Naujas žvilgsnis į meteoritus. žemės atmosfera
Meteoroidiniam kūnui patekus į žemės atmosferą, įvyksta daug įdomių reiškinių, kuriuos tik paminėsime. Bet kurio kosminio kūno greitis visada viršija 11,2 km/s ir gali siekti 40 km/s prie žemės esanti savavališka kryptis. Tiesinis Žemės greitis judant aplink Saulę yra vidutiniškai 30 km/s, todėl maksimalus meteoroidų susidūrimo su Žemės atmosfera greitis gali siekti maždaug 70 km/s (priešingomis trajektorijomis).
Pirma, kūnas sąveikauja su labai reta viršutine atmosfera, kur atstumai tarp dujų molekulių yra didesni nei jo skersmuo. Akivaizdu, kad sąveika su molekulėmis viršutinė atmosfera praktiškai neturi įtakos pakankamai masyvaus kūno greičiui ir būklei. Bet jei kūno masė yra maža (palyginama su molekulės mase arba viršija ją 2-3 dydžiais), ji gali visiškai sulėtėti jau viršutiniuose atmosferos sluoksniuose ir lėtai nusės į žemę. paviršius veikiamas gravitacijos. Pasirodo, tokiu būdu, tai yra, dulkių pavidalu, liūto dalis kietos kosminės medžiagos patenka į Žemę. Jau buvo paskaičiuota, kad kasdien į Žemę patenka nuo 100 iki 1000 tonų nežemiškos medžiagos, tačiau tik 1% šio kiekio sudaro dideli fragmentai, galintys pasiekti jos paviršių.
Judantį pakankamai didelį kūną veikia trys pagrindinės jėgos: lėtėjimas, gravitacija ir išstūmimas (Archimedo jėga), kurios lemia jo trajektoriją. Efektyvus didžiausių objektų lėtėjimas prasideda tik tankiuose atmosferos sluoksniuose, mažesniame nei 100 km aukštyje.
Meteoroido, kaip ir bet kurio kieto kūno judėjimas dujinėje terpėje dideliu greičiu, apibūdinamas Macho skaičiumi – kūno greičio ir garso greičio santykiu. Šis skaičius kinta įvairiuose meteoroidų skrydžio aukščiuose, bet dažnai viršija 50. Prieš meteoroidą susidaro smūginė banga stipriai suspausto ir įkaitinto pavidalo. atmosferos dujos. Pats kūno paviršius dėl sąveikos su jais
Jei kūno masė nėra per maža ir nėra labai didelė, o jo greitis yra nuo 11 km/s iki 22 km/s (tai įmanoma trajektorijomis „vejasi“ Žemę), tada jis turi laikas sulėtėti atmosferoje nesudegus. Po to meteoroidas juda tokiu greičiu, kuriuo abliacija nebėra efektyvi, o žemės paviršių gali pasiekti nepakitęs. Jei kūno masė nėra labai didelė, tada jo greitis toliau mažėja tol, kol oro pasipriešinimo jėga prilygsta gravitacijos jėgai, o jo beveik vertikalus kritimas prasideda 50-150 m/s greičiu. Dauguma meteoritų nukrito į Žemę tokiu greičiu. Turėdamas didelę masę, meteoroidas nespėja nei perdegti, nei stipriai sulėtėti ir kosminiu greičiu susiduria su paviršiumi. Tokiu atveju įvyksta sprogimas, kurį sukelia didelės kūno kinetinės energijos perėjimas į šiluminę, mechaninę ir kitokią energiją, o žemės paviršiuje susidaro sprogstamasis krateris. Dėl to nemaža dalis meteorito ir žemės paviršiaus, paveikiamo smūgio, ištirpsta ir išgaruoja.
Šiame straipsnyje daugiausia dėmesio bus skiriama tiems meteorams ir meteoritams, kurie, skrisdami į žemės atmosferą, dideliame aukštyje arba labai greitai perdega, naktiniame danguje suformuodami trumpalaikį pėdsaką, vadinamą žvaigždžių kritimu, arba, susidūrę su žeme, sprogsta kaip Pavyzdžiui, Tunguska. Tuo pačiu metu nei vienas, nei kitas, kaip žinoma ir įprasta manyti, nepalieka kietų degimo produktų.
Meteorai sudega nuo menkiausio kontakto su atmosfera. Jų degimas jau baigiasi 80 km aukštyje. Deguonies koncentracija šiame aukštyje yra maža ir siekia 0,004 g/m 3 , o išretėjusios atmosferos slėgis P = 0,000012 kg/m 2 ir negali užtikrinti pakankamai trinties, kad akimirksniu įkaitintų visą meteoro kūno tūrį iki pakankamos temperatūros. jo degimui. Juk neįkaitęs kūnas negali užsidegti. Kodėl tada užsiliepsnoja dideliame aukštyje ir taip greitai bei tolygiai užsidega meteorai? Kokios sąlygos tam reikalingos?
Viena iš meteoro užsiliepsnojimo ir greito degimo sąlygų turi būti pakankamai aukšta jo kūno temperatūra prieš patenkant į atmosferą. Norėdami tai padaryti, jis turi būti iš anksto gerai pašildytas saulės. Tada, kad visas meteoro tūris kosminėmis sąlygomis galėtų sušilti dėl šviesos ir šešėlio temperatūrų skirtumo, o susilietus su atmosfera, jis taip pat turėtų laiko greitai paskleisti papildomą šilumos nuo trinties visame kūne, meteoro medžiaga turi turėti didelį šilumos laidumą.
Kita meteoro, paliekančio tolygų ugnies pėdsaką, degimo sąlyga turi būti kūno stiprumo išsaugojimas degimo metu. Kadangi įskridęs į atmosferą, nors ir retai, meteoras vis tiek patiria artėjančio srauto apkrovas, o jei jo kūnas suminkštės nuo temperatūros, jis tiesiog srauto bus susprogdintas į atskiras dalis ir stebėtume skraidantį fejerverkų pluoštą. .
Toliau. Kadangi dega daugelis medžiagų, tiek metalų, tiek nemetalų, diskusiją apie meteorinės medžiagos sudėtį pradėsime nuo pačiu pirmuoju periodinės sistemos elementu – vandeniliu. Tarkime, kad šis kūnas susideda iš kieto vandenilio arba jo kietų junginių, pavyzdžiui, vandens ledo. Įšilęs iki aukštos temperatūros, šis kūnas tiesiog išgaruos prieš užsidegimą net erdvėje. Jei vis dėlto darysime prielaidą, kad kūnas, kuriame yra vandenilio, užsiliepsnojo ir sudegė atmosferoje, jis tikrai paliks baltą vandens garų pėdsaką dėl vandenilio degimo deguonyje. Tada dienos metu, tam tikrame saulės apšvietime, galėjome pamatyti baltą „žvaigždžių kritimo“ pėdsaką. Taigi šiuose meteoruose negali būti arba negali būti vandenilio dideli kiekiai. O ledas kosminėje erdvėje išvis negali egzistuoti, nes pagal vandens termodinamines savybes esant kosminiam slėgiui P = 0,001 m vandens. Art. virimo temperatūra artima absoliučiam nuliui, yra -273 °C, saulės sistemoje tokios temperatūros nėra. Jei ledas Saulės sistemoje pateks į kosmosą, jis iš karto išgaruos nuo galingo fakelo – Saulės – kaitros. Taip pat manome, kad mūsų meteorai yra sudaryti iš metalų arba jų lydinių. Metalai turi gerą šilumos laidumą, kuris atitinka aukščiau nurodytus reikalavimus. Bet kaitinant metalai praranda stiprumą, jie dega susidarant oksidams, oksidams, t.y. kietieji šlakai yra gana sunkūs, kuriuos krisdami tikrai pritvirtintų žmonės ant žemės, pavyzdžiui, kruša. Bet niekur nepastebėtas toks aktyvus reiškinys, kad net ir po galingo „žvaigždžių kritimo“ kažkur iškrito šlako kruša, o juk kasdien į mus atskrenda daugiau nei 3 tūkst. Nors pavienių metalinių ir nemetalinių meteoritų fragmentų vis dar randama, tačiau tai yra retenybė ir dėl kasdieninio „žvaigždžių kritimo“ reiškinio šie radiniai yra nereikšmingi. Taigi mūsų meteoruose metalų taip pat nėra.
Kokia medžiaga gali atitikti visus šiuos reikalavimus? Būtent:
1. Turi aukštą šilumos laidumą;
2. Išlaikykite jėgą ties aukšta temperatūra;
3. Aktyviai reaguoti su išretėjusia atmosfera dideliame aukštyje;
4. Degdami nesudarykite kietų šlakų;
Yra tokia medžiaga – tai anglis. Be to, esantis kiečiausioje kristalinėje fazėje, vadinamoje deimantu. Būtent deimantas atitinka visus šiuos reikalavimus. Jei anglis yra bet kurioje kitoje fazėje, ji neatitiks antrojo mūsų reikalavimo, ty išlaikyti stiprumą aukštoje temperatūroje. Būtent deimantą astronomai, stebėdami „žvaigždžių kritimą“, painioja su ledu.
Be to, norint sudeginti, kai deguonies koncentracija yra mažesnė nei 0,004 g / m3, kūnas, sveriantis 1 g. reikia skristi apie 13 000 km., skrenda apie 40 km. Greičiausiai meteoro šviečiantis pėdsakas yra ne jo degimo atmosferos deguonyje, o anglies redukcijos reakcijos su vandeniliu, kurios metu taip pat susidaro dujos, rezultatas. Šiuose aukščiuose CH 4, C 2 H 2, C 6 H 6 yra nedideli kiekiai, CO, CO 2 taip pat yra šiuose aukščiuose, tai rodo, kad anglis šiuose aukščiuose dega ir redukuojasi, šios dujos pačios kyla iš Žemės paviršiaus iki šių aukštumų negali.
Kalbant apie Tunguskos meteoritą ir 2002 metų rudenį Rusijos Irkutsko srityje Vitimo upės slėnyje nukritusį meteoritą, šie meteoritai taip pat greičiausiai yra tik didžiuliai deimantai. Dėl didelės masės šie meteoritai nespėjo visiškai perdegti atmosferoje. Nuskridęs ant žemės ir nesunaikintas oro srauto, labai didele jėga atsitrenkęs į kietą paviršių, šis deimanto luitas subyrėjo į smulkius gabalėlius. Yra žinoma, kad deimantas yra kieta, bet trapi medžiaga, kuri neveikia gerai. Kadangi deimantas turi didelį šilumos laidumą, visas meteorito kūnas prieš smūgį buvo įkaitintas iki degimo temperatūros. Sutrupėjęs į smulkius gabalėlius ir atšokęs nuo Žemės, kiekvienas fragmentas, kontaktavęs su oro deguonimi, iš karto sudegė, tuo pačiu išleisdamas tam tikrą energijos kiekį. Ir tiesiog nugriaudėjo didžiulis sprogimas. Juk sprogimas yra ne stipraus mechaninio smūgio padarinys, kaip kažkodėl astronomijoje paprastai manoma, o aktyvios cheminės reakcijos rezultatas, ir visai nesvarbu, kur jis įvyko Žemėje, Jupiteryje, kaip kol yra į ką reaguoti. Visa sudegusi anglis sudarė anglies dioksidą, kuris ištirpo atmosferoje. Todėl šiose vietose meteorų likučių jie neranda. Visai gali būti, kad šių meteoritų sprogimo regione galima rasti ne tik nuo smūgio bangos, bet ir uždususių anglies monoksidu mirusių gyvūnų palaikų. Ir žmonėms nesaugu lankytis šiose vietose iškart po sprogimo. anglies monoksido gali likti žemumose. Ši Tunguskos meteorito hipotezė paaiškina beveik visas po sprogimo pastebėtas anomalijas. Jei šis meteoritas nukris į rezervuarą, vanduo visiškai nesudegins visų skeveldrų ir galime turėti dar vieną deimantų telkinį. Visi deimantų telkiniai, beje, yra ploname paviršiniame Žemės sluoksnyje, praktiškai tik jos paviršiuje. Anglies buvimą meteorituose patvirtina ir 1871 metų spalio 8 dieną Čikagoje įvykęs meteorų lietus, kai dėl nežinomos priežasties užsiliepsnojo namai ir net išsilydo metalinis slydimas. Kai tūkstančiai žmonių mirė nuo uždusimo, esančio pakankamai toli nuo gaisrų.
