Розповсюдження тепла на глибини в фунті. Закони Фур'є

До поширення тепла в грунті застосовна загальна теорія молекулярної теплопровідності, запропонована у свій час Фур'є, і закони поширення тепла в грунті носять назву законів Фур'є.

Чим більше щільність і вологість грунту, тим краще вона проводить тепло, тим швидше поширюються|розповсюджуються| в глибину і тим глибше проникають коливання температури. Але, незалежно від типа|типу| грунту, період коливань температури не змінюється з|із| глибиною (перший закон Фур'є).Проте|однак| амплітуди коливань з|із| глибиною зменшуються.,При| цьому зростання глибини в арифметичній прогресії наводить|приводить| до зменшення амплітуди в прогресії геометричній (другий закон Фур'є).

На деякій порівняно невеликій глибині добова амплітуда знижує настільки, що стає практично дорівнює нулю. На цій глибині (близько 70 – 100 см, в різних сдучаях різною) починається шар постійної добової температури.

Амплітуда річних коливань температури зменшується з глибиною по тому ж закону. Проте річні коливання поширюються до більшої глибини. Амплітуди річних коливань знижуються практично до нуля на глибині близько 30 м в полярних широтах, близько 15 – 20 м в середніх широтах, близько 10 м в тропіках. На цих глибинах починається шар постійної річної температури.

Терміни настання|наступу| максимальних і мінімальних температур як в добовому так і в річному ході запізнюються з|із| глибиною пропорційно їй (третій закон Фур'є).

Добові екстремуми на кожних 10 см глибини запізнюються на 2,5 – 3,5 години.

Річні максимуми і мінімуми|мінімум-ареали| запізнюються на 20 – 30 днів на кожен метр глибини.

Глибини шарів постійної добової і річної температури відносяться між собою як коріння квадратне з|із| періодів коливань (четвертий закон Фур'є).

Влітку температура від поверхні грунту в глибину падає; взимку зростає|росте|; навесні вона спочатку зростає|росте|, а потім знижується; восени спочатку убуває, а потім зростає|росте|.

Сонячне випромінювання на верхній межі атмосфери.Сонячна стала.

Сонячна радіація - електромагнітне і корпускулярне випромінювання Сонця. Електромагнітна радіація поширюється|розповсюджується| у вигляді електромагнітних хвиль із швидкістю світла і проникає в земну атмосферу. До земної поверхні сонячна радіація доходить у вигляді прямої і розсіяної|неуважної| радіації.

Сонячна радіація - головне|чільне| джерело енергії для всіх физико-географических| процесів, що відбуваються|походять| на земній поверхні і в атмосфері. Сонячна радіація зазвичай|звично| вимірюється по її тепловій дії і виражається|виказує| в калоріях на одиницю поверхні за одиницю часу. Всього Земля отримує|одержує| від Сонця менш однією двохмільярдною його випромінювання.

Електромагнітна радіація, надалі звана тут просто радіацією або випромінюванням, є форма матерії, відмінна від речовини. Частним злучаємо її є видиме світло; але до неї відносяться також і несприймані оком гамма-промені, рентгеновы, ультрафіолетові, інфрачервоні промені, радіохвилі.

Радіація поширюється по всіх напрямах від джерела радіації, випромінювача, у вигляді електромагнітних хвиль з швидкістю, дуже близькою до 300 000 км/сек. Електромагнітними хвилями називаються коливання, що поширюються в просторі, тобто періодичні зміни, електричних і магнітних сил; вони викликаються рухом електричних зарядів у випромінювачі.

Всі тіла, що мають температуру вище за абсолютний нуль, випускають радіацію при перебудові електронних оболонок їх атомів і молекул, а також при змінах у ваганні атомних ядер в молекулах і в обертанні молекул. У метеорології доводиться мати справу переважно з цією температурною радіацією, визначуваною температурою випромінюючого тіла і його випромінювальною здатністю. Наша планета отримує таку радіацію від Сонця; земна поверхня і атмосфера в той же час самі випромінюють температурну радіацію, але в інших діапазонах довжин хвиль.

Радіохвилі, що збуджуються в технічних радіопередавальних пристроях, як відомо, мають довжини хвиль від міліметрів до кілометрів. Температурна ж радіація має довжини хвиль від сотень мікрон до тисячних доль мікрона, тобто від десятих до мільйонних доль міліметра. Ще коротше за хвилю рентгенова випромінювання і гамма-випромінювання, що немає температурними (вони пов'язані з внутрішньоядерними процесами).

