Dijagram strukture Zemljine atmosfere po slojevima. Veličina Zemljine atmosfere. Na koje je slojeve atmosfera podijeljena?

Atmosfera je počela da se formira zajedno sa formiranjem Zemlje. Tokom evolucije planete i kako su se njeni parametri približavali savremenim vrednostima, došlo je do suštinskih kvalitativnih promena u njegovom hemijskom sastavu i fizičkim svojstvima. Prema evolucijskom modelu, Zemlja je u ranoj fazi bila u rastopljenom stanju i prije oko 4,5 milijardi godina formirana kao čvrsto tijelo. Ova prekretnica se uzima kao početak geološke hronologije. Od tog vremena počela je spora evolucija atmosfere. Neki geološki procesi (na primjer, izlijevanje lave tokom vulkanskih erupcija) bili su praćeni oslobađanjem plinova iz utrobe Zemlje. Oni su uključivali dušik, amonijak, metan, vodenu paru, CO oksid i ugljični dioksid CO 2. Pod utjecajem sunčevog ultraljubičastog zračenja, vodena para se raspada na vodik i kisik, ali oslobođeni kisik reagira s ugljičnim monoksidom i nastaje ugljični dioksid. Amonijak se razlaže na azot i vodonik. Tokom procesa difuzije, vodik se dizao prema gore i napustio atmosferu, a teži dušik nije mogao ispariti i postepeno se akumulirao, postajući glavna komponenta, iako je dio bio vezan u molekule kao rezultat kemijskih reakcija ( cm. HEMIJA ATMOSFERE). Pod utjecajem ultraljubičastih zraka i električnih pražnjenja, mješavina plinova prisutnih u izvornoj atmosferi Zemlje ušla je u kemijske reakcije koje su rezultirale stvaranjem organskih tvari, posebno aminokiselina. Pojavom primitivnih biljaka započeo je proces fotosinteze, praćen oslobađanjem kisika. Ovaj plin, posebno nakon difuzije u gornje slojeve atmosfere, počeo je štititi njene donje slojeve i površinu Zemlje od po život opasnog ultraljubičastog i rendgenskog zračenja. Prema teorijskim procjenama, sadržaj kisika, 25.000 puta manji nego sada, već bi mogao dovesti do stvaranja ozonskog omotača sa samo upola manjom koncentracijom nego sada. Međutim, to je već dovoljno da pruži vrlo značajnu zaštitu organizama od razornog djelovanja ultraljubičastih zraka.

Vjerovatno je da je primarna atmosfera sadržavala mnogo ugljičnog dioksida. Potrošio se tokom fotosinteze, a njegova koncentracija se morala smanjivati kako se biljni svijet razvijao, ali i zbog apsorpcije tokom određenih geoloških procesa. Zbog Efekat staklenika povezane s prisustvom ugljičnog dioksida u atmosferi, fluktuacije njegove koncentracije su jedan od važnih razloga za tako velike klimatske promjene u povijesti Zemlje kao što je ledena doba.

Helij prisutan u modernoj atmosferi uglavnom je proizvod radioaktivnog raspada uranijuma, torija i radijuma. Ovi radioaktivni elementi emituju čestice, koje su jezgra atoma helija. Kako se tokom radioaktivnog raspada ne stvara niti uništava električni naboj, formiranjem svake a-čestice pojavljuju se dva elektrona, koji rekombinujući se sa a-česticama formiraju neutralne atome helijuma. Radioaktivni elementi sadržani su u mineralima raspršenim u stijenama, pa se u njima zadržava značajan dio helijuma koji nastaje kao rezultat radioaktivnog raspada, koji vrlo sporo bježi u atmosferu. Određena količina helijuma diže se prema gore u egzosferu zbog difuzije, ali zbog stalnog priliva sa zemljine površine, volumen ovog plina u atmosferi ostaje gotovo nepromijenjen. Na osnovu spektralne analize svjetlosti zvijezda i proučavanja meteorita, moguće je procijeniti relativnu zastupljenost različitih hemijskih elemenata u svemiru. Koncentracija neona u svemiru je otprilike deset milijardi puta veća nego na Zemlji, kriptona - deset miliona puta, a ksenona - milion puta. Iz toga slijedi da se koncentracija ovih inertnih plinova, koji su očito prvobitno bili prisutni u Zemljinoj atmosferi, a ne nadopunjeni tokom kemijskih reakcija, jako smanjila, vjerovatno čak i u fazi kada je Zemlja izgubila svoju primarnu atmosferu. Izuzetak je inertni plin argon, jer u obliku izotopa 40 Ar još uvijek nastaje tijekom radioaktivnog raspada izotopa kalija.