Nukritę ant planetų ar planetų palydovų, kurie neturi atmosferos ir aktyvių dujų, šių meteoritų fragmentai, kurie „neperdegė“, iš dalies padengs šių planetų ar palydovų paviršių. Galbūt todėl mūsų natūralus palydovas Mėnulis taip gerai atspindi saulės šviesą, nes deimantas taip pat turi didelį lūžio rodiklį. O Mėnulio kraterių spindulių sistemos, pavyzdžiui, Tycho, Copernicus, aiškiai susideda iš padėčių skaidri medžiaga ir tikrai ne nuo ledo, nes apšviestame mėnulio paviršiuje temperatūra yra +120 °C.
Deimantai taip pat pasižymi fluorescencijos savybėmis, kai yra veikiami trumpos bangos elektromagnetinės spinduliuotės. Galbūt ši savybė paaiškins kometų uodegų kilmę artėjant prie Saulės – galingo trumpųjų bangų spinduliuotės šaltinio?
Atmosfera pradėjo formuotis kartu su Žemės formavimusi. Planetos evoliucijos metu ir artėjant jos parametrams šiuolaikinės vertybėsįvyko iš esmės kokybiniai jo cheminės sudėties pokyčiai ir fizines savybes. Remiantis evoliuciniu modeliu, ankstyvoje stadijoje Žemė buvo išlydyta ir susiformavo kaip kietas kūnas maždaug prieš 4,5 mlrd. Šis etapas laikomas geologinės chronologijos pradžia. Nuo to laiko prasidėjo lėta atmosferos raida. Kai kuriuos geologinius procesus (pavyzdžiui, lavos išsiliejimą ugnikalnio išsiveržimų metu) lydėjo dujų išsiskyrimas iš Žemės žarnų. Juose buvo azotas, amoniakas, metanas, vandens garai, CO2 oksidas ir CO2 anglies dioksidas. Veikiant saulės ultravioletinei spinduliuotei vandens garai suskyla į vandenilį ir deguonį, tačiau išsiskyręs deguonis sureagavo su anglies monoksidu, sudarydamas anglies dioksidą. Amoniakas suskyla į azotą ir vandenilį. Vandenilis difuzijos procese pakilo ir paliko atmosferą, o sunkesnis azotas negalėjo išeiti ir palaipsniui kaupėsi, tapdamas pagrindiniu komponentu, nors dalis jo cheminių reakcijų metu susijungė į molekules ( cm. ATMOSFEROS CHEMIJA). Veikiant ultravioletiniams spinduliams ir elektros iškrovoms, pradinėje Žemės atmosferoje buvęs dujų mišinys pateko į chemines reakcijas, dėl kurių susidarė organinės medžiagos, ypač aminorūgštys. Atsiradus primityviems augalams, prasidėjo fotosintezės procesas, lydimas deguonies išsiskyrimo. Šios dujos, ypač po difuzijos į viršutinius atmosferos sluoksnius, pradėjo saugoti savo apatinius sluoksnius ir Žemės paviršių nuo gyvybei pavojingos ultravioletinės ir rentgeno spinduliuotės. Teoriniais skaičiavimais, deguonies kiekis, kuris yra 25 000 kartų mažesnis nei dabar, jau gali lemti ozono sluoksnio susidarymą, kurio ozono sluoksnis yra tik perpus mažesnis nei dabar. Tačiau to jau pakanka, kad organizmai būtų labai apsaugoti nuo žalingo ultravioletinių spindulių poveikio.
Tikėtina, kad pirminėje atmosferoje buvo daug anglies dioksido. Jis buvo suvartojamas fotosintezės metu, o jo koncentracija turėjo sumažėti vystantis augalų pasauliui, taip pat dėl absorbcijos per tam tikrą laiką. geologiniai procesai. Tiek, kiek šiltnamio efektas siejamas su anglies dioksido buvimu atmosferoje, jo koncentracijos svyravimai yra viena iš svarbių tokių didelio masto klimato pokyčių priežasčių Žemės istorijoje, pvz. ledynmečiai.
Šiuolaikinėje atmosferoje esantis helis dažniausiai yra radioaktyvaus urano, torio ir radžio skilimo produktas. Šie radioaktyvieji elementai išskiria a-daleles, kurios yra helio atomų branduoliai. Kadangi radioaktyvaus skilimo metu elektros krūvis nesusidaro ir neišnyksta, susidarius kiekvienai a dalelei atsiranda du elektronai, kurie, rekombinuodami su a dalelėmis, sudaro neutralius helio atomus. Radioaktyvių elementų yra uolienų storiuose išsisklaidžiusiuose mineraluose, todėl jose kaupiasi nemaža dalis radioaktyvaus skilimo susidariusio helio, labai lėtai išgaruojančio į atmosferą. Dėl difuzijos į egzosferą pakyla tam tikras helio kiekis, tačiau dėl nuolatinio antplūdžio iš žemės paviršiaus šių dujų tūris atmosferoje išlieka beveik nepakitęs. Remiantis žvaigždžių šviesos spektrine analize ir meteoritų tyrimais, galima įvertinti santykinį įvairių cheminiai elementai Visatoje. Neono koncentracija erdvėje yra apie dešimt milijardų kartų didesnė nei Žemėje, kriptono – dešimt milijonų, ksenono – milijoną kartų. Iš to išplaukia, kad šių inertinių dujų, kurios, matyt, iš pradžių buvo Žemės atmosferoje ir nepasipildė cheminių reakcijų metu, koncentracija labai sumažėjo, tikriausiai net tada, kai Žemė praranda pirminę atmosferą. Išimtis yra inertinės dujos argonas, nes jis vis dar susidaro 40 Ar izotopo pavidalu radioaktyvaus kalio izotopo skilimo procese.
Barometrinio slėgio pasiskirstymas.
Bendras atmosferos dujų svoris yra apytiksliai 4,5 10 15 tonų Taigi atmosferos "svoris" ploto vienetui, arba atmosferos slėgis, yra maždaug 11 t / m 2 = 1,1 kg / cm 2 jūros lygyje. Slėgis lygus P 0 \u003d 1033,23 g / cm 2 \u003d 1013,250 mbar \u003d 760 mm Hg. Art. = 1 atm, laikomas standartiniu vidutiniu atmosferos slėgiu. Hidrostatinės pusiausvyros atmosferai turime: d P= -rgd h, o tai reiškia, kad aukščių intervale nuo h prieš h+d h atsiranda lygybė tarp atmosferos slėgio pokyčio d P ir atitinkamo atmosferos elemento, kurio ploto vienetas, tankis r ir storis d, svoris h. Kaip santykis tarp slėgio R ir temperatūra T naudojama idealių dujų, kurių tankis r, būsenos lygtis, kuri yra gana tinkama žemės atmosferai: P= r R T/m, kur m yra molekulinė masė, o R = 8,3 J/(K mol) yra universali dujų konstanta. Tada dlog P= – (m g/RT)d h= -bd h= – d h/H, kur slėgio gradientas yra logaritminėje skalėje. H grįžtamoji reikšmė turi būti vadinama atmosferos aukščio skale.
Integruojant šią izoterminės atmosferos lygtį ( T= const) arba, jei toks aproksimavimas yra priimtinas, gaunamas barometrinis slėgio pasiskirstymo su aukščiu dėsnis: P = P 0 exp (- h/H 0), kur aukščio rodmuo h pagamintas iš vandenyno lygio, kur yra standartinis vidutinis slėgis P 0 . Išraiška H 0 = R T/ mg, vadinama aukščio skale, kuri apibūdina atmosferos mastą, su sąlyga, kad temperatūra joje visur vienoda (izoterminė atmosfera). Jei atmosfera nėra izoterminė, reikia integruoti atsižvelgiant į temperatūros pokytį su aukščiu ir parametrą H- kai kurios vietinės atmosferos sluoksnių charakteristikos, priklausomai nuo jų temperatūros ir terpės savybių.
Standartinė atmosfera.
Modelis (pagrindinių parametrų verčių lentelė), atitinkantis standartinį slėgį atmosferos pagrinde R 0, o cheminė sudėtis vadinama standartine atmosfera. Tiksliau, tai yra sąlyginis atmosferos modelis, kuriam 45° 32° 33° platumos vidutinės temperatūros, slėgio, tankio, klampumo ir kitų oro charakteristikų reikšmės nustatomos aukštyje nuo 2 km žemiau jūros. lygiu iki išorinės žemės atmosferos ribos. Vidurinės atmosferos parametrai visuose aukščiuose buvo apskaičiuoti naudojant idealiųjų dujų būsenos lygtį ir barometrinį dėsnį darant prielaidą, kad jūros lygyje slėgis yra 1013,25 hPa (760 mmHg), o temperatūra 288,15 K (15,0 °C). Pagal vertikalaus temperatūros pasiskirstymo pobūdį vidutinė atmosfera susideda iš kelių sluoksnių, kurių kiekviename temperatūra yra apytikslė tiesine aukščio funkcija. Žemiausiame iš sluoksnių - troposferoje (h Ј 11 km), temperatūra nukrenta 6,5 ° C su kiekvienu kilimo kilometru. Dideliame aukštyje vertikalaus temperatūros gradiento reikšmė ir ženklas kinta nuo sluoksnio iki sluoksnio. Virš 790 km temperatūra yra apie 1000 K ir praktiškai nesikeičia su aukščiu.