Довжини хвиль радіації вимірюють з великою точністю, і тому зручно виражати їх в одиницях значно менших, ніж мікрон. Це мілімікрон (ммк) — тисячна доля мікрона і ангстрем (А) — десятитисячна доля мікрона. Наприклад, довжину хвилі 0,5937 мк можна ще написати: 593,7 ммк або 5937 А. Но в цій книзі ми наводитимемо довжини хвиль переважно в мікронах.

Температурну радіацію з довжинами хвиль від 0,002 до 0,4 мк називають ультрафіолетовою. Вона невидима, тобто не сприймається оком. Радіація від 0,40 до 0,75 мк — це видиме світло, що сприймається оком. Світло з довжиною хвилі близько 0,40 мк — фіолетовий, з довжиною хвилі близько 0,75 мк — червоний. На проміжні довжини хвиль доводиться світло всіх кольорів спектру. Радіація з довжинами хвиль більше 0,75 мк і до декількох сотень мікрон називається інфрачервоною; вона, так само як і ультрафіолетова, невидима.

У метеорології прийнято виділяти короткохвильову і довгохвильову радіацію. Короткохвильовою називають радіацію в діапазоні довжин хвиль від 0,1 до 4 мк. Вона включає, окрім видимого світла, ще найближчу до нього по довжинах хвиль ультрафіолетову і інфрачервону радіацію. Сонячна радіація на 99% є такою короткохвильовою радіацією. До довгохвильової радіації відносять радіацію земної поверхні і атмосфери з довжинами хвиль від 4 до 100-120 мк.

Тіло, що випускає температурну радіацію, охолоджується; його теплова енергія переходить в енергію радіації, в променисту енергію. Коли ж радіація падає на інше тіло і поглинається ним, промениста енергія переходить в інші види енергії, головним чином в теплоту. Це означає, що температурна радіація нагріває тіло, на яке вона падає.

До температурної радіації відносяться відомі з|із| фізики закони випромінювання Кирхгофа, Стефана—Больцмана, Планка, Віна. Зокрема, відповідно до закону Стефана—Больц­мана енергія випромінюваної радіації зростає|росте| пропорційно че­твертой| міри|ступені| абсолютної температури випромінювача. Распре­деленіє енергії в спектрі радіації, тобто по довжинах хвиль, зави­сит|, за законом Планка, від температури випромінювача. Відповідно до закону Віна довжина хвилі, на яку доводиться|припадає| максимум променистої енергії, назад пропорційна|пропорціональна| абсолютною тем­пературе| випромінювача. Це означає|значить|, що з|із| підвищенням темпера­туры| максимум енергії переміщається на все коротші хвилі.

Вказані закони відносяться до так званого абсолютно чорного тіла, тобто до тіла, яке поглинає всю падаючу|падати| на його радіацію і само випромінює максимум радіації, можливий при даній температурі. Проте|однак| з|із| певними поправками вони застосовні до всіх взагалі тіл.

Деякі речовини в особливому стані|статку| випромінюють радиа­цию| в більшій кількості і в іншому діапазоні довжин хвиль, чим це слідує|прямує| по їх температурі. Таким чином, можливо, наприклад, випромінювання видимого світла при таких низьких темпе­ратурах|, при яких речовина зазвичай|звично| не світиться. Ета радиа­ция|, що не підкоряється законам температурного випромінювання, на­зывается| люмінесценцією.

Для цього речовина заздалегідь повинна поглинути опре­деленное| кількість енергії і прийти в так званий воз­бужденное| стан|статок|, багатший енергією, ніж нормальний стан|статок| речовини. При зворотному переході речовини з|із| воз­бужденного| стану|статку| в нормальне і виникає люминесцен­ция|. Люмінесценцією пояснюються|тлумачать|, між іншим, полярні сяяння|сяйва| і свічення нічного піднебіння|неба|.

Терміном радіація називають також явище зовсім іншого роду, саме — корпускулярну радіацію, тобто потоки електрично заряджених елементарних часток речовини, переважно протонів і електронів, рухомих з швидкостями в сотні кілометрів в секунду, хоча і великими, але все-таки дуже далекими від швидкості світла. Енергія корпускулярної радіації в середньому в 107 разів менше, ніж енергія температурної радіації Сонця. Проте вона сильно міняється з часом залежно від фізичного стану Сонця, від сонячної активності.