Meteorologický slovník - výklad pojmů

▶ z-systém

▶ zabezpečení Armády ČR hydrometeorologické

▶ zabezpečení klimatické

▶ zabezpečení letectva meteorologické

▶ záblesk zelený

▶ zadržování srážek

▶ zadýmování

▶ zahřmění

▶ zachycovač kapek

▶ zachycování srážek

▶ zachycování vodních kapek

▶ zajištění klimatické

▶ zákal

▶ zákal arktický

▶ zákal písečný

▶ zákal prachový

▶ zákal průmyslový

▶ zákal pylový

▶ zákal solný

▶ zákal výškový

▶ zakalení atmosféry

▶ zákaloměr

▶ základna oblaků

▶ zákon

▶ zákon Allardův

▶ zákon Amagatův–Leducův

▶ zákon Archimédův

▶ zákon Avogadrův

zákon, podle něhož stejné objemy všech ideálních plynů obsahují za téhož tlaku a téže teploty vždy stejný počet molekul. Avogadrův zákon lze formulovat také tak, že při daném tlaku a určité teplotě je molární objem všech ideálních plynů stejný. Molární objem V₀ při teplotě T₀ = 273 K a tlaku p₀ = 1 013,25 hPa činí

V = 22, {414.10}^{- 3} m^{3} m o l .^{- 1}

Avogadrův zákon patří k základním zákonům ideálního plynu a má široké uplatnění v termodynamice atmosféry. Zákon formuloval italský fyzik A. Avogadro v r. 1811 na základě prací J. L. Gay-Lussaca z r. 1808.

▶ zákon Beerův

[bérův], syn. zákon Lambertův – zákl. zákon, který v meteorologii popisuje zeslabování intenzity svazku rovnoběžných paprsků záření (především přímého slunečního záření) v atmosféře Země. Lze jej vyjádřit vztahem

d I = β_{e x} I d s nebo {β^{'}}_{e x} ρ I d s,

kde

I

je intenzita paprsku,

d I

její zeslabení na dráhovém úseku ds, ρ značí hustotu prostředí, β_ex objemový koeficient extinkce a β'_ex hmotový koeficient extinkce. Protože koeficient extinkce v atmosféře obvykle silně závisí na vlnové délce záření, používá se Beerův zákon v meteorologické praxi zpravidla pro jednotlivé úseky spektra, které jsou natolik úzké, abychom záření v každém z nich mohli považovat za přibližně monochromatické. Viz též zákon Bouguerův.

▶ zákon Bouguerův

syn. zákon Lambertův–Bouguerův, vzorec Bouguerův – zákon vyjadřující zeslabení intenzity záření při průchodu atmosférou vzhledem k intenzitě záření na horní hranici atmosféry. Má tvar

I = I_{0} exp (- \int_{0}^{\infty} {β^{'}}_{e x} ρ d s) = I_{0} exp (- m \int_{0}^{\infty} {β^{'}}_{e x} ρ d z)

který dostaneme integrací Beerova zákona přes celou tloušťku atmosféry. Symbol I značí intenzitu přímého slunečního záření na zemském povrchu, I₀ intenzitu přímého slunečního záření na horní hranici atmosféry, ρ hustotu vzduchu, β'_exhmotový koeficient extinkce, m relativní optickou hmotu atmosféry a ds, resp. dz infinitezimální úsek dráhy paprsku, resp. infinitezimální úsek vertikály. Použijeme-li substituci

f = exp (- \int_{0}^{\infty} {β^{'}}_{e x} ρ d z)

obdržíme I = I₀ f^m, kde f je koeficient propustnosti atmosféry. Protože koeficient extinkce i koeficient propustnosti v atmosféře značně závisejí na vlnové délce procházejícího záření, používají se uvedené vzorce v meteorologii zpravidla pro jednotlivé úseky spektra, které jsou natolik úzké, abychom záření v každém z nich mohli považovat za přibližně monochromatické. Bouguerův zákon byl poprvé experimentálně stanoven franc. přírodovědcem P. Bouguerem (1729). Nezávisle jej formuloval též J. H. Lambert (1760).