Standartinė atmosfera yra periodiškai atnaujinamas, legalizuotas standartas, išleidžiamas lentelių pavidalu.
| 1 lentelė. STANDARTINIS ŽEMĖS ATMOSFEROS MODELIS. Lentelėje parodyta: h- aukštis nuo jūros lygio, R- spaudimas, T– temperatūra, r – tankis, N yra molekulių arba atomų skaičius tūrio vienete, H- aukščio skalė, l yra laisvo kelio ilgis. Slėgis ir temperatūra 80–250 km aukštyje, gauti iš raketų duomenų, turi mažesnes vertes. Ekstrapoliuotos vertės aukštesniems nei 250 km nėra labai tikslios. | ||||||
| h(km) | P(mbar) | T(°C) | r (g / cm3) | N(cm -3) | H(km) | l(cm) |
| 0 | 1013 | 288 | 1,22 10 -3 | 2,55 10 19 | 8,4 | 7,4 10 -6 |
| 1 | 899 | 281 | 1.11 10 -3 | 2,31 10 19 | 8,1 10 -6 | |
| 2 | 795 | 275 | 1.01 10 -3 | 2.10 10 19 | 8,9 10 -6 | |
| 3 | 701 | 268 | 9,1 10 -4 | 1,89 10 19 | 9,9 10 -6 | |
| 4 | 616 | 262 | 8,2 10 -4 | 1,70 10 19 | 1,1 10 -5 | |
| 5 | 540 | 255 | 7,4 10 -4 | 1,53 10 19 | 7,7 | 1,2 10 -5 |
| 6 | 472 | 249 | 6,6 10 -4 | 1,37 10 19 | 1,4 10 -5 | |
| 8 | 356 | 236 | 5,2 10 -4 | 1.09 10 19 | 1,7 10 -5 | |
| 10 | 264 | 223 | 4,1 10 -4 | 8,6 10 18 | 6,6 | 2,2 10 -5 |
| 15 | 121 | 214 | 1,93 10 -4 | 4,0 10 18 | 4,6 10 -5 | |
| 20 | 56 | 214 | 8,9 10 -5 | 1,85 10 18 | 6,3 | 1,0 10 -4 |
| 30 | 12 | 225 | 1,9 10 -5 | 3,9 10 17 | 6,7 | 4,8 10 -4 |
| 40 | 2,9 | 268 | 3,9 10 -6 | 7,6 10 16 | 7,9 | 2,4 10 -3 |
| 50 | 0,97 | 276 | 1.15 10 -6 | 2,4 10 16 | 8,1 | 8,5 10 -3 |
| 60 | 0,28 | 260 | 3,9 10 -7 | 7,7 10 15 | 7,6 | 0,025 |
| 70 | 0,08 | 219 | 1,1 10 -7 | 2,5 10 15 | 6,5 | 0,09 |
| 80 | 0,014 | 205 | 2,7 10 -8 | 5,0 10 14 | 6,1 | 0,41 |
| 90 | 2,8 10 -3 | 210 | 5,0 10 -9 | 9 10 13 | 6,5 | 2,1 |
| 100 | 5,8 10 -4 | 230 | 8,8 10 -10 | 1,8 10 13 | 7,4 | 9 |
| 110 | 1,7 10 -4 | 260 | 2,1 10 –10 | 5,4 10 12 | 8,5 | 40 |
| 120 | 6 10 -5 | 300 | 5,6 10 -11 | 1,8 10 12 | 10,0 | 130 |
| 150 | 5 10 -6 | 450 | 3,2 10 -12 | 9 10 10 | 15 | 1,8 10 3 |
| 200 | 5 10 -7 | 700 | 1,6 10 -13 | 5 10 9 | 25 | 3 10 4 |
| 250 | 9 10 -8 | 800 | 3 10 -14 | 8 10 8 | 40 | 3 10 5 |
| 300 | 4 10 -8 | 900 | 8 10 -15 | 3 10 8 | 50 | |
| 400 | 8 10 -9 | 1000 | 1 10–15 | 5 10 7 | 60 | |
| 500 | 2 10 -9 | 1000 | 2 10 -16 | 1 10 7 | 70 | |
| 700 | 2 10 –10 | 1000 | 2 10 -17 | 1 10 6 | 80 | |
| 1000 | 1 10–11 | 1000 | 1 10 -18 | 1 10 5 | 80 | |
Troposfera.
Žemiausias ir tankiausias atmosferos sluoksnis, kuriame temperatūra greitai mažėja didėjant aukščiui, vadinamas troposfera. Jame yra iki 80% visos atmosferos masės ir tęsiasi poliarinėse ir vidutinėse platumose iki 8–10 km aukščio, tropikuose – iki 16–18 km aukščio. Čia vystosi beveik visi orą formuojantys procesai, tarp Žemės ir jos atmosferos vyksta šilumos ir drėgmės mainai, susidaro debesys, įvairūs meteorologiniai reiškiniai, rūkai, krituliai. Šie žemės atmosferos sluoksniai yra konvekcinėje pusiausvyroje ir dėl aktyvaus maišymosi turi homogeninę cheminę sudėtį, daugiausia iš molekulinio azoto (78%) ir deguonies (21%). Didžioji dauguma natūralių ir žmogaus sukurtų aerozolių ir dujų oro teršalų yra susitelkę troposferoje. Iki 2 km storio troposferos apatinės dalies dinamika labai priklauso nuo požeminio Žemės paviršiaus savybių, kurios lemia horizontalius ir vertikalius oro (vėjo) judėjimus dėl šilumos perdavimo iš šiltesnės žemės per Žemės paviršiaus IR spinduliuotė, kurią troposferoje sugeria daugiausia vandens garai ir anglies dioksidas (šiltnamio efektas). Temperatūros pasiskirstymas su aukščiu nustatomas dėl turbulentinio ir konvekcinio maišymosi. Vidutiniškai tai atitinka temperatūros kritimą, kai aukštis yra apie 6,5 K/km.
vėjo greitis žemės lygyje Paribio sluoksnio iš pradžių sparčiai auga didėjant aukščiui, o aukščiau toliau didėja 2–3 km/s per kilometrą. Kartais troposferoje yra siauri planetiniai srautai (kurių greitis didesnis nei 30 km / s), vakariniai - vidutinėse platumose, o rytiniai - prie pusiaujo. Jie vadinami reaktyviniais srautais.
tropopauzė.
Viršutinėje troposferos riboje (tropopauzėje) temperatūra pasiekia minimali vertėžemesnei atmosferai. Tai pereinamasis sluoksnis tarp troposferos ir virš jos esančios stratosferos. Tropopauzės storis svyruoja nuo šimtų metrų iki 1,5–2 km, o temperatūra ir aukštis virš jūros lygio svyruoja atitinkamai nuo 190 iki 220 K ir nuo 8 iki 18 km, priklausomai nuo geografinė platuma ir sezonas. Vidutinėse ir didelėse platumose žiemą 1–2 km žemesnė nei vasarą ir 8–15 K šiltesnė. Tropikuose sezoniniai pokyčiai daug mažesni (aukštis 16–18 km, temperatūra 180–200 K). Aukščiau reaktyviniai srautai galimas tropopauzės plyšimas.
Vanduo Žemės atmosferoje.
Svarbiausias Žemės atmosferos bruožas yra didelis vandens garų ir vandens kiekis lašelių pavidalu, o tai lengviausiai pastebima debesų ir debesų struktūrų pavidalu. Dangaus debesuotumo laipsnis (tam tikru momentu arba vidutiniškai per tam tikrą laikotarpį), išreikštas 10 balų skalėje arba procentais, vadinamas debesuotumu. Debesų forma nustatoma pagal tarptautinę klasifikaciją. Vidutiniškai debesys dengia apie pusę Žemės rutulio. Debesuotumas yra svarbus veiksnys, apibūdinantis orą ir klimatą. Žiemą ir naktį debesuotumas neleidžia sumažėti žemės paviršiaus ir paviršinio oro sluoksnio temperatūrai, vasarą ir dieną silpnina žemės paviršiaus įkaitimą saulės spinduliais, sušvelnindamas klimatą žemynų viduje.
Debesys.
Debesys – tai atmosferoje pakibusių vandens lašelių (vandens debesys), ledo kristalų (ledo debesys) arba abiejų (mišrių debesų) sankaupos. Didėjant lašams ir kristalams, jie iškrenta iš debesų kritulių pavidalu. Debesys daugiausia susidaro troposferoje. Jie susidaro dėl ore esančių vandens garų kondensacijos. Debesų lašų skersmuo yra keli mikronai. Skysto vandens kiekis debesyse yra nuo frakcijų iki kelių gramų viename m3. Debesys išskiriami pagal aukštį: Pagal tarptautinę klasifikaciją išskiriama 10 debesų genčių: cirrus, cirrocumulus, cirrostratus, altocumulus, altostratus, stratonimbus, stratus, stratocumulus, cumulonimbus, cumulus.
Perlamutriniai debesys taip pat stebimi stratosferoje, o neryškūs debesys – mezosferoje.
Plunksniniai debesys - skaidrūs debesys plonų baltų siūlų arba šilko blizgesio pavidalo, nesuteikiantys šešėlio. Cirrus debesys yra sudaryti iš ledo kristalų ir susidaro viršutinėje troposferos dalyje esant labai žemai temperatūrai. Kai kurie plunksninių debesų tipai yra oro pokyčių pranašai.
Cirrocumulus debesys yra plonų baltų debesų gūbriai arba sluoksniai viršutinėje troposferos dalyje. Cirrocumulus debesys yra sudaryti iš mažų elementų, kurie atrodo kaip dribsniai, raibuliukai, maži kamuoliukai be šešėlių ir daugiausia susideda iš ledo kristalų.
Cirrostratus debesys – balkšvas permatomas šydas viršutinėje troposferos dalyje, dažniausiai pluoštinis, kartais neryškus, susidedantis iš smulkių spygliuotų arba stulpinių ledo kristalų.
Altocumulus debesys yra balti, pilki arba baltai pilki apatinio ir vidurinio troposferos sluoksnių debesys. Altocumulus debesys atrodo kaip sluoksniai ir gūbriai, tarsi sumūryti iš viena virš kitos gulinčių plokščių, apvalių masių, šachtų, dribsnių. Altocumulus debesys susidaro intensyvios konvekcinės veiklos metu ir dažniausiai susideda iš peršalusio vandens lašelių.
Altostratus debesys – tai pilkšvi arba melsvi pluoštinės arba vienodos struktūros debesys. Vidurinėje troposferoje stebimi Altostratus debesys, besitęsiantys kelių kilometrų aukštyje, o kartais ir tūkstančius kilometrų horizontalia kryptimi. Paprastai altostratus debesys yra priekinių debesų sistemų, susijusių su kylančiais oro masių judėjimais, dalis.
Nimbostratų debesys – žemas (nuo 2 km ir aukščiau) amorfinis vienodos pilkos spalvos debesų sluoksnis, sukeliantis apsiniaukusį lietų ar sniegą. Nimbostratus debesys – labai išvystyti vertikaliai (iki kelių km) ir horizontaliai (keli tūkstančiai km), susideda iš peršalusių vandens lašų, susimaišiusių su snaigėmis, dažniausiai siejamų su atmosferos frontais.
Sluoksniniai debesys - žemesnės pakopos debesys, turintys vienalytį sluoksnį be aiškių kontūrų, pilkos spalvos. Sluoksninių debesų aukštis virš žemės paviršiaus 0,5–2 km. Iš sluoksninių debesų retkarčiais palyja šlapdriba.
Cumulusiniai debesys yra tankūs, ryškiai balti debesys dieną su ryškiu vertikaliu vystymusi (iki 5 km ir daugiau). Viršutinės kamuolinių debesų dalys atrodo kaip kupolai ar bokštai suapvalintais kontūrais. Gumbiniai debesys dažniausiai susidaro kaip konvekciniai debesys šaltose oro masėse.
