Планетарный пограничный слой — Википедия

Материал из Википедии — свободной энциклопедии

Планета́рный пограни́чный слой («пограничный слой атмосферы», «слой трения») — нижний слой газовой оболочки планеты, свойства и динамика которого в значительной мере определяются взаимодействием с твёрдой (или жидкой) поверхностью планеты (так называемой «подстилающей поверхностью»).

Благодаря молекулярному взаимодействию, действию вязкости, происходит «прилипание» газа к поверхности, над которой он движется. По этой причине непосредственно у поверхности планеты возникает большой градиент скорости течения воздушного потока. Из-за значительного масштаба гидродинамических процессов в атмосфере число Рейнольдса существенно превосходит критическое значение, при котором течение теряет ламинарный характер и становится турбулентным. Толщина пограничного слоя атмосферы зависит от средней скорости потока в «свободной атмосфере», находящейся над пограничным слоем, от шероховатости подстилающей поверхности, а также от термической неоднородности (стратификации) этого слоя. Пограничный слой атмосферы является той частью тропосферы, которая подвержена суточным вариациям. При обычных условиях на Земле толщина планетарного пограничного слоя составляет примерно 1—3 км.

Свойствами планетарного пограничного слоя в значительной мере определяются вертикальные турбулентные потоки тепла, влаги и количества движения, а также локальные вертикальные упорядоченные токи (конвективные явления, орографические эффекты), благодаря которым и осуществляется динамическое и термическое взаимодействие атмосферы с подстилающей поверхностью.

Физические процессы, происходящие в пограничном слое атмосферы, являются предметом исследования отдельного раздела динамической метеорологии. Верхний слой океана тоже является пограничным. Взаимодействие атмосферы и океана сосредоточено в их пограничных слоях.

Годограф вектора средней скорости ветра на разных высотах в тропосфере иллюстрирующий поворот и сдвиг скорости ветра в планетарном пограничном слое. (Источник: NOAA)

В свою очередь, в планетарном пограничном слое выделяют три слоя:

Слой шероховатости[править | править код]

Действие вязкости воздуха на динамику пограничного слоя существенно зависит от шероховатости подстилающей поверхности. Интегральной характеристикой эффективной высоты неровностей рельефа, влияющей на течение потока над ним, является «параметр шероховатости z₀». Есть задачи математического моделирования динамики турбулентного потока внутри слоя, в котором располагаются элементы рельефа — «слое шероховатости». К таким задачам относятся моделирование потока внутри растительного покрова, внутри городской застройки, в переходном волновом слое между атмосферой и океаном. В таких задачах форма поверхности, являющейся границей потока, является и случайной, и подвижной. С точки зрения математической физики надо найти решение системы дифференциальных уравнений при стохастическом краевом условии. Подход к решению такой задачи был предложен в ряде работ

[1]^[2][3][4].

Приземный слой[править | править код]

Нижняя часть пограничного слоя атмосферы, толщиной 50—100 м, называется «приземный слой атмосферы». В этом слое при стационарных условиях наблюдается баланс силы барического градиента и силы турбулентного трения, а вертикальные турбулентные потоки тепла и количества примерно постоянны по высоте. В таком приближении уравнения гидродинамики можно свести к простому решению, с которого и началась теория пограничного слоя атмосферы. В приземном слое атмосферы наблюдаются наибольшие значения вертикальных градиентов температуры, направления и скорости ветра (сдвиг ветра).

Слой Экмана[править | править код]

По мере удаления от подстилающей поверхности роль силы трения падает, скорость ветра быстро увеличивается с высотой, связанная с ней сила Кориолиса усиливает своё влияние. В результате совместного действия трёх сил (силы трения, силы Кориолиса и силы барического градиента) ветер поворачивает с высотой по спирали на угол ~ 20°—40° в сторону направления геострофического ветра. Поворот ветра с высотой в пограничном слое атмосферы называется «спираль Экмана». Этот эффект наглядно проявляется в отклонении направления дрейфа льда от вектора скорости геострофического ветра, впервые обнаруженном Фритьофом Нансеном во время полярной экспедиции 1893—1896 гг. на судне «Фрам». Теорию явления представил Вагн Вальфрид Экман в 1905 году, в честь которого эту часть атмосферы и называют «слоем Экмана». Над ним располагается «свободная атмосфера».