Raspodjela barometrijskog pritiska.

Ukupna težina atmosferskih gasova je približno 4,5 10 15 tona. Dakle, „težina“ atmosfere po jedinici površine, odnosno atmosferskog pritiska, na nivou mora iznosi približno 11 t/m 2 = 1,1 kg/cm 2. Pritisak jednak P 0 = 1033,23 g/cm 2 = 1013,250 mbar = 760 mm Hg. Art. = 1 atm, uzet kao standardni srednji atmosferski pritisak. Za atmosferu u stanju hidrostatičke ravnoteže imamo: d P= –rgd h, to znači da u intervalu visine od h prije h+d h javlja jednakost između promjene atmosferskog tlaka d P i težinu odgovarajućeg elementa atmosfere sa jediničnom površinom, gustinom r i debljinom d h. Kao odnos između pritiska R i temperaturu T Koristi se jednadžba stanja idealnog plina gustoće r, koja je prilično primjenjiva na Zemljinu atmosferu: P= r R T/m, gdje je m molekulska težina, a R = 8,3 J/(K mol) je univerzalna plinska konstanta. Zatim d log P= – (m g/RT)d h= – bd h= – d h/H, gde je gradijent pritiska na logaritamskoj skali. Njegova inverzna vrijednost H naziva se skala atmosferske visine.

Prilikom integracije ove jednadžbe za izotermnu atmosferu ( T= const) ili za dio gdje je takva aproksimacija dopuštena, dobija se barometarski zakon raspodjele pritiska po visini: P = P 0 exp(– h/H 0), gdje je referenca visine h proizvedeno sa nivoa okeana, gde je standardni srednji pritisak P 0 . Izraz H 0 = R T/ mg, naziva se visinska skala, koja karakteriše obim atmosfere, pod uslovom da je temperatura u njoj svuda ista (izotermna atmosfera). Ako atmosfera nije izotermna, tada integracija mora uzeti u obzir promjenu temperature s visinom i parametar N– neke lokalne karakteristike atmosferskih slojeva, ovisno o njihovoj temperaturi i svojstvima okoliša.

Standardna atmosfera.

Model (tabela vrijednosti glavnih parametara) koji odgovara standardnom pritisku u podnožju atmosfere R 0 i hemijski sastav se naziva standardna atmosfera. Preciznije, ovo je uslovni model atmosfere, za koji su navedene prosječne vrijednosti temperature, pritiska, gustine, viskoziteta i drugih karakteristika zraka na visinama od 2 km ispod razine mora do vanjske granice zemljine atmosfere. za geografsku širinu 45° 32ŭ 33Í. Parametri srednje atmosfere na svim visinama izračunati su pomoću jednadžbe stanja idealnog gasa i barometrijskog zakona pod pretpostavkom da je na nivou mora pritisak 1013,25 hPa (760 mm Hg), a temperatura 288,15 K (15,0 °C). Prema prirodi vertikalne raspodjele temperature, prosječna atmosfera se sastoji od nekoliko slojeva, u svakom od kojih je temperatura aproksimirana linearnom funkcijom visine. U najnižem sloju - troposferi (h J 11 km) temperatura opada za 6,5 °C sa svakim kilometrom porasta. Na velikim visinama, vrijednost i predznak vertikalnog temperaturnog gradijenta mijenja se od sloja do sloja. Iznad 790 km temperatura je oko 1000 K i praktično se ne mijenja sa visinom.

Standardna atmosfera je periodično ažuriran, legalizovan standard, izdat u obliku tabela.

Tabela 1. Standardni model Zemljine atmosfere

Tabela 1. STANDARDNI MODEL ZEMLJINE ATMOSFERE. Tabela pokazuje: h– visina od nivoa mora, R- pritisak, T– temperatura, r – gustina, N– broj molekula ili atoma po jedinici zapremine, H– skala visine, l– dužina slobodnog puta. Pritisak i temperatura na visini od 80-250 km, dobijeni iz raketnih podataka, imaju niže vrijednosti. Vrijednosti za visine veće od 250 km dobivene ekstrapolacijom nisu baš točne.
h(km)	P(mbar)	T(°C)	r (g/cm 3)	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.

