompenzuju. Pri tome, naravno, na pojedinim mestima i u nekom intervalu vremena razlike izme|u primljenog zra~enja mogu biti znatne. Ove razlike su od osnovnog zna~aja za dinamiku atmosfere i okeana. One dovode do zagrevanja i hla|enja vazduha i vode, ~ime se stvara ili odr`ava potencijalna energija koja se pretvara u kineti~ku energiju vazduha i vode. Tako, ~esto se slikovito ka`e da Sunce svojim zra~enjem pokre}e atmosferu Zemlje, ili da je atmosfera jedna d`inovska toplotna ma{ina.

O~igledno, za ozbiljnije prou~avanje atmosfere neophodno je poznavati fundamentalne zakone zra~enja i ste}i kvalitativnu predstavu o tome {ta se sa zra~enjem koje na Zemlju pristi`e doga|a na raznim mestima i u raznim intervalima vremena.

Ova glava je posve}ena Sun~evom zra~enju tj. njegovom izvoru i transportu na Zemlju kao i reagovanju atmosfere i Zemlje na njegovu apsorpciju uz kratak pregled i opis opti~kih pojava u atmosferi. Na samom kraju pozabavi}emo se kratkim prikazom postupka za transformaciju sun~eve energije u elektri~nu i druge vidove energije koji se neposredno koriste u ~ovekovoj delatnosti.

6.3 Sunce kao izvor energije

Sunce se kao nebesko telo formiralo pre oko 4.6 milijardi godina. U vasioni to je obi~no nebesko telo - zvezda koje je po masi nekiliko puta manje od zvezda srednje veli~ine. Me|utim, ono {to Sunce ~ini jedinstvenim jeste ~injenica da je ono oko 300000 puta bli`e Zemlji nego {to je bli`a susedna zvezda. Srednje rastojanje rzo Zemlje od Sunca iznosi 1.5(108 kilometara. Pri tom prakti~no sva energija, koju Zemlja dobija izvana i koja je izvor atmosferskih kretanja, dolazi od Sunca.

Sunce je gasovita sfera polupre~nika 6.96(105 kilometara i mase od pribli`no 1.99(1032 kg. Osnovu njegove gra|e ~ine dva elementa - vodonik i helijum. Prisutni su i neki te`i elementi kao {to su: gvo`|e, silicijum, neon i ugljenik ali u malim koli~inama. Vodonik je prisutan u iznosu od oko 75% dok ostalih 25% prakti~no otpada na helijum. Temperatura Sunca se menja u opsegu od 5100000 oC u unutra{njosti do 5800 oC na povr{ini. Gustina mu brzo opada i to od 150(103 kg m-3 u centru do 10-4 kg m-3. Posledica ovakve raspodele gustine je ~injenica da je oko 90% mase Sunca raspore|eno u prvoj polovini polupre~nika.

Izvor ogromne koli~ine energije sa kojom Sunce raspola`e jeste termonuklearna fuzija koja se pri temperaturi od desetak miliona Celzijusovih stepeni odigrava u dubokim slojevima. Tom prilikom, ako iskazom pojednostavimo mehanizam fuzije, u svakom trenutku ~etiri atoma vodonika se spajaju u atom helijuma pri ~emu se osloba|a velika koli~ina energije. Osloba|anje energije Es pri termonuklearnoj fuziji, saglasno Einstenovoj jedna~ini Es=msc2, dovodi do smanjenja mase Sunca ms. Me|utim to smanjenje je neznatno. Po nekim ra~unima usled termonuklearnih reakcija, Sunce je, od postanka pa do danas, utro{ilo oko 5% od svoje prvobitne mase.

Kao posledica termonuklearnih reakcija u strukturi Sunca spolja{nji slojevi se sastoje od hladnijeg gasa koji se nalazi na jezgru visoke temperature. Spolja{nji hladniji slojevi se zagrevaju od u`arenog jezgra potom se {ire i dospevaju na povr{inu da bi se ohladili izra~ivanjem i spustili u ni`e slojeve. Oblast na Suncu u kojoj se velike koli~ine zagrejanog gasa uzdi`u a hladnog spu{taju, naziva se zona konvekcije.

Najve}i deo energije koji u vidu elektromagnetnog zra~enja dospeva na Zemlju, generi{e se u vidljivoj oblasti Sunca - fotosferi. Me|utim, znatan deo fotosfere je nepravilno osvetljen i sastavljen je od tamnijih (hladnijih) podru~ja sun~evih pega i svetlijih (toplijih) podru~ja fakula. Fotosfera je, u pore|enju sa dimenzijama Sunca, relativno tanak sloj debljine od oko 500 km u kom se temperatura menja od 4000 K u vi{im do 8000 K u ni`im slojevima.

