Keskkonnafüüsika kordamisküsimuste vastused (1)

KESKKONNAFÜÜSIKA KORDAMISKÜSIMUSED
1. Astronoomias kasutatavad mõõtühikud. Galaktikate liigitus. Linnutee .
Astronoomiline ühik - on astronoomias kasutatav pikkusühik, mis võrdub Maa keskmise kaugusega Päikesest. Päikesest.1,495 978 7* 1011 m Tähist a.ü. (e.k.) AU (ingl.)
Päikesesüsteemi planeedid Toodud väärtused on keskmised kaugused.
Planeet Kaugus Päikesest
Merkuur 0,39 aü
Veenus 0,72 aü
Maa 1,00 aü
Marss 1,52 aü
Jupiter 5,20 aü
Saturn 9,54 aü
Uraan 19,2 aü
Neptuun 30,1 aü
Pluuto 39,44 aü
Valgusaasta - vahemaa , mille valguskiir läbib vaakumis ühe troopilise aasta (365d 5h 48 min 46 sek) jooksul. 1 valgusaasta 63 241 aü
Valgusaasta on vahemaa, mille valgus läbib vaakumis ühe aasta jooksul.
1 valgusaasta = 9,4605 × 1012 km = 9 460 500 000 000 km = 0,307 parsekit = 63 240 astronoomilist ühikut.
Valgusaasta ligikaudseks väärtuseks võetakse sageli 0,3 parsekit, mis ligikaudu võrdub 9,2 × 10 12 kilomeetriga.
Mõningate objektide kaugusi Maast Kuu keskmine kaugus 1,28 valgussekundit
Päikese keskmine kaugus 8,3 valgusminutit
Läheduselt teise tähe Proxima Centauri kaugus 4,22 valgusaastat Tähe Deeneb kaugus 3 200 valgusaastat
Andromeeda galaktika kaugus 2 900 000 valgusaastat
Vaadeldatava Universumi raadius 13 700 000 000 valgusaastat
Troopiline aasta - ajavahemik, mis kulub Päikesel näivaks liikumiseks kevadpunktist kevadpunkti. Tähist. LY 1LY=9,4605*1015 m=63239 a.ü.= 0,3066 pc
Troopiline aasta on aeg, mille jooksul Maa teeb ühe tiiru ümber Päikese.
Parsek - par(allaks) + sek(und), rahvusvaheline tähis pc. - on niisuguse objekti kaugus, mille aastaparallaks on 1 kaaresekund.
Parsek on pikkusühik: kaugus, kust vaadates 1 astronoomiline ühik katab 1 nurgasekundi ehk sellise ringjoone, millel üks astronoomiline ühik moodustab ühesekundilise kaare, raadius. Tähis pc.
1 pc = 3,08572 · 1016 m = 3,26168 valgusaastat = 2,062648 · 105 a.ü.
Aastaparallaks - nurk, mille all taevakehalt vaadatuna paistab Maa orbiidi raadius (pikem pooltelg ), et see moodustaks taevakehale suunatud sirgega täisnurga. 1pc= 3,09*1016m=206265 AU=3,263 LY
Aastaparallaks on väljaspool Päikesesüsteemi asuva taevakeha (tavaliselt tähe) parallaks, mille baas on Maa orbiidi pikem pooltelg. Aastaparallaksi mõõtmine võimaldab määrata lähemate tähtede kaugust Maast.
Galaktika - selgelt piiritletud tähesüsteem, mille kuju ja suuruse määravad ära gravitatsioonilised vastasmõjud.
Galaktika on gravitatsiooniliselt seotud süsteem, mis koosneb tähtedest ja nende jäänustest, tähtedevahelisest tolmust ja tumedast ainest. Galaktikaid võib leida igas suuruses, alates kääbusgalaktikatest, mis sisaldavad umbes kümme miljonit tähte kuni hiidgalaktikateni, mis sisaldavad sadu triljoneid tähti. Kõik kehad galaktikas tiirlevad ümber galaktika keskme . Galaktikad võivad ka koosneda mitmetest tähesüsteemidest, tähekogumitest. Päike on üks Linnutee tähtedest, samuti on Linnutee osa ka kõik, mis tiirleb ümber selle, kaasa arvatud planeet Maa. Ajalooliselt on galaktikaid liigitatud nende kuju järgi. Tüüpilisim on elliptiline galaktika, mis oma kujult on elliptiline. Spiraalgalaktikad on oma kujult kettad , millel on spiraalharud. Galaktikad millel on korrapäratu kuju, liigitatakse korrapäratuteks galaktikateks ja tavaliselt on nad sellised tänu naabergalaktikate gravitatsioonile. Sellised galaktikate omavahelised kokkupuuted võivad lõppeda galaktikate ühinemisega. Nähtavas universumis on arvatavasti rohkem kui 170 miljardit galaktikat. Enamik neist on oma diameetrilt 1000­100 000 parsekit ning asuvad üksteisest miljonite parsekite kaugusel. Galaktikatevaheline ruum on väga hõre, selle tihedus on vähem kui 1 aatom kuupmeetris.Suurem osa galaktikatest on grupeerunud parvedesse, parved ise, aga moodustavad superparvi. Tume aine on meile veel väga kehvasti arusaadav, kuigi ollakse kindlad, et see moodustab umbes 90% galaktikate massist. Vaatlusandmete põhjal võib järeldada, et enamiku, kui isegi mitte kõigi, galaktikate keskmes asub supermassiivne must auk. Selline objekt asub ka meie Linnutee keskmes. Linnuteele viidates kirjutatakse sõna Galaktika suure algustähega, muudel juhtudel mitte.
Hubble galaktikate klassifikatsioon o Elliptilised Elliptilised on ümmarguse või pikliku kujuga, nende heledus väheneb ühtlaselt serva suunas. Neid saab klassifitseerida lapikuse järgi.
o Spiraalsed o Ebareeglipärased (ebakorrapärased)
Galaktikate tüübid vastavalt Hubble järjestusele. E tähistab elliptilist , S spiraalset ja SB varbspiraalset galaktikat.
Elliptilised galaktikad Hubble liigitus jagab elliptilised galaktikad eraldi klassidesse sõltuvalt nende elliptilisusest. Klasse on kokku 8, E0 galaktikad on peaaegu sfäärilised, E7 aga väga lapikud ja väljavenitatud. Elliptilistel galaktikatel on elliptiline profiil, mis annab neile elliptilise kuju sõltumata vaatlemisnurgast. Sellistes galaktikates on vähe tähtedevahelist ainet. Samuti on tekib neis uusi tähti vähe, mille tulemusena koosnevad nad põhiliselt vanadest, rohkem arenenud tähtedest, mis tiirlevad ümber gravitatsiooni keskme suvalises suunas. Suurimad galaktikad on hiidelliptilised galaktikad. Arvatakse, et elliptilised galaktikad on tekkinud galaktikate kokkupõrkel. Nad võivad kasvada hiiglaslikeks (võrreldes spiraalgalaktikatega) ning selliseid võib kohata galaktika parvedes tuuma ligidal.
o
Spiraalsed ja varbspiraalsed galaktikad
NGC 5457 (nõelaratta galaktika), näide tüüpilisest spiraalgalaktikast. Spiraalgalaktika koosneb pöörlevast tähtede kettast ja nende vahelisest ruumist. Selle keskmises osas asuvad tihedalt koos tunduvalt vanemad tähed. Hubble'i järjestuses on spiraalgalaktikad märgitud S tähega, millele järgneb täht (a, b või c), mis tähistab spiraalide tihedust ja galaktika keskme suurust. "Sa" galaktikas asetsevad kehvasti määratletavad spiraalharud tihedalt ning tuum on suhteliselt suur. Spiraalgalaktika teises äärmuses asub "Sc", millel on hästi määratletavad ja avatud spiraalharud ning galaktika kese on väike. Nagu tähedki, tiirlevad ka spiraalharud ümber galaktika keskme, kuid nad teevad seda konstantse nurkkiirusega. Arvatakse, et spiraalharud on piirkonnad, kus aine on tihedalt koos. Kui täht liigub läbi haru, siis kosmiline kiirus igale tähesüsteemile on määratletud gravitatsiooniga tihedamas kohas. Spiraalharud on nähtavad, sest neis tekib tihti uusi tähti, mis on heledamad ja paistavad kaugemale.
NGC 1300, näide varbspiraalsest galaktikast. Enamikul spiraalgalaktikatest on galaktika keskmes " varras " mis ulatub mõlemale poole galaktika tuumast ning seejärel ühineb spiraalharudega. Hubble'i süsteemis on need märgitud SB-ga, millele järgneb (a, b või c), mis tähistavad samu parameetreid nagu tavalise spiraalgalaktika puhulgi. Vardad arvatakse olevat ajutiseks nähtuseks, mis on tekkinud tänu tuumast väljuvale radioaktiivsusele või galaktikate kokkupõrkele. Meie oma galaktika, Linnutee, on varbspiraalne ja selle diameetriks on umbes 30 kiloparsekit ja paksuseks 1 kiloparsek. See koosneb umbes 200­400 miljardist tähest[3][4] ja selle mass on umbes 600 miljardit korda suurem kui Päikese mass.[5]
o
Korrapäratud galaktikad Korrapäratu galaktika on galaktika, millel ei ole selget eristatavat kuju, nagu seda on spiraalsetel ja elliptilistel galaktikatel. nende kuju on ebatavaline ning nad ei kuulu kuhugi Hubble järjestuse klassi. Nad on tihti oma kujult kaootilised, neil ei paista olevat selget galaktika keset ega ühtegi jälge spiraalharudest. Arvatakse, et nad moodustavad veerandi kõikidest galaktikatest. Enamik korrapäratuid galaktikaid olid kord spiraalsed või elliptilised, aga deformeerusid gravititatsiooni tõttu. Korrapäratud galaktikad sisaldavad suurtes kogustes kosmilist tolmu ja gaasi.
Kääbusgalaktikad Vaatamata esilekerkivatele suurtele spiraalsetele ja elliptilistele galaktikatele on enamik galaktikatest kääbusgalaktikad. Sellised galaktikad on suhteliselt väikesed võrreldes teistega . Oma suuruselt on nad umbes sajandik Linnuteest ja sisaldavad kõigest paari miljardit tähte. On avastatud ka sellised kääbusgalaktikaid, mis on kõigest 100 parsekit oma diameetrilt. Paljud kääbusgalaktikad tiirlevad ümber ühe suurema galaktika; Linnuteel on vähemalt tosin sellist kaaslast ning arvatakse, et 300­500 kääbusgalaktikat on veel avastamata. Kääbusgalaktikaid võib jagada ka elliptilisteks, spiraalseteks kui ka korrapäratuteks. Uurides Linnutee naabergalaktikaid leiti, et kõik kääbusgalaktikad olid umbes 10 miljonit Päikese massi, sõltumata sellest kas nad koosnesid tuhandetest või miljonitest tähtedest. See avastus on viinud järelduseni, et galaktikate koostises moodustab suurima osa tume aine.
Omapärase kujuga galaktikad Omapärase kujuga galaktikad tekivad galaktikate kokkupõrkel. Üheks näiteks on ringikujuline galaktika, milles on tähed paiknenud ringikujuliselt ning selle sees on tähtedevaheline ruum, mis ümbritseb üksildast tuuma kõige keskel. Arvatakse, et selline galaktika tekib kui väiksem galaktika läbib suurema galaktika tuuma.
o
Linnutee ehk Galaktika on miljardite kaugete tähtede ühtesulav valgus, st Linnutee on tähesüsteem. Linnutee on meie galaktika, suuruselt teine galaktika Kohalikus Galaktikarühmas. Linnutee läbimõõt on 100 000 valgusaastat ja ta koosneb 200­400 miljardist tähest. Linnutee galaktika tuum on must auk. Linnutee galaktika on spiraalne hiidgalaktika. Päike paikneb Linnutee galaktika tasandi läheduses, ühe spiraalharu sisemisel serval, 34 000 valgusaasta kaugusel galaktika tuumast. Päike tiirleb koos oma planeetidega ümber galaktika keskme kiirusega 250 km/s. Ühe täistiiru galaktikas teeb Päike 200 miljoni aasta jooksul. Meie saame vaadelda Linnutee galaktikat vaid seestpoolt. Seepärast paistab enamik tähti meile heleda vööna, mida kutsume Linnuteeks. Ainult heledamad tähed on Linnuteest eristatavad. Kui aga tahame näha teisi galaktikaid, siis peame suunama teleskoobi Linnutee tasandist kõrvale. Meie Linnutee galaktikal on 2 kaaslast ­ Suur Magalhãesi Pilv ja Väike Magalhãesi Pilv, mis asuvad meist 200 000 valgusaasta kaugusel. Mõlemad on korrapäratud galaktikad, mida on võimalik vaadelda Maa lõunapoolkeralt. Lähim spiraalne galaktika, Andromeeda udukogu, asub meist 2 miljoni valgusaasta kaugusel.
2. Päikesesüsteemi tekkimine (nebulaarhüpotees)
o Nebulaarhüpoteesid (ladina k. nebula ­ pilv, udukogu) Nebulaarhüpoteesi kohaselt tekkisid planeedid koos vastava päikesesüsteemi tähe tekkega. Kui täht tekib gaasipilve (nebula ing. k.) tihenemisel, hakkab tekkiva tähe ümber tiirlema omakorda gaasipilved, mille tihedused kasvavad gravitatsioonijõu tõttu. Lõpuks on gaasipilvedest tekkinud enam-vähem ümara kujuga tihedad kehad, mis aja jooksul meteoriitide ja muude kehadega kokku põrgates omandab aina ümarama kuju. o Katastroofihüpoteesid o (1.+2.) nn. kaasaegsed hüpoteesid
Päikesesüsteem koosneb Päikesest ning sellega gravitatsiooniliselt seotud astronoomilistest objektidest, mis tekkisid molekulaarpilve (tuntud ka kui Päikese udukogu) kokkutõmbumisel 4.568 miljardit aastat tagasi. Suurem osa Päikese ümber tiirlevate objektide massist on jagunenud kaheksa planeedi vahel. Need planeedid tiirlevad ümber Päikese peaaegu ringikujulisel enam-vähem samatasandilisel orbiidil. Neli väiksemat siseplaneeti Merkuur, Veenus, Maa ja Marss, mida nimetatakse ka Maataolisteks planeetideks , koosnevad põhiliselt kivimitest ja metallidest. Neli välimist gaasilist hiidplaneeti on võrreldes Maataoliste planeetidega oluliselt massiivsemad. Kaks suurimat planeeti, Jupiter ja Saturn, koosnevad peamiselt vesinikust ja heeliumist. Kahel kaugeimal, Uraanil ja Neptuunil, arvatakse olevat tahke siseosa, mis koosneb põhiliselt kivimite ja erinevat tüüpi jääde (nt. vesi, ammoniaak ja metaan ) segust. Seetõttu nimetatakse neid vahel eraldi mõistega "jäähiiglased".
o
Päikesesüsteemi teke Praegusel ajal arvatakse, et Päikesesüsteem moodustus veidi enam kui 4,6 miljardit aastat tagasi külmast molekulaarse gaasi ja tolmupilvest. Tegemist oli tavalise tähetekke, mitte mingi eksootilise protsessiga (näiteks tähtede peaaegu-kokkupõrge), nagu kunagi usuti . Arvatakse, et selle protsessi alguses toimus päikeseudukoguks nimetatava väga suure massiga külma tähtedevahelise gaasi- ja tolmupilve gravitatsiooniline kollaps. Mitmete või isegi paljude tihendustsentrite edasise tihenemise ja pöörlemise tõttu lapikuks muutuvate gaasipilve fragmentide keskele tekkisid prototähed. Kui prototähed tõmbusid niivõrd kokku, et nende keskmes tõusid temperatuurid ja tihedused piisavaks termotuumareaktsioonide algamiseks, süttisid prototähed ükshaaval tähtedena. Üks nendest prototähtedest oli Päike. Algselt tekkinud täheparv või -assotsiatsioon hajus võrdlemisi ruttu ning praeguseks on Päike suhteliselt hõredalt asustatud Galaktika piirkonnas. Gaasipilve kollapsi käigus koondusid ketta tasandisse raskematest elementidest koosnevad ühendid, mis esinesid põhiliselt tolmu kujul. Edasisel suhteliselt kiirel tolmuosakeste kleepumise ning kuhjumise ajajärgul tekkisid suuremad ainekogumid, mis üksteisega põrgates moodustasid aja jooksul praegu tuntud planeedid. Päikese ja planeetide tekkimisest üle jäänud tahke aine on jäänud Päikesesüsteemi tolmu ja väikekehadena, gaas aga puhutud Päikese kiirguse ja päikesetuulte poolt kaugetesse Päikesesüsteemi välisosadesse. Päikesesüsteemi ja teiste kosmiliste objektide päritoluga tegeleb kosmogoonia .
o
3. Päikesesüsteemi planeedid. Planeetide liigitus.
Planeet on suure massiga taevakeha, mis tiirleb ümber tähe ega tooda termotuumasünteesi abil energiat. Rahvusvahelise Astronoomiauniooni definitsiooni järgi 24. augustist 2006 nimetatakse Päikesesüsteemi planeediks taevakeha, mis 1. tiirleb ümber Päikese, 2. on piisava massiga, et ületada jäiga keha jõud ning hoida hüdrostaatiliselt tasakaalulist (keralähedast) kuju 3. ning on oma gravitatsiooniga tõmmanud oma pinnale väiksemad kehad oma orbiidi ümbruses (on "puhastanud oma ümbruse"). Kui täidetud on ainult kaks esimest tingimust, ei ole tegemist planeediga, vaid kääbusplaneediga. Nii on ka varem planeediks peetud Pluuto kääbusplaneet, sest tema ümbruses on Kuiperi vöö. Hiljaaegu oli teada üksnes üheksa planeeti, kõik meie oma Päikesesüsteemis. Nüüd aga on avastatud Päikesesüsteemi väliseid planeete, mida 2005. aasta alguseks oli teada üle 150. Astronoomid nimetavad planeete ja teisi suuremaid planetaarkehi sageli ka suurplaneetideks; väikeplaneetideks nimetatatakse asteroide.
