1tom - 0202.htm
О и
с;
00
ода в атмосфере при £^0 С может быть в газообразной и жидкой фазах, а при отрицат. темп-pax≈в газообразной, жидкой (переохлажд╦нной вплоть до ≈35≈
≈40 °С), и твердой (л╦д). Важной особенностью водяного пара является то, что его насыщающая упругость над переохлажд╦нной водой (ЕЕ) больше, чем надо льдом (£ч) {табл.}. Значение &К~Еъ≈Ел максимально при t--~ 12 "С (ДЛ':-0,26Э гПа). То, что £л<£){, игра-те большую роль в эволюции переохлажд╦нных облаков, способствуя тгерекопденсации воды с капель па кристаллы, чем облегчается образование частиц осадком.
В табл. для разл. темп-р воздуха приведены значения Л', a vi т при насыщении над гладкой поверхностью коды (числитель) и льда (знаменатель) при р =
-1000 гПа.
|
|
|
|
|
|
|
|
|
t, °с
|
Е, г Па
|
Q, Г/М3
|
т, г/кг
|
|
|
|
≈ 30
|
ит,тоа
|
o,4f>3
|
Q.31K
|
|
|
|
|
0,3 «0
|
0,3 НЬ
|
U , 230
|
|
|
|
≈ ао
|
1,254
|
1. U73
|
0.7Н4
|
|
|
|
|
1,031
|
0.883
|
0 , В 4 2
|
|
|
|
-10
|
2,8,ri2
|
2.357
|
1,793
|
|
|
|
|
2.5У7
|
2. 138
|
1,1! ЙО
|
|
|
|
0
|
6,107
|
4,444
|
3,838
|
|
|
|
|
6, 106
|
4.844
|
3,ЬЗй
|
|
|
|
10
|
12,271
|
9,35*0
|
7,761
|
|
|
|
20
|
23,371
|
17.270
|
14, 95 i
|
|
|
|
30
|
.42. '.27
|
30,330
|
27, (503
|
|
|
|
|
|
|
|
|
Фазовые переходы воды сопровождаются выделением или поглощением тепла, поэтому они играют огромную роль в энергетике и термодинамике атмосферы. Поскольку водяной нар имеет в ИК-части спектра неск. полос поглощения, В, в. сильно влияет на тепловой баланс атмосферы. Наиб, интенсивные полосы поглощении находятся на длинах волн А.≈5,5≈7,0 мкм и Х>17 мкм.
Лит.; Лслмюмятрические таблицы, 2 изд., Л., 1981; Международны*." метеорологические таблицы, 1 ≈ II серии, ОПлинск, 1У75; М а т в о <; и Л. Т., Курс обгцгй мгто.оролигии. Финика атмосферы, 2 и,щ., Л., 1!>84; М я п и н И. П., Ш м е т е р С. М., Облака, строение и финика обргкюнанил, Л., 198У; X р г и-а н А- X., Финн ил атмосферы, М., 1'JSli. С. А7. Шметср.
ВЛАСОВА УРАВНЕНИЯ ≈ система самосогласованных ур-ний для одночастичных ф-ций распределения электронов и ионов полностью ионизованной плазмы и ур-ний Максвелла для ср. напряж╦шюстой элсктрич. и Маги, полей. Широко используется для описания процессов п разреженной планме, когда характерные временном Т и пространственный L масштабы плазмы много меньше примени т1)ел и длины /рел релаксации, к-рые определяются плотностью заряж. частиц и их столкновениями (корреляциями флуктуации). Вт у. соответствуют нулевому приближению по параметрам ?VTpejI и £/£рел. Это означает, что диссипатшшыс процессы, обуслонлснныо корреляциями (столкновениями) заряж. частиц, не рассматриваются, плазма бесстол кцовитс л ъ-ная,
В. у. обратимы; энтропия замкнутой системы в приближении В. у, постоянна. В силу условия A<^C/pejIB. у. используются для описания процессов лишь в ограпич. системах. Реальные дыссипативные граничные условия могут быть учтены введением аффективных интегралов столкновений с характерными параметрами т*ФФ, Рфф
L3 *-'Л Ucjl
В. у. применяются и для описания турбулентных свойств нла:шы, когда возникает рассеяние частиц на волнах. Подробнее см. Кинетические уравнения для плазмы,
Ю. Л. Климоитович.
