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)
_979988279.unknown