Результаты исследований в физике пограничного слоя атмосферы находят применение

1. ↑ Попов А. М. Моделирование планетарного пограничного слоя атмосферы в слое шероховатости // Известия АН СССР. Физика атмосферы и океана. 1975. — Т. 11. — № 6. — С. 574—581.
2. ↑ Попов А. М. О турбулентном переносе в слое шероховатости // Известия АН СССР. Физика атмосферы и океана. 1976. — Т. 12. — № 10.— С. 1095—1097.
3. ↑ Попов А. М. Условия на границе раздела и проблема замыкания уравнений динамики атмосферы и моря // Известия АН СССР. Физика атмосферы и океана. 1976. — Т. 12. — № 9. — С. 899—905.
4. ↑ Воронов Г. И., Кригель А. М. Структура турбулентного потока в растительном покрове // Вестник сельскохозяйственной науки. 1986. — № 3 (354). — С. 131—134.
5. ↑ Берлянд М. Е. Современные проблемы атмосферной диффузии и загрязнения атмосферы. — Л.: Гидрометеорологическое издательство, 1975. — 448 с.

• Гутман Л. Н. Введение в нелинейную теорию мезометеорологических процессов. — Л.: Гидрометеорологическое издательство, 1969. — 293 с.
• Зилитинкевич С. С. Динамика пограничного слоя атмосферы. — Л.: Гидрометеорологическое издательство, 1970.
• Лайхтман Д. Л. Физика пограничного слоя атмосферы. — Л.: Гидрометеорологическое издательство, 1970. — 342 с.
• Монин А. С., Яглом А. М. Статистическая гидромеханика. Ч. 1.— М.: Наука, 1965.— 640 с.
• Попов А. М. Расчётные профили метеорологических характеристик в планетарном пограничном слое атмосферы. — Л.: Ленинградский гидрометеорологический институт, 1975. — 98 с.
• Бызова Н. Л., Иванов В. Н., Гаргер Е. К. Турбулентность в пограничном слое атмосферы. — Л.: Гидрометеорологическое издательство, 1989. — 263 с.

Обсуждение:Атмосфера Земли — Википедия

Материал из Википедии — свободной энциклопедии

Дублирование заголовков и информации[править код]

Никого не смущает наличие двух фактически повторяющих друг друга блоков 1 и 5? RedAndr 21:57, 15 июня 2007 (UTC)

---

соединил блоки , так вроде лучше —Bloodmeri 20:22, 20 января 2009 (UTC)

Странные заголовки «Часть 1» и тд. заголовки должны быть информативные. Asp 07:18, 7 июн 2005 (UTC)

Зависимости плотности от высоты и температуры нет 🙁 85.141.175.105 21:40, 4 февраля 2008 (UTC) Гость

И в связи с этим нет понятия «стандартная атмосфера» и ссылки на соответствующий ГОСТ.

Имеет смысл вставить в статью? ссылка

Фотография несвободная, так что вставить в любом случае не получится. —RedAndr^о|в 16:20, 18 июля 2010 (UTC)

На картинке полярное сияние нарисовано где-то в районе 100 км А как объяснить тот факт, что в 90-м полупустому(прыгали от борта к борту посмотреть в иллюминаторы) ту-154 взлетевшему из Надыма хватило 15 мин набора высоты что-бы подняться до нижней границы лучей? А это ок 5 км. Сам же полет происходил на высоте большей чем низ т.н. полярного сияния, судя по наблюдению за перемещением сполохов, они довольно быстро остались позади самолета(20 мин) самолет двигался быстрее, а размер среднего сполоха(компактной группы пучков), в котором еще различимы взглядом вблизи отдельные потоки частиц(лучи) примерно равен крупному отдельному кучевому облаку(20 га), зажигались потоки не выше чем на высоте 20-30 км возможно даже значительно ниже.«« 92.124.34.93 16:11, 18 февраля 2011 (UTC)

Кто-нибудь понимает, что в таблице «состав сухого воздуха» делает вода? —Шуфель 20:05, 19 февраля 2014 (UTC)

Значит, это не абсолютно сухой воздух. Возможно, имеется в виду «без тумана». — Monedula 05:35, 20 февраля 2014 (UTC)

Противоречие с другой статьёй Википедии[править код]

В данной статье, в разделе «Другие свойства атмосферы и воздействие на человеческий организм», опубликована следующая информация: «На высоте около 19—20 км давление атмосферы снижается до 47 мм рт. ст. Поэтому на данной высоте начинается кипение воды и межтканевой жидкости в организме человека. Вне герметической кабины на этих высотах смерть наступает почти мгновенно. Таким образом, с точки зрения физиологии человека, «космос» начинается уже на высоте 15—19 км.»