ВМОРбЖЕШЮСТЬ МАГНИТНОГО ПОЛЯ ≈ один из эффектов, характерных для жидких и газообразных сред, обладающих высокой (и идеале ≈ бесконечной) проводимостью о и движущихся поперек маги, поля Я (наггр,, для жидких металлов и гглпзмы). В птих условиях маги, силовые лилии и частицы среды ж╦стко связаны друг с другом; можно сказать, что маги, силовые липни как бы вморожены в среду, перемещаясь вместе с пен.
В, м. п. основана на том, что в идеально проводящей среде индуцируемое движением среды плсктрич. поле должно быть равно нулю, иначе, в соответствии с законом Ома. в среде возник бы бесконечный ток, что невозможно. Поэтому, в силу закона об эл.-магн. индукции Фа радея, бесконечно проводящая среда не должна пересекать силовые линии маги, поля; иначе говоря,
магя. поток Ф≈ \HdS через поверхность 5, опираю-
ц}
щуюся на произвольный коитур, движущийся «месте со средой, оста╦тся постоянным (dS ≈ векторный элемент поверхности, направленный по нормали к нем). Сохранение магн. потока через поверхность S нри-водит к тому, что движущиеся попер╦к магн. поля частицы среды «потянут» за собой силовые линии магн. поля, к-рые окажутся, т. о., вмороженными в среду в процессе ее движения.
В, м. IT. характерна для сред с высоким магп. числом Рейнольдса H ≈ LV/v^, где L и V ≈ характерный масштаб и характерная скорость течения среды, магнитная вязкость. Если /?>1, т. е. то магн. поле вморожено в среду (напр., в плазму). Эти условия обычно выполняются в плазме солнечного гетра (большие Z,), в высокотемпературной плазме (большие ст).
В. м. п. во мн. случаях позволяет, но прибегая к Громоздким расч╦там, с помощью простых представлений получить качеств, картину течений среды и деформаций магн. ноля. См. также Магнитная гидродинамика, с. С. Моисеев, ВНЕАТМОСФЕРНАЯ АСТРОНОМИЯ ≈ раздел наблюдательной астрономии, использующий для исследований космич. объектов приборы, вынесенные за пределы земной атмосферы. Методы В, а. применяются преим. для исследований в УФ-, рентг. и гамма-диапазонах^ т. к. земная атмосфера для космич. эл.-магн. излучения в этих диапазонах непрозрачна: УФ- и реплт. излучения поглощаются в зависимости от длины полны на высотах 150≈80км, а фотоны жОсткого рентгеновского излучения и гамма-излучения с энергией е^зЮ≈20 к^В достигают иысот ~40 км (см. Прозрачность земной атмосферы],
13. а. родилась в коя. 40-х гг. 20 п., когда в США и СССР были начаты исследования Солнца в УФ- и рентг, областях спектра при помощи ракет, способных достигать высот св. 100 км и поднимать астр, инструменты весом до 1 т. В сер. 00-х гг. начались впеатм. исследования др. источников космических рентгеновских и гамма-излучений.
С помощью УФ- и рентг. аппаратуры, установленной па ракетах, достигавших высот от 100 до 500 км (а изредка и больших), были сделаны первые открытия; обнаружены дискретные источники рентг. излучения (неск. десятков), исследованы УФ-спсктры ярких звезд ранних спектральных классов, обнаружен УФ-фон неба в спектральной линии водорода L^,
В принципе, вынос телескопа за пределы земной атмосферы позволяет достичь предельного для данного телескопа углового (пространственного) разрешения р, обусловленного лишь дифракцией излучения на входном отверстии телескопа {p=20G265 KID угл. секунд, где Я, ≈ длина волны, D ≈ апертура телескопа; см. Разрешающая способность оптических приборов). Разрешение наземных телескопов, ограниченное «дро-жанием» атмосферы, редко бывает меньше 1", что соответствует значению р телескопа всего лишь с D~iQ см
")
}