Planeetide teke Valdavalt arvatakse, et ka planeedid moodustuvad gravitatsiooniliselt kollapseeruvast gaasipilvest, millest tekkis planeedi täht. Kokkutõmbumise käigus muutub gaasipilv väiksemaks ning hakkab pöörlema, mis omakorda muudab pilve lapikuks. Tekkiva paksu prototähe gaasiketta tasandisse kogunevad suuremad aineosakesed, mis aja jooksul omavahel kleepudes üha kasvavad. Sellised klombid koonduvad veel suuremateks moodustisteks, mida nimetatakse planetesimaalideks. Arvatakse, et planetesimaalide kokkupõrgete ning kokkusulamiste käigus tekivad protoplaneedid, mille sisemusse koonduvad raskemad elemendid ning väliskihid koosnevad põhiliselt erinevatest gaasidest . Kui tekkiv täht lõpuks süttib, puhutakse tähe ümbrus väga tugeva tähetuule poolt suhteliselt kiiresti gaasist ja väga peenikesest tolmust puhtaks. Ajapikku kaotavad tähele lähimad või väiksema massiga protoplaneedid oma atmosfäärist suure osa kergetest gaasidest (nagu vesinik ja heelium ), põhjuseks noore tähe soojendav mõju ning planeetide väike mass, mille tõttu nad ei suuda kiiresti liikuvaid gaasimolekule kinni hoida. Planeedid ­ Merkuur, Veenus, Maa, Marss, Jupiter, Saturn, Uraan,Neptuun, Pluto
Klassikalised planeedid Merkuur, Veenus, Marss, Jupiter, Saturn Kaasaegsed planeedid Uraan ( 1781 ), Neptuun (1864), Pluuto (1930)
Maa tüüpi e. kiviplaneedid Merkuur, Veenus, Maa, Marss Jupiteri tüüpi e. Gaasplaneedid Jupiter, Saturn, Uraan, Neptuun
Lähisplaneedid Merkuur, Veenus, Maa, Marss Kaugplaneedid Jupiter, Saturn, Uraan, Neptuun, Pluuto
· Siseplaneedid Merkuur, Veenus · Välisplaneedid Marss, Jupiter, Saturn Uraan, Neptuun, Pluuto
Jaotus Päikesesüsteemi planeedid võib koostise järgi jagada kaheks rühmaks:
· Maa-sarnased ehk kiviplaneedid, mis koosnevad põhiliselt mineraalidest · Jupiteri-sarnased ehk hiidplaneedid , mis koosnevad põhiliselt gaasidest, kuid mille keskmes võib olla ka mineraalne tuum · Kääbusplaneedid, mis koosnevad üldiselt jääst ja mineraalidest · Planeetidest üle jäävaid Päikesesüsteemi kehi ( asteroidid , komeedid ja meteoorkehad ) nimetatakse Päikesesüsteemi väikekehadeks Kääbusplaneetide sarnased on ka mõned planeetide kaaslased, mis koosnevad põhiliselt jääst. Näiteks võib tuua Päikesesüsteemi hiidplaneetide jäised kaaslased, näiteks Jupiteri suurimad kaaslased Ganymedes, Europa ja Callisto ning mitmed Saturni kaaslased.
Nimetamine Kõik päikesesüsteemi planeedid peale Maa on nimetatud vanarooma jumalate järgi. Planeetide kaaslased on nimetatud vanakreeka või vanarooma mütoloogiast pärinevate tegelaste, jumalate või William Shakespeare 'i näidendite tegelaste järgi. Asteroide võib nende avastajate äranägemise järgi nimetada ükskõik kelle või mille järgi aga nimed peab heaks kiitma Rahvusvahelise Astronoomiauniooni nomenklatuurikogu.
Päikesesüsteemi planeedid Päikesesüsteemi planeedid on Päikese poolt loetuna
· Merkuur · Veenus · Maa (mõnikord vaadeldakse koos Kuuga "kaksikplaneedina") · Marss · Jupiter · Saturn · Uraan · Neptuun
Varem peeti planeediks ka kääbusplaneet Pluutot, mida koos tema kaaslase Charoniga mõnikord vaadeldakse kaksikplaneedina (kaksikkääbusplaneedina).
4. Päikesesüsteemi väikekehad (asteroidid, komeedid, meteoorid ).
· Päikesesüsteemi väikekehad · asteroidid · komeedid · meteoorkehad · kosmiline tolm
Asteroidid - tahked ebakorrapärase kujuga üldjuhul Marsi ja Jupiteri vahel tiirlevad kehad ( Ceres d=913km) Vesta d=526 (501)km Pallas d=522(523)km Hygiea d=430km
Asteroidideks nimetatakse väikesi planeedisarnaseid taevakehi, mis tiirlevad Kepleri seadustele vastavatel orbiitidel ümber Päikese. Sõna " asteroid " tähendab õieti 'tähesarnane [taevakeha]' (vanakreeka sõnast (astr) 'täht'). See nimetus ei tulene asteroidide füüsikalisest sarnasusest tähtedega (mida neil ei ole), vaid sellest, et enamikus teleskoopides paistavad nad erinevalt suurtest planeetidest nagu tähedki punktidena, mitte ketastena. Asteroiditaolisi kehi, mille läbimõõt on palju väiksem kui 1 km, nimetatakse meteoorkehadeks. Praegu on teada umbes 338 000 asteroidi . Nende koguarv arvatakse ulatuvat miljonitesse. Asteroid number 35347 kannab nime "35347 Tallinn" eesti pealinna järgi. Asteroid number 35618 kannab nime "35618 Tartu" eesti linna järgi.
Asteroidide liigitus koostise alusel · C-tüüpi asteroidid ­ Koosnevad karbonaatsetest kivimitest · S-tüüpi asteroidid ­ Ni, Fe, magneesiumsilikaadid · M- tüüpi asteroidid ­ Ni+Fe
Asteroidide koostis Asteroide liigitatakse nende albeedo ehk valguspeegeldusteguri järgi, mille abil saab oletada, millest asteroidid koosnevad.
· C-tüüpi asteroide on 75% kuni 85% ja need koosnevad külmunud gaasidest, mis on suure süsinikusisaldusega. Nimi tulebki sellest, et ladina keeles on süsinik Carboneum. Need tumedad asteroidid peegeldavad tagasi keskmiselt 3% valgusest. C-tüüpi asteroidid asuvad asteroidide vöö kaugemas osas, kuid neid on märkimisväärselt ka Päikesepoolsel asualal . · S-tüüpi asteroide (ladina keeles Silicium ­ räni) on 13% kuni 17% ja nendel arvatakse olevat raud- nikkel -tuum, mida katavad Kuu pinnale sarnased kivimid. Need asteroidid sisaldavad palju räni. S- tüüpi asteroide nimetatakse veel kiviasteroidideks ja nad peegeldavad tagasi 15% valgusest. S- tüüpi asteroidid asuvad rohkem asteroidide vöö päikesepoolses osas. · M-tüüpi asteroidid on ülejäänud asteroidid ja koosnevad puhtast rauast ja niklist. Need asteroidid peegeldavad ja polariseerivad hästi valgust. · Mõned asteroidid on koostiselt veel erinevamad.
Suurimad asteroidid Üldse on vaid 26 asteroidi suuremad kui 200 km, 250 suuremad kui 100 km ja 700 suuremad kui 50 km. Väikseimate senivaadeldud asteroidide diameeter on vaid mõnisada meetrit.
Number Nimi Läbimõõt (km) Kaugus Päikesest (aü) Avastamise aeg Avastaja
1 Ceres 1003 2.766 1. jaanuar 1801 Giuseppe Piazzi
2 Pallas 608 2.773 28. märts 1802 Heinrich Olbers
Komeedid - udused, tahke tuuma ja pika gaasilise sabaga Päikesesüsteemi väikekehad Komeet on Päikesesüsteemi äärealadelt pärinev taevakeha, mis koosneb peamiselt jääst, tahkest süsinikdioksiidist ja mitmesugustest anorgaanilistest ja orgaanilistest lisanditest. Nimetus tuleneb kreekakeelsest sõnast komts, mis tähendab 'pikajuukseline'. Eesti keeles nimetatakse komeete ka sabatähtedeks.
Tuntumad komeedid Inimkond tunneb enim neid komeete, mis on palja silmaga nähtavad ja pöörduvad tagasi perioodiliselt, neid märgib nimes täht P.
· Kõige tuntumaks komeediks võib pidada Halley komeeti. · 17P/ Holmes - 2007 sügisel plahvatanu
Ehitus Komeetide ehituses eristatakse tuuma, pead ja saba. Tahket tuuma ümbritseb komeedi pea ehk kooma , sellest tekib Päikese valgusrõhu toimel komeedi saba. Komeetidel on sageli kaks (või rohkem) saba. Ioonsaba on suunatud alati Päikesest eemale ja koosneb laetud osakestest , mida päikesetuul komeedist eemale puhub. Tolmusaba koosneb raskematest osakestest, mida päikesetuul vähem mõjutab. Seetõttu järgib tolmusaba rohkem või vähem komeedi orbiiti. Nõrkadel komeetidel saba harilikult puudub, heledatel on märgatav ioonsaba, väga heledatel on nähtavad mõlemat tüüpi saba.
Meteoorkeha (meteoroid) ­ planeetidevahelises ruumis liikuv tahke keha Meteoorkeha sattudes Maa atmosfääri tekib meteoor ( väljendub optiliste , akustiliste, elektriliste jms. nähtuste kogumina) Võib meteoriidina Maale langeda Meteoorkeha on planeetidevahelises ruumis liikuv tahke keha, mis Maa atmosfääri sattudes põhjustab meteoori ning võib meteoriidina maapinnale langeda.
Meteoorkehadeks peetakse kehi, mille läbimõõt on 10 ­5 kuni 104 meetrit; väiksemad osakesed moodustavad kosmilise tolmu. Umbes 85% meteoorkehi liigub planeetide tiirlemise suunas.
5. Kepleri seadused.
Kepleri seadused kirjeldavad planeetide liikumist ümber Päikese. Kolm Kepleri seadust on: 1. Iga planeedi orbiit on ellips , mille ühes fookuses on Päike. 2. Planeedi raadiusvektor katab võrdsete ajavahemike jooksul võrdsed pindalad.[1] 3. Planeetide tiirlemisperioodide ruudud suhtuvad nagu nende orbiitide pikemate pooltelgede kuubid.
Kepleri (1571-1630) I seadus Planeedid liiguvad ümber Päikese mööda ellipsikujulist trajektoori, mille ühes fookuses on Päike Periheel (kr. peri ­ ümber; helios ­ Päike) päikeselähis. Ümber Päikese tiirleva keha orbiidi Päikesele lähim punkt. Afeel (kr. apo ­ eemal, kaugel; helios ­ Päike) päikesekaug. Ümber Päikese tiirleva keha orbiidi Päikesele kaugeim punkt. Kepleri II seadus Planeetide raadiusvektori poolt võrdseis ajavahemikes kaetud pindalad on võrdsed Kepleri III seadus Planeetide sideeriliste tiirlemisperioodide ruudud on võrdelised planeetide trajektooride suurte pooltelgede kuupidega
Esimene seadus
Kepleri esimest seadust kujutav joonis, kus Päike (M) asub ellipsi, mis on planeedi (m) orbiidiks, ühes
fookuses. Iga planeedi orbiit on ellips, mille ühes fookuses on Päike.
Ellips on matemaatiline kujund, mis meenutab kujult välja venitatud ringjoont. Päike ei asu ellipsi keskpunktis, vaid ühes fookustest. Ringjoon on ellipsi erijuht, kui mõlemad fookused langevad kokku ellipsi keskpunktiga. Ellipsi kuju kirjeldatakse parameetriga, mida kutsutakse ekstsentrilisuseks. Eksentrilisus on parameeter , mis võib muutuda nullist (tavaline ringjoon) üheni (ellips, mis on nii välja venitatud, et meenutab sirgjoont kahe fookuse vahel). Päikesesüsteemi planeetide orbiitide ekstsentrilisus on väikseim Veenusel (0,007)[7][8]. Ometigi pole isegi Merkuuri orbiit väga palju erinev ringjoonest. Samas on avastatud taevakehi, mille ekstsentrilisus on väga suur. Nende seas on palju komeete ja asteroide. Taevakehad, mille orbiit on paraboolne või hüperboolne, on võimalikud Newtoni teooria kohaselt, mis on hiljem vaatluste abil ka kinnitust leidnud.
Teine seadus Planeedi raadiusvektor katab võrdsetes ajavahemikes võrdsed pindalad.[1]
Mõistmaks Kepleri teist seadust eeldame, et planeedil kulub üks päev liikumaks punktist A punkti B. Jooned Päikeselt punktidesse A ja B koos planeedi orbiidiga määravad piisavalt heas lähenduses kolmnurkse ala. Olenemata, kus kohas planeet paikneb kaetab tiirlev planeet iga päev sama suure pindala. Nagu väidab Kepleri esimene seadus peab planeet liikuma mööda elliptilist orbiiti paiknedes seega eri aegadel Päikesest eri kaugustel. Seega peab planeet liikuma kiiremini paiknedes Päikesele lähemal ja aeglasemalt olles Päikesest kaugemal, et katta sama suur ala. Kepleri teine seadus vastab faktile, et jõukomponent, mis on risti raadiusvektoriga, on null. Kiirus, millega liigub segment , on vastavuses impulsimomendiga ja seega esitab Kepleri teine seadus impulsimomendi jäävust.
Kolmas seadus Planeetide tiirlemisperioodide ruudud suhtuvad nagu nende orbiitide pikemate pooltelgede kuubid.
Kolmas seadus kirjeldab suhet planeedi kauguse Päikesest ja taevakeha tiirlemisperioodi vahel. Olgu näiteks planeet A neli korda Päikesest kaugemal kui planeet B. Seega peab planeet A läbima iga tiiruga neli korda pikema vahemaa kui planeet B. Planeet A liigub kaks korda aeglasemalt kui planeet B, et säiliks tasakaal vähenenud tsentripetaaljõuga, mis tuleneb gravitatsioonilisest tõmbest. Kokku kulub planeet A-l 4×2=8 korda kauem aega, et teha üks üks täistiir ümber Päikese kui planeedil B. See on vastavuses Kepleri kolmanda seadusega (82=43). Kolmandat seadust tunti ka harmoonilise seadusena, kuna Kepler kasutas seda katses määrata ,,kerade muusika " täpseid reegleid ja esitada neid muusikalises kirjaviisis. Praegusel ajal kasutatakse kolmandat seadust, et kindlaks teha eksoplaneedi kaugus tähest, mille ümber see tiirleb. Kauguse määramine aitab kindlaks teha, kas planeet on sobilik eluks.