Stratocumulus debesys – žemi (žemiau 2 km) debesys pilkų arba baltų nepluoštinių sluoksnių arba apvalių didelių blokų keterų pavidalo. Vertikalus sluoksninių debesų storis nedidelis. Retkarčiais iš stratokumulinių debesų iškrenta nedideli krituliai.
Cumulonimbus debesys yra galingi ir tankūs, stipriai vertikaliai besivystantys debesys (iki 14 km aukščio), duodami gausūs krituliai su perkūnija, kruša, škvalais. Cumulonimbus debesys išsivysto iš galingų kamuolinių debesų, besiskiriančių nuo jų viršutine dalimi, susidedančia iš ledo kristalų.
Stratosfera.
Per tropopauzę vidutiniškai 12–50 km aukštyje troposfera pereina į stratosferą. Žemutinėje dalyje apie 10 km, t.y. iki apie 20 km aukščio jis yra izoterminis (temperatūra apie 220 K). Tada jis didėja didėjant aukščiui ir 50–55 km aukštyje pasiekia daugiausia apie 270 K. Čia yra riba tarp stratosferos ir viršutinės mezosferos, vadinama stratopauze. .
Stratosferoje daug mažiau vandens garų. Nepaisant to, retkarčiais stebimi ploni permatomi perlamutriniai debesys, retkarčiais pasirodantys stratosferoje 20–30 km aukštyje. Perlamutriniai debesys matomi tamsiame danguje po saulėlydžio ir prieš saulėtekį. Savo forma perlamutriniai debesys primena plunksninius ir plunksninius debesis.
Vidurinė atmosfera (mezosfera).
Maždaug 50 km aukštyje mezosfera prasideda plačios temperatūros maksimumo piko metu. . Priežastis, kodėl temperatūra pakyla šio maksimumo srityje yra egzoterminė (t.y. kartu su šilumos išsiskyrimu) fotocheminė ozono skilimo reakcija: O 3 + hv® O 2 + O. Ozonas susidaro fotochemiškai skaidant molekulinį deguonį O 2
Apie 2+ hv® O + O ir vėlesnė atomo ir deguonies molekulės trigubo susidūrimo reakcija su trečiąja molekule M.
O + O 2 + M ® O 3 + M
Ozonas godžiai sugeria ultravioletinę spinduliuotę regione nuo 2000 iki 3000 A, ir ši spinduliuotė kaitina atmosferą. Ozonas, esantis viršutiniuose atmosferos sluoksniuose, tarnauja kaip tam tikras skydas, saugantis mus nuo saulės ultravioletinės spinduliuotės poveikio. Be šio skydo gyvybės vystymasis Žemėje jame šiuolaikinės formos vargu ar būtų įmanoma.
Apskritai visoje mezosferoje atmosferos temperatūra nukrenta iki minimalios vertės, maždaug 180 K, ties viršutine mezosferos riba (vadinama mezopauze, aukštis apie 80 km). Netoli mezopauzės, 70–90 km aukštyje, gali atsirasti labai plonas ledo kristalų sluoksnis ir vulkaninių bei meteoritinių dulkių dalelės, stebimos kaip gražus niūrių debesų reginys. netrukus po saulėlydžio.
Mezosferoje didžioji dalis mažų kietų meteorito dalelių, nukritusių ant Žemės, sudeginamos ir sukelia meteorų reiškinį.
Meteorai, meteoritai ir ugnies kamuoliai.
Žybsniai ir kiti reiškiniai viršutinėje Žemės atmosferoje, atsirandantys dėl įsiskverbimo į ją 11 km/s greičiu ir aukščiau kietųjų kosminių dalelių ar kūnų, vadinami meteoroidais. Yra pastebėtas ryškus meteorų pėdsakas; vadinami galingiausi reiškiniai, dažnai lydimi meteoritų kritimo ugnies kamuoliai; meteorai siejami su meteorų lietumi.
meteorų lietus:
1) kelių meteorų reiškinys nukrenta per kelias valandas ar dienas iš vieno spindulio.
2) meteoroidų spiečius, judantis viena orbita aplink Saulę.
Sistemingas meteorų atsiradimas tam tikrame dangaus regione ir tam tikromis metų dienomis, atsirandantis dėl Žemės orbitos susikirtimo su bendra daugelio meteoritų kūnų, judančių maždaug vienodais ir vienodais greičiais, orbita, dėl kurios jų takai danguje tarsi išnyra iš vieno bendras taškas(spindintis). Jie pavadinti pagal žvaigždyną, kuriame yra spinduliuotė.
Meteorų lietus daro gilų įspūdį savo apšvietimo efektais, tačiau pavieniai meteorai matomi retai. Daug daugiau yra nematomų meteorų, per mažų, kad juos būtų galima pamatyti tuo metu, kai juos praryja atmosfera. Kai kurie iš mažiausių meteorų tikriausiai visai neįkaista, o tik pagauna atmosferos. Šios mažos dalelės, kurių dydis svyruoja nuo kelių milimetrų iki dešimties tūkstantųjų milimetro dalių, vadinamos mikrometeoritais. Kasdien į atmosferą patenka nuo 100 iki 10 000 tonų meteorinės medžiagos, o daugumašios medžiagos patenka ant mikrometeoritų.
Kadangi meteorinė medžiaga iš dalies sudega atmosferoje, jos dujų sudėtis papildytas įvairių cheminių elementų pėdsakais. Pavyzdžiui, akmeniniai meteorai į atmosferą atneša ličio. Dėl metalinių meteorų degimo susidaro maži sferiniai geležies, geležies-nikelio ir kiti lašeliai, kurie praeina per atmosferą ir nusėda ant žemės paviršiaus. Jų galima rasti Grenlandijoje ir Antarktidoje, kur ledo sluoksniai beveik nepakitę metų metus. Okeanologai jų randa dugno vandenyno nuosėdose.
Dauguma į atmosferą patenkančių meteorų dalelių nusėda maždaug per 30 dienų. Kai kurie mokslininkai mano, kad šios kosminės dulkės vaidina svarbų vaidmenį formuojant atmosferos reiškinius, tokius kaip lietus, nes jos tarnauja kaip vandens garų kondensacijos branduoliai. Todėl daroma prielaida, kad krituliai statistiškai susiję su dideliu meteorų lietumi. Tačiau kai kurie ekspertai mano, kad kadangi bendras meteorinės medžiagos patekimas yra daug dešimčių kartų didesnis nei net esant didžiausiam meteorų lietui, galima nepaisyti bendro šios medžiagos kiekio pokyčio, atsirandančio dėl vieno tokio lietaus.
Tačiau neabejotina, kad didžiausi mikrometeoritai ir matomi meteoritai palieka ilgus jonizacijos pėdsakus aukštuose atmosferos sluoksniuose, daugiausia jonosferoje. Tokie pėdsakai gali būti naudojami tolimiesiems radijo ryšiams, nes jie atspindi aukšto dažnio radijo bangas.
Meteorų, patenkančių į atmosferą, energija daugiausia, o gal ir visiškai, sunaudojama jos šildymui. Tai vienas iš nedidelių atmosferos šilumos balanso komponentų.
Meteoritas yra kietas natūralios kilmės kūnas, nukritęs į Žemės paviršių iš kosmoso. Paprastai išskiriami akmens, geležies-akmens ir geležies meteoritai. Pastarieji daugiausia sudaryti iš geležies ir nikelio. Tarp rastų meteoritų dauguma jų sveria nuo kelių gramų iki kelių kilogramų. Didžiausias iš rastų Gobos geležies meteoritas sveria apie 60 tonų ir vis dar yra toje pačioje vietoje, kur buvo rastas, Pietų Afrikoje. Dauguma meteoritų yra asteroidų fragmentai, tačiau kai kurie meteoritai galėjo atkeliauti į Žemę iš Mėnulio ir net iš Marso.
Ugnies kamuolys – labai ryškus meteoras, kartais stebimas net dieną, dažnai paliekantis dūminį pėdsaką ir lydimas garso reiškinių; dažnai baigiasi meteoritų kritimu.
Termosfera.
Virš mezopauzės temperatūros minimumo prasideda termosfera, kurioje temperatūra iš pradžių lėtai, o paskui greitai vėl pradeda kilti. Priežastis yra ultravioletinės, saulės spinduliuotės sugertis 150–300 km aukštyje dėl atominio deguonies jonizacijos: O + hv® O + + e.
Termosferoje temperatūra nuolat kyla iki maždaug 400 km aukščio, kur didžiausio saulės aktyvumo epochoje dienos metu pasiekia 1800 K. Minimalioje epochoje ši ribinė temperatūra gali būti mažesnė nei 1000 K. Virš 400 km, atmosfera pereina į izoterminę egzosferą. Kritinis lygis (egzosferos bazė) yra maždaug 500 km aukštyje.
Auroros ir daugybė dirbtinių palydovų orbitų, taip pat naktiniai debesys – visi šie reiškiniai vyksta mezosferoje ir termosferoje.
Poliarinės šviesos.
Didelėse platumose auroros stebimos magnetinio lauko trikdžių metu. Jie gali trukti keletą minučių, bet dažnai matomi kelias valandas. Auroros labai skiriasi forma, spalva ir intensyvumu, o visa tai kartais labai greitai keičiasi laikui bėgant. Auroros spektrą sudaro emisijos linijos ir juostos. Kai kurie iš naktinio dangaus išmetami teršalai yra sustiprinti auroros spektre, visų pirma žalios ir raudonos l 5577 Å ir l 6300 Å deguonies linijos. Pasitaiko, kad viena iš šių linijų yra daug kartų intensyvesnė už kitą, ir tai lemia matomą spindesio spalvą: žalią ar raudoną. Magnetinio lauko trikdžius taip pat lydi radijo ryšio sutrikimai poliariniuose regionuose. Sutrikimą sukelia jonosferos pokyčiai, o tai reiškia, kad magnetinių audrų metu veikia galingas jonizacijos šaltinis. Nustatyta, kad stiprios magnetinės audros kyla tada, kai šalia Saulės disko centro yra didelės dėmių grupės. Stebėjimai parodė, kad audros siejamos ne su pačiomis dėmėmis, o su saulės blyksniais, atsirandančiais vystantis dėmių grupei.
Auroros yra įvairaus intensyvumo šviesos diapazonas, kurio greiti judėjimai stebimi aukštų platumų Žemės regionuose. Vizualinėje auroroje yra žalios (5577Å) ir raudonos (6300/6364Å) atominio deguonies emisijos linijos ir N 2 molekulinės juostos, kurias sužadina energetinės saulės ir magnetosferos kilmės dalelės. Šie išmetamieji teršalai paprastai rodomi maždaug 100 km ir daugiau aukštyje. Terminas „optinė aurora“ reiškia regos pašvaistę ir jų infraraudonųjų spindulių bei ultravioletinių spindulių spektrą. Spinduliuotės energija infraraudonojoje spektro dalyje žymiai viršija matomos srities energiją. Pasirodžius pašvaistėms, emisijos buvo stebimos ULF diapazone (
Sunku klasifikuoti tikrąsias pašvaistės formas; Dažniausiai vartojami šie terminai:
1. Ramūs vienodi lankai ar dryžiai. Lankas paprastai tęsiasi ~1000 km geomagnetinės lygiagretės kryptimi (poliariniuose regionuose link Saulės), o plotis nuo vieno iki kelių dešimčių kilometrų. Juosta yra lanko sąvokos apibendrinimas, dažniausiai ji neturi taisyklingos lanko formos, o lenkiasi S raidės arba spiralių pavidalu. Lankai ir juostos yra 100–150 km aukštyje.