А в статье «Космическое пространство» в разделе «Воздействие пребывания в открытом космосе на организм человека» написано следующее: «Как утверждают учёные НАСА, вопреки распространённым представлениям, при попадании в открытый космос без защитного скафандра человек не замёрзнет, не взорвётся и мгновенно не потеряет сознание, его кровь не закипит — вместо этого настанет смерть от недостатка кислорода…. Смерть может наступить примерно через 1-2 минуты, хотя точно это неизвестно.»

Понимаю, что проверить данную информацию невозможно, но, думаю, следовало бы её как-то привести к общему знаменателю.

Благодарю.

78.111.187.101 16:13, 14 марта 2014 (UTC) Ольга С. malacha @ mail.ru

В разделе «Граница атмосферы» сказано, что на высоте Линии Кармана аэронавтика становится полностью невозможной. Но ведь на этой высоте полёты возможны только при достижении первой космической скорости, что лишает их смысла и делает необходимым использование средств космонавтики (см. статью «Линия Кармана»).

Таким образом, речь идёт не об аэронавтике, а об авиации! Аэронавтика — это, проще говоря, воздушные шары. Да и в самой статье «Аэронавтика» = «Воздухоплавание» написано, что рекорд высоты в этом деле был установлен на уровне 34668 м, а никак не 100 км!

Температура растёт до высот 200—300 км, где достигает значений порядка 1500 К. Ещё немного и железо расплавится. Хорошо бы разъяснить эту замечательную цифру. Она ведь не предельная. Rotorol (обс.) 10:02, 22 декабря 2017 (UTC)

• Действительно, очень странно, чем может объясняться такая температура и как её достоверно «замеряли», градусником? На таких высотах на воздушном шаре не полетаешь, а спутники мчатся на первой космической, поэтому хотелось бы уточнить как именно замерялась температура? — Эта реплика добавлена с IP 78.31.5.55 (о) 08:46, 14 декабря 2019 (UTC)

нужна статья или раздел[править код]

История состава атмосферы Земли

Линия Кармана — Википедия

Материал из Википедии — свободной энциклопедии

Линия Кармана обозначена красной линией

Линия Ка́рмана — высота над уровнем моря, которая условно принимается в качестве границы между атмосферой Земли и космосом и является верхней границей государств.

В соответствии с определением Международной авиационной федерации (), линия Кармана находится на высоте 100 километров над уровнем моря.

Название высота получила по имени американского учёного Теодора фон Кармана. Он первый определил, что примерно на этой высоте атмосфера становится настолько разрежённой, что аэродинамическая авиация становится невозможной, так как скорость летательного аппарата, необходимая для создания достаточной подъёмной силы, становится больше первой космической скорости, и поэтому для достижения бо́льших высот необходимо пользоваться средствами космонавтики.

Эта высота с большим запасом даёт простор для развития и авиации, и космонавтики. Сегодня самые быстрые самолёты имеют практический потолок в пределах 25 км, самые лёгкие и большие аэростаты (метеозонды) редко пересекают границу в 50 км. С другой стороны, космические спутники на высоте 100 км уже начинают вход в атмосферу и разрушаются. Обычно высота начала последнего витка не ниже 120—150 км^{[1][2][3][4][5][6]} (см. Космическое пространство).

Атмосфера Земли продолжается и за линией Кармана. Внешняя часть земной атмосферы, экзосфера, простирается до высоты 10 тыс. км и более, на такой высоте атмосфера состоит в основном из атомов водорода, способных покидать атмосферу.

Первым в истории искусственным объектом, пересёкшим линию Кармана, стала баллистическая ракета «Фау-2 (А-4)» в 1944^[7] году, достигшая высоты 188 км во время суборбитального космического полёта в Пенемюнде^[8].

Первыми живыми существами, преодолевшими линию Кармана и вернувшимися на Землю живыми, стали мухи-дрозофилы, отправленные Соединёнными Штатами Америки на ракете Фау-2 20 февраля 1947 года^[9][10]. Первым млекопитающим, преодолевшим линию Кармана, был макак-резус Альберт-2, отправленный США 14 июня 1949 года. При посадке животное погибло из-за нераскрывшегося парашюта^[9]. Первыми млекопитающими, преодолевшими линию Кармана и вернувшимися на Землю живыми, были собаки Дезик и Цыган, запущенные в СССР 22 июля 1951 года с полигона Капустин Яр в Астраханской области в рамках проекта ВР-190 на высоту около 100—110 км^[11].