6. Päikese siseehitus . Päikese energiaallikad . Päikese laigud.
Struktuur Tuum 200,000 km; T=15 000 000 K Kiirgustsoon 300,000 km; T=7 000 000 K Konvektsioonitsoon 200,000 km; T=2 000 000 K Fotosfäär - tekib nähtav kiirgus; muutlik täht perioodiga u. 11 aastat, kuid amplituud on vaid u. 0,001 tähesuurust. Ta on Maast keskmiselt 149,6 miljoni kilomeetri ehk 1 astronoomilise ühiku kaugusel. Päikese ümber tiirlevad planeet Maa ja teised planeedid, nii Maa-sarnased planeedid, hiidplaneedid kui ka kääbusplaneedid. Lisaks tiirlevad Päikese ümber veel asteroidid, meteoroidid, komeedid, Neptuuni- tagused objektid ja tolm. Päike on peajada täht spektriklassiga G2V, mis tähendab, et ta on keskmisest tähest mõnevõrra massiivsem ja kuumem. Umbes 85% tähtedest on Päikesest väiksema massiga. Ka mõõtmetelt ületab Päike suurt osa peajadal asuvaid tähti, kuid kuumimatest peajadal asuvatest tähtedest on tema raadius umbes 10 korda väiksem, (ka Päikese massist väiksema massiga) punastest hiidtähtedest või massiivsetest ülihiidudest aga sadu kuni tuhandeid kordi väiksem. G2-spektriklassi tähtedel on peajadale omane eluiga umbes 10 miljardit aastat. Päikese vanuseks on erinevatel meetoditel hinnatud 4,57 miljardit aastat.
Päikese läbimõõt on 1,392 miljonit kilomeetrit (109 Maa läbimõõtu) ja mass 1,9891×10 30 kg (332 950 Maa massi). Päikese raadius on 6,9599×108 m ja keskmine tihedus on 1409 kg/m³. Päikese efektiivne pinnatemperatuur on 5778 K, kuid märksa kuumemad on Päikese kroon (kuni 5 miljonit kelvinit) ja tuum (umbes 15,7 miljonit kelvinit). Päike koosneb peamiselt vesinikust (73,46% massi järgi) ja heeliumist (24,85% massi järgi), kõiki ülejäänud elementide panus on 1,67% massi järgi. Päikese keskmes, kus tihedus on 150 000 kg/m³, toodetakse termotuumareaktsioonides vesinikust heeliumit. Igas sekundis muundatakse termotuumareaktsioonis 3,4×1038 prootonit (vesiniku aatomi tuuma) heeliumi tuumadeks. Selle käigus tekkivate suure energiaga gammakvantide kujul vabanev energia jõuab peale kümneid kuni sadu tuhandeid aastaid, miljoneid kordi toimuvaid neeldumis- ning kiirgumisprotsesse, Päikese fotosfääri ning edasi kosmilisse ruumi. Fotosfääris kiiratakse suurel hulgal nähtava valguse footoneid, mis jõuavad valgusena Maa pinnale. Füüsikud tekitavad Päikese tuumas toimuvatele sarnaseid protsesse vesinikupommis ning eksperimentaalsetes termotuumareaktorites. Kogu Päikese aine on äärmiselt kõrge temperatuuri tõttu plasmaolekus. Et Päike ei ole tahkis , siis pöörleb ta diferentsiaalselt -- ekvaatoril kiiremini kui kõrgematel laiuskraadidel. Et Päikese pöörlemine on eri laiuskraadidel erinev, siis tema magnetvälja jõujooned põimuvad, nii et magnetvälja silmused purskuvad Päikese pinnalt välja, tekitades laike ehk "päikeseplekke" ja protuberantse.
Päikese krooni tihedus on 1011 aatomit kuupmeetri kohta ning fotosfääril 1023 aatomit kuupmeetri kohta. Tsentris on Päikese tihedus umbkaudu 150 grammi kuupsentimeetri kohta. Mõnda aega arvati, et Päikeses toimuva termotuumareaktsiooni poolt tekitatud neutriinode arv on ainult kolmandik teooria poolt ennustatust (Päikese neutriinode probleem). Ent hiljuti avastati, et neutriinodel on seisumass, mistõttu nad saavad teel Päikeselt Maale muunduda raskemini avastatavat liiki neutriinodeks, nii et lahknevus mõõtmiste ja teooria vahel on kõrvaldatud. Päikese otsene vaatlemine võib silmi kahjustada ning põhjustada pimedaks jäämist (nii juhtus Joseph Plateauga). Päikesevarjutuse ajal on oht Päikesesse vaadates silmi kahjustada suurem, sest haruldane taevanähtus tekitab uudishimu ning niimoodi vaadatakse heledat Päikest kauem, kui oleks silmadele ohutu. Silmade kaitsmiseks pikemaajalise vaatlemise korral tuleks kasutada spetsiaalseid päikesefiltreid või tumedamat keevitusklaasi. NB! Tahmane klaas, diskett , valgustatud filmilint jms sobivad vaid Päikese väga lühiajaliseks vaatlemiseks , sest nad ei neela Päikese infrapunakiirgust. Päikeseplekk ehk Päikese laik on tumedam , ümbrusest umbes 1000 kelvini võrra jahedam piirkond Päikese nähtaval pinnal (fotosfääris). Päikeseplekkide arv ja suurus iseloomustavad Päikese aktiivsuse taset.
Termotuumareaktsioon - kergete tuumade ühinemisreaktsioon, mille käigus vabaneb energia
Taastuvenergia on energia, mis toodetakse keskkonnasäästlikult. Peamisteks taastuvenergia allikateks on otsene päikeseenergia ning taastuvad energiaallikad: hüdroenergia, tuuleenergia , biomassi energia, orgaanilises aines (peamiselt puidus ning taimedes) sisalduv keemiline energia, ookeanide soojusenergia ning maa siseenergia . 1. Päike energiaallikana. Päikese optiline kiirgus on Maal toimuvate füüsikaliste, bioloogiliste, keemiliste ja paljude teiste protsesside peamine energiaallikas. Isegi õli on miljonite aastatega taimestikku ja loomastikku salvestunud päikeseenergia. Ka hüdroelektrijaama turbiine ringi ajav vesi teeb oma ringkäiku tänu Päikesele. Ainukeseks Päikesest sõltumatuks energiavormiks võib pidada aatomienergiat. Otsese päikeseenergia ehk päikesesoojuse ja -elektrienergia panus maailma energiavajadusse on praegu veel väga väike - vaid promille murdosa . Praktikas on päikeseenergia ammendamatu loodusvara . Arvatakse, et õli jätkub 40-150 aastaks, aga Päike särab veel 5 miljardit aastat. Päikeseenergia konkurentsivõime tõuseb pidevalt. Uued tehnoloogiad on alandanud selle energialiigi tootmiskulusid võrreldes 80-ndate aastate algusega 25%. Lisaks sellele väärtustatakse üha enam saastevaba energiatootmist; päikeseenergia ei saasta õhku CO2-ga, seega ei soodusta kasvuhooneefekti. Fossiilse energia hind tõuseb tulevikus tunduvalt tänu igasugustele saastemaksudele ja ka sellele, et antud energialiigi varud on lõppemas. Kõige lihtsam viis päikeseenergia passiivseks salvestamiseks on koguda selle soojusenergiat. Kõige levinum soojakogur on kasvuhoone ja klaasiga kaetud verandad, on olemas ka soojust neelavad põrandamaterjalid (passiivne energiakogumine). Päikesekollektoriga saab rahuldada umbes poole tarbevee soojendamiseks mõeldud energiavajadusest ja suvel terve energiavajaduse. Antud seadme hind algab Soomes umbes 10 000 margast. Päikeseenergia on kaitstud ka inflatsiooni vastu, kuna elektri, õli, gaasi jne. hinnad aina tõusevad, seevastu päikeseenergia on alati tasuta. Maksavad ainult seadmed, millega energiat koguda. Saksamaal on käimas praegu katse kahe tuhande individuaalelumajaga. Igas majas on päikeseelektrisüsteem, mis on ühendatud elektrivõrku. Võrk toimib päikeseenergia hoidlana: kui maja toodab elektrit rohkem kui vajab, siis üleliigne elekter müüakse üldvõrku. Samamoodi üldvõrgust ostetakse vajaduse korral energiat. 7. Plancki valem. Wieni nihkeseadus.
Plancki valemit kasutatakse valguse footonite energia arvutamiseks. See leitakse valemi E = hf abil, kus E tähistab kvandi energiat, h Plancki konstanti ja f valguskvandi sagedust.
Soojuskiirgus on kehade poolt kiiratav , temperatuurist sõltuv elektromagnetkiirgus.
Plancki valem kirjeldab absoluutselt musta keha kiirgamisvõimet (pinnaühikult ajaühikus kiiratud energia)
Temperatuuri muutumisega muutub ka spektri koosseis. Wieni seadus (kannab ka nimetust Wieni nihkeseadus) ütleb, et musta keha maksimaalse kiirguse lainepikkus on pöördvõrdeline selle temperatuuriga. Iseenesest on see ka loogiline: lühema lainepikkusega (suurema sagedusega) valgus vastab suurema energiaga footonitele, mille kiirgamist ju võibki oodata kõrgema temperatuuriga kehalt.
Lainepikkus, millele langeb energia maksimum max , on pöördvõrdeline absoluutse temperatuuriga T
m = c ' /T , Wieni nihkeseadus (4.1.16)
c'= 0.2897610-2mK . Soojuskiirgus on laetud osakeste soojusliikumise tõttu tekkiv elektromagnetiline kiirgus. Kõik ained, mis on absoluutsest nullist kõrgema temperatuuriga eraldavad soojuskiirgust, mis on üks soojusülekande vormidest (lisaks soojusjuhtivusele ja konvektsioonile). Soojuskiirguse näideteks on hõõglambist eralduv nähtav valgus, loomadelt eralduv infrapuna valgus ja kosmiline mikrolaine- taustkiirgus . Soojuskiirgus erineb soojusjuhtivusest ja konvektsioonist ­ lõkke lähedal olev inimene tunneb sealt tulevat soojuskiirgust, isegi kui teda ümbritsev õhk on väga külm. Päikesevalgus on kuuma päikese poolt kiiratav soojuskiirgus. Ka Maa eraldab soojuskiirgust, kuid madalama temperatuuri tõttu on see palju väiksema intentsiivsuse ja erineva spektrijaotusega. Maa temperatuuri mõjutavad kõige rohkem päikesekiirguse neeldumine ning samas ka Maa poolt ära kiiratav kiirgus. Kui elektromagnetlaineid kiirgav keha on samade omadustega nagu soojuslikus tasakaalus olev absoluutselt must keha, siis kutsutakse seda musta keha kiirguseks.[1] Plancki seadus kirjeldab musta keha kiirguse spektrit, mis on sõltuv keha temperatuurist. Wien 'i nihkeseadus määrab kõige tõenäoseima kiirguse sageduse ja Stefan-Boltzmanni seaduse abil saame leida pealelangeva valguse kiiritusustiheduse.
Ülevaade Soojuskiirgus on absoluutsest nullist kõrgemal temperatuuril olevate kehade poolt kiiratav elektromagnetiline kiirgus.[3] See on soojusenergia muundumine elektromagnetiliseks energiaks. Soojusenergia on aatomite ja molekulide juhusliku liikumise kineetilise energia keskmine. Aatomid ja molekulid koosnevad laetud osakestest, näiteks prootonitest ja elektronidest, ning nende ostsilleerimine tekitab elektri- ja magnetvälja. Selle tulemusena kiiratakse footoneid, mis vähendavad keha entroopiat ja energiat. Elektromagnetiline kiirgus ei vaja aine olemasolu ning saab vaakumis liikuda lõpmatult kaugele, kui teele ei jää ühtegi takistust. Soojuskiirguse omadused sõltuvad mitmetest erinevatest teguritest ­ aine pinnast, temperatuurist, neelamis - ja kiirgamisvõimest. [3] Kiirgus ei ole monokromaatiline, mis tähendab, et see ei koosne sama sagedusega lainetest, vaid erinevate sagedustega komponentidest, mis moodustavad ainele iseloomuliku spektri. Kui kiirgav keha ja selle välispind on soojuslikus tasakaalus ning pind neelab kogu pealelangeva valguse, siis on tegemist musta kehaga. Must keha on ideaalne kiirgur. Tavalise keha ja musta keha neelduvuse suhet kutsutakse neelamisvõimeks ning seega on musta keha neelamisvõime võrdne ühega. Neelduvus , peegelduvus ja kiirgavus on kõik sõltuvad kiirguse lainepikkusest. Temperatuur määrab elektromagnetilise kiirguse lainepikkuste jaotuse. Näiteks värske lumi, mis on väga suure peegelduvusega (0.90), tundub valge peegelduva päikesevalguse tõttu, mille intensiivsus on tugevaim umbes 500 nanomeetri juures. Selle kiirgavus -5 °C juures on aga 0,99 ning sel juhul kiiratakse maksimaalselt 12 mikromeetri juures. Musta keha kiirguse jaotus sageduste järgi on kirjeldatud Plancki seadusega. Iga temperatuuri juures on olemas sagedus fmax, mille juures on kiiratav võimsus kõige suurem. Wien'i nihkeseaduse abil saame, et sagedus fmax on võrdeline musta keha temperatuuriga T. Päikese fotosfäär, mille temperatuur on umbes 6000 K, kiirgab enamus valgust elektromagnetilise spektri nähtavas piirkonnas. Maa atmosfäär on vaid osaliselt läbipaistev nähtavale valgusele ning maapinnale jõudev valgus neelatakse või peegeldatakse. Maapind kiirgab elektromagnetlaineid, mille spekter vastab musta keha kiirgurile temperatuuriga umbes 300 K. Majapidamises kasutusel olevad hõõglampide spekter katab nii päikese kui ka maa musta keha spektrit. Osad hõõglambist eralduvatest footonitest asuvad nähtavas spektris , kuigi enamus neist on seotud pikemate, infrapuna, lainepikkustega. Infrapunast kiirgust me küll ei näe, kuid tunneme seda soojusena. Elektromagnetlainete kiirgamisel ja neeldumisel toimub soojusülekanne. Erinevalt konduktiivsest ja konvektsioonilisest soojusülekandest, saab soojuskiirgust koondada peeglite abil üheks väikeseks punktiks, mida kasutatakse näiteks päikese energia koondamiseks. Peeglite asemel võib soojusvoo koondamiseks kasutada fresneli läätsesid. Mõlema meetodiga on võimalik kiirelt päikese abil vett aurutada. Näiteks on võimalik sellise meetodil kuumutada vett 285 °C juurde.
Kattepinna efektid Heledamad värvid ja metallilised ained neelavad vähem pealelangevat valgust ning seega ei soojene nii hästi. Üldiselt aga pinna värvus normaaltingimustel kehade vahelisel soojusülekandel väga suurt rolli ei mängi, sest kiiratud footonid asuvad enamasti infrapunases piirkonnas, mitte nähtavas. Nendel lainepikkustel on kiirgusel vähe tegemist nähtava valguse kiirgusvõimega; infrapunases piirkonnas on enamus objekte kõrge kiirgusvõimega. Seega, välja arvatud päikesevalguse käes, ei oma riiete värvuse valik soojuse mõttes vahet. Erandjuhuks on läikivad metallpinnad, millel on madal kiirgusvõime nii nähtavas kui ka infrapunases keskkonnas. Selliseid pindu saab kasutada soojusülekande vähendamiseks kahes suunas. Üheks näiteks sellest on mitmekihiline isoleermaterjal, mida kasutatakse kosmosesõidukite soojustamisel. Keerukam tehnoloogia on madala kiirgusvõimega aknad, sest need peavad olema lisaks madalale kiirgusvõimele suure spektriala ulatuses ka läbipaistvad nähtavale valgusele. Omadused Soojuskiirgusel on neli põhiomadust, mis seda iseloomustavad:
· Keha poolt juhuslikul temperatuuril eralduv soojuskiirgus koosneb laiast sagedusspektrist. Ideaalse kiirguri sagedusjaotus on antud Planc'i musta keha kiirguse seadusega. · Keha temperatuuri tõustes nihkub kiiratav sagedusvahemik kõrgemate sageduste poole. Näiteks, tulipunane keha kiirgab kõige enam nähtava valguse pikemaid lainepikkus (punane ja oranz ). Kui antud keha veel rohkem kuumutada, siis ta hakkab eraldama rohkem ka rohelist ja sinist valgust muutudes seega inimsilma jaoks valgeks. Kuid isegi sellise 2000 K temperatuuriga keha puhul, asub enamus kiiratavast energiast endiselt infrapuna piirkonnas. Seda omadust iseloomustab Wien'i nihkeseadus. · Kiirgustugevus kasvab temperatuuri tõustes järsult; see kasvab kui T4, kus T on keha absoluutne temperatuur. Keha, mille temperatuur on võrdne elektriahju omaga , mis on umbes kaks korda suurem kui toatemperatuur Kelvini skaalas, kiirgab 16 korda rohkem energiat ühikulise pindala kohta. Keha, mille temperatuur on hõõgniidiga võrdne ­ umbes 3000 K, ehk 10 korda rohkem, kui toatemperatuur, kiirgab 10 000 korda rohkem energiat ühikulise pindala kohta. Musta keha kiirgusintensiivsus on võrdeline temperatuuri neljanda astmega, kus T on antud Kelvini skaalas. Seda iseloomustab Stefan-Boltzmanni seadus. · Keha poolt eraldatav soojuskiirguse hulk on võrdeline sama keha poolt neelatava kiirguse hulgaga. Seega keha, mis neelab rohkem punast valgust ka kiirgab enim punast valgust. See printsiip kehtib kõigile lainete omadustele, kaasa arvatud lainepikkus (värv), suund, polarisatsioon ja isegi koherentsus. Seega on võimalik, et kehast eraldub suunatud koherentne polariseeritud soojuskiirgus, kuigi polariseeritud ja koherentne kiirgus on looduses väga haruldane.