2. Auroros spinduliai . Šis terminas reiškia auroralinę struktūrą, ištemptą išilgai magnetinio lauko linijų, kurios vertikaliai tęsiasi nuo kelių dešimčių iki kelių šimtų kilometrų. Spindulių ilgis išilgai horizontalės yra mažas, nuo kelių dešimčių metrų iki kelių kilometrų. Spinduliai dažniausiai stebimi lankuose arba kaip atskiros struktūros.
3. Dėmės ar paviršiai . Tai izoliuotos švytėjimo sritys, kurios neturi konkrečios formos. Atskiros dėmės gali būti susijusios.
4. Šydas. Neįprasta auroros forma, kuri yra vienodas švytėjimas, apimantis didelius dangaus plotus.
Pagal struktūrą auroros skirstomos į vienalytes, blizgias ir švytinčias. Vartojami įvairūs terminai; pulsuojantis lankas, pulsuojantis paviršius, difuzinis paviršius, švytinti juostelė, draperija ir kt. Yra aurorų klasifikacija pagal jų spalvą. Pagal šią klasifikaciją, auroros tipo BET. Viršutinė dalis arba visa yra raudonos (6300–6364 Å). Paprastai jie atsiranda 300–400 km aukštyje esant dideliam geomagnetiniam aktyvumui.
Auroros tipas IN apatinėje dalyje yra raudonos spalvos ir yra susijusios su pirmosios teigiamos N 2 sistemos ir pirmosios neigiamos O 2 sistemos juostų liuminescencija. Tokios auroros formos atsiranda aktyviausiose pašvaistės fazėse.
Zonos pašvaistės – Pasak stebėtojų, esančių fiksuotame Žemės paviršiaus taške, tai yra zonos, kuriose nakties metu auroros atsiranda daugiausiai. Zonos yra 67° šiaurės ir pietų platumos, o jų plotis yra apie 6°. Didžiausias pašvaistės atsiradimas, atitinkantis tam tikrą vietinio geomagnetinio laiko momentą, vyksta į ovalą panašiose juostose (aurora oval), kurios išsidėsčiusios asimetriškai aplink šiaurinį ir pietinį geomagnetinį polius. Auroros ovalas yra fiksuotas platumos ir laiko koordinatėmis, o auroros zona yra taškų lokusas ovalo vidurnakčio srityje platumos ir ilgumos koordinatėmis. Ovali juosta yra maždaug 23° nuo geomagnetinio poliaus naktiniame sektoriuje ir 15° dieniniame sektoriuje.
Auroros ovalios ir auroros zonos. Auroros ovalo vieta priklauso nuo geomagnetinio aktyvumo. Esant dideliam geomagnetiniam aktyvumui, ovalas tampa platesnis. Auroros zonas arba auroros ovalias ribas geriau atvaizduoja L 6.4 nei dipolio koordinates. Geomagnetinio lauko linijos ties auroros ovalo dienos sektoriaus riba sutampa su magnetopauzė. Auroros ovalo padėtis keičiasi priklausomai nuo kampo tarp geomagnetinės ašies ir Žemės-Saulės krypties. Auroralinis ovalas taip pat nustatomas pagal duomenis apie tam tikros energijos dalelių (elektronų ir protonų) nusodinimą. Jo padėtis gali būti nustatyta nepriklausomai pagal duomenis kaspakh dienos pusėje ir magnetinėje uodegoje.
Kasdienis pašvaistės dažnio svyravimai auroros zonoje yra didžiausi geomagnetinį vidurnaktį, o minimalūs – geomagnetinį vidurdienį. Beveik pusiaujo ovalo pusėje pašvaistės atsiradimo dažnis smarkiai sumažėja, tačiau išlaikoma paros svyravimų forma. Poliarinėje ovalo pusėje pašvaistės dažnis mažėja palaipsniui ir jam būdingi sudėtingi paros pokyčiai.
Auroros intensyvumas.
Auroros intensyvumas nustatomas matuojant tariamąjį skaisčio paviršių. Šviesumo paviršius aš auroras tam tikra kryptimi lemia bendra emisija 4p aš fotonas/(cm 2 s). Kadangi ši reikšmė nėra tikrasis paviršiaus ryškumas, o atspindi stulpelio emisiją, tiriant pašvaistę dažniausiai naudojamas vienetas fotonas/(cm 2 stulpelis s). Įprastas bendros emisijos matavimo vienetas yra Rayleigh (Rl), lygus 10 6 fotonų / (cm 2 stulpelio s). Praktiškesnis auroros intensyvumo vienetas nustatomas pagal vienos linijos ar juostos emisijas. Pavyzdžiui, pašvaistės intensyvumą lemia tarptautiniai šviesumo koeficientai (ICF). pagal žaliosios linijos intensyvumo duomenis (5577 Å); 1 kRl = I MKH, 10 kRl = II MKH, 100 kRl = III MKH, 1000 kRl = IV MKH (maksimalus auroros intensyvumas). Ši klasifikacija negali būti naudojama raudonoms aurorai. Vienas iš epochos (1957–1958 m.) atradimų buvo aurorų erdvinio ir laiko pasiskirstymo nustatymas ovalo formos, pasislinkusio magnetinio poliaus atžvilgiu. Iš paprastų idėjų apie žiedinę auroros pasiskirstymo formą magnetinio poliaus atžvilgiu, buvo baigtas perėjimas prie šiuolaikinės magnetosferos fizikos. Atradimo garbė priklauso O. Choroševai, o G. Starkovui, J. Feldšteinui, S-I. Auroros ovalas yra intensyviausio saulės vėjo poveikio viršutinei Žemės atmosferai sritis. Auroros intensyvumas didžiausias ovale, o jos dinamiką nuolat stebi palydovai.
Stabilūs auroraliniai raudoni lankai.
Pastovus auroralinis raudonas lankas, kitaip vadinamas vidutinės platumos raudonuoju lanku arba M lankas, yra subvizinis (žemiau akies jautrumo ribos) platus lankas, nusidriekęs iš rytų į vakarus tūkstančius kilometrų ir apgaubiantis, galbūt, visą Žemę. Lanko platumos plotis yra 600 km. Stabilaus auroralinio raudonojo lanko spinduliavimas yra beveik vienspalvis raudonose linijose l 6300 Å ir l 6364 Å. Neseniai taip pat buvo pranešta apie silpnas emisijos linijas l 5577 Å (OI) ir l 4278 Å (N + 2). Nuolatiniai raudoni lankai priskiriami prie aurorų, tačiau jie atsiranda daug didesniame aukštyje. Apatinė riba yra 300 km aukštyje, viršutinė - apie 700 km. Ramaus auroralinio raudonojo lanko intensyvumas l 6300 Å emisijoje svyruoja nuo 1 iki 10 kRl (tipinė vertė yra 6 kRl). Akies jautrumo slenkstis prie šio bangos ilgio yra apie 10 kR, todėl lankai vizualiai stebimi retai. Tačiau stebėjimai parodė, kad 10% naktų jų šviesumas yra >50 kR. Įprasta lankų gyvavimo trukmė yra apie vieną dieną, o vėlesnėmis dienomis jie pasirodo retai. Radijo bangos iš palydovų arba radijo šaltinių, kertančių stabilius auroralinius raudonuosius lankus, yra veikiamos scintiliacijos, rodančios elektronų tankio nehomogeniškumą. Teorinis raudonųjų lankų paaiškinimas yra tas, kad šildomi regiono elektronai F jonosferos sukelia deguonies atomų padidėjimą. Palydoviniai stebėjimai rodo elektronų temperatūros padidėjimą išilgai geomagnetinio lauko linijų, kertančių stabilius auroralinius raudonus lankus. Šių lankų intensyvumas teigiamai koreliuoja su geomagnetiniu aktyvumu (audrų), o lankų atsiradimo dažnis teigiamai koreliuoja su saulės saulės dėmių aktyvumu.
Keičiasi aurora.
Kai kurios auroros formos patiria beveik periodinius ir nuoseklius laiko intensyvumo pokyčius. Šios auroros, kurių geometrija yra maždaug stacionari ir sparčiai periodiškai keičiasi fazėje, vadinamos besikeičiančiomis auroromis. Jie priskiriami prie auroros formų R pagal Tarptautinį pašvaistės atlasą Išsamesnis besikeičiančių pašvaistės poskyris:
R 1 (pulsuojanti pašvaistė) yra švytėjimas, kurio ryškumas tolygiai kinta visoje auroros formoje. Pagal apibrėžimą idealioje pulsuojančioje auroroje galima atskirti erdvinę ir laikinąją pulsacijos dalis, t.y. ryškumą aš(r,t)= aš s(r)· aš T(t). Tipiškoje aurora R 1, pulsacijos atsiranda nuo 0,01 iki 10 Hz mažo intensyvumo (1-2 kR). Dauguma aurorų R 1 yra dėmės arba lankai, kurie pulsuoja keletą sekundžių.
R 2 (ugninė aurora). Šis terminas paprastai vartojamas kalbant apie judesius, tokius kaip liepsnos, užpildančios dangų, o ne apibūdinant vieną formą. Auroros yra lanko formos ir dažniausiai juda aukštyn iš 100 km aukščio. Šios pašvaistės yra gana retos ir dažniau pasitaiko už auroros ribų.
R 3 (mirganti aurora). Tai auroros, kurių ryškumas greitai, nereguliariai arba reguliariai kinta, todėl susidaro įspūdis, kad danguje mirga liepsna. Jie pasirodo prieš pat auroros žlugimą. Dažniausiai stebimas variacijos dažnis R 3 yra lygus 10 ± 3 Hz.
Srautinės pašvaistės terminas, vartojamas kitai pulsuojančių aurorų klasei, reiškia netaisyklingus ryškumo svyravimus, greitai judančius horizontaliai auroros lankais ir juostomis.
Kintanti aurora yra vienas iš saulės ir žemės reiškinių, lydinčių geomagnetinio lauko pulsacijas ir auroralinę rentgeno spinduliuotę, kurią sukelia saulės ir magnetosferinės kilmės dalelių krituliai.
Poliarinio gaubtelio švytėjimas pasižymi dideliu pirmosios neigiamos N + 2 sistemos juostos intensyvumu (λ 3914 Å). Paprastai šios N + 2 juostos yra penkis kartus intensyvesnės už žalią liniją OI l 5577 Å; absoliutus poliarinio gaubtelio švytėjimo intensyvumas yra nuo 0,1 iki 10 kRl (paprastai 1-3 kRl). Naudojant šias auroras, atsirandančias PCA laikotarpiais, vienodas švytėjimas dengia visą poliarinį dangtelį iki 60° geomagnetinės platumos 30–80 km aukštyje. Jį daugiausia generuoja saulės protonai ir d-dalelės, kurių energija yra 10–100 MeV, kurios šiuose aukščiuose sukuria jonizacijos maksimumą. Auroros zonose yra ir kitokio tipo švytėjimas, vadinamas mantijos pašvaistėmis. Šio tipo pašvaistės švytėjimo paros intensyvumo maksimumas ryte yra 1–10 kR, o intensyvumo minimumas – penkis kartus silpnesnis. Mantijos pašvaistės stebimos nedaug, o jų intensyvumas priklauso nuo geomagnetinio ir saulės aktyvumo.