Najniži i najgušći sloj atmosfere, u kojem temperatura brzo opada s visinom, naziva se troposfera. Sadrži do 80% ukupne mase atmosfere i prostire se u polarnim i srednjim geografskim širinama do visina od 8-10 km, au tropima do 16-18 km. Ovdje se razvijaju gotovo svi vremenski procesi, dolazi do razmjene topline i vlage između Zemlje i njene atmosfere, nastaju oblaci, javljaju se razne meteorološke pojave, javljaju se magla i padavine. Ovi slojevi Zemljine atmosfere su u konvektivnoj ravnoteži i zahvaljujući aktivnom mešanju imaju homogen hemijski sastav, koji se uglavnom sastoji od molekularnog azota (78%) i kiseonika (21%). Velika većina prirodnih i umjetnih aerosola i plinova zagađivača zraka koncentrirana je u troposferi. Dinamika donjeg dijela troposfere, debljine do 2 km, uvelike ovisi o svojstvima donje površine Zemlje, koja određuje horizontalna i vertikalna kretanja zraka (vjetrova) uzrokovana prijenosom topline sa toplijeg kopna. kroz infracrveno zračenje zemljine površine, koje se apsorbuje u troposferi, uglavnom parama vode i ugljen-dioksida (efekat staklene bašte). Raspodjela temperature po visini se uspostavlja kao rezultat turbulentnog i konvektivnog miješanja. U prosjeku, odgovara padu temperature sa visinom od približno 6,5 K/km.

Brzina vjetra u površinskom graničnom sloju u početku brzo raste s visinom, a iznad nje nastavlja rasti za 2-3 km/s po kilometru. Ponekad se uski planetarni tokovi (brzinom većom od 30 km/s) pojavljuju u troposferi, zapadni u srednjim geografskim širinama i istočni blizu ekvatora. Zovu se mlazne struje.

Tropopauza.

Na gornjoj granici troposfere (tropopauza) temperatura dostiže svoju minimalnu vrijednost za donju atmosferu. Ovo je prelazni sloj između troposfere i stratosfere koja se nalazi iznad njega. Debljina tropopauze kreće se od stotina metara do 1,5-2 km, a temperatura i nadmorska visina se kreću od 190 do 220 K i od 8 do 18 km, ovisno o geografskoj širini i godišnjem dobu. U umjerenim i visokim geografskim širinama zimi je 1–2 km niža nego ljeti i 8–15 K toplija. U tropima su sezonske promjene znatno manje (visina 16-18 km, temperatura 180-200 K). Iznad mlazne struje mogući su prekidi tropopauze.

Voda u Zemljinoj atmosferi.

Najvažnija karakteristika Zemljine atmosfere je prisustvo značajnih količina vodene pare i vode u obliku kapljica, što se najlakše uočava u obliku oblaka i oblačnih struktura. Stepen pokrivenosti neba oblakom (u određenom trenutku ili u prosjeku u određenom vremenskom periodu), izražen na skali od 10 ili u postocima, naziva se oblačnost. Oblik oblaka je određen prema međunarodnoj klasifikaciji. U proseku, oblaci pokrivaju oko polovinu zemaljske kugle. Oblačnost je važan faktor koji karakteriše vreme i klimu. Zimi i noću naoblačenje sprječava smanjenje temperature zemljine površine i prizemnog sloja zraka, ljeti i danju slabi zagrijavanje zemljine površine sunčevim zracima, ublažavajući klimu unutar kontinenata. .

Oblaci.

Oblaci su nakupine kapljica vode suspendovanih u atmosferi (vodeni oblaci), kristala leda (ledeni oblaci) ili oboje zajedno (mešoviti oblaci). Kako kapljice i kristali postaju sve veći, oni padaju iz oblaka u obliku padavina. Oblaci se uglavnom formiraju u troposferi. Nastaju kao rezultat kondenzacije vodene pare sadržane u zraku. Prečnik kapi oblaka je reda veličine nekoliko mikrona. Sadržaj tekuće vode u oblacima kreće se od frakcija do nekoliko grama po m3. Oblaci su klasifikovani prema visini: Prema međunarodnoj klasifikaciji postoji 10 vrsta oblaka: cirus, cirocumulus, cirrostratus, altocumulus, altostratus, nimbostratus, stratus, stratocumulus, cumulonimbus, cumulus.

Sedefasti oblaci se takođe primećuju u stratosferi, a noćni oblaci u mezosferi.

Oblaci cirusi su prozirni oblaci u obliku tankih bijelih niti ili velova sa svilenkastim sjajem koji ne daju sjenke. Cirusni oblaci se sastoje od kristala leda i formiraju se u gornjoj troposferi na veoma niskim temperaturama. Neke vrste cirusnih oblaka služe kao vjesnici vremenskih promjena.

Cirokumulusni oblaci su grebeni ili slojevi tankih bijelih oblaka u gornjoj troposferi. Cirokumulusni oblaci su građeni od malih elemenata koji izgledaju kao pahuljice, talasi, male kuglice bez senki i sastoje se uglavnom od kristala leda.