Достижение линии Кармана являлось первым условием для получения приза Ansari X Prize, так как это является основанием для признания полёта космическим.

Диссипация атмосфер планет — Википедия

Диссипа́ция атмосфер планет (Планетарный ветер) — потеря газов атмосферой планет вследствие их рассеяния в космическом пространстве. Основным механизмом потери атмосферы является термальный — тепловое движение молекул, из-за которого молекулы газов, находящиеся в сильно разреженных внешних слоях атмосферы, приобретают скорость, превышающую критическую скорость ускользания, и поэтому могут уйти за пределы поля тяготения планеты. Устойчивой считается атмосфера, средняя скорость молекул которой не превышает 0,2 критической^[1]. Если порог средней тепловой скорости составляет 0,25, то атмосфера рассеивается за 50 000 лет, а при скорости 0,33 от критической — в течение нескольких недель^[1].

В результате процесса рассеивания атмосферы в космосе, формируется планетарный ветер. Диссипация атмосферы имеет большое значение для планеты, так как при потере атмосферы на поверхности изменяется климат, в том числе снижается парниковый эффект — увеличиваются суточные и сезонные колебания температуры. Марс, имея меньшую, чем Земля, силу притяжения, из-за диссипации атмосферы потерял бо́льшую часть своей атмосферы и воды. Венера — без магнитного поля, но обладающая мощной, почти земной гравитацией, — хорошо держит атмосферу, но почти вся вода была разложена ионизирующим излучением и потеряна. Земля же практически не имеет в своей атмосфере легкого гелия, этот газ был открыт в спектре излучения Солнца.

Средняя скорость молекул газа напрямую зависит от температуры, но скорость отдельных молекул постоянно меняется, поскольку они сталкиваются друг с другом, передавая кинетическую энергию. Распределение кинетической энергии между молекулами описывается распределением Максвелла. Зависимость кинетической энергии молекулы от скорости и массы определяется формулой: Ekin=12mv2{\displaystyle E_{\mathit {kin}}={\frac {1}{2}}mv^{2}}.

Отдельные молекулы с высокой кинетической энергией, которые попадают в правый хвост распределения Максвелла, могут иметь скорости, превышающие скорость ускользания, и на уровне атмосферы, где длина свободного пробега сравнима со шкалой высот, могут покидать атмосферу.

Более массивные молекулы газа при равной температуре газа и, соответственно, равной средней кинетической энергии имеют меньшую среднюю скорость, и поэтому они имеют меньшую вероятность покинуть атмосферу.

Именно поэтому диссипация водорода из атмосферы происходит быстрее диссипации углекислого газа. Кроме того, чем больше масса планеты, тем выше скорость ускользания и меньше вероятность диссипации атмосферы. Вероятность же захвата молекул газов из межпланетного пространства, наоборот, возрастает. Вот почему такие газовые гиганты как Юпитер и Сатурн имеют огромное количество водорода и гелия в своей атмосфере, в том числе покинувших атмосферу Земли или Марса. Расстояние до звезды также имеет важное значение: чем ближе планета, тем выше температура атмосферы и выше диапазон скоростей молекул, поэтому большую вероятность диссипации из атмосферы имеют и более массивные молекулы. Отдаленные от Солнца планеты имеют холодные атмосферы, а молекулы имеют меньший диапазон скоростей и меньшую вероятность ускользания. Именно это позволяет Титану, который меньше Земли и дальше от Солнца, удерживать свою атмосферу.

Роль в процессе диссипации атмосферы играют масса планеты, состав атмосферы, расстояние до Солнца и уровень солнечной активности^[2]. Общее ошибочное мнение состоит в том, что главный нетермический механизм диссипации — сдувание атмосферы солнечным ветром в отсутствие магнитосферы. Солнечный ветер может передавать свою кинетическую энергию частицам атмосферы, которые могут приобретать скорость, достаточную для диссипации из атмосферы. Солнечный ветер, состоящий из ионов, отклоняется магнитосферой, так как заряженные частицы движутся вдоль магнитного поля. Таким образом, магнитосфера препятствует диссипации атмосферы планеты. Например, на Земле магнитосфера отклоняет солнечный ветер от планеты с эффективным радиусом порядка 10 радиусов Земли^[3]. Область отражения называется головной ударной волной.