Atmosferos švytėjimas apibrėžiamas kaip planetos atmosferos sukuriama ir skleidžiama spinduliuotė. Tai ne šiluminė atmosferos spinduliuotė, išskyrus pašvaistę, žaibo išlydžius ir meteorų pėdsakų emisiją. Šis terminas vartojamas kalbant apie žemės atmosferą (naktinis švytėjimas, prieblandos švytėjimas ir dienos švytėjimas). Atmosferos švytėjimas yra tik dalis atmosferoje esančios šviesos. Kiti šaltiniai yra žvaigždžių šviesa, zodiako šviesa ir dienos metu išsklaidyta saulės šviesa. Kartais atmosferos švytėjimas gali sudaryti iki 40% viso šviesos kiekio. Oro švytėjimas atsiranda įvairaus aukščio ir storio atmosferos sluoksniuose. Atmosferos švytėjimo spektras apima bangų ilgius nuo 1000 Å iki 22,5 µm. Pagrindinė emisijos linija ore yra l 5577 Å, kuri atsiranda 90–100 km aukštyje 30–40 km storio sluoksniu. Švytėjimo išvaizda atsiranda dėl Champen mechanizmo, pagrįsto deguonies atomų rekombinacija. Kitos emisijos linijos yra l 6300 Å, atsirandančios disociatyvios O + 2 rekombinacijos ir emisijos atveju NI l 5198/5201 Å ir NI l 5890/5896 Å.
Atmosferos švytėjimo intensyvumas matuojamas Rayleighs. Ryškumas (Rayleighs) lygus 4 rb, kur c – spinduliuojančio sluoksnio skaisčio kampinis paviršius 10 6 fotonų/(cm 2 sr s) vienetais. Švytėjimo intensyvumas priklauso nuo platumos (skirtingai dėl skirtingų emisijų), taip pat kinta dienos metu, o didžiausias yra netoli vidurnakčio. Nustatyta teigiama koreliacija tarp l 5577 Å emisijos oro švytėjimo su saulės dėmių skaičiumi ir saulės spinduliuotės srautu, kai bangos ilgis 10,7 cm. Oro švytėjimas buvo stebimas atliekant palydovinius eksperimentus. Iš kosmoso jis atrodo kaip šviesos žiedas aplink Žemę ir yra žalsvos spalvos.
Ozonosfera.
20–25 km aukštyje didžiausia nežymaus ozono kiekio O 3 koncentracija (iki 2×10–7 deguonies kiekio!), kuri susidaro veikiant saulės ultravioletinei spinduliuotei apie 10–50 aukštyje. km, pasiekiamas, apsaugodamas planetą nuo jonizuojančios saulės spinduliuotės. Nepaisant itin mažo ozono molekulių skaičiaus, jos saugo visą gyvybę Žemėje nuo žalingo trumpųjų bangų (ultravioletinės ir rentgeno) saulės spinduliuotės poveikio. Jei visas molekules nusodinsite į atmosferos pagrindą, gausite ne daugiau kaip 3–4 mm storio sluoksnį! Aukštyje virš 100 km didėja lengvųjų dujų dalis, o labai dideliame aukštyje vyrauja helis ir vandenilis; daugelis molekulių disocijuoja į atskirus atomus, kurie, jonizuodami kietos saulės spinduliuotės įtakoje, sudaro jonosferą. Oro slėgis ir tankis Žemės atmosferoje mažėja didėjant aukščiui. Pagal temperatūros pasiskirstymą Žemės atmosfera skirstoma į troposferą, stratosferą, mezosferą, termosferą ir egzosferą. .
Įsikūręs 20-25 km aukštyje ozono sluoksnis. Ozonas susidaro dėl deguonies molekulių irimo absorbuojant saulės ultravioletinę spinduliuotę, kurios bangos ilgis yra mažesnis nei 0,1–0,2 mikrono. Laisvas deguonis jungiasi su O 2 molekulėmis ir sudaro O 3 ozoną, kuris godžiai sugeria visą trumpesnę nei 0,29 mikrono ultravioletinę šviesą. Ozono molekulės O 3 lengvai sunaikinamos trumpųjų bangų spinduliuote. Todėl, nepaisant retėjimo, ozono sluoksnis efektyviai sugeria ultravioletinę Saulės spinduliuotę, kuri praėjo per aukštesnius ir skaidresnius atmosferos sluoksnius. Dėl šios priežasties gyvi organizmai Žemėje yra apsaugoti nuo žalingo saulės ultravioletinių spindulių poveikio.
Jonosfera.
Saulės spinduliuotė jonizuoja atmosferos atomus ir molekules. Jonizacijos laipsnis tampa reikšmingas jau 60 kilometrų aukštyje ir nuolat didėja tolstant nuo Žemės. Skirtinguose atmosferos aukščiuose vyksta nuoseklūs įvairių molekulių disociacijos procesai ir vėliau įvairių atomų bei jonų jonizacija. Iš esmės tai yra deguonies molekulės O 2, azoto N 2 ir jų atomai. Atsižvelgiant į šių procesų intensyvumą, įvairūs atmosferos sluoksniai, esantys aukščiau 60 kilometrų, vadinami jonosferos sluoksniais. , o jų visuma yra jonosfera . Apatinis sluoksnis, kurio jonizacija yra nereikšminga, vadinamas neutrosfera.
Didžiausia įkrautų dalelių koncentracija jonosferoje pasiekiama 300–400 km aukštyje.
Jonosferos tyrimo istorija.
Hipotezę apie laidžiojo sluoksnio egzistavimą viršutiniuose atmosferos sluoksniuose 1878 metais iškėlė anglų mokslininkas Stiuartas, norėdamas paaiškinti geomagnetinio lauko ypatybes. Tada 1902 m., nepriklausomai vienas nuo kito, Kennedy JAV ir Heaviside'as Anglijoje nurodė, kad norint paaiškinti radijo bangų sklidimą dideliais atstumais, reikia daryti prielaidą, kad aukštuose pasaulio sluoksniuose egzistuoja aukšto laidumo regionai. atmosfera. 1923 metais akademikas M.V.Šuleikinas, įvertinęs įvairaus dažnio radijo bangų sklidimo ypatybes, priėjo išvados, kad jonosferoje yra bent du atspindintys sluoksniai. Tada, 1925 m., anglų mokslininkai Appleton ir Barnet, taip pat Breit ir Tuve pirmą kartą eksperimentiškai įrodė radijo bangas atspindinčių regionų egzistavimą ir padėjo pagrindą jų sistemingam tyrimui. Nuo to laiko buvo atliktas sistemingas šių sluoksnių, paprastai vadinamų jonosfera, savybių tyrimas, atliekantis reikšmingą vaidmenį daugelyje geofizinių reiškinių, lemiančių radijo bangų atspindį ir sugertį, o tai labai svarbu praktikoje. visų pirma užtikrinti patikimą radijo ryšį.
1930-aisiais pradėti sistemingai stebėti jonosferos būklę. Mūsų šalyje M.A.Bonch-Bruevich iniciatyva buvo sukurtos instaliacijos jos pulsiniam įgarsinimui. Ištirta daug bendrųjų jonosferos savybių, pagrindinių jos sluoksnių aukščių ir elektronų tankio.
60–70 km aukštyje stebimas D sluoksnis, 100–120 km aukštyje – D. E, aukštyje, 180–300 km aukštyje dvigubo sluoksnio F 1 ir F 2. Pagrindiniai šių sluoksnių parametrai pateikti 4 lentelėje.
| 4 lentelė | ||||||
| Jonosferos sritis | Maksimalus aukštis, km | T i , K | Diena | Naktis ne , cm -3 | a΄, ρm 3 s – 1 | |
| min ne , cm -3 | Maks ne , cm -3 | |||||
| D | 70 | 20 | 100 | 200 | 10 | 10 –6 |
| E | 110 | 270 | 1,5 10 5 | 3 10 5 | 3000 | 10 –7 |
| F 1 | 180 | 800–1500 | 3 10 5 | 5 10 5 | – | 3 10 -8 |
| F 2 (žiema) | 220–280 | 1000–2000 | 6 10 5 | 25 10 5 | ~10 5 | 2 10 –10 |
| F 2 (vasara) | 250–320 | 1000–2000 | 2 10 5 | 8 10 5 | ~3 10 5 | 10 –10 |
| ne yra elektronų koncentracija, e yra elektrono krūvis, T i yra jonų temperatūra, a΄ yra rekombinacijos koeficientas (kuris nustato ne ir jo pasikeitimas laikui bėgant) | ||||||
Vidurkiai pateikiami, nes skiriasi skirtingose platumose, paros metuose ir metų laikais. Tokie duomenys būtini tolimojo radijo ryšio užtikrinimui. Jie naudojami parenkant veikimo dažnius įvairioms trumpųjų bangų radijo jungtims. Radijo ryšio patikimumui užtikrinti itin svarbu žinoti jų kitimą priklausomai nuo jonosferos būklės skirtingu paros metu ir skirtingais metų laikais. Jonosfera yra jonizuotų žemės atmosferos sluoksnių rinkinys, prasidedantis maždaug 60 km aukštyje ir besitęsiantis iki dešimčių tūkstančių km aukščio. Pagrindinis Žemės atmosferos jonizacijos šaltinis yra Saulės ultravioletinė ir rentgeno spinduliuotė, kuri daugiausia būna Saulės chromosferoje ir vainikinėje. Be to, viršutinių atmosferos sluoksnių jonizacijos laipsniui įtakos turi saulės korpuso srautai, atsirandantys Saulės žybsnių metu, taip pat kosminiai spinduliai ir meteorų dalelės.
Jonosferos sluoksniai
yra atmosferos sritys, kuriose pasiekiamos didžiausios laisvųjų elektronų koncentracijos vertės (t. y. jų skaičius tūrio vienete). Elektra įkrauti laisvieji elektronai ir (mažesniu mastu mažiau judantys jonai), atsirandantys dėl atmosferos dujų atomų jonizacijos, sąveikaudami su radijo bangomis (t. y. elektromagnetiniais virpesiais), gali keisti savo kryptį, juos atspindėdami arba laužydami, ir sugerti savo energiją. Dėl to, priimant tolimas radijo stotis, gali atsirasti įvairių efektų, pavyzdžiui, radijo išblukimas, padidėjęs tolimų stočių girdimumas, užtemimai ir tt reiškinius.
Tyrimo metodai.
Klasikiniai jonosferos tyrimo iš Žemės metodai yra redukuoti iki impulsinio zondavimo – radijo impulsų siuntimas ir jų atspindžių stebėjimas iš įvairių jonosferos sluoksnių, matuojant delsos trukmę bei tiriant atsispindėjusių signalų intensyvumą ir formą. Matuojant skirtingų dažnių radijo impulsų atspindžio aukščius, nustatant įvairių sričių kritinius dažnius (radijo impulso nešiklio dažnis, kuriam ši jonosferos sritis tampa skaidri, vadinamas kritiniu dažniu), galima nustatyti elektronų tankio sluoksniuose vertę ir efektyviuosius aukščius tam tikriems dažniams ir pasirinkti optimalius dažnius duotiems radijo takams. Tobulėjant raketų technologijoms ir atėjus dirbtinių Žemės palydovų (AES) ir kitų erdvėlaivių kosminiam amžiui, atsirado galimybė tiesiogiai išmatuoti artimos Žemės kosminės plazmos, kurios apatinė dalis yra jonosfera, parametrus.