Cirrostratusni oblaci su bjelkasti prozirni veo u gornjoj troposferi, obično vlaknast, ponekad zamagljen, koji se sastoji od malih igličastih ili stupčastih kristala leda.

Altokumulusni oblaci su bijeli, sivi ili bijelo-sivi oblaci u donjim i srednjim slojevima troposfere. Altokumulusni oblaci imaju izgled slojeva i grebena, kao da su izgrađeni od ploča, zaobljenih masa, osovina, pahuljica koje leže jedna na drugu. Altokumulusni oblaci nastaju tokom intenzivne konvektivne aktivnosti i obično se sastoje od prehlađenih kapljica vode.

Altostratusni oblaci su sivkasti ili plavkasti oblaci vlaknaste ili jednolike strukture. Altostratusni oblaci se uočavaju u srednjoj troposferi, koji se protežu nekoliko kilometara u visinu, a ponekad i hiljadama kilometara u horizontalnom pravcu. Tipično, altostratusni oblaci su dio frontalnih oblačnih sistema povezanih sa uzlaznim kretanjima zračnih masa.

Nimbostratusni oblaci su niski (od 2 km i više) amorfni sloj oblaka ujednačene sive boje, koji stvara kontinuiranu kišu ili snijeg. Nimbostratusni oblaci su visoko razvijeni okomito (do nekoliko km) i horizontalno (nekoliko hiljada km), sastoje se od prehlađenih kapljica vode pomiješanih sa snježnim pahuljama, obično povezanim s atmosferskim frontovima.

Stratusni oblaci su oblaci donjeg sloja u obliku homogenog sloja bez određenih obrisa, sive boje. Visina slojevitih oblaka iznad površine zemlje je 0,5–2 km. Povremeno sa slojevitih oblaka pada kiša.

Kumulusni oblaci su gusti, svijetlo bijeli oblaci tokom dana sa značajnim vertikalnim razvojem (do 5 km ili više). Gornji dijelovi kumulusnih oblaka izgledaju kao kupole ili kule sa zaobljenim obrisima. Tipično, kumulusni oblaci nastaju kao konvekcijski oblaci u hladnim vazdušnim masama.

Stratokumulusni oblaci su niski (ispod 2 km) oblaci u obliku sivih ili bijelih nevlaknastih slojeva ili grebena okruglih velikih blokova. Vertikalna debljina stratokumulusnih oblaka je mala. Povremeno stratokumulusni oblaci proizvode slabe padavine.

Kumulonimbusi su snažni i gusti oblaci sa snažnim vertikalnim razvojem (do visine od 14 km), koji stvaraju obilne padavine sa grmljavinom, gradom i olujama. Kumulonimbusi se razvijaju iz snažnih kumulusnih oblaka, koji se od njih razlikuju po gornjem dijelu koji se sastoji od kristala leda.

Stratosfera.

Kroz tropopauzu, u prosjeku na visinama od 12 do 50 km, troposfera prelazi u stratosferu. U donjem dijelu, oko 10 km, tj. do visina od oko 20 km, izotermna je (temperatura oko 220 K). Zatim se povećava sa visinom, dostižući maksimum od oko 270 K na nadmorskoj visini od 50-55 km. Ovdje je granica između stratosfere i mezosfere koja leži iznad, koja se naziva stratopauza. .

U stratosferi ima znatno manje vodene pare. Ipak, ponekad se uočavaju tanki prozirni biserni oblaci koji se povremeno pojavljuju u stratosferi na visini od 20-30 km. Sedefasti oblaci vidljivi su na tamnom nebu nakon zalaska sunca i prije izlaska sunca. Po obliku, sedefasti oblaci nalikuju cirusima i cirokumulusima.

Srednja atmosfera (mezosfera).

Na visini od oko 50 km, mezosfera počinje od vrha širokog temperaturnog maksimuma . Razlog za povećanje temperature u području ovog maksimuma je egzotermna (tj. praćena oslobađanjem toplote) fotohemijska reakcija razgradnje ozona: O 3 + hv® O 2 + O. Ozon nastaje kao rezultat fotohemijske razgradnje molekularnog kiseonika O 2

O 2 + hv® O + O i naknadna reakcija trostrukog sudara atoma kisika i molekule s nekim trećim molekulom M.

O + O 2 + M ® O 3 + M

Ozon halapljivo apsorbuje ultraljubičasto zračenje u području od 2000 do 3000 Å, a ovo zračenje zagrijava atmosferu. Ozon, koji se nalazi u gornjim slojevima atmosfere, služi kao svojevrsni štit koji nas štiti od djelovanja ultraljubičastog zračenja Sunca. Bez ovog štita razvoj života na Zemlji u njegovim modernim oblicima teško da bi bio moguć.