Однако, в зависимости от размера планеты и состава атмосферы магнитосфера может и не определять диссипацию атмосферы. Например, Венера не имеет мощной магнитосферы. Её относительная близость к Солнцу напрямую влечет более плотный и мощный солнечный ветер, который мог бы сдуть атмосферу планеты полностью, как например на Меркурии, который не спасло даже наличие довольно существенного магнитного поля. Несмотря на это, атмосфера Венеры на 2 порядка плотнее атмосферы Земли^[4]. Последние модели показывают, что солнечный ветер отвечает не более чем за 1/3 общей нетермической диссипации атмосферы^[4].

Поскольку Венера и Марс не имеют магнитосферы для защиты атмосферы от солнечного ветра, солнечный свет и взаимодействие солнечного ветра с атмосферой планет вызывают ионизацию верхних слоев атмосферы. Ионизированные слои атмосферы, в свою очередь, индуцируют магнитный момент, который отражает солнечный ветер аналогично магнитосфере, ограничивая тем самым эффект солнечного ветра на верхние слои атмосферы радиусом 1,2—1,5 от радиуса планеты, то есть на порядок ближе к поверхности по сравнению с магнитосферой Земли. Проходя эту область, которая называется головной ударной волной, солнечный ветер замедляется до звуковых скоростей^[3]. Около поверхности давление солнечного ветра компенсируется давлением ионосферы, которая называется областью ионопаузы. Это взаимодействие обычно мешает солнечному ветру быть основным фактором в диссипации атмосферы.

Основные нетермальные механизмы диссипации зависят от размера рассматриваемых планет. Основные факторы влияющие на диссипацию в каждом случае — это масса планеты, состав атмосферы и расстояние до Солнца. Основные нетермальные процессы диссипации для Венеры и Марса, двух планет земной группы без магнитосферы, существенно различаются. Основным процессом диссипации для Марса является захват солнечного ветра, поскольку его атмосфера недостаточно плотна для своей защиты.^[4] Венера лучше защищена от солнечного ветра своей плотной атмосферой, и захват солнечного ветра не является основным нетермическим процессом диссипации атмосферы. Небольшие космические тела без магнитного поля больше страдают от солнечного ветра, поскольку не могут удерживать достаточно плотную атмосферу.

Основной нетермический процесс диссипации атмосферы Венеры — ускорение частиц атмосферы в электрическом поле. Поскольку электроны более подвижны по сравнению с другими частицами, они имеют больше шансов покинуть верхние слои ионосферы Венеры.^[4] В результате может накапливаться небольшой итоговый положительный заряд, он, в свою очередь, создает электрическое поле, которое может ускорять другие положительные частицы и выталкивать их из атмосферы. В результате этого положительные ионы водорода покидают атмосферу планеты. Другой важный процесс диссипации атмосферы Венеры происходит в результате фотохимических реакций, обусловленных близостью к Солнцу. Фотохимические реакции приводят к разложению молекул на составляющие их радикалы с высокой кинетической энергией, сосредоточенной в менее массивной частице. Такие частицы будут иметь достаточно высокую скорость для диссипации из атмосферы планеты. Кислород, по сравнению с водородом, имеет более высокую массу для диссипации из атмосферы при помощи этого механизма.

Диссипация атмосфер планет Солнечной системы[править | править код]

Так как в верхних слоях атмосферы Земли преобладают газы с меньшей молекулярной массой, в первую очередь из неё ускользают атомарный водород, водород и гелий.^[6] Этот процесс облегчается тем, что в экзосфере Земли поддерживается высокая температура за счёт ультрафиолетового и рентгеновского излучений Солнца, постоянно генерирующих атомарный водород при диссоциации молекул воды.

Расчёты показывают, что для полного улетучивания водорода из земной атмосферы при температуре 2000 К (1726,85 °C) за счёт диссипации потребовалось бы всего несколько тысяч лет, гелия — несколько миллионов лет.^[7] Но водород и гелий постоянно обновляются за счет диссоциации воды и поступления этих газов из земных недр. В то же время кислород практически не улетучивается, и роль диссипации в создании кислородной атмосферы Земли могла быть существенной с момента появления фотосинтеза.