Elektronų tankio matavimai, atlikti iš specialiai paleistų raketų ir išilgai palydovo skrydžio trajektorijų, patvirtino ir patikslino anksčiau antžeminiais metodais gautus duomenis apie jonosferos struktūrą, elektronų tankio pasiskirstymą pagal aukštį skirtinguose Žemės regionuose ir leido tai padaryti. gauti elektronų tankio vertes, viršijančias pagrindinį maksimumą - sluoksnį F. Anksčiau to nebuvo įmanoma padaryti naudojant zondavimo metodus, pagrįstus atsispindėjusių trumpųjų bangų radijo impulsų stebėjimais. Nustatyta, kad kai kuriuose Žemės rutulio regionuose yra gana stabilūs regionai su mažu elektronų tankiu, reguliariais „jonosferos vėjais“, jonosferoje atsiranda savotiški bangų procesai, pernešantys vietinius jonosferos trikdžius tūkstančius kilometrų nuo jų sužadinimo vietos ir daug daugiau. Sukūrus ypač jautrius priėmimo įrenginius, jonosferos impulsinio zondavimo stotyse buvo galima priimti impulsinius signalus, iš dalies atsispindėjusius iš žemiausių jonosferos sričių (dalinių atspindžių stotis). Galingų impulsų įrenginių naudojimas metro ir decimetro bangos ilgio diapazonuose, naudojant antenas, leidžiančias pasiekti didelę spinduliuojamos energijos koncentraciją, leido stebėti signalus, kuriuos jonosfera išsklaido įvairiuose aukščiuose. Šių jonosferos plazmos elektronų ir jonų nenuosekliai išsklaidytų signalų spektrų ypatybių tyrimas (tam buvo naudojamos nenuoseklios radijo bangų sklaidos stotys) leido nustatyti elektronų ir jonų koncentraciją, jų ekvivalentą. temperatūra įvairiuose aukščiuose iki kelių tūkstančių kilometrų aukščio. Paaiškėjo, kad jonosfera yra pakankamai skaidri naudotiems dažniams.
Elektros krūvių koncentracija (elektronų tankis lygus joniniam) žemės jonosferoje 300 km aukštyje per parą būna apie 106 cm–3. Tokio tankio plazma atspindi ilgesnes nei 20 m radijo bangas, o perduoda trumpesnes.
Tipiškas vertikalus elektronų tankio pasiskirstymas jonosferoje dienos ir nakties sąlygomis.
Radijo bangų plitimas jonosferoje.
Stabilus tolimojo transliavimo stočių priėmimas priklauso nuo naudojamų dažnių, taip pat nuo paros laiko, sezono ir, be to, nuo saulės aktyvumo. Saulės aktyvumas daro didelę įtaką jonosferos būklei. Antžeminės stoties skleidžiamos radijo bangos sklinda tiesia linija, kaip ir visų tipų elektromagnetinės bangos. Tačiau reikia atsižvelgti į tai, kad ir Žemės paviršius, ir jonizuoti jos atmosferos sluoksniai tarnauja tarsi didžiulio kondensatoriaus plokštės, jas veikdamos kaip veidrodžių veikimas šviesoje. Nuo jų atsispindėjusios radijo bangos gali nukeliauti daugybę tūkstančių kilometrų, lenkdamos aplink Žemės rutulį didžiuliais šimtų ir tūkstančių kilometrų šuoliais, pakaitomis atsispindėdamos nuo jonizuotų dujų sluoksnio ir nuo Žemės ar vandens paviršiaus.
1920-aisiais buvo manoma, kad radijo bangos, trumpesnės nei 200 m, dėl stiprios sugerties dažniausiai netinka tolimojo susisiekimo ryšiui. Pirmuosius ilgo nuotolio trumpųjų bangų priėmimo eksperimentus per Atlantą tarp Europos ir Amerikos atliko anglų fizikas Oliveris Heaviside'as ir amerikiečių elektros inžinierius Arthuras Kennelly. Nepriklausomai vienas nuo kito jie teigė, kad kažkur aplink Žemę yra jonizuotas atmosferos sluoksnis, galintis atspindėti radijo bangas. Jis buvo vadinamas Heaviside sluoksniu - Kennelly, o vėliau - jonosfera.
Pagal šiuolaikines koncepcijas jonosfera susideda iš neigiamo krūvio laisvųjų elektronų ir teigiamai įkrautų jonų, daugiausia molekulinio deguonies O + ir azoto oksido NO +. Jonai ir elektronai susidaro dėl molekulių disociacijos ir neutralių dujų atomų jonizacijos saulės rentgeno spinduliais ir ultravioletiniais spinduliais. Norint jonizuoti atomą, būtina jį informuoti apie jonizacijos energiją, kurios pagrindinis šaltinis jonosferai yra ultravioletinė, rentgeno ir korpuskulinė Saulės spinduliuotė.
Kol Žemės dujinis apvalkalas yra apšviestas Saulės, jame nuolat susidaro vis daugiau elektronų, tačiau tuo pačiu metu dalis elektronų, susidūrę su jonais, rekombinuojasi, vėl sudarydami neutralias daleles. Po saulėlydžio naujų elektronų gamyba beveik sustoja, pradeda mažėti laisvųjų elektronų skaičius. Kuo daugiau laisvųjų elektronų jonosferoje, tuo geriau nuo jos atsispindi bangos aukštas dažnis. Sumažėjus elektronų koncentracijai, radijo bangų prasiskverbimas įmanomas tik žemo dažnio diapazonuose. Štai kodėl naktį, kaip taisyklė, galima priimti nutolusias stotis tik 75, 49, 41 ir 31 m diapazonuose.Jonosferoje elektronai pasiskirsto netolygiai. 50–400 km aukštyje yra keli padidėjusio elektronų tankio sluoksniai arba regionai. Šios sritys sklandžiai pereina viena į kitą ir skirtingai veikia HF radijo bangų sklidimą. Viršutinis jonosferos sluoksnis žymimas raide F. Čia yra didžiausias jonizacijos laipsnis (įkrautų dalelių dalis yra apie 10–4). Jis yra daugiau nei 150 km aukštyje virš Žemės paviršiaus ir atlieka pagrindinį atspindintį vaidmenį platinant radijo bangas tolimojo dažnio aukšto dažnio juostose. Vasaros mėnesiais F regionas skyla į du sluoksnius - F 1 ir F 2. F1 sluoksnis gali užimti aukštį nuo 200 iki 250 km, o sluoksnis F 2 atrodo, kad „plaukia“ 300–400 km aukščio diapazone. Paprastai sluoksnis F 2 yra jonizuotas daug stipriau nei sluoksnis F vienas . naktinis sluoksnis F 1 išnyksta ir sluoksniuojasi F 2 išlieka, lėtai prarandant iki 60% savo jonizacijos laipsnio. Žemiau F sluoksniu, 90–150 km aukštyje, yra sluoksnis E, kurio jonizacija vyksta veikiant minkštajai saulės rentgeno spinduliuotei. E sluoksnio jonizacijos laipsnis yra mažesnis nei sluoksnio F, dienos metu, kai signalai atsispindi nuo sluoksnio, gaunamos 31 ir 25 m žemo dažnio HF juostų stotys E. Paprastai tai yra stotys, esančios 1000–1500 km atstumu. Naktį sluoksniu E jonizacija smarkiai sumažėja, tačiau net ir šiuo metu ji ir toliau vaidina svarbų vaidmenį priimant signalus iš stočių 41, 49 ir 75 m juostose.
Didelio susidomėjimo priimant 16, 13 ir 11 m aukšto dažnio HF juostų signalus yra tie, kurie kyla šioje srityje. E stipriai padidintos jonizacijos tarpsluoksniai (debesys). Šių debesų plotas gali svyruoti nuo kelių iki šimtų kvadratinių kilometrų. Šis padidintos jonizacijos sluoksnis vadinamas sporadiniu sluoksniu. E ir žymimas Es. Es debesys gali judėti jonosferoje veikiami vėjo ir pasiekti greitį iki 250 km/h. Vasarą vidutinėse platumose dienos metu radijo bangų kilmė dėl Es debesų būna 15–20 dienų per mėnesį. Prie pusiaujo jis beveik visada yra, o didelėse platumose dažniausiai pasirodo naktį. Kartais mažo saulės aktyvumo metais, kai nėra perėjimo į aukšto dažnio HF juostas, 16, 13 ir 11 m juostose staiga pasirodo tolimos stotys su geru garsumu, kurių signalai ne kartą atsispindėjo iš Es.
Žemiausia jonosferos sritis yra sritis D esančios 50–90 km aukštyje. Čia yra palyginti mažai laisvų elektronų. Iš srities D ilgos ir vidutinės bangos yra gerai atspindimos, o žemo dažnio HF stočių signalai yra stipriai sugeriami. Po saulėlydžio jonizacija labai greitai išnyksta ir atsiranda galimybė priimti nutolusias stotis 41, 49 ir 75 m diapazone, kurių signalai atsispindi nuo sluoksnių. F 2 ir E. Atskiri jonosferos sluoksniai vaidina svarbų vaidmenį skleidžiant HF radijo signalus. Poveikis radijo bangoms daugiausia susijęs su laisvųjų elektronų buvimu jonosferoje, nors radijo bangų sklidimo mechanizmas yra susijęs su didelių jonų buvimu. Pastarieji taip pat domisi atmosferos cheminių savybių tyrimu, nes jie yra aktyvesni už neutralius atomus ir molekules. Cheminės reakcijos, vykstančios jonosferoje, vaidina svarbų vaidmenį jos energijos ir elektros balanse.
normali jonosfera. Stebėjimai, atlikti naudojant geofizines raketas ir palydovus, suteikė daug naujos informacijos, rodančios, kad atmosferos jonizacija vyksta veikiant plataus spektro saulės spinduliuotei. Pagrindinė jo dalis (daugiau nei 90%) yra sutelkta matomoje spektro dalyje. Ultravioletinę spinduliuotę, kurios bangos ilgis trumpesnis ir daugiau energijos nei violetinės šviesos spinduliai, vidinėje Saulės atmosferos dalyje (chromosferoje) skleidžia vandenilis, o dar didesnę energiją turinčią rentgeno spinduliuotę – išorinės Saulės dujos. apvalkalas (korona).
Normali (vidutinė) jonosferos būklė yra dėl nuolatinės galingos spinduliuotės. Įprastoje jonosferoje vyksta reguliarūs pokyčiai, veikiant kasdieniam Žemės sukimuisi ir sezoniniams saulės spindulių kritimo kampo skirtumams vidurdienį, tačiau atsiranda ir nenuspėjamų bei staigių jonosferos būklės pokyčių.
Sutrikimai jonosferoje.