Oblast iznad fotosfere naziva se sun~eva atmosfera i sastoji se od hromosfere i korone (slika 2.7). Hromosfera se sastoji od vodonika i helijuma koji su

Slika 2.7 Sun~eva korona za vreme potpunog pomra~enja Sunca 7. marta 1970. godine (G. Newkirk, Jr., High Altitude Observatory, Boulder, Colorado).2

pod niskim pritiskom. Pri osmatranju hromosfere mogu da se opaze i njeni neobi~ni produ`eci u Svemiru u obliku protuberanci. Iznad hromosfere nalazi se korona. Ona je srebrnasto-bele boje a sastoji se od razre|enih gasova koji se prostiru do udaljenosti od nekoliko miliona kilometara.

Ponekad se u hromosferi mo`e opaziti i porast Su~eve aktivnosti. Ona se uo~ava u povezanosti polja fakula s grupama Sun~evih pega koja dovodi do nagle promene u izgledu, sjaju i prostiranju protuberanci.

6.1 Spektar elektromagnetnog zra~enja

Osnovni mehanizam kojim se prenosi energija u atmosferi je rasprostiranje elektromagnetnog zra~enja. Elektromagnetno zra~enje se prenosi elektromagnetnim talasima iste brzine prostiranja koja odgovara brzini svetlosti. Brzina svetlosti u vakumu, a pribli`no i u vazduhu, iznosi (2,99793+1)(108 m s-1. Vidljiva svetlost, gama zraci, rentgenski zraci, ultraljubi~asto i infracrveno zra~enje, mikro radio talasi,

PRIVATE Opseg

Talasna du`ina (m)

Frekvencija (Hz)

Gama zraci

10-11

3(1019

Rentgenski zraci

10-8

3(1016

Ultraljubi~asto zra~enje

3(10-7

1015

Vidljiva svetlost

Infracrveno zra~enje

10-6 - 10-3

3(1011

Mikro radio talasi

10-2

3(1010

Radiofrekvence kosmi~kih veza

1

3(108

Televizijski talasi

10 - 102

3(107 - 3(106

Radio talasi

103

3(105

Tabela 2.2 Spektar elektromagnetnog zra~enja.

televizijski signali i radio talasi sa~injavaju elektromagnetni spektar (Tabela 2.2).

U elektromagnetnom spektru nalazi se oblast sa frekvencijama od 4,3 do 7,5(1014 Hz na koje reaguje ~ovekovo oko. Otuda i naziv te oblasti - vidljiva oblast elektromagnetnog spektra. Ina~e ~ovekovo oko ne reaguje na elektromagnetne talase ~ije su frekvencije ve}e od 7,5(1014 Hz ili manje od 4,3(1014 Hz. Gornja granica vidljivosti je i granica oblasti gde se nalaze talasi ultraljubi~astog zra~enja. Nasuprot gornje granice vidljivosti a iza donje granice vidljivosti nalazi se oblast sa talasima infracrvene svetlosti ili infracrvenog zra~enja. Iza ove oblasti nalazi se oblast mikro radio talasa sa frekvencijama od 3(1010 do 3(1012 Hz. Nije na odmet da se istakne da su za prenos zra~ne energije u atmosferama planeta najva`nije spektralne oblasti izme|u ultraljubi~astog zra~enja i mikro radio talasa.

Rendgenska oblast elektromagnetnog spektra sastavljena je od talasa sa frekvencijama od 3(1016 do 3(1019 Hz i oslanja se na ultraljubi~astu oblast spektra. Gama zraci zauzimaju oblast najvi{ih frekvencija od 3(1019 Hz i vi{e. Na drugom kraju spektra su talasi televizijskih signala sa frekvencijama od 3(108 do 3(105 Hz. Frekvencije radio talasa su najni`e u spektru i manje su od 3(105 Hz.

Elektromagnetni talasi se, osim preko frekvencije, mogu opisati i preko talasne du`ine. Frekvencija ( i talasna du`ina ( povezani su relacijom

(2.41)

gde je c brzina svetlosti u vakumu. Ova formula je u va`nosti za sve vrste talasa. Ina~e kod talasa ve}ih talasnih du`ina, na primer u infracrvenoj oblasti, za njihovo opisivanje koristi se i talasni broj. Talasni broj eq \O()

je definisan kao recipro~na vrednost talasne du`ine tj.

(2.42)