Bài giảng Khí hậu học và Khí hậu Việt Nam (Phần 1: Khí hậu học): Chương 2 – Phan Văn Tân

Chia sẻ: _ _ | Ngày: | Loại File: PDF | Số trang:53

Thêm vào BST

Báo xấu

26
lượt xem 6
download

Download Vui lòng tải xuống để xem tài liệu đầy đủ

Bài giảng Khí hậu học và Khí hậu Việt Nam (Phần 1: Khí hậu học) - Chương 2: Cân bằng năng lượng toàn cầu. Những nội dung chính trong chương gồm có: Sự nóng lên và năng lượng, hệ mặt trời, cân bằng năng lượng trái đất, nhiệt độ phát xạ của trái đất, hiệu ứng nhà kính.

Chủ đề:

Bình luận(0) Đăng nhập để gửi bình luận!

Lưu

Nội dung Text: Bài giảng Khí hậu học và Khí hậu Việt Nam (Phần 1: Khí hậu học): Chương 2 – Phan Văn Tân

PHẦN 1: KHÍ HẬU HỌC Chương 2. Cân bằng năng lượng toàn cầu
2.1 Sự nóng lên và năng lượng |  Nhiệt độ là biến khí hậu quan trọng nhất |  Nhiệt độ là thước đo năng lượng chuyển động của các phân tử. |  Cân bằng năng lượng toàn cầu là sự cân bằng giữa năng lượng bức xạ sóng ngắn đến từ mặt trời và năng lượng trả về không trung do phát xạ sóng dài của Trái đất. {  Hấp thụ bức xạ mặt trời chủ yếu xảy ra ở bề mặt {  Phát xạ sóng dài chủ yếu xảy ra từ lớp vỏ khí quyển |  Vai trò của khí quyển: Hấp thụ và phát xạ sóng dài rất mạnh {  Nếu không có lớp khí quyển thì bề mặt đất sẽ nóng hơn rất nhiều |  Lượng bức xạ mặt trời hấp thụ được ở nhiệt đới lớn hơn ở gần cực |  Vai trò của KQ & Đại dương là vận chuyển năng lượng từ nhiệt đới về hai đầu cực è làm giảm hiệu ứng gradient nhiệt độ ở bề mặt
Cân bằng năng lượng Trái đất Năng lượng đến = Năng lượng đi 2 2 4 S (1 − α )π R = 4π R σ T o T ≈ −18 C Nhưng giá trị quan trắc của Ts là khoảng 15° C
2.2 Hệ mặt trời |  Nguồn năng lượng để duy trì sự sống trên Trái đất là năng lượng mặt trời |  Mặt trời cung cấp đầy đủ và ổn định nguồn nhiệt và ánh sáng cho Trái đất. |  Mặt trời là một trong khoảng 1011 ngôi sao trong dải Ngân hà Milky Way của chúng ta |  Mặt trời là một ngôi sao đơn trong khi hai phần ba các ngôi sao ta có thể thấy nằm trong các hệ nhiều sao |  Từ khi hình thành Trái đất đến nay (khoảng 4.5 tỷ năm) độ chói của mặt trời tăng khoảng 30% |  Hệ mặt trời có 8 hành tinh, có thể chia thành hai nhóm: {  Các hành tinh bên trong (terrestrial): Mercury, Venus, Mars, and Earth (Sao Thủy, Sao Kim, Sao Hỏa và Trái Đất) {  Các hành tinh bên ngoài (Jovian): Jupiter, Saturn, Uranus, and Neptune (Sao Mộc, Sao Thổ, Sao Thiên Vương và Sao Hải Vương)
terrestrial planets include Mercury, Venus, Mars, and Earth. The Jovian planets include Jupiter, Saturn, Uranus, and Neptune. 2.2 Hệ mặt trời 2.2.1 PlanetaryBảng 2.1 Các tính chất của mặt trời Motion Khối lượng orbit about the Sun in ellipses, which1.99 The planets 1030character- have×three kg istics: Bánthe mean planet–Sun distance, the eccentricity,6.96 kính and×the 10orientation 8m of the orbital plane. The mean distance from the Sun controls the amount 26 of Độ chói solar 3.9unit irradiance (energy delivered per unit time per × 10area)J/s arriving Khoảng cách trung bình đến Trái đất 1.496 × 1011 m TABLE 2.2 Characteristics of Inner and Outer Planets Characteristic Outer (Jovian) Inner (terrestrial) Density Small Large Mass Large Small Sun distance Large Small Atmosphere Extensive Thin or none Satellites Many Few or none Composition H, He, CH4, NH3 Mostly silicates, rocks