▶ zákon bouří

▶ zákon Boyleův

▶ zákon Boyleův–Mariotteův

syn. zákon Boyleův, zákon Mariotteův – zákon, podle něhož tlak plynu dané hmotnosti je při stálé teplotě nepřímo úměrný jeho objemu, neboli součin tlaku a objemu plynu je při stálé teplotě konstantní. Platí tedy

p   .   V = konst,

kde p je tlak a V objem daného plynu. Boyleův–Mariotteův zákon platí přesně pro ideální plyn a s dostatečnou přesností pro většinu plynů při běžných hodnotách teploty a tlaku. Při vysokých tlacích a ve stavu blízkém zkapalnění vykazují všechny plyny značné odchylky od uvedeného zákona (stlačují se méně). Termodyn. děj probíhající přesně podle Boyleova–Mariotteova zákona se nazývá izotermický děj. Zákon má časté uplatnění v termodynamice atmosféry. Boyleův–Mariotteův zákon, který se stal známým r. 1662, původně objevili R. Boyle a jeho žák R. Townley pro vzduch. Nezávisle na nich byl znovu objeven a zobecněn E. Mariottem r. 1679. Viz též zákon Charlesův, zákon Gay-Lussacův, rovnice stavová.

▶ zákon Buys-Ballotův

▶ zákon Daltonův

1. zákon, podle něhož v daném objemu směsi ideálních plynů nepůsobících na sebe chem. má každý plyn takový tlak, jakoby sám vyplňoval celý objem. Jinými slovy, tlak směsi ideálních plynů v daném objemu, čili celkový tlak, je roven součtu dílčích tlaků. Lze psát

p = \sum_{k = 1}^{s} p_{k},

kde p je tlak směsi ideálních plynů a p_k dílčí tlak k–té složky směsi (k = 1, 2... s). Uvedený zákon zformuloval J. Dalton v r. 1801. S dostatečnou přesností platí i pro reálné plyny, a proto má široké uplatnění v meteorologii, zejména v termodynamice atmosféry. Atmosféra se obvykle považuje za směs suchého vzduchu s vodní párou, tj. je tvořena vlhkým vzduchem. Pokud nenastává kondenzace nebo sublimace, řídí se vlhký vzduch zákony ideálního plynu a jeho celkový tlak p je podle Daltonova zákona dán součtem

p = e + p_{d},

kde e je dílčí tlak vodní páry a p_d tlak suchého vzduchu. V důsledku platnosti Daltonova zákona by při absenci dostatečně intenzivního vert. promíchávání vzduchu, nalézajícího se v tíhovém poli Země, ubývalo s výškou rychleji lehčích plynů.
2. Empir. vztah, podle něhož je rychlost vypařování přímo úměrná sytostnímu doplňku ve vrstvě vzduchu přiléhající k vodnímu povrchu a nepřímo úměrná tlaku vzduchu. Má tvar

V = k . \frac{e_{s} - e}{p},

kde V je rychlost vypařování, tj. množství vody vypařené za jednotku času z jednotky plochy, e_s tlak nasycené vodní páry při teplotě povrchu vypařující se vody, e značí tlak vodní páry ve vzduchu nad vypařujícím se povrchem, p tlak vzduchu a k je koeficient úměrnosti, jehož hodnota závisí hlavně na rychlosti větru. Za bezvětří je rychlost vypařování značně menší než při větru.