Kaip žinoma, Saulėje vyksta galingos cikliškai pasikartojančios veiklos apraiškos, kurios maksimumą pasiekia kas 11 metų. Stebėjimai pagal Tarptautinių geofizinių metų (IGY) programą visą sisteminių meteorologinių stebėjimų laikotarpį sutapo su didžiausio Saulės aktyvumo periodu, t.y. nuo XVIII amžiaus pradžios. Didelio aktyvumo laikotarpiais kai kurių Saulės sričių šviesumas padidėja kelis kartus, o ultravioletinių ir rentgeno spindulių galia smarkiai padidėja. Tokie reiškiniai vadinami saulės blyksniais. Jie trunka nuo kelių minučių iki vienos ar dviejų valandų. Blyksnio metu išsiveržia saulės plazma (daugiausia protonai ir elektronai), o elementariosios dalelės veržiasi į kosmosą. Elektromagnetinė ir korpuskulinė Saulės spinduliuotė tokių žybsnių momentais stipriai veikia Žemės atmosferą.
Pradinė reakcija pastebima praėjus 8 minutėms po blyksnio, kai Žemę pasiekia intensyvi ultravioletinė ir rentgeno spinduliuotė. Dėl to jonizacija smarkiai padidėja; rentgeno spinduliai prasiskverbia pro atmosferą iki apatinės jonosferos ribos; elektronų skaičius šiuose sluoksniuose padidėja tiek, kad radijo signalai beveik visiškai sugeriami („užgęsta“). Papildoma spinduliuotės sugertis sukelia dujų įkaitimą, o tai prisideda prie vėjo vystymosi. Jonizuotos dujos yra elektros laidininkas, o judant Žemės magnetiniame lauke atsiranda dinamo efektas ir atsiranda elektros srovė. Tokios srovės savo ruožtu gali sukelti pastebimus magnetinio lauko sutrikimus ir pasireikšti magnetinių audrų pavidalu.
Viršutinių atmosferos sluoksnių struktūrą ir dinamiką iš esmės lemia termodinamiškai nepusiausvyros procesai, susiję su jonizacija ir disociacija saulės spinduliuote, cheminiai procesai, molekulių ir atomų sužadinimas, jų dezaktyvacija, susidūrimas ir kiti elementarūs procesai. Šiuo atveju nepusiausvyros laipsnis didėja didėjant aukščiui, mažėjant tankiui. Iki 500–1000 km aukščio, o dažnai ir dar aukštesnio, daugelio viršutinių atmosferos sluoksnių charakteristikų nepusiausvyros laipsnis yra pakankamai mažas, o tai leidžia apibūdinti naudoti klasikinę ir hidromagnetinę hidrodinamiką, atsižvelgiant į chemines reakcijas.
Egzosfera – tai išorinis Žemės atmosferos sluoksnis, prasidedantis kelių šimtų kilometrų aukštyje, iš kurio į kosmosą gali ištrūkti lengvi, greitai judantys vandenilio atomai.
Edvardas Kononovičius
Literatūra:
Pudovkinas M.I. Saulės fizikos pagrindai. Sankt Peterburgas, 2001 m
Eris Chaisson, Steve'as McMillanas Astronomija šiandien. Prentice Hall Inc. Aukštutinė Saddle upė, 2002 m
Internetinė medžiaga: http://ciencia.nasa.gov/
meteoroidas(meteoro kūnas) - dangaus kūnas, vidutinio dydžio tarp planetinių dulkių ir asteroido.
Čia turime suprasti šiek tiek terminijos. Dideliu greičiu skrisdamas į Žemės atmosferą dėl trinties įkaista ir perdega, virsdamas šviečiančia meteoras, arba ugnies kamuolys, kurį galima pamatyti kaip krentanti žvaigždė. Matomas meteoroido, patekusio į Žemės atmosferą, pėdsakas vadinamas meteoras ir meteoroidas, nukritęs į Žemės paviršių - meteoritas.
Saulės sistema yra pilna šių mažų kosminių šiukšlių, kurios vadinamos meteoroidais. Tai gali būti kometų dulkių dalelės, dideli rieduliai ar net sulūžusių asteroidų fragmentai.
Remiantis oficialiu Tarptautinės meteorų organizacijos (IMO) apibrėžimu, meteoroidas yra kietas objektas, judantis tarpplanetinėje erdvėje, jo dydis yra reikšmingas mažesnis už asteroidą, bet daug didesnis už atomą. Britų karališkoji astronomijos draugija pateikė kitą formuluotę, pagal kurią meteoroidas yra kūnas, kurio skersmuo nuo 100 mikronų iki 10 m.
nėra objektas, bet reiškinys, t.y. švytintis meteoroido pėdsakas. Nepriklausomai nuo to, ar jis išskrenda iš atmosferos atgal į kosmosą, ar sudega atmosferoje, ar nukrenta į Žemę kaip meteoritas, šis reiškinys vadinamas meteoru.
Išskirtinės meteoro savybės, be masės ir dydžio, yra jo greitis, užsidegimo aukštis, trajektorijos ilgis (matomas kelias), švytėjimo ryškumas ir cheminė sudėtis (turi įtakos degimo spalvai).
Meteorai dažnai susitelkia meteorų lietus- nuolat atsirandančios meteorų masės tam tikras laikas metų tam tikroje dangaus pusėje. Yra žinomi meteorų lietus Leonidai, Kvadrantidai ir Perseidai. Visus meteorų lietus sukuria kometos, kurios sunaikinamos lydymosi proceso metu, praeinant per vidinę Saulės sistemos dalį.
Meteoro pėdsakas dažniausiai išnyksta per kelias sekundes, tačiau kartais gali išlikti kelias minutes ir vėjo įtakoje pajudėti meteoro aukštyje. Kartais Žemė kerta meteoroidų orbitas. Tada, prasiskverbdami per žemės atmosferą ir sušilę, jie užsidega ryškiomis šviesos juostomis, kurios vadinamos meteorais arba krentančiomis žvaigždėmis.
Giedrą naktį per valandą galite pamatyti kelis meteorus. O kai Žemė praeina pro dulkių dalelių srovę, kurią paliko pro prabėgančios kometos, kas valandą galima pamatyti dešimtis meteorų.
Kartais randama meteoroidų gabalėlių, kurie išliko per atmosferą kaip meteorai ir nukrito ant žemės suanglėjusių akmenų pavidalu. Paprastai jie yra tamsios spalvos ir labai sunkūs. Kartais jie atrodo surūdiję. Pasitaiko, kad meteoritai prasibrauna pro namų stogus arba nukrenta šalia namo. Tačiau pavojus, kad meteoritas atsitrenks į žmogų, yra nereikšmingas. Vienintelis dokumentuotas atvejis, kai meteoritas atsitrenkė į žmogų, įvyko 1954 metų lapkričio 30 dieną Alabamos valstijoje. Apie 4 kg sveriantis meteoritas prasiveržė pro namo stogą ir rikošavo Annai Elizabeth Hodges į ranką ir šlaunį. Moteris gavo sumušimų.
Be vizualinių ir fotografinių meteorų tyrimo metodų Pastaruoju metu sukurtos elektroninės-optinės, spektrometrinės ir ypač radaro technologijos, pagrįstos meteoro pėdsako savybe skleisti radijo bangas. Radijo meteorų zondavimas ir meteorų pėdsakų judėjimo tyrimas suteikia svarbios informacijos apie atmosferos būklę ir dinamiką maždaug 100 km aukštyje. Galima sukurti meteorų radijo kanalus.
Kosminės kilmės kūnas, nukritęs ant didelio dangaus objekto paviršiaus.
Dauguma rastų meteoritų sveria nuo kelių gramų iki kelių kilogramų. Didžiausias kada nors rastas meteoritas Goba(svoris apie 60 tonų). Manoma, kad per dieną į Žemę iškrenta 5-6 tonos meteoritų, arba 2 tūkst.
IN Rusijos akademija Dabar mokslas turi specialų komitetą, kuris vadovauja meteoritų rinkimui, tyrimams ir saugojimui. Komitetas turi didelę meteoritų kolekciją.
Didelio meteorito kritimo vietoje, krateris(astroblema). Vienas garsiausių kraterių pasaulyje - Arizona. Manoma, kad didžiausias meteorito krateris Žemėje - Vilkso žemės krateris Antarktidoje(skersmuo apie 500 km).
Kaip tai atsitinka
Meteoras į Žemės atmosferą patenka 11–72 km/s greičiu. Tokiu greičiu jis pradeda šilti ir šviesti. kaina abliacija(dega ir pučiasi artėjančiu meteorinio kūno medžiagos dalelių srautu), paviršių pasiekusio kūno masė gali būti mažesnė, o kai kuriais atvejais žymiai mažesnė už jo masę prie įėjimo į atmosferą. Pavyzdžiui, mažas kūnas, patekęs į Žemės atmosferą 25 km/s ar didesniu greičiu, beveik visiškai perdega. Esant tokiam patekimo į atmosferą greičiui, iš dešimčių ir šimtų tonų pradinės masės paviršių pasiekia tik keli kilogramai ar net gramai medžiagos. Meteoroido degimo pėdsakų atmosferoje galima rasti beveik visoje jo kritimo trajektorijoje.
Jei meteoro kūnas nesudegė atmosferoje, tada lėtėdamas jis praranda horizontalųjį greičio komponentą. Tai lemia kritimo trajektorijos pasikeitimą. Meteoritui lėtėjant krenta meteorito švytėjimas, jis atšąla (dažnai nurodoma, kad kritimo metu meteoritas buvo šiltas, o ne karštas).
Be to, meteoroidas gali suirti į fragmentus, o tai sukelia meteorų lietų.
Rusijoje aptikti dideli meteoritai
Tunguskos meteoritas(ant Šis momentas tiksliai nežinoma Tunguskos fenomeno meteorito kilmė). Nukrito 1908 m. birželio 30 d. Podkamenaya Tunguska upės baseine Sibire. Apskaičiuota, kad bendra energija yra 40–50 megatonų trotilo.
Carevskio meteoritas(meteoras Lietus). Nukrito 1922 m. gruodžio 6 d. prie Carevo kaimo, Volgogrado srityje. Tai akmens meteoritas. Bendra surinktų fragmentų masė apie 15 kvadratinių metrų plote – 1,6 tonos. km. Didžiausio nukritusio fragmento svoris buvo 284 kg.
Sikhote-Alin meteoritas(bendra skeveldrų masė 30 tonų, energija įvertinta 20 kilotonų). Tai buvo geležinis meteoritas. Žuvo Usūrijos taigoje 1947 metų vasario 12 dieną.
Vitim ugnies kamuolys. Nukrito netoli Mamos ir Vitimsky kaimų, Mamsko-Chuysky rajone, Irkutsko srityje, naktį iš 2002 m. rugsėjo 24 d. į 25 d. Bendra meteorito sprogimo energija, matyt, palyginti nedidelė (200 tonų trotilo, su pradine 2,3 kilotonų energijos), didžiausia pradinė masė (prieš degimą atmosferoje) yra 160 tonų, o galutinė skeveldrų masė yra apie kelis šimtus kilogramų.
Nors meteoritai į Žemę krenta dažnai, meteorito atradimas yra gana retas įvykis. Meteoritų laboratorija praneša: „Iš viso Rusijos Federacijos teritorijoje per 250 metų buvo rasti tik 125 meteoritai“.