8. Päikese kiirgusspekter. Solaarkonstant.
4.2. Päikese spekter. Solaarkonstant Päikese võib jagada sisemiseks osaks ja atmosfääriks. Sisemise osa temperatuur on kõrgem kui
5 milj. kelvinit. Siin leiavad aset termotuumareaktsioonid, mille käigus vesinik muundub
heeliumiks .
Päikese atmosfäär on kolmekihiline. Kõige alumine neist on fotosfäär, paksusega 100-300 km.
See kujutab endast tugevasti ioniseeritud gaasi temperatuuriga 5000-6000 K ja rõhuga ülapinnal
100 hPa. Fotosfäär kiirgab praktiliselt kogu kiirguse, mis jõuab Päikeselt Maani
(6.35·107 W/m2).
Selle peal on kromosfäär, mis ulatub 10000-15000 km-ni ja koroona, mis kujutab endast
peaaegu täielikult ioniseeritud gaasi ­ plasmat (osakesi on umbes 3 107 1/cm3 allosas ja umbes 200 Maa orbiidi lähedal).
Päikese atmosfääris esineb rida nähtusi, mis iseloomustavad Päikese aktiivsust. Fotosfääris on
vaadeldavad plekid, mis võivad katta kuni 0.006 osa nähtavast Päikese pinnast ja mille
diameeter on kuni 185 000 km. Nad on 70% tumedamad ja 1500 K külmemad ümbritsevast
fotosfäärist. Võivad kesta kuni 18 kuud. Plekkide arv muutub paralleelselt Päikese 11.1 aastase
tsükliga. Plekkide arvu iseloomustab Wolfi arv
W = plekkide arv + 10 x gruppide arv.
Muutub 0 kuni 228-ni. Plekkidel on tugev magnetväli: kuni 2.4·104 A/m, mis suunab isegi
Päikesest küllalt kaugel olevate elektronide ja prootonite voogu. Selle nn päikesetuule kiirus on
300-500 km/s ja tihedus suurusjärgus 10 osakest cm 3-s.
Kõrvu plekkidega on kromosfääris sähvatused, mis võivad võtta enda alla kuni 0.001
päikesekettast (temperatuur kuni 20000 K) ja eksisteerivad mõnest minutist kuni 7 tunnini. Need
ongi kõige tugevamad päikesetuule allikad ning nende teke kutsub esile Maa magnetvälja ja
ionosfääri häiritusi, eredaid virmalisi ja muid nähtusi.
Suurt tähtsust omab seoste väljaselgitamine päikese aktiivsuse ning Maa atmosfääris toimuvate
nähtuste ja protsesside vahel. Sellele probleemile on viimastel aastakümnetel pühendatud palju
uurimusi. Kuid rahuldavat tulemust pole saadud. Ikkagi on selgusetu päikese aktiivsuse seos
nähtustega troposfääris ja stratosfääris.
Päikese kiirgusspekter on jagatud reaks vahemikeks (sulgudes on näidatud lainepikkuste piirid):
1. -kiirgus ( 2. Röntgenikiirgus
(10-5m 3. Ultraviolettkiirgus (UV)
(10-2m (0.39m 5. Infrapunakiirgus (IP)
(0.76m 6. Raadiolained ( > 3000m) .
Üle 95 % kiirgusest on nn optilises aknas (0.29-2.4 m). Optiline aken on see
sellepärast, et just sellest spektriosas on Maa atmosfäär kõige enam läbipaistev (80 % kiirgusest
tuleb läbi). Samal ajal kui kauge UV ja IP neelatakse peaaegu täielikult (läbi tuleb vaid vastavalt
1% ja 3.6%). Ka infrapunases on üks nn atmosfääri aken so 8-12 m. Kolmas aken on
raadiolainealas (1-20 cm).
Päikesekiirgus ­ Päikese poolt kiiratud energia. Atmosfääri soojenemine ja jahtumine , tema püsivus, vee aurumine ja kondensatsioon , soojusenergia muundumine õhu liikumise kineetiliseks
energiaks ja Maa kliimade omadused sõltuvad sissetuleva päikesekiirguse voost. Päikesekiirguse
voog on erinev eri laiustel , aastaaegadel ja kellaaegadel.
Päike on praktiliselt ainukeseks energiaallikaks. Näiteks Maa seest tuleb 5000 korda vähem
energiat. Natuke tuleb energiat ka tähtedelt ja planeetidelt.
· Pidev spekter Pidevspektrid kujutavad endast valgusriba värvuste pideva üleminekuga ühest teise. Pideva spektri annavad hõõguvad tahked ja vedelad kehad.
· Neeldumisspekter · Kiirgusspekter
Solaarkonstant - Maa atmosfääri ülemisel piiril päikesekiirtega risti olevale pinnaühikule langev kiirgusvoog
Solaarkonstant on Maa atmosfääri ülakihile risti langeva päikesekiirguse intensiivsus Maa keskmisel kaugusel Päikesest. Solaarkonstandi väärtuseks on ligikaudu 1366 W/m² [1]. Solaarkonstant ei ole päris konstantne suurus, sest päikesekiirguse intensiivsuses esinevad lühema ja pikema perioodiga fluktuatsioonid, mille tekkepõhjused on ebaselged. Solaarkonstandi mõõtühikuks on W/m². Solaarkonstant: Päikese kiirgusvoo võimsus, mis jõuab atmosfääri ülapiirile kiirtega ristiolevale ühikpinnale Maa ja Päikese keskmisel kaugusel. Tähistatakse ­ *Io . 9. Molekulaarne ja aerosoolne hajumine .
Molekulaarne hajumine ( Rayleigh hajumine) · Hajutavad osakesed on väikesed (r ~ l) Päikesekiirgus on see energia, mida Maa saab päikeselt. Osa kiirgusest Maa peegeldab tagasi kosmosesse, kuid meile nähtamatuks jäävatel suurtel lainepikkustel. Osa kiirgusest neelab ning peegeldab atmosfäär.
Hajumine Kui valgus (footonid) läbivad atmosfääri, reageerivad nad sellelt hajudes. Kui valgus atmosfääriga ei reageeri, nimetatakse seda otsekiirguseks. Otsekiirgust ei esine ehk kogu kiirgus on hajunud siis, kui keha varju ei ole võimalik tuvastada. Atmosfääris leiab aset Rayleigh hajumine, mis seletab, miks taevas on sinine ning päikeseloojangud kollakas -punased.
Neeldumine Erinevad molekulid neelavad erineva lainepikkusega kiirgust (vt. Spektromeetria). Lühema lainepikkusega kiirgust kui 300 nm neelavad näiteks O2 ja O3 molekulid. Vesi (H2O) neelab näiteks enamus kiirgust lainepikkusega üle 700 nm. Footoni ning molekuli vaheline reaktsioon tõstab molekuli energiat ning seetõttu võime seletada atmosfääri võimet soojeneda ning jahtuda.
Kiirgamine Kuumad kehad kiirgavad rohkem ning lühematel lainepikkustel nagu näiteks Päike, mille temperatuur on 6000 K, kiirgab lainepikkusel 500 nm kiirgust, mis on inimsilmale nähtavad. Maa seevastu, oma 290 K temperatuuriga, kiirgab 10000 nm lainepikkustel ning on seetõttu silmale nähtamatu. Kasvuhooneefekt on otseselt seotud atmosfääris olevate gaasimolekulide võimest kiirgust neelata ning eraldada. Mõned keemilised ühendid neelavad ja kiirgavad infrapunakiirgust, kuid ei reageeri nähtavas spektris esineva valgusega . Ühed enimlevinumad näited nendest ühenditest on CO 2 ja H2O.
Päikesekiirte jaoks on atmosfäär hägune keskkond. Hägususe (sumeduse) mõiste on eelkõige seotud lisandite leidumisega atmosfääris. Lisandid neelavad, aga ka tänu difraktsioonile,
hajutavad kiirgust. Kuid ka ilma aerosoolita atmosfäär hajutab kiirgust. Seejuures on
hajutavateks elementideks molekulaarsed kompleksid, mille molekulide arvu ja omavaheliste
kauguste muutus viib tiheduse ebaühtlustele.
Hajumist molekulide kompleksidel nimetatakse molekulaarseks e. Rayleigh hajumiseks.
Lisanditel hajumist nimetatakse aerosoolseks hajumiseks. Hajumise olemus seisneb aineosakeste ja muutliku elektromagnetvälja vastasmõju erilises vormis. Tänu sellele
vastasmõjule muutub osake uute elektromagnetlainete allikaks: hajunud kiirguse allikaks. Enamus hajunud valgusest langeb lühilainelisse ossa. See tähendab, et hajunud valgus ei saa olla
valge, vaid hoopis taevasinine. Mida sinisem , seda puhtam õhk. Kõrgusega kahaneb ja seega
kahaneb ka hajunud kiirguse hulk (4.5.11). Ühelt poolt läheb taevas sinisemaks (violetsemaks),
teiselt poolt tumedamaks (100 km kõrgusel on Päike ja tähed eraldi näha, taeva ülemine osa on
tume. Seal särab pimestavalt päike kui vaatleja on päikese poolt valgustataval Maa küljel.) Kaugelasetsevad esemed paistavad samuti seepärast sinakad, et hajunud kiirguse koosseis sõltub lainepikkusest.
Aerosoolne hajumine
Kui osakeste mõõtmed kasvavad võrreldavaks pealelangeva kiirguse lainepikkusega, siis ei saa neid vaadelda kiirgavate diipolidena, vaid tuleb vaadelda kui kõrgema järgu süsteeme (kvadrupole jne). Seepärast on seadused hoopis teised. Teooria on loodud Gustav Mie poolt (1908). Atmosfääris on 2 tüüpi suuri osakesi: 1) mitteläbipaistvad (tolm n = ) ja 2) läbipaistvad ( veetilgad ). Veetilgad neelavad vähe UV-s ja nähtavas. Aerosoolse hajumise korral on polariseeritud valguse osakaal väiksem. Reaalses atmosfääris tuleb arvestada nii aerosoolset kui
molekulaarset hajumist.
10. Kiirguse nõrgenemine atmosfääris. Atmosfääri massiarv . Bougueri seadus.
Mingis keskkonnas levides valguse intensiivsus nõrgeneb kahel põhjusel: 1) osa valgusest hajub, s.t. footon , põrkudes aine molekulidelt, kaldub kõrvale esialgsest levimissuunast; näit. atmosfääris toimub hajumine nii gaasimolekulidelt kui ka aerosoolilt (suitsud, tolmud, udud); 2) osa valgusest neeldub (gaasi molekulides, aerosooliosakestes (tolmus, suitsus, udus). Bouguer'i seadus väidab, et neeldumisel väheneb valguse intensiivsus aines eksponentsiaalselt I = I0 e- l kus I on valguse intensiivsus kaugusel l pinnast. I0 on pinnale langeva valguse intensiivsus ja - neeldumistegur (neeldumiskoefitsient).
Massiarv (optiline mass) näitab mitu korda on kaldu langenud kiirte teele sattunud ühikulise ristlõikega õhusamba mass suurem vertikaalsuunas Maale langenud kiirte teele jäävast õhusamba massist.
Optiline mass
Atmosfääri optiline mass ehk optiline massiarv m näitab mitu korda on mingisuguse nurga all
kaldu asuva, ühikulise ristlõikega atmosfäärisamba mass M suurem kui seniidisuunalise
atmosfäärisamba mass M0: h tähistab Päikese kõrgusnurka, Z = 90 ­ h Päikese nurkkaugust seniidi suunast (seniitkaugust).
Sõltuvalt uuritavast probleemist on tasaparalleelne atmosfäärimudel kasutatav Päikese
seniitkaugusteni Z = 60 . Suuremate seniitnurkade (horisondilähedasema Päikese) korral tuleb
arvestada Maa atmosfääri sfäärilisust.
4.3. Päikesekiirguse jaotus maapinnal atmosfääri puudumisel Päikesekiirguse jaotus maakeral atmosfääri puudumisel või praktiliselt seesama atmosfääri
ülapiiril, on määratud astronoomiliste faktidega: Maa tiirlemisega ümber Päikese, Maa
pöörlemistelje kaldega Maa orbiidi tasandi (ekliptika) suhtes, Maa pöörlemisega.
4.6. Päikesekiirguse nõrgenemine atmosfääris Üldiselt arvestatakse neeldumist ja hajumist koos ­ nõrgenemine.
3.1. Bouguer' seadus Mingis keskkonnas levides valguse intensiivsus nõrgeneb kahel põhjusel:
1) osa valgusest hajub, s.t. footon, põrkudes aine molekulidelt, kaldub kõrvale esialgsest
levimissuunast; näit. atmosfääris toimub hajumine nii gaasimolekulidelt (nn.
Rayleigh' hajumine, lühemad lainepikkused hajuvad rohkem, põhjustades taeva
sinise värvuse) kui ka aerosoolilt (suitsud, tolmud, udud);
2) osa valgusest neeldub (gaasi molekulides, aerosooliosakestes (tolmus, suitsus,
udus)).
Kvantitatiivselt kirjeldab valguse nõrgenemist Bouguer' seadus. 11. Insolatsioon. Summaarne kiirgus. Albeedo.
Insolatsioon ­ kiirgusvoog horisontaalsele pinnale S'=S*sin h0 Summaarne kiirgus · Otse- ja hajuskiirguse summa Q=S'+D Otsekiirgus - kiirgus, mis langeb vaatluskohale (maapinnale) Päikeselt paralleelsete kiirte kimbuna Hajuskiirgus - kiirgus, mis langeb vaatluskohale (maapinnale) peale hajumist Aluspinna albeedo (peegeldusvõime, peegeldustegur) - pinnalt peegeldunud ja pinnale langenud kiirgusvoogude suhe
*Insolatsioon - atmosfääri välispinna ruutmeetrile sekundis langev päikeseenergia hulk.
Valguse all mõistame kiirgust, mis on võimeline ergutama silma võrkkesta ja tekitama
valgusaistingu. Soojuskiirgust mõõdame füüsikaliste suurustega (näit. W/m²).
Valgust tuleb mõõta ühikutega, mis lähtuvad inimsilma tundlikkusest.
Maapinnale jõuab nähtavast valgusest 52 %, infrapunasest 43 % ja
ultraviolettkiirgusest 5 %.
Nähtava kiirguse lainepikkus on 380 ... 760 nanomeetrit. Ultraviolettkiirguse
lainepikkus on 10 ... 380 nm, infrapunase kiirguse lainepikkus 0.77 ... 340 nm.
Kiirgust iseloomustab selle intensiivsus ja spekter. Silma tundlikkus on kõige
suurem lainepikkuse 556 nm suhtes (kollakasroheline kiirgus).
Päikesekiirgusel on nii positiivne kui ka negatiivne mõju, mis ilmneb kahjulikus
toimes mõningatele materjalidele (kangad, paber) ja värvidele, ruumide
ülekuumenemises palaval suvepäeval ning ereda valguse pimestavas toimes.
Ruumide ülekuumenemise vastu kasutatakse aknakatteid, samuti
mittereguleeritavaid vahendeid: varikatted, rõdud, lodzad. Soojakadusid (öisel
ajal) on võimalik samuti vähendada (ribi)kardinatega
Korterelamute planeerimisel tuleb eelistada kahepoolsete korteritega lahendusi
(aknad mõlemas välisseinas), mis võimaldab vabamalt päikese suhtes liikuda.