▶ zákon Doveho

▶ zákon Gay-Lussacův

zákon o roztažnosti plynů, podle něhož se objem plynu dané hmotnosti při stálém tlaku, tj. při izobarickém ději, mění lineárně s teplotou. Lze jej vyjádřit vztahem

V_{T} = V_{0} (1 + α T)

kde V_T značí objem plynu při teplotě T ve °C, V₀ objem plynu při teplotě 0 °C a α je koeficient objemové roztažnosti, který má pro ideální plyn hodnotu 1/273,16 = 0,003 660 99 °C^–1. Vyjádříme-li v uvedeném vztahu teplotu v K, lze Gay-Lussacův zákon uvést ve tvaru

\frac{V_{T}}{V_{0}} = \frac{T}{T_{0}},

kde T₀ značí teplotu 273,15 K. Platnost Gay-Lussacova zákona je pro reálné plyny pouze přibližná a plyny se jím řídí tím lépe, čím menší mají hustotu. Odchylky od něho jsou však zpravidla malé, např. pro atm. vzduch pokud není nasycen vodní párou, lze Gay-Lussacův zákon použit s dostatečnou přesností. Kombinací Gay-Lussacova zákona se zákonem Boyleovým–Mariotteovým lze odvodit stavovou rovnici ideálního plynu, která patří k základním vztahům v termodynamice atmosféry. Uvedený zákon objevil J. L. Gay-Lussac v r. 1802. Viz též zákon Charlesův.

▶ zákon Charlesův

zákon o rozpínavosti plynu, podle nějž se tlak plynu při stálém objemu, tj. při izosterickém ději, mění lineárně s teplotou. Jinými slovy, při izosterickém ději je závislost tlaku plynu na teplotě vyjádřena vztahem

p_{T} = p_{0} (1 + α' T)

kde p_T je tlak plynu při teplotě T ve °C, p₀ značí tlak plynu při teplotě 0 °C, α' je koeficient rozpínavosti plynů, který je u všech reálných plynů přibližně roven koeficientu jejich objemové roztažnosti. U ideálních plynů se rozpínavost přesně rovná objemové roztažnosti. Vyjádříme-li teplotu v K, lze Charlesův zákon psát též ve tvaru

\frac{p_{T}}{p_{0}} = \frac{T}{T_{0}},

kde T₀ značí teplotu 273,15 K. Uvedený zákon je analogický zákonu Gay-Lussacovu.

▶ zákon Kirchhoffův

jeden ze základních zákonů záření, podle něhož je podíl intenzity vyzařování a pohltivosti libovolného tělesa vydávajícího tepelné záření pouze funkcí jeho rovnovážné teploty. Jinými slovy, za stavu termodynamické rovnováhy je poměr množství vyzařovaného elmag. záření

E_{λ}^{&midast;}

o vlnové délce λ a rel. absorpce A_λ, funkcí vlnové délky záření λ a teploty T daného prostředí vyjádřené v K, tj.

\frac{E_{λ}^{&midast;}}{A_{λ}} = f (λ, T),

kde A_λ = W_λ / W_λ0, W_λ0 je množství záření o vlnové délce λ vstupujícího do daného prostředí a W_λ značí z něj absorbovanou část. Z Kirchhoffova zákona vyplývá, že každá látka pohlcuje nejsilněji záření té vlnové délky, kterou sama nejsilněji vyzařuje. Zákon formuloval něm. fyzik G. R. Kirchhoff v r. 1859. V poslední době nachází Kirchhoffův zákon uplatnění v dálkovém průzkumu Země a v družicové meteorologii.

▶ zákon Lambertův

▶ zákon Lambertův–Bouguerův

▶ zákon Laplaceův

vztah pro rychlost šíření zvuku v atmosféře. Podle něj je rychlost zvuku dána vztahem