Земля слишком велика, чтобы потерять значительную часть своей атмосферы через диссипацию. Нынешние темпы утраты составляет около трёх килограммов водорода и 50 грамм гелия в секунду^[8]. Экзосфера является высокой зоной, где плотность атмосферы крайне низка и где происходит диссипация. Расчеты диссипации при температуре в экзосфере 1800 K (1526,85 °C)^[9] показывают, что для истощения ионов О⁺ потребуется около миллиарда лет. 1800 К — это выше, чем фактическая наблюдаемая температура экзосферы; при такой температуре экзосферы истощения O⁺ ионов не произойдёт даже через триллион лет. Кроме того, большая часть кислорода на Земле связана в молекулу O₂, которая является слишком массивной, чтобы покинуть Землю.

Магнитное поле Земли защищает её от солнечного ветра и предотвращает утечку ионов, за исключением зон вдоль открытых силовых линий у магнитных полюсов. Гравитационное притяжение массы Земли предотвращает процессы диссипации нетеплового характера. Тем не менее, атмосфера Земли на два порядка менее плотная, чем у Венеры. Температурный режим Земли способствует поглощению CO₂ и H₂O гидросферой и литосферой. Бо́льшая часть воды удерживается океанами в виде жидкости, что значительно уменьшает плотность атмосферы. А углекислый газ, связываясь поверхностными водами, может выделяться из атмосферы и переходить в осадочные породы; в них, по некоторым оценкам, содержится почти весь углерод Земли, в то время как его атмосферная доля составляет всего лишь 1/250 000 часть. Если бы вся связанная вода и весь связанный углекислый газ перешли в атмосферу, она стала бы даже плотнее атмосферы Венеры. Таким образом, основная потеря газов атмосферой Земли происходит не за счёт их улетучивания в космическое пространстве, а за счёт перехода в жидкое и твёрдое состояния.

Одним из механизмов, препятствующих диссипации, является химическая связь: так, бо́льшая часть диоксида углерода из первоначальной атмосферы Земли была химически поглощена при образовании карбонатных пород. Очень вероятно, что аналогичный процесс произошел и на Марсе. Кислород может поглощаться при окислении горных пород, например, за счет увеличения степени окисления железа с Fe⁺² в Fe⁺³. Газы могут также быть поглощены через механизм адсорбции, например гелий на Луне адсорбируется поверхностью очень мелких частиц реголита. Замораживание в лёд воды на Земле и, предположительно, на Луне, или углекислого газа в полярных шапках Марса — пример другого механизма удержания газов на планете.

1. ↑ ^{1 2 3} Флоренский, 1972, с. 314.
2. ↑  (англ.) Solar wind pulses strip Mars’ atmosphere, 15.03.2010, Emily Baldwin
3. ↑ ^{1 2} Shizgal B. D., Arkos G. G. Nonthermal escape of the atmospheres of Venus, Earth, and Mars (англ.) // Reviews of Geophysics (англ.)русск. : journal. — 1996. — Vol. 34, no. 4. — P. 483—505. — DOI:10.1029/96RG02213. — Bibcode: 1996RvGeo..34..483S.
4. ↑ ^{1 2 3 4} Lammer H. et al. Loss of hydrogen and oxygen from the upper atmosphere of Venus (англ.) // Planetary and Space Science : journal. — 2006. — Vol. 54, no. 13—14. — P. 1445—1456. — DOI:10.1016/j.pss.2006.04.022. — Bibcode: 2006P&SS…54.1445L.
5. ↑ Discovery — A Popular Journal of Knowledge, New Series, Vol. II, January to … — Google Книги (неопр.). Дата обращения 26 апреля 2013.
6. ↑ David C. Catling and Kevin J. Zahnle, The Planetary Air Leak. As Earth’s atmosphere slowly trickles away into space, will our planet come to look like Venus? //SCIENTIFIC AMERICAN, May 2009
7. ↑ https://books.google.ru/books?id=7cBTwb9PETsC&pg=PA296 ISBN 9027724180, 1987, page 296 chapter 8 table VII «Time (in years) of dissipation of gases from the Earth’s atmosphere at different temperatures»
8. ↑ Kevin J. Zahnle and David C. Catling. Our Planet’s Leaky Atmosphere (неопр.). Scientific American (11 мая 2009).
9. ↑ Space Studies Board, Division on Engineering and Physical Sciences. The Atmospheres of Mars and Venus (неопр.). National Academies Press (15 января 1961).