Općenito, u cijeloj mezosferi, atmosferska temperatura opada na svoju minimalnu vrijednost od oko 180 K na gornjoj granici mezosfere (nazvana mezopauza, visina oko 80 km). U blizini mezopauze, na visinama od 70-90 km, može se pojaviti vrlo tanak sloj ledenih kristala i čestica vulkanske i meteoritske prašine, posmatrano u obliku prekrasnog prizora noćnih oblaka ubrzo nakon zalaska sunca.

U mezosferi, male čvrste čestice meteorita koje padaju na Zemlju, uzrokujući fenomen meteora, uglavnom sagorevaju.

Meteori, meteoriti i vatrene kugle.

Baklje i druge pojave u gornjim slojevima Zemljine atmosfere uzrokovane upadom čvrstih kosmičkih čestica ili tijela u nju brzinom od 11 km/s ili više nazivaju se meteoroidi. Pojavljuje se vidljiv svijetli trag meteora; nazivaju se najmoćniji fenomeni, često praćeni padom meteorita vatrene kugle; pojava meteora je povezana sa kišama meteora.

Kiša meteora:

1) fenomen višestrukih pada meteora tokom nekoliko sati ili dana sa jednog radijanta.

2) roj meteoroida koji se kreće po istoj orbiti oko Sunca.

Sistematsko pojavljivanje meteora na određenom području neba iu određene dane u godini, uzrokovano presjekom Zemljine putanje sa zajedničkom putanjom mnogih meteoritskih tijela koja se kreću približno istim i identično usmjerenim brzinama, zbog za koje se čini da njihovi putevi na nebu izlaze iz zajedničke tačke (zračeće). Ime su dobili po sazviježđu u kojem se nalazi radijant.

Kiše meteora ostavljaju dubok utisak svojim svjetlosnim efektima, ali su pojedinačni meteori rijetko vidljivi. Mnogo brojniji su nevidljivi meteori, premali da bi bili vidljivi kada se apsorbuju u atmosferu. Neki od najmanjih meteora vjerovatno se uopće ne zagrijavaju, već ih samo atmosfera hvata. Ove male čestice veličine od nekoliko milimetara do desethiljaditih dijelova milimetra nazivaju se mikrometeoriti. Količina meteorske materije koja ulazi u atmosferu svakog dana kreće se od 100 do 10.000 tona, a većina ovog materijala dolazi iz mikrometeorita.

Budući da meteorska tvar djelomično sagorijeva u atmosferi, njen plinoviti sastav je napunjen tragovima raznih kemijskih elemenata. Na primjer, kameni meteori unose litijum u atmosferu. Sagorijevanje metalnih meteora dovodi do stvaranja sićušnih sferičnih željeza, željeza i nikla i drugih kapljica koje prolaze kroz atmosferu i talože se na površini zemlje. Mogu se naći na Grenlandu i Antarktiku, gdje ledeni pokrivači ostaju gotovo nepromijenjeni godinama. Oceanolozi ih nalaze u sedimentima dna oceana.

Većina čestica meteora koje uđu u atmosferu taloži se u roku od otprilike 30 dana. Neki naučnici vjeruju da ova kosmička prašina igra važnu ulogu u formiranju atmosferskih pojava kao što je kiša jer služi kao jezgra kondenzacije za vodenu paru. Stoga se pretpostavlja da su padavine statistički povezane sa velikim kišama meteora. Međutim, neki stručnjaci smatraju da, budući da je ukupna zaliha meteorskog materijala više desetina puta veća od one čak i najveće meteorske kiše, promjena ukupne količine ovog materijala koja je rezultat jedne takve kiše može se zanemariti.

Međutim, nema sumnje da najveći mikrometeoriti i vidljivi meteoriti ostavljaju duge tragove jonizacije u visokim slojevima atmosfere, uglavnom u jonosferi. Takvi tragovi se mogu koristiti za daljinske radio komunikacije, jer odražavaju visokofrekventne radio valove.

Energija meteora koji ulaze u atmosferu troši se uglavnom, a možda i u potpunosti, na njeno zagrijavanje. Ovo je jedna od manjih komponenti toplotne ravnoteže atmosfere.