c = \sqrt{κ \frac{p}{ρ}},

kde c je rychlost zvuku, p tlak vzduchu, ρ hustota vzduchu, κ Poissonova konstanta (κ = c_p / c_v , c_p značí měrné teplo vzduchu při stálém tlaku a c_v měrné teplo vzduchu při stálém objemu). Laplaceův zákon byl odvozen za předpokladu, že rozpínání a odpovídající stlačování plynného prostředí při akust. vlnění probíhá adiabaticky. V suchém vzduchu (κ ≈ 1,405) při norm. podmínkách tlaku (p = 1 013,25 hPa) a teploty (T = 273,15 K ≈ 0 °C) je rychlost šíření zvuku podle Laplaceova zákona přibližněrovna 331 m.s^–1, což odpovídá naměřeným údajům. Uvedený vzorec pro rychlost zvuku odvodil franc. přírodovědec P. S. Laplace v r. 1826. S použitím stavové rovnice nabývá Laplaceův zákon tvar

c = \sqrt{κ \frac{R^{&midast;} T}{m}},

kde R* je univerzální plynová konstanta, T teplota vzduchu v K a m jeho poměrná molekulová hmotnost. Z tohoto vzorce vyplývá, že rychlost zvuku závisí v daném plynném prostředí pouze na jeho teplotě.

▶ zákon Mariotteův

▶ zákon Planckův

zákl. zákon popisující rozdělení energie ve spektru záření absolutně černého tělesa v závislosti na jeho teplotě. Funkce E_λ, vyjadřující toto rozdělení podle vlnových délek, je dána vztahem

E_{λ} = c_{1} \frac{λ^{- 5}}{exp (\frac{c_{2}}{λ T}) - 1},

kde c₁ a c₂ jsou konstanty, λ značí vlnovou délku záření a T teplotu povrchu daného černého tělesa v K. Z Planckova zákona, který je obecným zákonem záření, lze též odvodit zákon Stefanův–Boltzmannův, popř. zákon Wienův. Planckův zákon patří k zákl. vztahům používaným v aktinometrii. Zákon teoreticky formuloval r. 1901 M. Planck, což představovalo východisko pro následnou formulaci základů kvantové fyziky.

▶ zákon posunovací

▶ zákon Raoultův

zákon, který vyjadřuje závislost dílčího tlaku nasycené vodní páry nad hladinou vodního roztoku na koncentraci rozpuštěné látky, lze jej vyjádřit vztahem

e_{s} = e_{s_{0}} \frac{N}{N + n},

kde e_s je dílčí tlak nasycené vodní páry nad hladinou roztoku, e_s0 značí dílčí tlak nasycené vodní páry nad hladinou destilované vody, N počet molů destilované vody a n počet molů rozpuštěné látky. Ze vzorce vyplývá, že při stoupající koncentraci rozpuštěné látky se tlak nasycené vodní páry snižuje. Uvedený vztah platí pouze pro nedisociované roztoky. V případě elektrolytů je nutné brát v úvahu jejich disociaci a vliv vázání polárních molekul vody na iontech na snížení tlaku nasycené vodní páry nad hladinou roztoku. Pro elektrolyty má Raoultův zákon tvar

e_{s} = e_{s_{0}} \frac{N}{N + i n},

kde i je van´t Hoffův faktor závisející nejen na koncentraci, nýbrž i na druhu rozpuštěné látky. Raoultův zákon má značný význam ve fyzice oblaků a srážek pro růst vodních kapek, které v atmosféře vznikly na hygroskopických kondenzačních jádrech rozpustných ve vodě. Zákon odvodil F. M. Raoult v r. 1886.

▶ zákon Rayleighův

zákon vyjadřující závislost rozptylu záření na vlnové délce tohoto záření za předpokladu, že rozptylující částice jsou sférické, el. nevodivé a splňují podmínku, že hodnota 2πr / λ je řádově menší než jedna, přičemž r značí poloměr rozptylujících částic a λ vlnovou délku rozptylovaného záření. Označíme-li I_λ intenzitu rozptylovaného záření o vlnové délce λ a obdobně intenzitu rozptýleného záření i_λ, lze Rayleighův zákon vyjádřit ve tvaru

i_{λ} \approx \frac{I_{λ}}{λ^{4}} .