2.2.1 Sự chuyển động của Trái đất |  Các hành tinh nói chung, Trái đất nói riêng, quay xung quanh mặt trời theo quỹ đạo ellipse với 3 đặc trưng: {  Khoảng cách trung bình hành tinh-mặt trời: Chi phối lượng năng lượng mặt trời đến hành tinh và độ dài năm {  Độ lệch tâm (eccentricity), tức “độ méo” so với đường tròn: Chi phối mức độ biến động trong năm của bức xạ mặt trời đến {  Độ nghiêng (obliquity), là góc giữa trục quay và pháp tuyến của mặt phẳng quĩ đạo: Chi phối biến động mùa của bức xạ mặt trời nhất là ở các vĩ độ cao. Ảnh hưởng mạnh đến bức xạ mặt trời trung bình năm ở các vùng cực. Giá trị hiện tại là 23.45o
2.2 Hệ mặt trời |  Kinh độ của điểm cận nhật (perihelion) xác định pha các mùa đối với vị trí của hành tinh trên quỹ đạo {  Ví dụ, hiện tại Trái đất đi qua điểm gần mặt trời nhất (điểm cận nhật) vào mùa đông Nam bán cầu, khoảng 05 tháng 1 {  Do đó Nam bán cầu nhận được bức xạ tại đỉnh khí quyển trong mùa hè nhiều hơn Bắc bán cầu, mặc dù bức xạ mặt trời trung bình năm cả hai bán cầu như nhau |  Tốc độ quay (quanh trục) của hành tinh: Quyết định thời gian chiếu nắng ban ngày {  Là nhân tố quan trọng tác động đến sự đốt nóng của mặt trời đối với khí quyển và đại dương è Tác động đến chế độ gió và dòng chảy
Các hành tinh trong hệ mặt trời Bảng 2.3 Tính chất vật lý của hành tinh trong hệ mặt trời Hành KLg RTB ρ K/C đến Độ dài Độ Độ lệc C.Kỳ Albedo tinh (1026kg) (km) (g/cm3) mặt trời năm nghiêng tâm quĩ Quay (106km) (ngày) (độ) đạo (ngày) Sao Thuỷ 3.35 2439 5.51 58 88 (0) 0.206 58.7 0.058 Sao Kim 48.7 6049 5.26 108 225
Chuyển động của Trái đất xung quanh mặt trời
Mô phỏng sự chuyển động của Trái đất xung quanh mặt trời
2.3 Cân bằng năng lượng Trái đất 2.3.1 Định luật thứ nhất nhiệt động học |  “Lượng nhập nhiệt của hệ thống bằng sự biến đổi của nội năng trừ đi công tiêu hao”: dQ = dU - dW |  Nhiệt (dQ) có thể được truyền đến và truyền đi từ hệ theo ba cách: {  Bức xạ: Không có trao đổi khối lượng, không đòi hỏi môi trường truyền. Năng lượng bức xạ thuần di chuyển với tốc độ ánh sáng {  Dẫn nhiệt: Không trao đổi khối lượng, nhưng đòi hỏi phải có môi trường truyền nhiệt bằng sự va chạm giữa các nguyên tử hay phân tử {  Đối lưu: Có trao đổi khối lượng. Sự chuyển dịch khối lượng thực sự có thể xuất hiện, nhưng thông thường là các phần tử vật chất có năng lượng khác nhau thay đổi vị trí cho nhau, do đó năng lượng được trao đổi mà không có sự dịch chuyển thực sự của khối lượng
2.3.1 Định luật thứ nhất nhiệt động học |  Năng lượng từ mặt trời truyền xuống trái đất hầu như hoàn toàn bằng con đường bức xạ {  Để tính cân bằng năng lượng của Trái đất cần xét sự trao đổi năng lượng bức xạ |  Bỏ qua ảnh hưởng của lượng vật chất trong không gian vũ trụ đến dòng năng lượng giữa mặt trời và Trái đất {  Có thể xem không gian giữa quyển sáng của mặt trời và đỉnh tầng khí quyển Trái đất như là chân không
2.3.2 Dòng năng lượng, bức xạ và hằng số mặt trời |  Mặt trời phát ra dòng năng lượng gần như không đổi được gọi là độ trưng, hay thông lượng dòng mặt trời tại quyển sáng rphoto, L0 = 3.9×1026 W |  Độ rọi hay mật độ dòng có thể được định nghĩa bởi: Mật độ dòngphoto = Thông lượng dòng/Diện tíchphoto = L0 3.9 ×10 26 w 7 2 2 = = 6.4 × 10 w / m rphoto 4πrphoto 4π[6.96 ×10 8 m]2 rphoto=6.9 x 108 m
Bao quanh mặt trời bởi một mặt cầu bán kính d •  Thông lượng dòng qua mặt cầu bán kính d bằng thông lượng d dòng tại quyển sáng và bằng L0 = Sd4πd2 •  Mật độ dòng tại d: Sd = L0/(4πd2) •  Cho d bằng khoảng cách trung bình Trái đất – mặt trời: d=1.5x1011 m L0 3.9 ×10 26 W •  Sd à S0: S0 = 2 = 2 ≅ 1379 (W/m2) 4π d 4π "#1.5 ×1011 m$% •  S0=1379 W/m2 được gọi là Hằng số mặt trời của Trái đất •  Giá trị của S0 nói chung không thống nhất (1368, 1370,…)