Meteorit je prirodno čvrsto tijelo koje je palo na površinu Zemlje iz svemira. Obično se pravi razlika između kamenih, kameno-gvozdenih i gvozdenih meteorita. Potonji se uglavnom sastoje od željeza i nikla. Među pronađenim meteoritima većina teži od nekoliko grama do nekoliko kilograma. Najveći od pronađenih, željezni meteorit Goba, težak je oko 60 tona i još uvijek leži na istom mjestu gdje je otkriven, u Južnoj Africi. Većina meteorita su fragmenti asteroida, ali neki meteoriti su možda došli na Zemlju sa Mjeseca, pa čak i Marsa.

Bolid je veoma svetao meteor, ponekad vidljiv čak i tokom dana, često ostavljajući zadimljeni trag i praćen zvučnim fenomenima; često završava padom meteorita.

Termosfera.

Iznad temperaturnog minimuma mezopauze počinje termosfera, u kojoj temperatura prvo polako, a zatim brzo ponovo počinje rasti. Razlog je apsorpcija ultraljubičastog zračenja sa Sunca na visinama od 150-300 km, zbog jonizacije atomskog kiseonika: O + hv® O + + e.

U termosferi temperatura kontinuirano raste do visine od oko 400 km, gde tokom dana dostiže 1800 K tokom epohe maksimalne Sunčeve aktivnosti.U epohi minimalne Sunčeve aktivnosti ova granična temperatura može biti manja od 1000 K. Iznad 400 km, atmosfera se pretvara u izotermnu egzosferu. Kritični nivo (osnova egzosfere) je na visini od oko 500 km.

Polarna svjetla i mnoge orbite umjetnih satelita, kao i noćni oblaci - sve ove pojave se javljaju u mezosferi i termosferi.

Polarna svjetla.

Na visokim geografskim širinama, aurore se uočavaju tokom poremećaja magnetnog polja. Mogu trajati nekoliko minuta, ali su često vidljive i po nekoliko sati. Aurore se jako razlikuju po obliku, boji i intenzitetu, a sve se to ponekad vrlo brzo mijenja tokom vremena. Spektar aurore se sastoji od emisionih linija i traka. Neke od emisija noćnog neba su pojačane u spektru aurore, prvenstveno zelene i crvene linije l 5577 Å i l 6300 Å kiseonika. Dešava se da je jedna od ovih linija višestruko intenzivnija od druge, i to određuje vidljivu boju aurore: zelenu ili crvenu. Poremećaji magnetnog polja su takođe praćeni smetnjama u radio komunikacijama u polarnim oblastima. Uzrok poremećaja su promjene u jonosferi, što znači da za vrijeme magnetnih oluja postoji snažan izvor jonizacije. Utvrđeno je da se jake magnetne oluje javljaju kada se u blizini centra solarnog diska nalaze velike grupe sunčevih pjega. Zapažanja su pokazala da oluje nisu povezane sa samim sunčevim pjegama, već sa sunčevim bakljama koje se pojavljuju tokom razvoja grupe sunčevih pjega.

Aurore su raspon svjetlosti različitog intenziteta sa brzim kretanjima uočenim u područjima na visokim geografskim širinama Zemlje. Vizuelna aurora sadrži zelene (5577Å) i crvene (6300/6364Å) linije atomske emisije kiseonika i molekularne N2 trake, koje pobuđuju energetske čestice solarnog i magnetosferskog porekla. Ove emisije se obično pojavljuju na visinama od oko 100 km i više. Termin optička aurora se koristi za označavanje vizuelnih aurora i njihovog emisionog spektra od infracrvenog do ultraljubičastog područja. Energija zračenja u infracrvenom dijelu spektra značajno premašuje energiju u vidljivom području. Kada su se pojavile aurore, uočene su emisije u ULF opsegu (

Stvarne oblike aurore je teško klasifikovati; Najčešće korišteni termini su:

1. Mirni, ujednačeni lukovi ili pruge. Luk se obično proteže oko 1000 km u smjeru geomagnetne paralele (prema Suncu u polarnim područjima) i ima širinu od jednog do nekoliko desetina kilometara. Traka je generalizacija koncepta luka; obično nema pravilan oblik u obliku luka, već se savija u obliku slova S ili u obliku spirala. Lukovi i pruge nalaze se na nadmorskoj visini od 100-150 km.

2. Zraci aurore . Ovaj termin se odnosi na auroralnu strukturu izduženu duž linija magnetnog polja, sa vertikalnim opsegom od nekoliko desetina do nekoliko stotina kilometara. Horizontalni opseg zraka je mali, od nekoliko desetina metara do nekoliko kilometara. Zrake se obično posmatraju u lukovima ili kao zasebne strukture.

3. Mrlje ili površine . To su izolirana područja sjaja koja nemaju određeni oblik. Pojedinačne tačke mogu biti povezane jedna s drugom.