Nepřímá závislost účinnosti Rayleighova rozptylu na čtvrté mocnině vlnové délky rozptylovaného záření má v atmosféře za následek modř oblohy, neboť molekulární rozptyl slunečního záření přibližně splňuje podmínky platnosti Rayleighova zákona, a ve viditelné oblasti rozptýleného slunečního záření jsou proto nejvíce zastoupeny vlnové délky z modrofialového konce spektra. Zákon odvodil angl. fyzik J. W. Strutt (pozdější lord Rayleigh) v r. 1871.

▶ zákon Stefanův–Boltzmannův

fyz. zákon, podle nějž je množství energie E elmag. záření vyzářené za jednotku času jednotkou plochy absolutně černého tělesa do poloprostoru úměrné čtvrté mocnině teploty povrchu tohoto tělesa, tj.

E = σ T^{4},

kde T je teplota v K a σ je Stefanova–Boltzmannova konstanta. Stefanův–Boltzmannův zákon je důsledkem obecnějšího zákona Planckova. Byl experimentálně odvozen franc. fyzikem J. Stefanem v r. 1879 a teor. podložen termodyn. úvahami rakouského fyzika L. E. Boltzmanna v r. 1884. Viz též záření zemského povrchu.

▶ zákon Stokesův

zákon, podle nějž síla odporu F, kterou působí vazké prostředí na pohybující se dostatečně malou částici sférického tvaru, je dána vztahem

F = - 6 π μ ρ v,

kde µ značí dyn. koeficient vazkosti prostředí a r poloměr částice pohybující se vůči danému prostředí rychlostí ν. Stokesův zákon se v meteorologii používá zejména k popisu pohybu malých vodních kapek ve vzduchu. Zákon byl pojmenován podle angl. matematika sira G. G. Stokese (1819–1903). Viz též vzorec Stokesův.

▶ zákon větru barický

▶ zákon Wienův

syn. zákon posunovací – zákon, jehož pomocí lze určit vlnovou délku λ_m, odpovídající maximu energie ve spektru záření absolutně černého tělesa při dané teplotě. Wienův zákon se obvykle používá ve tvaru

λ_{m} . T = 2897, 82 \pm 0, 13

kde T je teplota povrchu vyzařujícího černého tělesa v K a λ_m pak vychází v μm. Pro hodnotu λ_m = 0,475.10^–6 m ve spektru slunečního záření vyplývá z Wienova zákona povrchová teplota Slunce přibližně 6 100 K. Poněvadž se podle Wienova zákona s rostoucí teplotou absolutně černého tělesa posouvá λ_m ke kratším vlnovým délkám, nazývá se uvedený zákon též někdy zákonem posunovacím. Zákon formuloval něm. fyzik W. Wien v r. 1893. Tento zákon je důsledkem obecnějšího Planckova zákona.

▶ zákony Fourierovy

zákony půdního klimatu vyplývající z řešení rovnice molekulárního vedení tepla a vyjadřující časové změny teploty půdy v závislosti na hloubce pod jejím povrchem. Za předpokladu, že neexistuje horiz. transport tepla, lze formulovat tyto čtyři Fourierovy zákony:
a) perioda časových změn teploty půdy se s rostoucí hloubkou nemění;
b) amplituda časových změn teploty půdy se s rostoucí hloubkou zmenšuje. Označíme-li amplitudu výkyvů teploty na povrchu půdy A₀, v hloubce z jako A_z, koeficient molekulární tepelné vodivosti k_m a periodu výkyvů teploty P, platí že

A_{z} = A_{0} exp (- z \sqrt{\frac{π}{k_{m} . P}});

c) doba výskytu maxima a minima teploty půdy se s rostoucí hloubkou zpožďuje. Zpoždění ΔT vůči času výskytu extrému na zemském povrchu lze vyjádřit vztahem

Δ T = \frac{z}{2} \sqrt{\frac{P}{k_{m} π}};

d) označíme-li hloubku stálé denní teploty půdy z_d, hloubku stálé roč. teploty z_r, periodu denních výkyvů teploty půdy P_d a periodu roč. výkyvů teploty půdy P_r, pak platí, že

\frac{z_{d}}{z_{r}} = \sqrt{\frac{P_{d}}{P_{r}} .}

Zákony jsou nazvány podle franc. fyzika a matematika J. B. J. Fouriera (1768–1830), který formuloval v r. 1822 analytickou teorii šíření tepla.