Атмосфера (единица измерения) — Википедия

Материал из Википедии — свободной энциклопедии

Атмосфера — внесистемная единица измерения давления, приблизительно равная атмосферному давлению на поверхности Земли на уровне Мирового океана.

Существуют две примерно равные друг другу единицы с таким названием:

• Техническая атмосфера (русское обозначение: ат; международное: at) — равна давлению, производимому силой в 1 кгс, равномерно распределённой по перпендикулярной к ней плоской поверхности площадью 1 см². В свою очередь сила в 1 кгс равна силе тяжести, действующей на тело массой 1 кг при значении ускорения свободного падения 9,80665 м/с² (нормальное ускорение свободного падения): 1 кгс = 9,80665 Н. Таким образом, 1 ат = 98 066,5 Па точно^[1][2].
• Нормальная, стандартная или физическая атмосфера (русское обозначение: атм; международное: atm) — равна давлению столба ртути высотой 760 мм на его горизонтальное основание при плотности ртути 13 595,04 кг/м³, температуре 0 °C и при нормальном ускорении свободного падения 9,80665 м/с². В соответствии с определением 1 атм = 101 325 Па = 1,033233 ат^[1][2].

В настоящее время Международная организация законодательной метрологии (МОЗМ) относит оба вида атмосферы к тем единицам измерения, «которые должны быть изъяты из обращения как можно скорее там, где они используются в настоящее время, и которые не должны вводиться, если они не используются»^[3].

В Российской Федерации к использованию в качестве внесистемной единицы допущена только техническая атмосфера с областью применения «все области». Существовавшее ранее ограничение срока действия допуска 2016 годом^[4] отменено в августе 2015 года^[5].

Ранее использовались также обозначения ата и ати для абсолютного и избыточного давления соответственно (выраженного в технических атмосферах). Избыточное давление — разница между абсолютным и атмосферным (барометрическим) давлением при условии, что абсолютное давление больше атмосферного: Р_изб=Р_абс-Р_атм. Разрежение (вакуум) — разница между атмосферным (барометрическим) и абсолютным давлением при условии, что абсолютное давление меньше атмосферного: Р_вак=Р_атм-Р_абс.

Единицы давления

	Паскаль (Pa, Па)	Бар (bar, бар)	Техническая атмосфера (at, ат)	Физическая атмосфера (atm, атм)	Миллиметр ртутного столба (мм рт. ст., mm Hg, Torr, торр)	Метр водяного столба (м вод. ст., m H2O)	Фунт-сила на квадратный дюйм (psi)
1 Па	1 Н/м²	10−5	10,197⋅10−6	9,8692⋅10−6	7,5006⋅10−3	1,0197⋅10−4	145,04⋅10−6
1 бар	105	1⋅106дин/см²	1,0197	0,98692	750,06	10,197	14,504
1 ат	98066,5	0,980665	1 кгс/см²	0,96784	735,56	10	14,223
1 атм	101325	1,01325	1,033	1 атм	760	10,33	14,696
1 мм рт. ст.	133,322	1,3332⋅10−3	1,3595⋅10−3	1,3158⋅10−3	1 мм рт. ст.	13,595⋅10−3	19,337⋅10−3
1 м вод. ст.	9806,65	9,80665⋅10−2	0,1	0,096784	73,556	1 м вод. ст.	1,4223
1 psi	6894,76	68,948⋅10−3	70,307⋅10−3	68,046⋅10−3	51,715	0,70307	1 lbf/in²

• Краткий словарь физических терминов / Сост. А. И. Болсун, рец. М. А. Ельяшевич. — Мн.: Высшая школа, 1979. — 416 с. — 30 000 экз.

Общая циркуляция атмосферы — Википедия

Материал из Википедии — свободной энциклопедии

Расположение элементов общей циркуляции атмосферы.

Общая циркуляция атмосферы (атмосферная циркуляция) — планетарная система воздушных течений над земной поверхностью (в тропосфере сюда относятся пассаты, муссоны и воздушные течения, связанные с циклонами и антициклонами). Создает в основном режим ветра. С переносом воздушных масс общей циркуляцией связан глобальный перенос тепла и влаги. Существование циркуляции атмосферы обусловлено неоднородным распределением атмосферного давления, вызванным влиянием неодинакового нагревания земной поверхности на разных широтах, а также над материками и океанами^[1].

Воздушные массы свободно перемещаются и обмениваются в тропосфере и нижней стратосфере до верхней границы географической оболочки (приблизительно 20км).