4. Veo. Neobičan oblik aurore, koji je ujednačen sjaj koji pokriva velika područja neba.

Prema svojoj strukturi, aurore se dijele na homogene, šuplje i blistave. Koriste se različiti termini; pulsirajući luk, pulsirajuća površina, difuzna površina, blistave pruge, draperije itd. Postoji klasifikacija aurora prema njihovoj boji. Prema ovoj klasifikaciji, aurore tipa A. Gornji dio ili cijeli dio je crvene boje (6300–6364 Å). Obično se pojavljuju na visinama od 300-400 km sa visokom geomagnetskom aktivnošću.

Aurora tip IN obojena crvenom bojom u donjem dijelu i povezana sa sjajem traka prvog pozitivnog sistema N 2 i prvog negativnog sistema O 2. Takvi oblici aurore pojavljuju se tokom najaktivnijih faza aurore.

Zone polarna svjetla – Ovo su zone maksimalne frekvencije aurore noću, prema posmatračima na fiksnoj tački na površini Zemlje. Zone se nalaze na 67° sjeverne i južne geografske širine, a njihova širina je oko 6°. Maksimalna pojava aurore, koja odgovara datom trenutku geomagnetnog lokalnog vremena, javlja se u ovalnim pojasevima (ovalne aurore), koji se nalaze asimetrično oko sjevernog i južnog geomagnetnog pola. Oval polarne svjetlosti je fiksiran u koordinatama geografske širine i vremena, a zona polarne svjetlosti je geometrijski lokus tačaka ponoćne regije ovala u koordinatama širina – dužina. Ovalni pojas se nalazi približno 23° od geomagnetnog pola u noćnom sektoru i 15° u dnevnom sektoru.

Aurora oval i aurora zone. Lokacija ovala aurore ovisi o geomagnetskoj aktivnosti. Oval postaje širi pri visokoj geomagnetnoj aktivnosti. Auroralne zone ili auroralne ovalne granice bolje su predstavljene L 6.4 nego dipolnim koordinatama. Linije geomagnetskog polja na granici dnevnog sektora ovala aurore poklapaju se sa magnetopauza. Uočava se promjena položaja ovala aurore u zavisnosti od ugla između geomagnetske ose i pravca Zemlja-Sunce. Auroralni oval se takođe određuje na osnovu podataka o taloženju čestica (elektrona i protona) određenih energija. Njegov položaj može se nezavisno odrediti iz podataka o Kaspakh na dnevnoj strani iu repu magnetosfere.

Dnevna varijacija u učestalosti pojavljivanja aurora u zoni aurore ima maksimum u geomagnetnoj ponoći i minimum u geomagnetnom podnevu. Na skoro ekvatorijalnoj strani ovala, učestalost pojavljivanja aurora naglo opada, ali je očuvan oblik dnevnih varijacija. Na polarnoj strani ovala, učestalost aurora se postepeno smanjuje i karakteriziraju složene dnevne promjene.

Intenzitet aurore.

Intenzitet Aurore određuje se mjerenjem prividne površinske svjetline. Svjetlosna površina I aurora u određenom smjeru određena je ukupnom emisijom od 4p I foton/(cm 2 s). Pošto ova vrijednost nije pravi površinski sjaj, već predstavlja emisiju iz kolone, jedinični foton/(cm 2 kolona s) se obično koristi kada se proučavaju aurore. Uobičajena jedinica za mjerenje ukupne emisije je Rayleigh (Rl) jednak 10 6 fotona/(cm 2 kolone s). Praktičnije jedinice intenziteta aurora određuju se emisijama pojedinačne linije ili pojasa. Na primjer, intenzitet aurore određen je međunarodnim koeficijentima svjetline (IBRs) prema intenzitetu zelene linije (5577 Å); 1 kRl = I MKY, 10 kRl = II MKY, 100 kRl = III MKY, 1000 kRl = IV MKY (maksimalni intenzitet aurore). Ova klasifikacija se ne može koristiti za crvene aurore. Jedno od otkrića tog doba (1957–1958) bilo je uspostavljanje prostorno-vremenske distribucije aurora u obliku ovala, pomaknutog u odnosu na magnetni pol. Od jednostavnih ideja o kružnom obliku distribucije aurore u odnosu na magnetni pol postojao je Prelazak na modernu fiziku magnetosfere je završen. Čast otkrića pripada O. Khoroshevoj, a intenzivan razvoj ideja za auroralni oval izvršili su G. Starkov, Y. Feldstein, S. I. Akasofu i niz drugih istraživača. Auroralni oval je područje najintenzivnijeg utjecaja Sunčevog vjetra na gornji dio Zemljine atmosfere. Intenzitet aurore je najveći u ovalu, a njena dinamika se kontinuirano prati pomoću satelita.