▶ zákony Poissonovy

▶ zakřivení izobar nebo izohyps anticyklonální

▶ zakřivení izobar nebo izohyps cyklonální

▶ zakuřování

▶ zálet počasí

▶ zaměřovač bouřek

▶ zárodek kroupový

▶ zárodek ledového krystalku

▶ zárodek vodní kapičky

▶ zář

poměr L zářivosti dI elementu plošného zdroje o velikosti dS a průmětu této plochy do roviny kolmé k uvažovanému směru zářivého toku, tj.

L = \frac{d I}{d S . cos α},

kde α značí úhel sevřený normálou k ploše zdroje a směrem zářivého toku. Jednotkou záře je W.m^–2.sr^–1.

▶ záře fialová

▶ záře polární

▶ záření

▶ záření alfa

▶ záření atmosféry

▶ záření atmosféry odražené

▶ záření atmosféry směřující dolů

▶ záření atmosféry směřující nahoru

▶ záření atmosféry Země

▶ záření atmosféry zpětné

▶ záření beta

▶ záření cirkumglobální

▶ záření cirkumsolární

▶ záření černého tělesa

▶ záření difuzní

▶ záření dlouhovlnné

▶ záření efektivní

▶ záření elektromagnetické

▶ záření fotosynteticky aktivní (FAR)

▶ záření gama

▶ záření infračervené

▶ záření infračervené blízké

▶ záření ionizující

▶ záření korpuskulární

▶ záření kosmické

syn. paprsky kosmické – z vesmíru přicházející záření s vysokou energií (10⁷ až cca 10²⁰ eV) a pronikavostí. V kosmickém záření výrazně převažují nabité částice, jejichž dráhy jsou zakřivovány zejména v magnetických polích. Primární kosmické záření proniká do zemské atmosféry z vesmíru a skládá se z jader atomů vodíku (protonů), helia (záření alfa) a dalších prvků, dále z elektronů (záření beta) a vysokoenergetických fotonů (záření gama). Interakcí primárního kosmického záření s atomy v atmosféře vzniká sekundární kosmické záření, které zahrnuje prakticky všechny známé formy elementárních částic. Vznikají tak nové částice s vysokou energií vytvářející tzv. spršky sekundárního kosmického záření. Z hlediska atmosférické elektřiny jsou v těchto sprškách významné tzv. ubíhající elektrony, kterým se dnes mnohými autory připisuje zásadní význam pro vznik blesků při bouřkách.
Hustota toku kosmického záření v atmosféře s výškou rychle roste a ve vysokých vrstvách atmosféry se ustavuje přibližně na hodnotě 1 700 částic procházejících plochou 1 m² za sekundu. Kosmické záření, které zachycujeme na Zemi, je téměř přesně izotropní, tedy přichází ze všech směrů stejně. Drobné odchylky od této izotropie jsou způsobeny v nízkoenergetické oblasti (do 10¹¹ eV) zářením přicházejícím od Slunce, přičemž tato složka jeví znatelné 11leté variace shodné se slunečním cyklem. Pro vyšší energie je odchylka od izotropie menší než 1 %.
Informace o kosmickém záření mají význam při zabezpečování letů ve velkých výškách, kde toto záření může v organismu vyvolávat rozklad bílkovinných molekul s následným onemocněním. Objev kosmického záření se připisuje V. F. Hessovi a W. Kolhörsterovi (1913), kteří ho prokázali při balónových letech ve velkých výškách. Na nový druh záření však upozornili již v r. 1902 E. Rutherford a H. L. Cook.

