Akademia Techniczno – Humanistyczna
w Bielsku – Białej
Ochrona Środowiska
Gr.1, lab.1
Pionowa budowa atmosfery.
Skład i struktura.
Promieniowanie słoneczne.
Kinga Bondarczuk
I. Pionowa budowa atmosfery. Skład i struktura
1.Atmosfera ziemska to najbardziej zewnętrzna i gazowa część naszej planety. Składa się z mieszaniny gazów zwanej powietrzem; jej masa wynosi ok. 5,29 · 1018 kg. Oprócz mieszaniny gazów, atmosfera ziemska zawiera unoszącą się w niej zawiesinę cząstek stałych i ciekłych zwaną aerozolem atmosferycznym. Wśród składników powietrza rozróżnia się składniki trwałe i wolnozmienne (ich zawartość w mieszaninie nie zmienia się do wysokości kilkudziesięciu km) oraz składniki zmienne (zawartość zależy od procesów zachodzących lokalnie w pewnych rejonach atmosfery ziemskiej) [1].
Stałymi składnikami atmosfery są:
– azot – zajmuje 78,09% objętości powietrza,
– tlen – zajmuje 20,95% objętości powietrza,
–a także inne gazy, w tym szlachetne (argon, hel, krypton, ksenon, neon, wodór), tworzące ogółem ok. 1% objętości powietrza.
Zmienne składniki atmosfery to:
– para wodna – występuje przede wszystkim w dolnej części atmosfery, do wysokości 10 km. Jej ilość zmienia się w zależności od miejsca i pory roku. Średnia zawartość pary wodnej w powietrzu wynosi 0,2-2,5%;
– dwutlenek węgla – średnio w atmosferze zajmuje 0,03% objętości. Dwutlenek węgla przepuszcza krótkofalowe promieniowanie Słońca, lecz zatrzymuje długofalowe promieniowanie powierzchni Ziemi, przez co powoduje wzrost temperatury;
– ozon – skoncentrowany głównie na wysokości 20-30 km. Tworzy warstwę ochronną dla organizmów żywych, gdyż zatrzymuje promieniowanie ultrafioletowe. W ostatnim czasie zaobserwowano rozrzedzenie ozonu nad niektórymi obszarami Ziemi. Są to tzw. dziury ozonowe powstające w wyniku uwalniania się chloru, który wchodzi w reakcję chemiczną z tlenem, co niszczy ozon;
– aerozole – pyłki roślin, bakterie, cząsteczki soli, kryształki lodu i soli morskiej, pyły wulkaniczne i przemysłowe. Występują w przyziemnej części atmosfery. Ich zawartość systematycznie wzrasta.
2. Pionowa struktura atmosfery jest niejednorodna. Ciśnienie atmosferyczne, które na poziomie morza wynosi średnio 1013 hPa, wraz ze wzrostem wysokości szybko spada. Na wysokości ok. 5 km wynosi już tylko połowę wartości osiąganej na poziomie morza, na wysokości ok. 20 km jest równe 0,05, a na wysokości 100 km — ok. 0,000002 tej wartości. Podobnie maleje z wysokością gęstość powietrza atmosferycznego, która na poziomie morza wynosi ok. 1,2 kg/m3; 75% masy atmosfery ziemskiej mieści się w warstwie sięgającej od powierzchni Ziemi do wysokości 10 km, a 99% — w warstwie sięgającej wysokości 50 km. W stosunku do promienia całej planety grubość atmosfery jest bardzo mała, ale nawet tak cienka i delikatna warstwa gazu wystarcza do stworzenia na powierzchni planety warunków korzystnych do rozwoju życia. [1]
Atmosferę ziemską można podzielić na sferyczne warstwy otaczające Ziemię. Powszechnie jest przyjęty podział atmosfery ziemskiej w zależności od pionowego rozkładu temperatury na:
- troposferę rozciągającą się od powierzchni Ziemi do wysokości 7–10 km nad obszarami podbiegunowymi, 10–12 km nad umiarkowanymi szerokościami geograficznymi i 16–18 km nad równikiem [1]. Najbardziej charakterystyczną cechą troposfery jest spadek temperatury wraz z wysokością średnio o 0,6° C na każde 100 m. Przy górnej granicy troposfery temperatura wynosi ok. –55 (–60)° C. Wraz z wysokością spada również ciśnienie średnio o 1 hPa na 11 metrów. Gęstość powietrza w troposferze jest bardzo duża, ponieważ skupia się w niej ok. 80% całej masy powietrza atmosferycznego oraz niemal 100% atmosferycznej pary wodnej i pyłów. Zachodzą tu procesy kształtujące pogodę i klimat, tj. kondensacja pary wodnej, tworzenie się chmur i powstawanie opadów, oraz występują poziome i pionowe ruchy mas powietrza.
- stratosferę rozciągającą się na wysokości do 45–50 km. W górnej części warstwy, pod wpływem promieniowania słonecznego, zachodzi przemiana tlenu w ozon – na wysokości 25-30 km wydzielono strefę ozonową, tzw. ozonosferę. Do wysokości ok. 25 km utrzymuje się temperatura powietrza, ok. –55° C, dopiero powyżej temperatura zaczyna wzrastać i dochodzi do 0° C przy górnej granicy stratosfery. Wzrost temperatury spowodowany jest pochłanianiem przez ozon promieniowania nadfioletowego. W stratosferze wraz z wysokością spada ciśnienie atmosferyczne do ok. 1 hPa przy górnej granicy warstwy. W dolnej części stratosfery zachodzą bardzo silne, okrążające całą Ziemię, poziome ruchy powietrza, zwane prądami strumieniowymi. Mają one bardzo duże znaczenie,ponieważ przenoszą wszelkiego rodzaju zanieczyszczenia i pyły oraz mają wpływ na kształtowanie się układów ciśnień w troposferze. [1]
-mezosferę występuje na wysokości 50-85 km. Charakteryzuje się stałym spadkiem temperatury wraz z wysokością do ok. –120°C i ciśnieniem ok. 0,01 hPa.