Otsekiirgus e otsene päikesekiirgus Otsekiirguse all mõistetakse kiirgust, mis jõuab vaatluskohta paralleelsete kiirte kimbuna otse
Päikeselt. Päikesekiirguse vood kiirtega risti olevale pinnale ( I ) ja horisontaalpinnale ( I '= I sin h )
sõltuvad järgmistest faktoritest:
1) solaarkonstandist;
2) Maa ja Päikese vahelisest kaugusest (jaanuaris on atmosfääri ülapinnale tulev
kiirgusvoog 3.5 % suurem kui solaarkonstant, juulis vastavalt väiksem);
3) atmosfääri füüsikalisest seisundist vaatluspunkti kohal (atmosfääri gaaside ja tahkete
lisandite kontsentratsioonist, pilvede ja udude olemasolust);
4) päikese kõrgusest.
Hajunud kiirgus e hajuskiirgus
Hajuskiirguseks nim. päikesekiirgust, mis on atmosfääris hajunud. Hajunud kiirguse hulka, mis
jõuab horisontaalsele pinnaühikule ajaühikus nim. hajunud kiirgusvooks ja tähistatakse i . Kuna
hajunud kiirguse esmaallikaks on otsene päikesekiirgus, siis hajunud kiirgusvoog sõltub
samadest faktoritest, mis otsekiirguse voogki:
1) Päikese kõrgusest (mida kõrgemal seda enam kiirgust);
2) atmosfääri läbipaistvusest (mida läbipaistvam seda väiksem on i );
3) pilvede hulgast.
Pilvitu ilma korral moodustab i ligikaudu 10 % insolatsioonist. Hajuskiirguse osa kasvab koos
pilvisuse kasvuga. Pilves ilma korral võib suurtel laiustel madalate päikeste korral kasvada i
kuni 0.7 kW/m2. Lisaks pilvedele mängib hajuskiirguse hulgale olulist rolli ka lumi. Lumikatte
olemasolul kasvab otsese päikesekiirguse tagasipeegeldumine, mille mitmekordne hajumine
atmosfääris kasvatab hajuskiirguse hulka.
i on suvel väiksem kui talvel. Enamus hajuskiirgusest on lühilaineline. Kõrgusega hajunud kiirguse hulk väheneb. Energia jaotus hajuskiirguse spektris erineb energia
jaotusest otsekiirguse spektris. Hajuskiirguse spektri maksimum langeb lühemate lainete
piirkonda kui otsekiirguse maksimum, ligikaudu 0.425-0.450 m alasse.
Summaarne kiirgus
Summaarseks kiirgusvooks Q nim. otsekiirguse ( I ' ) ja hajuskiirguse (i ) voogude summat
horisontaalpinnale. I sin h + i = Q
Erinevalt otse- ja hajuskiirgusest sõltub summarne kiirgus väga vähe atmosfääri optilisest
paksusest: kasvuga summarne kiirgus kahaneb aeglaselt.
Poolusest kuni 50 laiuskraadini kasvab summaarse kiirguse voog aeglaselt, siis kasvab kuni
subtroopilise maksimumini. Ekvatoriaalvööndis on summaarse kiirguse hulk väiksem kui
subtroopikas.
Hajumise ja neeldumise tõttu nõrgeneb summaarne voog pilvitu atmosfääri puhul 20 %.
Pilvisus nõrgendab veel 20-30 %. Nõnda jõuab maapinnale 50-60 % kiirgusest, mis oli
atmosfääri ülapiiril.
Albeedo
Mingi pinna albeedoks e. peegeldusteguriks nim. sellelt pinnalt peegeldunud voo suhet sellele
pinnale langevasse voogu.
Looduslike pindade albeedod muutuvad üsna kitsastes piirides ( 10-30 %), vaid lumi ja vesi
moodustavad erandi.
Vee puhul sõltub albeedo oluliselt kiirte langemisnurgast. Tervikuna on veepindade albeedo
väiksem kui maismaa oma. Pinnase puhul sõltub albeedo pinnase niiskusest. Kui muld on
niiskem, on albeedo väiksem ja pinnas neelab enam kiirgust. Erinevate pindade albeedol on
selgesti avalduv ööpäevane ja aastane käik, mis on tingitud Päikese kõrguse muutustest.
Vähimad albeedod on keskpäeval ja suvel.
Looduslike pindade albeedod Suurt huvi pakub pilvede albeedo. Vahetuid mõõtmisi saab läbi viia lennukitelt ja aerostaatidelt.
Vastavalt mõõtmistele sõltub pilvede albeedo oluliselt pilvede vertikaalsest läbitavusest
(paksusest), kasvab koos pilve paksuse kasvuga. Väikeste paksuste puhul (200 ­300 m) toimub
see kasv kiiremini ja aeglustub paksemate pilvede korral. Albeedo sõltub ka pilved kujust.
Suurimad albeedo väärtused on kõrgrünk- ja kihtrünkpilvede puhul (sama pilve paksuse korral).
Erinevate pilveliikide keskmised albeedod
12. Maa kiirgusbilanss . Kiirgusenergia bilanss e. lihtsalt kiirgusbilanss on keha poolt neelatud ja kiiratud kiirguse vahe. Tavaliselt vaadeldakse eraldi maapinna, atmosfääri ja süsteemi Maa ­ atmosfäär kiirgusbilansse. Kiirgusbilanss on aluspinnale (mullale, veele, lumele, taimkattele) langenud ja sealt lahkunud kiirguste vahe[1]. Eristatakse positiivset kiirgusbilanssi ja negatiivset kiirgusbilanssi. Positiivse kiirgusbilanssi korral kiirgab aluspind atmosfääri rohkem soojuskiirgust kui ta Päikeselt ja atmosfäärist juurde saab; see toimub harilikult öösel. Negatiivse kiirgusbilanssi korral aga vastupidi; see toimub harilikult päeval. Maakera kui tasakaalulise süsteemi kiirgusbilanss on tasakaalus. Viimastel aastakümnetel on täheldatud aga inimtekkeliste kasvuhoonegaaside põhjustatud kiirgusbilanssi muutust, sest Päikeselt tulev kiirgus jõuab küll Maale, kuid kasvuhoonegaaside põhjustatud absorbeerumise ja hajutamise tõttu (kasvuhooneefekt) ei pääse see Maalt kosmosesse tagasi.
13. Atmosfääri koostis. Osoonikiht . Osooni tekkimine ja lagunemine .
Atmosfäär - Maa gaasiline kest puhas ja kuiv atmosfäär; veeaur; aerosool
Atmosfäär (inglise keeles atmosphere) ehk õhkkond on Maad ümbritsev kihilise ehitusega õhukest, mis koosneb erinevatest gaasidest ning seda hoiab kinni gravitatsioonijõud. Atmosfäär neelab UV-kiirgust ning tekitab kasvuhooneefekti, vähendades sellega ööpäevaseid temperatuuri ekstreemumeid. Atmosfääri stratifikatsioon kirjeldab atmosfääri struktuuri. Kihtideks jagatuna võib iga teatud paksusega õhukihti kirjeldada talle omaste karakteristikutega nagu näiteks temperatuur, koostis või paigutus teiste kihtide suhtes. Atmosfääri mass on 5×1018 kg, millest kolmveerand asub maapinnalt kuni 11 km kõrgusel. Maa atmosfäär moodustab veidi vähem kui ühe miljondiku planeedi kogumassist[1]. Atmosfäär muutub kõrguse kasvades hõredamaks omamata kindlat piiri kosmose suhtes. Vahemikku atmosfääris 10­12 km vahel loetakse kokkuleppeliseks piiriks kosmose ning atmosfääri vahel kuna seal on juba võimalik vaadelda muutusi, mis esinevad, kui kosmosetehnika atmosfääri siseneb. Samuti on seda piiri seostatud hämarikunähtuste ning kõrgete virmalistega. Õhk öeldakse tavaliselt selle atmosfääri osa kohta, mida kasutatakse otseselt fotosünteesiks ning hingamiseks, kuid on kasutuses ka atmosfääri gaasikogumiku üldistamiseks. Kuiv õhk sisaldab ligikaudu 78,09% lämmastikku, 20,95% hapnikku, 0,93% argooni, 0,039% süsinikdioksiidi ning väiksemates kogustes teisi gaase. Õhus on ka teatud hulk veeauru. Ainuke teadaoleva sobiva õhu koostise ning ­ rõhuga õhk taimede ja loomade jaoks paikneb Maa troposfääris.
Atmosfäär koosneb põhiliselt lämmastikust, hapnikust ja argoonist. Ülejäänud gaasideks on veeaur, süsinikdioksiid, metaan, dilämmastikoksiid ja osoon. Filtreerimata õhust võib leida ka mitmeid looduslikke lisasid nagu näiteks tolm, eosed/ spoorid , vulkaaniline tuhk ning meresool. Võib esineda ka mitmeid tööstuslikke saasteaineid nagu kloor (elementaarosakesena või ühendina), fluoriidi ühendid, elavhõbe ning väävliühendid.
Osoonikiht (ka osoonikilp, osooniekraan) on keskmiselt 15­55 km kõrgusel asuv stratosfääri kiht, kus Päikese ultraviolettkiirguse toime tõttu on atmosfääri keskmisest suurem osooni kontsentratsioon. Osoon tekib atmosfääris ultraviolettkiirguse mõjul. Osooni molekuli tekkeprotsess on kaheastmeline. Esmalt laguneb hapniku molekul UV-kvandi toimel. Pärast lagunemist liitub üksik hapniku aatom hapniku kaheaatomilise molekuliga , moodustades osooni kolmeaatomilise molekuli. Osoonikiht kaitseb Maa organisme ultraviolettkiirguse eest. Kui osoonikihti ei oleks, oleks elu Maa peal jäänudki ookeanide sügavamatesse kihtidesse. Tõsiseks ohuks osoonikihile on keemilised ühendid, mille koondnimeks on freoonid . Freoonide toimel võib moodustuda niinimetatud osooniauk. ((Freoonid on keemilised ühendid, milles üks või kõik orgaanilise ühendi (tavaliselt alkaani) vesiniku aatomid on asendunud kloori või fluori aatomitega. Freoonid on keemiliselt väga püsivad (inertsed; ka kõrgete temperatuuride suhtes) gaasilised ühendid, seetõttu võivad nad keskkonna sattudes jõuda kõrgematesse atmosfääri kihtidesse, kus nad päikesekiirguse toimel lagunevad ja reageerivad stratosfääris paikneva osoonikihti moodustavate ühenditega. Freoonide töönduslikku tootmist reguleerib 1987. aastal sõlmitud Montréali protokoll .)) Osoonikiht ei koosne peamiselt osoonist. Osooni kontsentratsioon on seal lihtsalt kõrgem kui mujal: umbes üks sajast tuhandest osoonikihi molekulist on osooni molekul. Osoonikihi hõrenemine on üks globaalprobleemidest, mis on seotud osooni sisalduse vähenemisega stratosfääris polaaraladel ehk osooniaugu teke.
Maa hoiab imepäraselt oma õrna elustikku päikesekiirguse ohtliku osa eest tekitades päikesekiirguse abil osooni ehk trihapniku . Osoonikiht kaitseb Maad Päikeselt tuleva UV kiirguse eest. Osoonikihi üldine paksus ca 3mm. Osoonikiht ehk osonosfäär ümbritseb Maad 10-50 km kõrgusel. Osonosfäär tekkis 300-500 milj. aastat tagasi hapniku tootvate bakterite, fotosünteesi, päikese (ultraviolett) ja kosmilise (lühilainelise) kiirguse toimel. Suurim osoonisisaldus on 20-26 km kõrgusel. Osoonikihi tähtsus seisneb selles, et ta neelab Päikeselt tulevat lühilainelist ultraviolettkiirgust ja infrapunast kiirgus, olles seega kasvuhoonegaas. Iga ultraviolettkiirguse maapinnale jõudev lisahulk kahjustab kõike elavat . UV-B ja UV-C spektriosad on kahjulikud, UV-A spektriosa vajalik D-vitamiini sünteesiks organismis.
Tähtsamad osoonikihi kaitsmisega seotud lepped : · Osoonikihi kaitsmise Viini konventsioon 1985
· Osoonikihti kahandavate ainete Montreali protokoll 1987 ( hilisemad parandused 1990, 1992, 1997, 1999). Montreali protokolliga oli 1. mai 2007 seisuga ühinenud 191 riiki.
Osooni tekkimine O3 + hn = O2 + O O2 + hn = O + O O + O3 = O2 + O2 l 14. Atmosfääri aerosool. Aerosool - õhus olevad tahked ja vedela aine osakesed Aerosool on gaasi ja väikeste tahkete osakeste või vedeliku piiskade dispersne segu. Aerosoolid on olulised atmosfäärikeemia, nähtavuse, pilvede moodustumise , atmosfääri kiirguse ja elektri seisukohalt.[1] Aerosooliks nimetatakse ka koos gaasiga rõhu all olevat täiteainet, mis täidab aerosooliballoone. Sellised aerosooltooted on deodorandid, putukamürgid, juukselakid, värvid jms. Väljenditega "aerosool" ja "aerosooli osake" viidatakse enamasti vedela või tahke aine osakestele, mille väljastamisel gaasi tekib dispersne segu. Dispersseks süsteemiks nimetatakse vähemalt kahest komponendist koosnevat süsteemi. Üks komponentidest on väikeste osakestena jaotatud teises. Ülekaalus olevat komponenti nimetatakse dispersioonikeskkonnaks ning vähemuses olevat komponenti dispersseks faasiks.[2] Aerosoolide dispersioonikeskkonnaks on gaas ning dispersseks faasiks tahked osakesed või vedeliku piisad. Dispergeeritud faasi agregaatoleku järgi jagunevad aerosoolid uduks (vedel dispergeeritud faas) ja suitsuks (tahke dispergeeritud faas).
15. Atmosfääri vertikaalne struktuur. Õhurõhk ja tihedus atmosfääri kõrguse kasvades väheneb. Temperatuuriprofiil seevastu on veidi keerulisem. Maa atmosfääri saab jagada viieks kihiks.
Eksosfäär Kõige välimine Maa atmosfääri kiht, mis jääb eksobaasist avakosmose poole. Peamiselt koosneb vesinikust ja heeliumist. Aine osakesed on selles ruumis üksteisest nii kaugel, et võivad liikuda sadu kilomeetreid kokkupõrkamata. Kuna osakesed põrkuvad harva, siis selles ruumis atmosfäär ei käitu enam nagu voolis. Termosfäär Mesopausist termopausini temperatuur termosfääris tõuseb, seejärel jääb kõrguse suhtes konstantseks. Termosfääri inversiooni põhjustab väikene molekulide tihedus. Temperatuur võib siin kihis tõusta kuni 1500oC (1 773.15 K), kuigi ka siin on osakesed üksteisest nii kaugel, et tavapäraselt osakeste põrkumisega siin temperatuuri defineerida ei saa. Keskmiselt saab termosfääris üks molekul ilma, et teise molekuliga kokku põrkaks, liikuda umbes ühe kilomeetri[3]. Termosfääri jääb ka Rahvusvahelise Kosmosejaama (ISS) orbiit, mille kõrgus varieerub 320 kilomeetrilt 380 kilomeetrini. Harva kohtuvate molekulide tõttu on ülevalpool turbopausi õhk küllaltki halvasti segunenud võrreldes alumiste kihtidega. Turbopausist ülespoole jäävat ala kutsutakse heterosfääriks, allapoole aga homosfääriks. Termosfääri ülemine piir on eksosfääri algus ehk eksobaas, mille kõrgus oleneb päikese aktiivsusest ning jääb 350­800 km vahele.
Mesosfäär Mesosfäär paikneb stratopausist kuni 80­85 km kõrguseni. Siin kihis põlevad enamus meteoriidid, mis atmosfääri sisenevad. Mida kõrgemale mesosfääris liikuda, seda madalamaks temperatuur muutub. Mesosfääri ülemist piiri märgib mesopaus, mis on ühtlasi ka kõige külmem koht Maal (keskmine temperatuur ­85 °C). Madalate temperatuuride tõttu mesosfääri ülaosas veeaur külmub ning tekivad moodustised, mida meie teame helkivate ööpilvede nime all.
Stratosfäär Stratosfäär ulatub tropopausist kuni 51 km kõrguseni. Temperatuur kõrguse suurenedes tõuseb, sest stratosfääris paiknev osoonikiht absorbeerib UV-kiirgust. Stratosfääri ülemine osa on tropopausist (­60 °C) palju soojem ning seal võib temperatuur kõikuda külmumistemperatuuri lähedal. Stratopaus on stratosfääri ja mesosfääri piiriks ning see asub 50­55 km kõrgusel. Siinsel kõrgusel on rõhuks tuhandik merepinnal olevast rõhust ehk ligikaudu 0,101325 kPa.