▶ záření krátkovlnné

▶ záření oblohy rozptýlené

▶ záření odražené

▶ záření povrchu Země

▶ záření přímé

▶ záření radioaktivní

▶ záření rentgenové

▶ záření rozptýlené

▶ záření Slunce

▶ záření sluneční globální

▶ záření sluneční globální odražené

▶ záření sluneční přímé

▶ záření sluneční rozptýlené

▶ záření směřující dolů

▶ záření směřující nahoru

▶ záření tepelné

▶ záření totální

▶ záření ultrafialové

▶ záření viditelné

▶ záření vstřícné

▶ záření Země

▶ záření Země celkové

▶ záření zemské směřující nahoru

▶ záření zemského povrchu

▶ záření zpětné

▶ zářivost

poměr zářivého toku dΦ vysílaného zdrojem do elementárního prostorového úhlu dα, jehož osa leží v daném směru, a velikosti tohoto úhlu

I = \frac{d Φ}{d α} .

Jednotkou zářivosti je W.sr^–1. Zářivost je zákl. veličinou v aktinometrii. Je-li pro daný zdroj jeho zářivost nezávislá na směru, jde o izotropní zářič.

▶ zařízení hromosvodné

▶ zařízení pro odběr kapalných usazených srážek

▶ zařízení pro příjem obrázků (snímků) z meteorologických družic

▶ zařízení pro příjem údajů z meteorologických družic

▶ zataženo

▶ zatížení klimatické

▶ závěj sněhová

▶ závětří

▶ zavlažení

▶ závoj oblačný

▶ zdroj znečišťování ovzduší

▶ zdroj znečišťování ovzduší přízemní

▶ zdroj znečišťování ovzduší vyvýšený

▶ zdroje klimatické

▶ zeď fénová

▶ zeď prachová nebo písečná

▶ zenit

▶ zesílení srážek orografické

▶ zesilování anticyklony

▶ zeslabení slunečního záření

▶ zesvětlování oblaků

▶ zhoršení počasí

▶ zchlazování

syn. refrigerace – přenos tepelné energie z povrchu tělesa do ovzduší. V bioklimatologii se vyjadřuje jako množství tepla v mJ, které je odňato povrchu tělesa o velikosti 1 cm² a o teplotě lidského těla, tj. 36,5 °C (97,9 °F) za 1 s vlivem atm. prostředí. Zchlazování se měří ve stínu katateploměry nebo frigorimetry a do značné míry vystihuje teplotu pocitovou teplotu prostředí. Podle L. Hilla je zchlazovací veličina H dána vztahem

H = (α + β \sqrt{v}) . (36, 5 - T),

kde $v$ je rychlost větru v m.s^–1, T teplota vzduchu ve °C a α, β jsou konstanty. Podle K. Büttnera lze zchlazovací veličinu Z vypočítat podle vzorce

Z = (0, 26 + 0, 34 v^{0, 622}) . (36, 5 - T),

V technické meteorologii se pojmu zchlazování užívá v souvislosti se ztrátami tepla, např. z budov vlivem vnějších met. podmínek.

▶ zima

▶ zkoušení přístrojů

▶ zlepšení počasí

▶ zlomy

▶ změna fázová

▶ změna klimatická

▶ změna klimatu

▶ změna klimatu antropogenní

▶ změna meteorologického prvku individuální

změna hodnoty meteorologického prvku v „individuální“ vzduchové částici, pohybující se vzhledem ke zvolenému souřadnicovému systému. Mat. se vyjadřuje pomocí totální derivace, např. individuální změna teploty vzduchu T za jednotku času t jako dT / dt. Individuální časová změna veličiny A je dána Eulerovým vztahem

\frac{d A}{d t} = \frac{\partial A}{\partial t} + v_{x} \frac{\partial A}{\partial x} + v_{y} \frac{\partial A}{\partial y} + v_{z} \frac{\partial A}{\partial z},

v němž v_x, v_y, v_z jsou složky rychlosti proudění v souřadnicovém systému tvořeném osami x, y, z. Viz též změna meteorologického prvku lokální.