-termosferę warstwa bardzo silnie rozrzedzonego powietrza na wysokości od 90 km do 500-800 km. Ciśnienie w termosferze jest bardzo niskie i na wysokości 500 km spada do 10-9 hPa. Temperatura w termosferze gwałtownie wzrasta i na wysokości 200 km osiąga wartość 400° C, a na wysokości 500 km – ponad 1000° C. Wzrost temperatury jest spowodowany pochłanianiem promieniowania słonecznego przez cząsteczkowy azot i tlen. Z tego względu w dolnej części warstwy wydzielono jonosferę, w której dochodzi do odbijania fal radiowych, co umożliwia łączność na całym świecie. Zjonizowane atomy azotu i tlenu świecą. Zjawisko to nazwano zorzą polarną.[2]
– egzosfera – zewnętrzna, bardzo słabo zbadana, warstwa atmosfery ziemskiej leżąca powyżej termosfery i stopniowo przechodząca w przestrzeń międzyplanetarną. W jej składzie chemicznym zmniejsza się zawartość tlenu i azotu, rośnie natomiast ilość wodoru i helu. Temperatura w egzosferze spada do –273° C. Ogromne rozrzedzenie gazów (ciśnienie spada do 10-10 hPa) pozwala na ujście w przestrzeń międzyplanetarną atomów wodoru, które na wysokości ok. 20 000 km tworzą tzw. koronę ziemską (geokoronę). [2]
II. Promieniowanie Słoneczne
Najwięcej energii na powierzchnię Ziemi dostarczane jest przez Słońce. Energia słoneczna docierająca na Ziemię w ciągu ok. 50 minut teoretycznie pokryłaby zapotrzebowanie całoroczne człowieka – jest ona 10000 razy większa niż obecne zużycie energii. Dzieje się tak z powodu niewielkiej odległości, jaka dzieli oba te ciała niebieskie. Wynosi ona bowiem średnio 149,6 miliona kilometrów, podczas gdy dystans do najbliższego innego źródła energii, gwiazdy Proxima Centauri, jest przeszło 282 tysiące razy większy, równy w przybliżeniu 4,3 roku świetlnego, czyli prawie 40,5 biliona kilometrów.
Słońce jest tanim, bezpiecznym i niewyczerpalnym źródłem energii. Rola Słońca jako życiodajnej siły dla Ziemi nie zmieniła się przez 4,5 miliarda lat ewolucji naszej planety, chociaż samo Słońce podlegało w tym okresie przemianom. W wyniku tych przemian wzrosło o około 25% natężenie promieniowania słonecznego docierającego do górnych warstw atmosfery, czyli tak zwana stała słoneczna. Obecnie wartość stałej słonecznej wynosi około 1368 watów na metr kwadratowy (W/m2), choć w ciągu roku może ulegać niewielkim, na ogół nieprzekraczającym paru procent wahaniom w związku ze zmianą odległości Ziemi od Słońca. Również Ziemia nie jest taka sama, jak przed kilkoma miliardami lat. Wprawdzie skład atmosfery wydaje się ustalony od dość dawna, jednak warunki klimatyczne przechodziły różne koleje losu.
Podjęte w ciągu ostatniego stulecia badania Słońca ujawniły wiele nowych faktów dotyczących natury emitowanej przez nie energii. Po pierwsze udało się dokładnie określić skład docierających do naszej planety wiązek promieniowania. Promieniowanie słoneczne jest strumieniem energii, wysyłanym przez Słońce równomiernie we wszystkich kierunkach. W 99% składa się na nie krótkofalowe promieniowanie elektromagnetyczne o długości fali od 0,1 do 4 mikrometrów (µm), z czego 45 procent przypada na promieniowanie widzialne, czyli światło, którego barwy zdolne jest zarejestrować ludzkie oko (0,38-0,76 µm). 46 procent stanowią promienie podczerwone, czyli fale dłuższe, od około 0,76 do około 2000 µm, odczuwane w postaci ciepła, a 8 procent to promieniowanie nadfioletowe (ultrafioletowe), o długości fali mniejszej od 0,38 µm. Pozostały 1 procent promieniowania słonecznego to promieniowanie elektromagnetyczne o większych i mniejszych długościach fal.
Około 30% promieniowania słonecznego dochodzącego do naszej planety jest odbijane przez atmosferę. W trakcie przechodzenia przez atmosferę ziemską promieniowanie słoneczne na skutek pochłaniania i rozproszenia w atmosferze ulega osłabieniu o kolejne 20%. Tylko niespełna 50 procent emisji słonecznej dociera od górnej granicy atmosfery do powierzchni kuli ziemskiej. Na owe 50 procent składa się zarówno promieniowanie docierające do Ziemi bez zakłóceń (tzw. promieniowanie bezpośrednie), jak i znaczna część promieniowania rozproszonego. [3]
Literatura:
1. K. Kożuchowski Atmosfera, klimat, ekoklimat, Warszawa 1998. [1]
2. Krzysztof Jahn, Krzysztof Chyży Encyklopedia geograficzna świata, tom VIII, Kraków 1997. [2]
3. Krzysztof Jakubowski, Piotr Jakubowski Leksykon szkolny planeta Ziemia, Warszawa 1993. [3]