Неравномерное распределение тепла в атмосфере приводит к неравномерному распределению атмосферного давления, а от распределения давления зависит движение воздуха, или воздушные течения.

На характер движения воздуха относительно земной поверхности важное влияние оказывает тот факт, что движение это происходит на вращающейся Земле. В нижних слоях атмосферы на движение воздуха также влияет трение. Движение воздуха относительно земной поверхности называют ветром, всю систему воздушных течений на Земле — общей циркуляцией атмосферы. Вихревые движения крупного масштаба — циклоны и антициклоны, постоянно возникающие в атмосфере, делают эту систему особенно сложной.

С перемещениями воздуха в процессе общей циркуляции связаны основные изменения погоды: воздушные массы, перемещаясь из одних областей Земли в другие, приносят с собой новые условия температуры, влажности, облачности и пр.

Кроме общей циркуляции атмосферы, существуют местные циркуляции: бризы, горно-долинные ветры и др.; возникают также сильные вихри малого масштаба — смерчи, тромбы.

Ветер вызывает волнение водных поверхностей, многие океанические течения, дрейф льдов; он является важным фактором эрозии и рельефообразования.

граница атмосферы — со всех языков на русский

См. также в других словарях:

• Приземный слой атмосферы —         нижняя часть пограничного слоя атмосферы (См. Пограничный слой атмосферы), простирающаяся от земной поверхности до высоты в несколько десятков м, наиболее подверженная влиянию земной поверхности. Толщина П. с. а. изменяется в достаточно… …   Большая советская энциклопедия

• ТЕПЛОВОЙ БАЛАНС АТМОСФЕРЫ — соотношение прихода и расхода энергии в атмосфере Земли. Т. б. а. является составляющей теплового баланса Земли. Спецификой Т. б. а. является многослойность, к рая обеспечивает сложное распределение (стратификацию) темп ры в атмосфере З е м л и… …   Физическая энциклопедия

• Космическое пространство — У этого термина существуют и другие значения, см. Пространство. Космическое пространство (космос)  относительно пустые участки Вселенной, которые лежат вне границ атмосфер небесных тел. Вопреки распространённым представлениям, космос не… …   Википедия

• Атмосфера Земли — Это статья об атмосфере Земли, существуют другие значения термина Атмосфера …   Википедия

• ЗЕМЛЯ — планета, на которой мы живем; третья от Солнца и пятая из крупнейших планет в Солнечной системе. Как полагают, Солнечная система сформировалась из спиралевидного газово пылевого облака ок. 5 млрд. лет назад. Земля богата природными ресурсами,… …   Энциклопедия Кольера

• Земля — планета Солнечной системы, третья по порядку от Солнца. Обращается вокруг него по эллиптической, близкой к круговой орбите (с эксцентрисистетом 0,017), со ср. скоростью ок. 30 км/с. Ср. расстояние Земли от Солнца 149,6 млн. км, период обращения… …   Географическая энциклопедия

• Атмосфера Юпитера — Схематическое отображение облаков Юпитера,2000 год Атмосфера Юпитера  крупнейшая планетная атмосфера в Солнечной системе. Преимущественно состоит из молекул водо …   Википедия

• Титан (спутник) — Титан спутник Сатурна …   Википедия

• АТМОСФЕРА — газовая оболочка, окружающая небесное тело. Ее характеристики зависят от размера, массы, температуры, скорости вращения и химического состава данного небесного тела, а также определяются историей его формирования начиная с момента зарождения.… …   Энциклопедия Кольера

• Полярные сияния —         свечение верхних разреженных слоев атмосферы, вызванное взаимодействием атомов и молекул на высотах 90 1000 км с заряженными частицами больших энергий (электронами и протонами), вторгающимися в земную атмосферу из космоса. Соударения… …   Большая советская энциклопедия

• Земля (планета) — Земля (от общеславянского зем пол, низ), третья по порядку от Солнца планета Солнечной системы, астрономический знак Å или, ♀. I. Введение З. занимает пятое место по размеру и массе среди больших планет, но из планет т. н. земной группы, в… …   Большая советская энциклопедия

Книги

• Лазер-метеоролог, В. Е. Зуев. Огромная армия метеорологов мира ежедневно проводит многочисленные наблюдения за давлением, температурой, влажностью воздуха, а также за скоростью и направлениемветра, чтобы снабдить… Подробнее  Купить за 250 руб