▶ změna meteorologického prvku lokální

▶ změna počasí

▶ změna počasí náhlá

▶ změna podnebí

▶ změna skupenství

▶ změna teploty vzduchu transformační

▶ změna typu povětrnostní situace

▶ zmrazky

▶ zmrzlíci

▶ značka časová

▶ znečištění ovzduší

▶ znečištění ovzduší globální

▶ znečištění ovzduší očekávané

▶ znečištění ovzduší potenciální

▶ znečištění ovzduší pozaďové

▶ znečištění ovzduší radioaktivní

▶ znečištění ovzduší tepelné

▶ znečištění světelné

▶ znečišťování ovzduší

▶ zóna F

▶ zóna frontální

▶ zóna frontální klimatologická

▶ zóna frontální výšková planetární

▶ zóna húlav

▶ zóna konvergence intertropická

▶ zóna S

▶ zóna svahová teplá

▶ zonalita klimatu

▶ zonda

▶ zoobioklimatologie

▶ zoofenofáze

▶ zoofenologie

▶ zooklimatologie

▶ zora

▶ zostření fronty

▶ zpracování družicových dat

▶ zpráva

▶ zpráva AGRO

▶ zpráva INTER

▶ zpráva letecká meteorologická mimořádná (SPECI)

▶ zpráva letecká meteorologická pravidelná (METAR)

▶ zpráva meteorologická

▶ zpráva o družicovém pozorování tlaku, teploty a vlhkosti vzduchu ve vyšších hladinách (SATEM)

▶ zpráva o družicovém pozorování větru, povrchové teploty, oblačnosti a záření (SATOB)

▶ zpráva o družicovém pozorování záření jasné oblohy (SARAD)

▶ zpráva o měsíčních aerologických průměrech z pozemní stanice (CLIMAT TEMP)

▶ zpráva o měsíčních údajích z pozemní stanice (CLIMAT)

▶ zpráva o náhlé změně počasí

▶ zpráva o příkonu fotonového dávkového ekvivalentu (RAD)

▶ zpráva o přízemních meteorologických pozorováních z pozemní stanice (SYNOP)

▶ zpráva o přízemních meteorologických pozorováních z pozemní stanice zkrácená (SYRED)

▶ zpráva o přízemních meteorologických pozorováních zkrácená (AERO)

▶ zpráva o stavu povrchu vzletové a přistávací dráhy (SNOWTAM)

▶ zpráva SIGMET

▶ zpráva synoptická

▶ zpráva z pozemní stanice o tlaku, teplotě, vlhkosti a větru ve vyšších hladinách (TEMP)

▶ zpráva z pozemní stanice o výškovém větru (PILOT)

▶ zrcadlení

▶ zrcadlení boční

▶ zrcadlení spodní

▶ zrcadlení svrchní

▶ zrcadlení vícenásobné

▶ zrcátko oblačné

▶ zrcátko rosné

▶ zrna sněhová

▶ zrychlení Coriolisovo

▶ zrychlení tíhové

▶ zvláštnost oblaku

▶ zvrat počasí

▶ zvrat teploty

▶ zvrstvení atmosféry teplotní

▶ zvuk v atmosféře

▶ zvýraznění fronty

▶ zvýšení horizontu

▶ zvýšení obzoru

▶ zzz

Výklad hesel

Rejstřík termínů

Sestavila a průběžné aktualizuje terminologická skupina České meteorologické společnosti (ČMeS)

Výklad hesel podle písmene 'z'

Výklad hesel

Rejstřík termínů

Sestavila a průběžné aktualizuje terminologická skupina České meteorologické společnosti (ČMeS)

Výklad hesel podle písmene 'z'

Loading...