Troposfäär Troposfäär ulatub Maa pinnast 9 kilomeerini poolustel ning 17 kilomeetrini ekvaatoril[5]. Mõningal juhul ilmamuutuste tõttu võib see veidi veel varieeruda. Troposfääris kõrguse kasvuga temperatuur langeb. See on tingitud sellest, et peamiselt soojendab troposfääris olevat õhku maapind, seega maapinnale lähemal olev õhk on soojem kui kaugemal olev õhk. See soodustab õhu vertikaalset segunemist. Troposfäär moodustab umbes 80% Maa atmosfääri massist. Tropopaus on troposfääri ja stratosfääri piir.
Teised kihid Osoonikiht paikneb stratosfääris. Osooni kontsentratsioon selles kihis on 2­8 ppm (parts per million). Osoonikiht paikneb umbes 15­35 km kõrgusel, paksus varieerub ajas (aastaaegadel) ja paigas. Umbes 90% osoonist (O3) paikneb stratosfääris.
Ionosfäär on atmosfääri osa, mis on päikesekiirguse poolt ioniseeritud. Ionosfäär ulatub 50­1000 km kõrguseni, ning katab tavaliselt nii eksosfääri kui termosfääri. Ionosfääris paiknevad ka virmalised. Homosfäär ja heterosfäär erinevad teineteisest segunenud gaaside poolest. Homosfääris keemiline atmosfääri paigutus ei olene molekulmassist , sest gaasid on segatud turbulentsi abiga[6]. Heterosfääris sõltub gaaside paigutus kõrgusest ning selles kihis paigutuvad gaasid molekulaarmassi alusel. Suurema molekulmassiga gaasid nagu lämmastik ja hapnik paiknevad ainult heterosfääri allosas. Heterosfääri ülaosas leidub enamjaolt ainult vesinikku. Pinna piirkiht on troposfääri osa, mis on maapinnale kõige lähemal. See kiht on otseselt mõjutatud õhu turbulentsest liikumisest ööpäeviti. Keskmine atmosfääri temperatuur Maa pinnal on 14...15 °C (287...288 K)
16. Atmosfääris toimuvad liikumised ja nende tekkepõhjused.
Liikumisreziimid Laminaarne liikumine ­ liikumisreziim, kus vedeliku või gaasiosakesed (kihid) liiguvad üksteisega paralleelselt Turbulentne liikumine ­ liikumisreziim, kus vedeliku või gaasiosakeste (kihtide) trajektoorid on ebakorrapärased või kaootilised
Atmosfääris liikumist põhjustavad jõud · Gradientjõud põhjustatud õhurõhkude erinevusest · Raskusjõud põhjustab õhu(massi) vertikaalset liikumist · Tsentrifugaaljõud - tekib kõverjoonelisel liikumisel ja on suunatud kurvist välja · Hõõrdejõud - avaldub liikumisele vastupidises suunas · Coriolise jõud - inertsijõud, mis tekib keha liikumisel pöörlevas taustsüsteemis
Atmosfäär on pidevas korrapäratus liikumises. Sellist liikumisre ziimi, kui vedeliku või gaasiosakeste trajektoorid on ebakorrapärased või kaootilised nimetatakse turbulentseks. Sel
juhul liikumiskiirus pulseerib, muudab suurust ja suunda. Atmosfääri turbulentne liikumine
mõjutab oluliselt atmosfääri olekut ja füüsikalisi protsesse temas. Laminaarseks nimetatakse reziimi , kui osakesed liiguvad üksteisega paralleelselt. Trajektoorid
on sujuvad, ajas pisut muutuvad kõverad.
Näiteks võib määrata turbulentse vahetuse astet suitsu järgi.
1) Kui tuule kiirus on väike ja stratifikatsioon püsiv (või isegi inversioon), siis alumises
atmosfäärikihis levib suits kitsa keelena suurtele kaugustele.
2) Suure kiiruse puhul muutub suitsujuga sõlmeliseks ja suure termilise labiilsuse korral
jaguneb juga eraldi tükkideks.
Turbulentse reziimi korral muutuvad tuule kiirus, temperatuur ja teised meteosuurused ajas
kiiresti ja ebakorrapäraselt.
17. Atmosfääri üldine tsirkulatsioon . 1- ja 3- rakuline mudel.
Globaalne õhuringlus e. atmosfääri üldine tsirkulatsioon - suuremõõtmeliste õhuvoolude suhteliselt püsiv süsteem, mille järgi toimub õhumasside ümberpaiknemine.
Üldine õhuringlus ehk globaalne õhuringlus ehk atmosfääri üldine tsirkulatsioon ehk üldtsirkulatsioon on suuremõõtmeliste õhuvoolude süsteem, mille järgi toimub õhumasside liikumine maakeral. Päikesekiirguse mõjul soojeneb maapind sõltuvalt päikese kiirte langemisnurgast. Kõige rohkem saab Maa päikesekiirgust ekvaatori piirkonnas, kus on päike terve aasta jooksul väga kõrgelt ja kaks korda aastas on päike seniidis . Päev kestab seal umbes 12 tundi. Õhk saab maapinnast soojust, soojeneb ja tõuseb üles, tekkib madala õhurõhuga vöönd. Kõige vähem saab Maa päikesekiirgust pooluste piirkonnas, kus vahelduvad umbes poolaasta kestvad polaarpäev ja polaaröö. Kuigi polaarpäeva jooksul paistab päike terve ööpäeva jooksul, päikese kiirte langemisnurk on väike ja päikesekiirguse suurim osa peegeldatakse tagasi. Seda soodustab ka polaaralade valge lume ja jääga kaetud pinnas. Polaaröö jooksul ei saa maapinnas päikesekiirgust üldse. Õhk muutub üha külmemaks ja raskemaks, langeb ning tekkivad kõrge õhurõhuga alad. Õhurõhu erinevuste mõjul tekivad püsivad tuuled, mis puhuvad poolustest ekvaatori suunas. Coriolise efekti mõjul muutub tuulte suund läände ja nimetatakse need idatuulteks. Liikudes ekvaatori poole saab õhk üha rohkem soojust, soojeneb ja tõuseb üles, mistõttu tekib parasvöötmes madala õhurõhuga vöönd. Ekvaatori kohalt liigub õhk troopika suunas ning kuna on ta külm ja raske, langeb ta 30-tel laiuskraaditel. Seal tekib kõrge õhurõhuga vöönd. Troopikas liigub õhk nii ekvaatori kui ka parasvöötme suunas. Aga õhu liikumine toimub mitte põhjast lõunasse ja vastupidi, vaid muutub tuulte suunad Coriolise efekti mõjul. Troopikast ekvaatori suunas puhuvad kagu- ja kirdepassaadid. Troopikast parasvöötme suunas puhuvad läänetuuled. Troposfääri ülempiiril on õhu liikumise suunad täiesti vastupidevad. Üldist õhuringlust muutuvad keerulisemaks tsüklonid ja antitsüklonid, orkaanid ja taifuunid, maismaa ja vee vahel tekkinud mussoonid ja muud kohalikud tuuled ( briisid , mäe- ja orutuuled jne); tekivad ka väikesed õhukeerid ­ trombid jms. Üldise õhuringluse mõjul toimub õhumasside liikumine, mis põhjustab ilma muutust: muutuvad õhutemperatuur, õhuniiskus, pilvisus jne. Tuulte mõjul tekivad lained ja mõned hoovused , jää triiv, tuuled mõjutavad ka pinnamoe kujunemist.
18. Maakera veevarud . Veeringe .
Hüdrosfäär - geosfäär, mis hõlmab planeedil Maa oleva keemiliselt sidumata vee
Arvestades aine jäävuse seadust on maakera varud piiratud. Ehkki vesi on kõige laiemalt levinud loodusvara, on veega seotud mitmeid olulisi probleeme. Puhta vee kättesaadavus on tulevikus tõenäoliselt tunduvalt keerulisem, kui täna. Puhas vesi on muutumas järjest haruldasemaks ja luksuslikumaks loodusvaraks . Maakera pinnast moodustab vesi 71%, sellest mageveevarud ligikaudu 2.6%. Suurem osa magedast veest on: · tugevasti saastunud; · sügaval maa sees; · muul viisil kättesaadamatu (75% liustikes).
Põhjavete uuenemisaeg on keskmiselt 1400 aastat, järvede ja jõgede uuenemisaeg ca 16 aastat, seega tänased probleemid võivad tulevasi põlvkondi veel kaua mõjutada. Maailma veevarud on maade vahel jaotatud ebavõrdselt. Veeringe ehk vee ringkäik ehk hüdroloogiline tsükkel on Maa vee järjepidev liikumine maapinnal, üleval ja all. Ringlemise käigus võivad muutuda vee agregaatolekud . Veeringe on üks osa Maa üldisest aineringest. Veeringel puudub kindel algus- ja lõppkoht. Veeringe käivitajaks on Päike, mis soojendab ookeanide vett, kuni see hakkab aurustuma (jää ja lumi võib sublimeeruda vahetult veeauruks). Tõusvad õhuvoolud kannavad veeauru atmosfääri, kus see kõrguse kasvades hakkab jahtuma kuni kondenseerumiseni, mille tagajärjel moodustuvad pilved. Õhuvoolude mõjul hakkavad pilved Maal liikuma, mis ühinedes üksteisega suurenevad, kuni küllastumisel hakkavad Maa raskusjõu mõjul sademetena maha langema . Osa sademeid langeb lumena ja teatud kohtades (enamasti pooluste alad) võib akumuleerides moodustuda liustikud ja mandrijää, kus külmunud vesi võib püsida tuhandeid aastaid. Soojematel aladel lumi enamasti kevade saabudes sulab ja hakkab raskusjõu mõjul sulaveena liikuma. Enamik sademeid voolab tagasi ookeanidesse või moodustab maapinnal pindmise äravoolu. Osa äravoolavast veest jõuab jõgedesse, teine osa aga imendub maapinda, kust võib jõuda järvedesse või põhjaveekihti. Maapinnalähedane vesi rikastab sageli pinnaveekogusid või jõuab allikatena maapinnale, kus moodustab jällegi pindmise äravoolu. Kuna suur osa veest aurustub ookeanidelt ja langeb sinna ka tagasi, nimetatakse seda väikeseks veeringeks. Suure veeringe moodustab aga ookeanidelt aurunud veehulk , mis jõuab maismaale. Ehkki üldiselt võib Maa veehulka lugeda konstantseks, hajub kosmosesse pidevalt veemolekule, mis põhimõtteliselt asendatakse Maa geoloogiliste protsesside tagajärjel ( vulkaanid ), mil maapinnale jõuab juveniilne vesi.
Ameerika Ühendriikide Geoloogiatalituse (U.S. Geological Survey (USGS)) järgi võib veeringe jaotada kuueteistkümneks osaks: 1. Mereveevaru 2. Aurumine 3. Evapotranspiratsioon 4. Sublimatsioon 5. Veevaru atmosfääris 6. Kondensatsioon 7. Sademed 8. Veevaru jääs ja lumes 9. Sulaveeäravool jõgedesse 10.Pindmine äravool 11.Jõeäravool 12.Mageveevaru 13.Maasseimbumine 14.Põhjaveevaru 15.Põhjaveeäravool 16.Allikad
19. Aurumine. Kondenseerumine.
Aurumine - Vedeliku üleminek gaasilisse faasi
Kondenseerumine - veeauru üleminek vedelasse olekusse · homogeenne kondenseerumine · heterogeenne kondenseerumine
Kondensatsioonituumad · Aitkeni tuumad r=0,005...0,2 m · Pilvede kondensatsioonituumad r=0,2...1,0 m · Giganttuumad r> 1,0 m
Kondensatsiooniprotsessid looduses · Õhu veeaurusisaldus suureneb · Õhutemperatuur langeb
Õhutemperatuuri langust põhjustavad tegurid · Adiabaatiline jahtumine õhumassi tõusmisel · Segunemine külmema õhuga · Aluspinna jahtumine efektiivse kiirguse tõttu · (Õhumassi enda kiirguslik jahtumine) · Soe õhk puutub kokku külma aluspinnaga Aurumine on vedela aine minek gaasilisse agregaatolekusse vastava aine keemistemperatuurist madalamal temperatuuril. Keemias nimetatakse aurumist tavaliselt lendumiseks. Enamasti mõistetakse aurumise all vedela vee muutumist gaasiliseks veeks .
Kondensatsioon on auru üleminek vedelikuks või tahkeks aineks. Terminit kondensatsioon kasutatakse ka tähenduses kondensatsioonireaktsioon.
20. Õhuniiskuse karakteristikud.
Õhuniiskust iseloomustavad suurused veeauru rõhk, rõhk, mille tekitab õhus olev veeaur (veeauru osarõhk)
Absoluutne niiskus veeauru kogus grammides 1m3 niiske õhu kohta
Küllastava veeauru rõhk temperatuurist sõltuv aururõhk , mille korral aur hakkab kondenseeruma.
Suhteline ( relatiivne ) niiskus õhus oleva veeauru rõhu suhe samal temperatuuril oleva küllastatud veeauru rõhusse väljendatuna protsentides
Kastepunkt - temperatuur, mille juures olev õhus olev niiskus muutub küllastavaks
Eriniiskus, s, q veeauru hulk grammides ühe kg niiske õhu kohta. Kastepunkti defitsiit vahe tegeliku õhutemperatuuri ja kastepunkti vahel. Küllastusvajak d antud temperatuuril õhku küllastava veeauru rõhu ja veeauru osarõhu vahe Niiskusvajak (niiskusdefitsiit) vahe tegelikult õhus oleva veeauru hulga ja sama ruumala küllastava veeauru hulga vahel, eeldusel, et õhutemperatuur ja ­ rõhk ei muutu Segu suhe antud ruumalas leiduva veeauru massi suhe kuiva õhu massi Taandatud veekihi paksus H (mm) näitab kogu veearu hulka atmosfääris vertikaalses ulatuses.
Õhuniiskus on õhus olev veeaurusisaldus. Õhuniiskus sõltub paljudest teguritest. Neist olulisimad on päikesekiirgus ja geograafilise piirkonna hüdroloogiline reziim . Õhuniiskus mängib olulist rolli taimkattevööndite tekkimises, näiteks madala õhuniiskusega alal on palju kuivalembeseid taimi (kserofüüdid).
Õhuniiskuse karakteristikuid Õhuniiskust iseloomustab hulk karakteristikuid:
· absoluutne niiskus · eriniiskus · veeauru osarõhk · kastepunkt · suhteline niiskus Absoluutne niiskus ehk absoluutniiskus on vee sisaldus mingit aines. Mõõdetakse tavaliselt grammides kuupmeetri kohta ( gaasides ) või grammides 100 grammi kohta niiske aine juhul. Gaaside absoluutne niiskus on ühes kuupmeetris gaasis leiduva vee(auru) mass grammides (g/m 3). Maksimaalne võimalik absoluutne niiskus sõltub gaasi temperatuurist: mida külmem on gaas, seda vähem mahutab see veeauru ja vastupidi. Kirjanduses mõeldakse absoluutse niiskuse all sageli absoluutset õhuniiskust. Absoluutset niiskust saab leida järgmise valemiga:
kus mw on veeauru mass grammides
Va on gaasi ruumala (1 kuupmeeter)
Suhteline ehk relatiivne õhuniiskus on õhus leiduva veeauru koguse ja selles õhuosas samadel füüsikalistel tingimustel maksimaalselt sisalduda võiva veeauru koguse suhe. Relatiivset niiskust võib defineerida ka kui füüsikalist suurust, mis näitab, millise osa moodustab absoluutne niiskus sellest niiskusest, mis antud temperatuuril küllastaks. Suhtelist õhuniiskust väljendatakse protsentides. Mida soojem on õhk, seda enam saab ta sisaldada veeauru. Õhu jahtumisel, näiteks õhtul, hakkab suhteline õhuniiskus seega suurenema. Kastepunktiks nimetatakse temperatuuri, milleni õhk peab jahtuma, et saavutada maksimaalne suhteline õhuniiskus. Kastepunkti saavutamine on vajalik udu tekkeks. Suhtelist õhuniiskust kasutatakse meteoroloogias enam kui absoluutset õhuniiskust.
· Eriniiskus on antud ruumalas 1 kg gaasis sisalduv veeaurukogus grammides (g/kg).
