Динамика атмосферы. Аргучинцев В.К. - 125 стр.

неразрывности образуют замкнутую систему, состоящую из четырех уравнений и содержащую че-
тыре неизвестных функции u, v, w, P .
        С учетом бароклинности атмосферы, плотность которой зависит не только от давления, но
и от температуры, появляется новая неизвестная функция - температура воздуха, которая связана с
давлением и плотностью уравнением состояния P = ρRT , являющимся алгебраическим соотно-
шением, входящим в общую систему уравнений гидротермодинамики.
        При учете притока тепла к движущемуся воздуху, число неизвестных функций еще увели-
чивается, а к системе уравнений гидротермодинамики атмосферы добавляются уравнение притока
тепла и, связанные с ним, уравнения переноса водяного пара и лучистой энергии.
        Основным источником тепла, обусловливающим атмосферные движения, является лучи-
стый приток тепла.
        Суммарный поток лучистой энергии в атмосфере складывается: из потока длинноволнового
излучения атмосферы А(m), направленного вниз, из потока длинноволнового излучения Земли и
атмосферы В(m), направленного вверх, и из коротковолнового солнечного излучения S(m), на-
правленного вниз.
        Компоненты суммарного лучистого потока в атмосфере А(m), В(m), S(m) определяются
уравнениями:

                                                        M
                                             A(m) = − ∫ E (T )dD(u − m) ;                      (5.2.1)
                                                        m



                                                               m
                                    B(m) = E (To ) D(m) + ∫ E (T )dD(m − u ) ;                 (5.2.2)
                                                               0




                                             L2o                         M −m 
                                                                                   0 , 303

                              S ( m) = S o      cos ϑ (1 − Г )  1 − 0,090        ,         (5.2.3)
                                             L2                          cos ϑ  

          z
                       P
где m = ∫ ρω q ( z )      dz - среднее количество водяного пара, содержащегося в столбе единичного
          0            Po

                              P
сечения, взятое с весом          ; u - переменное значение величины m; E (T ) =σ T 4 - излучение абсо-
                              Po

лютно черного тела (поток черной радиации); q(z) - удельная влажность воздуха на уровне z;
M = m(∞) - масса водяного пара в столбе атмосферы с единичным поперечным сечением; ϑ - зе-
нитный угол Солнца; Г - коэффициент, характеризующий отражение радиации на верхней границе



                                                               125