Fizyka morza Adam Krężel Zakład Oceanografii Fizycznej Konsultacje: poniedziałek 1300-1400, wtorek 1115-1215, pok. 588 Wymiar: 75 godz. (30 godz. – wykład; 45 godz. – ćwiczenia) Punktacja: 7 pkt. ECTS Termin i miejsce: semestr letni; sala 0N; wtorek 930 Podstawa zaliczenia: egzamin Warunki wstępne: fizyka ogólna, podstawowa, elementarne podstawy analizy matematycznej fizyka morza - wykład 1 2017-03-26

Literatura Podręczniki: Dera J., 2003, Fizyka morza, PWN, Warszawa, 542 Dera, J. 1992, Marine Physics, Elsevier, Amsterdam, 516 Apel J.R., 1987, Principles of ocean physics, Academic Press, London, 634 Literatura uzupełniająca: Thurman H.V., 1982, Zarys oceanologii, Wydawnictwo Morskie, Gdańsk, 553 Perry A.H., Walker J.M., 1982, System ocean-atmosfera, Wydawnictwo Morskie, Gdańsk, 268 fizyka morza - wykład 1 2017-03-26

Fizyka morza nauka o procesach fizycznych zachodzących w środowisku morskim Fizyka(z gr. φύσις physis - "natura") – nauka o przyrodzie w najszerszym znaczeniu tego słowa. Fizycy badają właściwości i przemiany materii i energii oraz oddziaływanie między nimi. Do opisu zjawisk fizycznych używają wielkości fizycznych, wyrażonych za pomocą pojęć matematycznych, takich jak liczba, wektor, tensor. fizyka morza - wykład 1 2017-03-26

Podstawowe zagadnienia Ziemia jako układ termodynamiczny, prawa promieniowania, bilans i widmo promieniowania Ziemi Woda morska jako ośrodek fizyczny struktura molekularna wody właściwości fizyczne wody morskiej Termodynamika - przede wszystkim równanie stanu Optyka morza - procesy życiowe, bilans cieplny Elementy dynamiki morza - przenoszenie masy ciepła i pędu w morzu procesy oddziaływania morza i atmosfery ruch falowy i prądy morskie Akustyka morza - komunikacja podwodna fizyka morza - wykład 1 2017-03-26

Przyczyny sprawcze procesów fizycznych w morzach i oceanach I zasada termodynamiki ΔQa = ΔU+W ΔQ – promieniowanie słoneczne pochłonięte przez planetę Ziemię w pewnym okresie czasu ΔU – przyrost energii wewnętrznej: wzrost temperatury cząsteczek (energii molekularnego ruchu cząsteczek) parowanie i topnienie energia mechaniczna wód oceanu, mas powietrza (wiatr, prądy etc.) energia chemiczna, przede wszystkim fotosynteza W – praca przeciwko siłom zewnętrznym - można przyjąć, że W≈0 Ciepło dostarczone układowi zostaje zużyte na zwiększenie energii wewnętrznej układu oraz na wykonanie przez układ pracy przeciwko siłom zewnętrznym fizyka morza - wykład 1 2017-03-26

Słońce jako podstawowe źródło energii Masa (kg) 1,989×1030 Masa (Ziemia = 1) 332 830 Promień na równiku (km) 695 000 Promień na równiku (Ziemia = 1) 108,97 Średnia gęstość (g/cm3) 1,41 Okres obrotu (dni) 26-32* Średnia temperatura powierzchni 6 000°C Wiek (miliardy lat) 4,5 Skład chemiczny [% masy Słońca] Wodór 73,46 Żelazo 0,60 Hel 24,85 Krzem 0,07 Tlen 0,77 Magnez 0,05 Węgiel 0,29 Siarka 0,10 Azot 0,09 Inne 0,04 Neon 0,12 Słońce jest największym i najważniejszym obiektem systemu słonecznego Jego masa stanowi w przybliżeniu 98% masy całego systemu. Średnica Słońca jest równa 109 średnicom Ziemi, a w jego wnętrzu można zmieścić 1.3 miliona kul o wymiarach Ziemi. Zewnętrzna, widzialna warstwa Słońca nazywana jest fotosferą. Jej temperatura wynosi ok. 6,000°C. Ma ona niejednolity wygląd spowodowany turbulentnymi erupcjami energii na powierzchni. Źródło energii Słońca leży głęboko w jego wnętrzu. Wysoka temperatura (15,000,000°C) i ciśnienie (340 miliardów razy większe od ciśnienia powietrza na powierzchni morza) powodują, że zachodzą tam reakcje jądrowe. Polega to na połączeniu się czterech protonów (lub jąder wodoru) w wyniku czego powstaje cząstka alfa (lub jądro helu). Cząstka alfa jest ok. 0.7% lżejsza od tych czterech protonów. Ta różnica mas jest przenoszona konwekcyjnie w postaci energii ku powierzchni Słońca skąd zostaje wypromieniowana w postaci światła i ciepła. Energia generowana w jądrze słonecznym potrzebuje ok. 170 000 lat aby dotrzeć do powierzchni. W każdej sekundzie 700 milionów ton wodoru zamienia się w hel, przy czym uwalniane jest ok. 5 milionów ton czystej energii i o tyle też maleje masa Słońca Ocenia się, że Słońce istnieje ok. 4.6 miliardów lat i posiada dość paliwa na co najmniej kolejne 5 miliardów lat. fizyka morza - wykład 1 2017-03-26