· Suhteline ehk relatiivne õhuniiskus on õhus leiduva veeauru koguse ja selles õhuosas samadel füüsikalistel tingimustel maksimaalselt sisalduda võiva veeauru koguse suhe. Relatiivset niiskust võib defineerida ka kui füüsikalist suurust, mis näitab, millise osa moodustab absoluutne niiskus sellest niiskusest, mis antud temperatuuril küllastaks. Suhtelist õhuniiskust väljendatakse protsentides. Mida soojem on õhk, seda enam saab ta sisaldada veeauru. Õhu jahtumisel, näiteks õhtul, hakkab suhteline õhuniiskus seega suurenema. Kastepunktiks nimetatakse temperatuuri, milleni õhk peab jahtuma, et saavutada maksimaalne suhteline õhuniiskus. Kastepunkti saavutamine on vajalik udu tekkeks. Suhtelist õhuniiskust kasutatakse meteoroloogias enam kui absoluutset õhuniiskust.
21. Pilvede tekkimine. Pilvede klassifikatsioon. Pilv on veeauru kondenseerumisel tekkinud hõljuvate veetilkade või jääkristallide nähtav kogum. Pilvede teke · Päiksepaistelise ilmaga tekitavad maapinnalt tõusev soojus ja niiskus sooja ja niiske õhu tõusvaid voole. Kui soe ja niiske õhk jõuab jahedama õhu vööndisse, siis hakkab veeaur kondenseeruma ja tekitab pilve. · Teistsugused pilved tekivad siis, kui soe ja niiske õhu front kohtub külma õhumassiga. Soe õhk kerkib jaheda õhu kohale ning hakkab seal jahenema . Kahe teineteisest radikaalselt erineva õhumassi piiril võivad tekkida katkematud pilveribad.
· Pilv võib tekkida ka siis, kui niiske õhk tõuseb ja jahtub, ületades künkaid või mägesid. Tavaliselt tekivad pilved troposfääris.
Pilvede liigid Pilvide klassifikatsiooni aluseks võib võtta pilvede tekkimise ning arenemise protsessid (geneetiline klassifikatsioon), pilveelementide suuruse jt karakteristikud (mikrofüüsikaline klassifikatsioon) või pilvede välimuse (morfoloogiline klassifikatsioon).[1] Tänapäeval kasutatakse enim morfoloogilist klassifikatsiooni, mille pakkus 1802. aasta lõpus või 1803 . aasta alguses välja amatöörmeteoroloog Luke Howard. See sarnaneb Linné binaarsele nomenklatuurile. [1] Algselt jaotati pilved neljaks grupiks (modifikatsiooniks), mida tänapäeval nimetatakse klassideks. Neli algset gruppi olid rünkpilved (Cumulus), kihtpilved (Stratus), kiudpilved ( Cirrus ) ning sajupilved (Nimbus); neist viimast enam eraldi klassiks ei loeta. Nüüdisajal liigitatakse pilved nende moodustumise, välimuse ja aluse kõrguse järgi kaheks kategooriaks ( kihilised ja konvektiivsed pilved), neljaks klassiks (alumised, keskmised ja kõrged pilved ning konvektiivse (vertikaalse) arenguga pilved) ja kümneks põhiliigiks.[1] 20­25 km kõrgusel tekivad mõnikord pärlmutterpilved ja 70­80 km kõrgusel helkivad ööpilved.
Undulatus asperatus ­ uus pilvede tüüp Eestimaa taevas
· Kategooria: kihilised pilved · Klass: alumised pilved · St ­ kihtpilved (Stratus) · Klass: keskmised pilved · Ac ­ kõrgrünkpilved (Altocumulus) · As ­ kõrgkihtpilved (Altostratus) · Ns ­ kihtsajupilved (Nimbostratus) (Vananenud klassifikatsiooni järgi kuuluvad need alumiste pilvede klassi.[2]) · Klass: kõrged pilved ehk ülemised pilved · Ci ­ kiudpilved (Cirrus) · Cc ­ kiudrünkpilved ( Cirrocumulus ) · Cs ­ kiudkihtpilved (Cirrostratus) · Kategooria: konvektiivsed pilved · Klass: konvektiivse (vertikaalse) arenguga pilved · Cu ­ rünkpilved (Cumulus) · Cb ­ rünksajupilved ehk äikesepilved (Cumulonimbus) · Sc ­ kihtrünkpilved (Stratocumulus)(Vananenud klassifikatsiooni järgi kuuluvad need alumiste pilvede klassi.[2]) Pilvede põhiliigid jaotatakse alaliikideks ja vormideks.
Pilvede kujunemisprotsessid 1. Termiline konvektsioon 2. Õhu tõus frontaalpindadel 3. Õhu laineline liikumine
Pilvede liigitus · Morfoloogiline klassifikatsioon · Geneetiline klassifikatsioon · Mikrofüüsikaline klassifikatsioon · Aluse kõrguse põhine liigitamine
Pilvede liigitus (pilve alumise pinna kõrguse järgi) Ülemised pilved h >= 6 km Kiudpilved ­ Cirrus ­ Ci H=7-10km; Z(paksus)=0,1-mõni km; jääkristallid; sademeid ei esine; W= mõni tuhandik g/m3 Kiudrünkpilved ­ Cirrocumulus ­ Cc H=6-8 km; Z=0,2-0,4 km; jääkristallid; sademeid ei esine; w= mõni tuhandik g/m3 Kiudkihtpilved ­ Cirrostratus ­ Cs H=6-8 km; Z=0,1-mõni km; jääkristallid; sademeid ei anna w= mõni tuhandik g/m3; Päikese ja Kuu ümber võib tekkida halo
Keskmised pilved h = 2-6km Kõrgrünkpilved ­ Altocumulus ­Ac H=2-6 km; Z=0,2-0,7 km; jääkristallid+ veepiisad ; sademeid ei anna; w=0,1-0,2 g/m3 Kõrgkihtpilved ­ Altostratus ­ As H=3-5 km; Z=1-2 km; jääkristallid+veepiisad; kerged sademed; w=0,2-0,5 g/m3
Alumised pilved h Kihtvihmapilved ­ Nimbostratus ­ Ns H=0,1-1 km; Z=mõni km; segapilved; laussadu; w=0,1-0,5 g/m3
Vertikaalse arenguga pilved Rünkpilved - Cumulus ­ Cu H=0,8-1,5 km; Z=0,8-1,5 km; vesipilved; sademeid ei anna; w=0,2-0,3 g/m3 Rünkvihmapilved ­ Cumulonimbus ­ Cb H=0,4-1,0 km; Z=mõni km; veepiisad (ülemine osa jääkristallid) Hoogsadu koos rahega; w=0,5- 2 g/m3
22. Maa pöörlemine ja seda mõjutavad tegurid.
Maa pöörleb ümber oma keset läbiva mõttelise polaartelje. Täispöörde ümbritseva galaktilise tausta (tähesüsteemi) suhtes teeb Maa 23 tunni 56 minuti 4,10 sekundiga (see on nn täheööpäev). Täheööpäeva pikkus kõigub, peamiselt seetõttu, et aine (näiteks lumikate ) paigutub Maa pinnal ümber. Peamiselt loodete mõjul pikeneb täheööpäev sajandis 0,0016 s võrra. Pöörlemistelg on orbiidi tasandi ehk ekliptika normaali suhtes kaldus 23,4° võrra. See nurk on aastaaegade põhjustajaks.
23. Coriolise jõud. Coriolise jõud on pöörlevas taustsüsteemis mõjuv jõud. See tähendab, et tänu maakera pöörlemisele hakkavad õhumassid koos Maaga kaasa pöörlema, loomulikult teatud seaduspärasustele alludes.
Coriolisi jõud (21.12.2009 15:00)
Pilt: gravitationalpropulsion.com Coriolisi efekt on näiline jõud, mis tekib pöörlevas (mitteinertsiaalses) taustsüsteemis ja kallutab liikuvaid objekte oma esialgsest suunast kõrvale. Ka Maal mõjub Coriolisi jõud, sest maakera pöörleb. Coriolisi jõud kallutab liikuvaid objekte esialgsest liikumissuunast põhjapoolkeral paremale ja lõunapoolkeral vasakule. Jõud on suurim poolusel ning puudub ekvaatoril. Mõnikord petetakse turiste ekvaatoril sellega, et neile näidatakse näiteks napilt põhjapoolkeral vastavas suures kausis veekeerist, mis keerleb mingis kindlas suunas. Siis liigutakse mõned km lõuna poole ehk napilt teisele poolkerale ja näidatakse samasugust keerist, kuid see liigub vastupidises suunas ja selgitatakse, et selle keerlemise suund sõltub Coriolisi jõust. Tegelikult on see pettus, nagu öeldud. Esiteks on ekvaatori ümbruses see jõud väga väike ja teiseks on näidatav veekeeris liiga väike ja aeglane, nii et mitmesugused muud asjaolud avaldavad palju rohkem mõju. Seda on uuritud ja on avastatud, et näiteks sõltub veekeerise liikumise suund kraanikausis sellest, millise kujuga on kraanikauss , äravooluaugu asukohast ja selle suurusest jms, samuti vee enda liikumisest, sest kraanikausis on alati vees silmaga märkamatuid liikumisi , mis on enamasti turbulentse iseloomuga ja mõjutavad otseselt keerist. Need liikumised vees jääksid enam-vähem järgi alles siis, kui vesi seisaks umbes kaks nädalat häirimatult. Põhimõtteliselt saab Maa liikumise suunda küll määrata veekeerise järgi, kuid selleks peaks olema kauss suur ja sümmeetriline, auk peab olema keskel ja väga väike ning enne määramist peab vesi olema häirimatult seisnud paar nädalat, et väikseimadki liikumised vees enam-vähem kaoksid. Selliselgi juhul kulub Coriolisi jõu avaldumiseks mitu tundi, sest see jõud on nii väike. Coriolisi jõudu on püütud rakendada isegi liustike liikumisele troogides (jääkulutuslikud ehk eksaratsioonilisi orud, kus liustikud liiguvad), sest üks pool on teinekord rohkem kulutatud. Siiski on füüsikud arvanud, et Coriolisi mõju pole arvestatav, sest see jõud sõltub ka kiirusest. Liustikud liiguvad aga väga aeglaselt.
Teine rakenduskoht on suurte õhumasside ja atmosfäärikeeriste liikumisega seotud, millele avaldab Coriolisi efekt märgatavat mõju - näiteks on tsüklonite-antitsüklonites õhu spiraalne liikumine sellest põhjustatud. Mõju on märgatav ka jõesängidel, sest jõgedel on aega uuristada kaldaid (Baer-Babinet' seadus). Samuti on Coriolisi jõud väga oluline Ekmani spiraali tekkimisel, samuti Eestis valitsevate edela- läänetuulte kujunemisel jne. Kui tehakse hinnangulisi atmosfääriliikumise arvutusi , siis kasutatakse valemites tavaliselt keskmisi laiusi ( = 45°). Coriolisi jõu valemi kohta vt lisaks: www.ilm.ee/index.php?44234
24. Maa kuju. Geoid.
Geoid - kujutletav keha, mille pind on kõikjal risti loodjoontega Geoidi pind on Maa raskusjõu välja ekvipotentsiaalpind, mille igas punktis on raskuskiirenduse väärtused võrdsed.
Maa kuju all mõeldakse tavaliselt Maa tema pinna tegeliku kuju lähendust, mis on matemaatiliselt võimalikult hästi formuleeritav. Tänapäeval kasutatakse maateaduslikeks arvutusteks ja geograafilise asukoha kirjeldamiseks mitut Maa kuju lähendust. Kui mitte arvestada Maa pinnamoodi ja merepinna taseme kõikumisi, on Maal geoidi kuju. See keha on kõikjal risti raskusjõu suunaga (raskusjõud ei ole alati Maa keskpunkti poole suunatud). Enamikus kartograafilistes ja teistes matemaatilist laadi uuringutes võetakse Maa kujuks referentsellipsoid või maaellipsoid .
Geoid on Maa gravitatsioonivälja ekvipotentsiaalpind, mis ookeani piirkonnas langeb kokku häirimata maailmamere pinnaga. Maismaa piirkonnas jääb geoid maakoore sisse. Kõik loodjooned asetsevad risti geoidiga. Geoidi loetakse kõige täpsemaks Maa kuju kirjeldavaks matemaatiliseks mudeliks. Et geoidi pind on keeruka konfiguratsiooniga, siis kasutatakse arvutuste lihtsustamiseks selle asemel enamasti geoidi ligilähedasele kujule kohandatud ellipsoidi. Geoidi pind on küll keerukas, kuid siiski palju lihtsam ning sujuvam kui Maa tegelik topograafiline pind. Kui Maa pinna kõrgeima (8848 meetrit) ja madalaima punkti (11 022 meetrit) vahe on peaaegu 20 kilomeetrit, siis geoidi kõrgeimate ja madalaimate punktide vahe on kõigest paarsada meetrit. Geoidi kuju sõltub peamiselt Maa siseehitusest.
25. Maa pöörlemistelje suuna muutused ( pretsessioon ja nutatsioon).
Nutatsioon ­ pöörlemistelje pretsessiooni perioodiline häiritus
Pretsessioon on pöörleva objekti pöörlemistelje suuna muutumine. Ka Maa pöörlemistelje suund muutub. Maa pöörlemistelg joonistab koonuse , mis teeb täisringi 26 000 aastaga. Kui oled kunagi keerutanud näiteks vurri, siis selle keerleva tipu "laperdamine" on täpselt sama asi, mis pretsessioon. Kuna Maa pöörlemistelje suund muutub, muutuvad ka taevapooluste asukohad. Maa pretsessiooni põhjused on üsna keerulised. Maa ei ole ideaalne sfäär, vaid natuke lapik, mis tähendab, et ekvaatori suurringjoon on veidi pikem kui meridiaani suurringjoon, mis läbib pooluseid. Kuu ja Päike asuvad väljaspool Maa ekvaatoritasandit, mistõttu nende gravitatsiooniline mõju pooluste kohalt lapikule Maale tekitab lisaks lineaarsele jõule kerge pöördemomendi. Viimase mõju pöörlevale Maale tekitabki pretsessioonilise liikumise.
Nutatsioon on pöörleva keha pöörlemistelje kaldenurga muutumine.
26. Seismilised lained, lainete liigitus.
Seismilised lained - Maa sisemuses levivad võnkumised, mille on põhjustatud maavärinad või kunstlikud tegurid
Seismilised lained Siselained pikilained (p-laine) ristlained (s-laine) Pinnalained Love lained Rayleigh lained
Seismilised lained on lained, mis levivad Maa sisemuses või piki selle pinda. Seismilised lained võivad tekkida nii looduslikult (näiteks maavärinad) kui ka tehislikult (näiteks plahvatused). Seismilised lained jagunevad pikilaineteks ehk P-laineteks, ristilaineteks ehk S-laineteks ning pinnalaineteks. Seismiliste lainete uurimisel põhineb seismoloogia. Seismilisi laineid mõõdetakse seismomeetriga. P-Lained ehk primaarlained ehk pikilained on seismiliste lainete liik, üks kehalainete liigidest. Nad tekkivad maavärina käigus elastsete pingete vabanemisel ja levivad keskkonda liikumise suunas kokkusuruvate ja väljavenitavate impulssidena. P-Lained on kõige kiiremini levivad seismilised lained (kiirus kuni 13 km/s). Nad levivad nii tahketes kui ka vedelikes . P-Lained tekitavad maapinnas väikeseid muutuseid.
Pinnalained on seismilised lained, mis levivad piki maapinda või piki maasisest geoloogilisi struktuure eraldavat pinda. Pinnalained jagunevad Love'i ja Rayleigh' laineteks. Pinnalaineid eristatakse keha sisemuses levivatest kehalainetest, mis jagunevad P-laineteks ja S-laineteks.
27. Maa kihiline ehitus. koor: 0-(60)80 km
mantel: (60) 80- 2900 km (vahevöö)
tuum: 2900-6371 km Siseehitus Teadmised Maa siseehituse kohta on hangitud peamiselt seismiliste lainete levikupildi alusel. Seismiliste lainete levikukiirus ja suund muutuvad siis, kui lainete levimiskeskkonna omadused muutuvad. Muutuvaks omaduseks võib olla koostis (mineraloogiline ja kivimiline), mineraalide kristallstruktuur või mõlemad korraga. Seismiliste lainete levimiskiirus muutub tavaliselt ühtlaselt. Näiteks suureneb see vahevöös sügavuse suurenedes, sest sügavamad vahevöö osad on tihedamad. Lisaks ühtlasele muutumisele esinevad Maa sisemuses ka teravamad piirpinnad, kus seismiliste lainete kiirus muutub väga äkki olulisel määral. Sellised piirpinnad ongi aluseks Maa siseehituse jagamisel erinevateks üksusteks. Kõige üldisem on jaotus maakooreks , vahevööks ja tuumaks.