2.3.3 Bức xạ bình kín |  Sự phụ thuộc của phát xạ vật đen vào nhiệt độ, theo định luật Stefan-Bolzmann: EBB = σT4; σ = 5.67×10-8 W/(m2K4) |  Ví dụ: Nhiệt độ phát xạ của mặt trời 4 σTphoto = 6.4 × 107 w / m2 7 −2 6.4 × 10 Wm Tphoto =4 = 5796K ≈ 6000K σ 2.3.4 Độ phát xạ •  Độ phát xạ ε là tỷ số giữa phát xạ thực tế của một vật hay một thể tích khí và phát xạ của vật đen có cùng nhiệt độ: ER = εσT4 ER ε= σT 4
2.4 Nhiệt độ phát xạ của Trái đất |  Nhiệt độ phát xạ của hành tinh là nhiệt độ vật đen mà với nhiệt độ này nó cần phát xạ để đạt được sự cân bằng năng lượng Bức xạ mặt trời hấp thụ được = Bức xạ phát xạ của Trái đất
•  Diện tích nhận năngFigure lượng mặt 2.2: Heat trờiandbằng absorbed diện emitted by tích vùng khuất bóng the Earth. •  Diện tích phát In orderxạto bằng achieve adiện tích heat balance, mặt the heatcầuflux coming from the Sun must be compensated for by an equivalent heat loss. If this were not true, the Earth’s temperature would rapidly rise or fall. At the Earth’s temperature, following Wien’s Law, this is •  Nhưng không achieved phải energy by radiating tất cảin the bức xạ mặt infrared part of trời chiếu đến the electromagnetic hànhAstinh spectrum. the đều được radiations hấp thụ. Một tỷ lệ nào đó sẽ bị phản xạ trở lại không gian vũ emitted by the Earth have a much longer wavelength than those received from the Sun, they are often termed longwave radiation while those from the Sun are called trụ không shortwaveđược hấp radiation. thụ Treating 2 và do the Earth đó as a không black body,được the totalđưa vào amount is emitted by a 1 m surface (A↑) can be computed by Stefan-Boltzmann’s law: cân of energy bằng that năng lượng hành tinh. Ta gọi độ phản xạ đó của hành tinh(2.1) là A ↑= σ T 4 albedo và ký hiệu nó bởi αp e where σ is the Stefan Boltzmann constant (σ=5.67 10-8 W m-2 K-4). This equation defines Te , effective emission temperature of the Earth. The Earth emits energy in the directions, so the total amount of energy emitted by the Earth is A↑ times the surface of the Earth, 4
•  Albedo trung bình toàn cầu khoảng 30% nên chỉ 70% độ chiếu nắng được hấp thụ bởi hệ thống khí hậu •  Bức xạ mặt trời được hấp thụ = S (1− α )π r 2 0 p p •  Độ chiếu nắng trung bình toàn cầu tại đỉnh khí quyển khoảng 340 W/m2, nên chỉ khoảng 240 W/m2 được hấp thụ
•  Giả thiết phát xạ của trái đất giống như của vật đen. •  Diện tích mà từ đó xảy ra sự phát xạ là diện tích mặt cầu •  Bức xạ phát xạ Trái đất = σTe4 4πrp2
Phương trình cân bằng năng lượng Bức xạ mặt trời hấp thụ được = Bức xạ phát xạ của Trái đất 2. The Energy balance, hydrological and carbon cycles S0 (1 − α p ) = σTe4 4 (S0 / 4)(1 − α p ) Te = 4 σ Ví dụ: Nhiệt độ phát xạ của trái đất Figure 2.3: Simple heat balance of the Earth (assuming it behaves like a perfect blackbody). −2that could be measured somewhere on The temperature Te is not a real temperature (1367 Wm / 4)(1 − 0.3) Earth. It is only the black body temperature required to balance the solar energy input. It T =4 can also be interpreted = 255K = −18C = −34F o as the temperature that −would 8 occur on the Earth’s surface if it −2 temperature −4 at every point. 5.67 ×10 Wm K were a perfect black body, there were no atmosphere, and the was the same 2.1.2 The greenhouse effect Nhưng giá trị quan trắc của T là khoảng 15° C ??? s 20% of the The atmosphere is nearly transparent to visible light, absorbing about incoming solar radiation. As a consequence, the majority of the absorption takes place at Earth’s surface (see section 2.1.6). On the other hand, the atmosphere is almost opaque across most of the infrared part of the electromagnetic spectrum. This is related to the radiative properties of some minor constituents of the atmosphere, especially water