Słońce jako podstawowe źródło energii The solar spectrum is the WRC spectrum provided by M. Iqbal: An Introduction to Solar Radiation, Academic Press 1983, Table C1. The black body spectral irradiance has been computed from a black-body spectrum for T equal 5777 K and assuming a solid angle of 6.8e-5 steradian for the source (the solar disk). fizyka morza - wykład 1 2017-03-26

Roczna energia słoneczna docierająca do powierzchni Ziemi: 3×1024 J Stała słoneczna: 1366 Wm-2 Roczna energia słoneczna docierająca do powierzchni Ziemi: 3×1024 J Roczne zapotrzebowanie na energię: 3-4×1020 J Zawartość energetyczna znanych surowców kopalnych: ~4×1023 J fizyka morza - wykład 1 2017-03-26

Stała? słoneczna fizyka morza - wykład 1 2017-03-26 http://www.pmodwrc.ch/pmod.php?topic=tsi/composite/SolarConstant fizyka morza - wykład 1 2017-03-26

Promieniowanie ciała doskonale czarnego   λ – długość fali c – prędkość światła h – stała Plancka, k – stała Boltzmanna, T – temperatura bezwzględna Prawo Plancka fizyka morza - wykład 1 2017-03-26

Promieniowanie ciała doskonale czarnego λ – długość fali L – radiacja T – temperatura bezwzględna σ=5.6687·10-8 [Wm-2K-4] Prawo Stefana-Boltzmanna fizyka morza - wykład 1 2017-03-26

Promieniowanie ciała doskonale czarnego λ – długość fali T – temperatura bezwzględna b=2.898·10-3 [mK] Prawo Wiena fizyka morza - wykład 1 2017-03-26

Promieniowanie ciała doskonale czarnego     Prawo Kirchhoffa fizyka morza - wykład 1 2017-03-26

Słońce jako podstawowe źródło energii fizyka morza - wykład 1 2017-03-26

Promieniowanie ciała doskonale czarnego   λ – długość fali c – prędkość światła h – stała Plancka, k – stała Boltzmanna, T – temperatura bezwzględna Prawo Plancka fizyka morza - wykład 1 2017-03-26

Rola atmosfery Wpływ procesów selektywnej absorpcji i emisji Pomijamy procesy absorpcji i emisji (brak atmosfery) zakładamy, że 30% padającego promieniowania słonecznego ulega odbiciu (r = 0.3) gęstość strumienia promieniowania słonecznego S = 1366 W/m2 gęstość strumienia promieniowania – E = ? strumień padający = S πRz2 (1-r) strumień wypromieniowywany = E4πRz2 z zasady zachowania energii: E= 241 W/m2 ; T=255 K σ = 5,670373(21)×10-8 Wm-2K-4   2017-03-26

Rola atmosfery Wpływ procesów selektywnej absorpcji i emisji B. Uwzględniamy te procesy zakładamy, że 30% padającego promieniowania słonecznego ulega odbiciu oraz współczynniki: air=0.8, avis=0.2 z zasady zachowania energii: Generalnie, bilans energetyczny Ziemi jest w przybliżeniu równy 0 co wydaje się być warunkiem koniecznym dla naszej egzystencji na niej. Nie oznacza to jednak w żadnym przypadku braku zróżnicowania w jej obrębie, a zwłaszcza w jej cieniutkiej warstwie powierzchniowej. air avis Temperatura 0.8 0.2 286 0.7 276 0.6 271 0.5 267 T=286 K fizyka morza - wykład 1 2017-03-26