[ redigeeri ] Maakoor Maakoor on valdavalt tahke ja ränirohke kivimiline kest, mis jaguneb mandriliseks ja ookeaniliseks maakooreks. Mandriline maakoor moodustab mandreid, koosneb sette- ja moondekivimitest ja tardkivimist ( graniidist ). Mandriline maakoor on paksem (25­70 km) kui ookeaniline , keskmine paksus on umbes 40 km. Mandrilise maakoore vanust hinnatakse 4 miljardile aastale. Oluliselt paksem on maakoor mäestike ehk orogeensete vööndite piires. Keskmisest õhem on mandriline maakoor mandriliste riftivööndite, kilpide ja mandrite äärealade all. Reeglina koosneb kontinentaalne maakoor kolmest selgesti eristuvast kihist ­ lasuvast settelisest pealiskorrast , lamavast kristalsest aluskorrast ja selle all olevast gabroidse koostisega kivimkiht. Viimast nimetatakse vahel basaldikihiks, ehkki see on ebasobiv nimetus, sest vulkaanilist kivimit basalti ei saa sellises sügavuses kuidagi olla. Ülemine korrus ehk setteline pealiskord võib ka puududa , nii on see näiteks kilpidel. Keskmine kiht koosneb mitmesugustest moondekivimeist (peamiselt gneiss , migmatiit ja amfiboliit ), mida lõikavad rohked plutoonid. Ookeaniline maakoor moodustab maailmamere põhja ning koosneb basaltse magma tardumisel tekkinud kivimitest, millel lasuvad süvamere setted . Ookeaniline maakoor on noorem (umbes 180 mln aastat) ja õhem (umbes 11 km) ning uueneb pidevalt. Maakoore alumiseks piirpinnaks on 20...70 km sügavusel paiknev Mohorovicii eralduspind ehk Moho . Sellest allpool levivad seismilised lained oluliselt kiiremini. [redigeeri] Litosfäär Maakoor koos tugevatest tahketest kivimitest koosneva vahevöö ülaosaga moodustavad litosfääri, mis on oluline mõiste laamtektoonika seisukohalt. Litosfäär hõlmab Maa ülemise kihi 50...300 kilomeetri sügavuseni. Litosfääri alumiseks pinnaks on astenosfääri ülemine pind.
[redigeeri] Vahevöö Vahevöö koosneb kuumast ja tihedast kivimimassist ning see ulatub kuni 2900 km sügavuseni. 660 kilomeetri sügavuses toimub viimane oluline hüpe seismiliste lainete levikukiiruses enne vahevöö ja välistuuma piiri. Selle piirpinna järgi jagatakse vahevöö üle- ning alavahevööks. Vahevöö ehk mantli ülemist osa nimetatakse astenosfääriks, milleks on poolvedelas olekus mõnesaja kilomeetri paksune kiht. See on vahevöö kivimite ülessaulamise ehk basaltse magma tekkepiirkonnaks. Ülemine vahevöö ulatub umbes 10­200 kilomeetri sügavusele. Vahevöö ehk mantli alumine osa on tahke ja koosneb peamiselt ränist. Mantli alumine osa ulatub 900­2900 kilomeetri sügavusele. Vahevöö alaosas on D"-kiht, mis ulatub vahevöö ja tuuma piirilt 220...250 kilomeetrit kõrgemale. See on kiht, kus seismiliste lainete levikukiirus sügavuse suurenedes ei muutu.
[redigeeri] Maa tuum Pikemalt artiklis Maa tuum
Maa tuum on Maa keskel asuv osa Maast. See on metallilise koostisega. Tuuma siseosa ehk sisetuum on tahke, välisosa ehk välistuum aga vedel. Vedela metallilise välistuuma ainese pööriseline liikumine on Maa tugeva magnetvälja põhjustajaks.
[redigeeri] Välistuum Vahevöös on mitmeid väiksemaid piirpindu, kuid väga suur muutus seismiliste lainete levikukiiruses tuleb alles 2900 km sügavuses, kus algab Maa välistuum. P-lainete levikukiirus aeglustub järsult ning S- lainetele on see kiht läbimatu. Sellest võib järeldada, et välistuum on vedelas olekus. Vedela metalli pöörisvoolud välistuumas tekitavad Maa magnetvälja. Välistuum koosneb peamiselt niklist ja rauast ning ulatub umbes 2900­5100 km sügavusele.
[redigeeri] Sisetuum 5200 kilomeetri sügavusel muutub tuum kõrge rõhu tõttu taas tahkeks, ehkki ta on ilmselt sulamispunktile väga lähedal. Sisetuum koosneb peamiselt niklist ja rauast ning ulatub umbes 5100­ 6378 kilomeetri sügavusele.
[redigeeri] Koostis Levinumad Maad moodustavad keemilised elemendid on:
· raud 34,6% (massiprotsent) · hapnik 29,5% · räni 15,2% · magneesium 12,7% · nikkel 2,4% · väävel 1,9% Maa on gravitatsiooniliselt diferentseerunud koostisega, mistõttu asuvad rasked elemendid (Fe, Ni) peamiselt Maa tuumas. Maakoor koosneb valdavalt aga kergematest elementidest:
· hapnik 46% · räni 28% · alumiinium 8% · raud 5% · kaltsium 4% · naatrium 3% · kaalium 3% · magneesium 2% Peamiselt neist kaheksast maakoort moodustavast elemendist koosnevad kõik enam levinud mineraalid ja kivimid.
28. Maavärinad. Maavärinaid iseloomustavad suurused. - maakoore (maapinna) järsud ja lühiajalised võnkumised
Maavärinate tekkepõhjused · tektoonilised · vulkaanilised · langetusvärinad · tehnogeensed
Mercalli skaala - hinnatakse purustuste hulka, tähistatakse I-XII Richteri skaala - aluseks on maavärina toimel vabaneva energiahulga mõõtmine. Magnituud - maavärina tugevust iseloomustav arv ' Maavärin on seismilistest lainetest põhjustatud maapinna võnkumine. Eristatakse: 1) tektoonilist maavärinat, mida põhjustavad Maa sisepinged; 2) vulkaanilist maavärinat, mis kaasneb vulkaanipurskega; 3) langatusvärinat, mida tekitab koobaste varisemine; 4) tehnogeenset maavärinat, mida põhjustab inimtegevus(nt. veehoidlate surve, maa-alune tuumaplahvatus, seismiliseks mõõdistamiseks või muul eesmärgil korraldatud lõhkelaengu plahvatus). Tõugete lähtekohta nimetatakse maavärina koldeks ehk hüpotsentriks, seal vabanenud energia põhjustab lõhesid ja murranguid ning piki neid kivimasside nihkeid Maavärina võimsuse hindamiseks kasutatakse Richteri skaalat . Maavärina tagajärgede hindamiseks kasutatakse Mercalli skaalat. 29. R Kuidas saame maavärinaid mõõta?
Maavärinad põhjustavad maakoore seismilisi võnkeid. Võnked levivad maapinnas edasi justkui ringlained kivi vetteviskamisel. Kõikjal ümber maailma asuvad vaatlusjaamad, mis registreerivad maavärinate võnkeid. Kui kuskil tekib maavärin, siis läbivad maakera võnkelained, mida saab kindlaks teha ka maavärina tekkekohast väga kaugel. Kuid igas vaatlusjaamas saab vaid öelda, kui kaugel sellest maavärin toimus. Täpset suunda määrata ei saa. Nii saadetakse igast vaatlusjaamast välja pilt, millel kujutatakse maavärina kaugust ringikujuliselt ümber jaama. Kui kõrvutada kolme vaatlusjaama andmeid maakaardil, saame pildi, millel kolm ringjoont kattuvad. Selles kohas asuski maavärinakolle ehk epitsenter .
Millega saame maavärinaid mõõta?
Seismograaf on aparaat , mis registreerib võnkeid. Seismograafi korpus kõigub maakoorevõnkumistele kaasa, seismograafi massiivne pendel aga püüab inertsi mõjul paigale jääda. Korpuse liikumise paigal püsiva pendli suhtes jäädvustub paberile või filmilindile seismogrammina. Kõige lihtsamad seismograafid olid rullisarnased kettad, millel keerles aeglaselt paberilint. Ketta lähedale oli paigutatud tundlik tahmane nõel, mis joonistas võngete korral paberile sikisakilisi jooni. Hiljem sai paberi pikkuse järgi teada, mis kell võnked toimusid. Tänapäevased seismograafid on palju tundlikumad aparaadid . Mõned seismograafid on paigutatud ka maa alla, kus on paremini tunda Maa sisevõnkeid. Seismograafid ei registreeri ainult maavärinaid, vaid ka teistel põhjustel toimuvaid võnkeid - tuumapommi plahvatusi jm. Kaks põhilist maavärinate tugevuse mõõtmise meetodit on: 1) Visuaalne hinnang purustuste tugevusele ning maapealsetele maavärina kahjustustele
2) Richteri skaala mille aluseks on maavärina toimel vabaneva energiahulga mõõtmine.
1) Esimesel juhul liigitatakse hinnatud purustusi 12 klassi ja tähistatakse Mercalli skaala alusel rooma numbritega I-XII. Mercalli skaalal ning sellisel hindamise meetodil on rida puudusi. Esiteks väheneb maavärina intensiivsus sedavõrd, mida kaugemale me liigume epitsentrist. Samuti võib erinevate ehitiste maavärinakindlus erineda nii samas kohas kui ka paikkonniti. Pealegi on kahjustuste hinnangud subjektiivsed. Maavärina poolt põhjustatud purustuste hulk sõltub:
a) maavärina toimumiskohast,
b) maavärina intensiivsusest ning kestusest,
c) pinnase omadustest,
d) ehitiste ning rajatiste omadustest
2) Richteri skaala puhul mõõdetakse seismogrammidelt spetsiifiliste lainete poolt tekitatud võnke tugevust. Leides maavärina toimumise koha ning sügavuse hinnatakse toimunud tõuke tugevust magnituudides s.o. energia hulk mis on vabanenud maavärina toimel.
Magnituud=LOG(maavärina energia ergides)
Magnituud 8,6 ergi
Reaalne skaala asub 0 ja 8.6 vahel ning suurem number tähistab tugevaimat maavärinat. Kuna Richteri skaala on logaritmiline siis iga skaala astme puhul toimub maavärina tugevuse suurenemine 10 korda (kui ühel astmel on tekitatud võnke pikkus 1 cm, siis järgmisel 10 ja ülejärgmisel 100, 1000 jne.). On hinnatud et 10 kordne amplituudi tugevnemine on tingitud ligikaudu 30 korda suurema energiahulga vabanemisest.Nt. 6 pallise maavärina puhul vabaneb 30*30 korda rohkem energiat kui 4 pallise puhul. Pallide hindamine Richteri skaalas on tänapäeval seismojaamade hea võrgu tõttu rutiinne tegevus.
Richteri skaala: 1 pall Väga nõrk maapinna kõikumine, registreeritav ainult aparaatidega 2 palli Kõikumist tunnevad vaid vähesed inimesed (hoonete kõrgemail korrustel ) 3 palli Kõikumist tunnevad vähesed inimesed, rippuvad esemed hakkavad võnkuma 4 palli Kõikumist tunneb enamik inimesi, aknaklaasid ja lauanõud klirisevad 5 palli Rippuvad esemed hakkavad tugevasti võnkuma, magajad ärkavad 6 palli Hoonetele tekivad kerged vigastused, krohv praguneb 7 palli Krohv lõheneb ja variseb tükati maha, seintesse tekivad praod 8 palli Seintesse tekivad laiad lõhed, korstnad ja mälestussambad varisevad 9 palli Kivihoonete seinad ja laed purunevad 10 palli Enamik hooneid variseb, pinnasesse tekivad kuni meetri laiused lõhed 11 palli Maapinda tekib rohkelt lõhesid, mägedes toimuvad varingud ja maalihked
Mercalli skaala:
I. Inimesed võivad tajuda vaid väga soodsates tingimustes. Võnkumist registreerivad ainult seismograafid. II. Tunnevad vaid vähesed puhkavad inimesed, eriti kõrgematel korrustel ja treppidel. III. On tunda hoonete sees, eriti kõrgematel korrustel, kuid paljud inimesed ei tõlgenda maavärinana. Tundub, nagu mööduks raske koormaga veok. IV. Päeval tunnevad siseruumides paljud, väljas vähesed. Öösel võivad mõned inimesed ärgata. Aknaklaasid klirisevad, uksed naksuvad. Tundub, et raske koormaga veok tõukab hoonet. Seisvad autod vanguvad nähtavalt. Rippuvad esemed võnguvad, seinad kriuksuvad. V. Tunneb peaaegu igaüks. Paljud ärkavad öösel üles. Mõned lauanõud ja aknaklaasid purunevad. Ebastabiilsed esemed kukuvad ümber. VI. Kõik tunnevad. Mööbel liigub ja kukub ümber, krohv mureneb ja variseb laest . Paljud inimesed on hirmunud ja jooksevad toast välja. Lauanõud ja aknaklaasid purunevad, raamatud langevad riiulist maha, seintesse tekivad praod. VII. Raske seista. Mööbel puruneb. Hästi ehitatud hoonetel vähe kahjustusi. Halva ehituskvaliteediga hooned võivad saada tõsiseid kahjustusi. Tajuvad ka mootorsõidukis olijad. VIII. Spetsiaalselt maavärinakindlaks ehitatud hoonetel vähe kahjustusi. Halva ehituskvaliteediga hooned võivad osaliselt kokku kukkuda. Paljud korstnad, monumendid ja müürid kukuvad pikali. Liigub ka raske mööbel. IX. Üleüldine paanika. Kõigil hoonetel tõsised purustused. X. Vähesed hooned jäävad püsti. Sillad purunevad. Raudteerööpad väänduvad. XI. Praktiliselt kõik kivimajad on täielikult hävitatud. Kõik sillad kokkukukkunud. Raudteerööpad raskelt väändunud. XII. Totaalne häving ­ peaaegu kõik on purustatud. Maapind liigub lainetena. Suured maalihked. Rasked objektid algsest asukohast eemale paisatud.
29.Radioaktiivsus. Radioaktiivsuse mõõtühikud.
Radioaktiivus ­ Keemilise elemendi mittestabiilse isotoobi võime iseeneselikult muunduda teise elemendi isotoobiks. Isotoobid- erineva massiarvuga tuumad, milles on sama arv prootoneid.
Radioaktiivsuse mõõtühikud: 1)aktiivsus ­ lagunemine 1 sekundis, Bq( bekrell ) 2)kiirgustoos ­ same kui korrutame aktiivsuse kiirguse toimeajaga(Bq s) 3)neeldumistoos ­ 1kg neeldunud kiirgusenergia hulk, 1Gy= 1J/kg 4)Bioloogiline efektiivsusdoos ­ iseloomustab radioaktiivse kiirguse mõju organismile 1Sv(siivert) Kiirgusdoos on aines neeldunud kiirguse energia ja selle aine massi suhe. Kiirgusdoosi ühikuks on 1 J/kg. Seda ühikut nimetatakse greiks (tähis Gy). Kiirgusdoosi mõistega iseloomustatakse igat liiki ioniseeriva kiirguse toimet ainele. Inimesele on suurim ohutu kiirgusdoos 0,05 greid aastas. Kiirgusdoos üle 2 grei aastas põhjustab kiirgustõbe ja doosid 7-8 või rohkem greid aastas lõppevad peaaegu alati surmaga.
Kiirguse liigid: kiirgus ­ kiirgus ­ kiirgus ­
Radioaktiivsus, ehk tuumalagunemine on ebastabiilse (suure massiga) aatomituuma iseeneselik lagunemine. Selle protsessiga kaasneb radioaktiivne kiirgus. Samuti nimetatakse radioaktiivsuseks ebastabiilsete elementaarosakeste (nt neutron) lagunemist. Tuuma lagunemine võib toimuda kas alfa- või beetalagunemise teel. Esimesel juhul kiirgab tuum alfaosakese (heeliumi aatomi tuuma) ja teisel juhul elektroni. Kui suur aatomituum laguneb suuremateks (enam-vähem võrdseteks) tükkideks, siis nimetatakse seda ka tuumalõhustumiseks. Tuumalõhustumine on radioaktiivne lagunemine kui see toimub spontaanselt. Vastasel juhul on tegemist tuumareaktsiooniga. Tuuma lagunemise tulemusena võib tuum jääda ergastatud olekusse, millest väljumiseks kiirgab tuum gammakvandi. Seega kaasneb tuumalagunemisele lisaks alfa- ja beetakiirgusele ka gammakiirgus.