Stabilni auroralni crveni lukovi.

Stalni auroralni crveni luk, inače se naziva crveni luk srednje širine ili M-arc, je subvizualni (ispod granice osjetljivosti oka) široki luk, koji se proteže od istoka prema zapadu hiljadama kilometara i možda okružuje cijelu Zemlju. Širina luka je 600 km. Emisija stabilnog auroralnog crvenog luka je skoro monohromatska u crvenim linijama l 6300 Å i l 6364 Å. Nedavno su također prijavljene slabe emisione linije l 5577 Å (OI) i l 4278 Å (N+2). Trajni crveni lukovi se klasifikuju kao aurore, ali se pojavljuju na mnogo većim visinama. Donja granica se nalazi na nadmorskoj visini od 300 km, gornja granica je oko 700 km. Intenzitet tihog auroralnog crvenog luka u emisiji l 6300 Å kreće se od 1 do 10 kRl (tipična vrijednost 6 kRl). Prag osetljivosti oka na ovoj talasnoj dužini je oko 10 kRl, tako da se lukovi retko uočavaju vizuelno. Međutim, zapažanja su pokazala da je njihov sjaj >50 kRL u 10% noći. Uobičajeni vijek trajanja lukova je oko jedan dan, a rijetko se pojavljuju u narednim danima. Radio talasi sa satelita ili radio izvora koji prelaze uporne auroralne crvene lukove podložni su scintilaciji, što ukazuje na postojanje nehomogenosti elektronske gustine. Teorijsko objašnjenje za crvene lukove je da su zagrejani elektroni regiona F Jonosfera uzrokuje povećanje atoma kisika. Satelitska opažanja pokazuju povećanje temperature elektrona duž linija geomagnetnog polja koje sijeku uporne auroralne crvene lukove. Intenzitet ovih lukova je u pozitivnoj korelaciji sa geomagnetskom aktivnošću (oluja), a učestalost pojavljivanja lukova u pozitivnoj je korelaciji sa aktivnošću sunčevih pjega.

Promjena aurore.

Neki oblici aurore doživljavaju kvaziperiodične i koherentne vremenske varijacije u intenzitetu. Ove aurore sa približno stacionarnom geometrijom i brzim periodičnim varijacijama koje se javljaju u fazi nazivaju se promenljive aurore. Klasifikovane su kao aurore forme R prema Međunarodnom atlasu aurora Detaljnija podjela promjenjivih aurora:

R 1 (pulsirajuća aurora) je sjaj sa ujednačenim faznim varijacijama u svjetlini kroz oblik aurore. Po definiciji, u idealnoj pulsirajućoj aurori, prostorni i vremenski dijelovi pulsiranja se mogu razdvojiti, tj. osvetljenost I(r,t)= I s(r)· I T(t). U tipičnoj aurori R 1 se javljaju pulsacije sa frekvencijom od 0,01 do 10 Hz niskog intenziteta (1-2 kRl). Većina aurora R 1 – to su tačke ili lukovi koji pulsiraju u periodu od nekoliko sekundi.

R 2 (vatrena aurora). Termin se obično koristi za označavanje pokreta poput plamena koji ispunjava nebo, a ne da opiše poseban oblik. Aurore imaju oblik luka i obično se kreću prema gore sa visine od 100 km. Ove aurore su relativno rijetke i češće se javljaju izvan aurore.

R 3 (svjetlucava aurora). To su aurore sa brzim, nepravilnim ili pravilnim varijacijama u svjetlini, koje ostavljaju utisak treperavog plamena na nebu. Pojavljuju se neposredno prije nego što se aurora raspadne. Tipično uočena učestalost varijacija R 3 je jednako 10 ± 3 Hz.

Termin strujna aurora, koji se koristi za drugu klasu pulsirajućih aurora, odnosi se na nepravilne varijacije svjetline koje se brzo kreću horizontalno u auroralnim lukovima i prugama.

Promjenjiva aurora je jedan od solarno-terestričkih fenomena koji prate pulsacije geomagnetnog polja i auroralnog rendgenskog zračenja uzrokovane taloženjem čestica solarnog i magnetosferskog porijekla.

Sjaj polarne kape karakteriše visok intenzitet trake prvog negativnog sistema N + 2 (l 3914 Å). Tipično, ove N + 2 trake su pet puta intenzivnije od zelene linije OI l 5577 Å; apsolutni intenzitet sjaja polarne kape kreće se od 0,1 do 10 kRl (obično 1-3 kRl). Tokom ovih aurora, koje se pojavljuju tokom perioda PCA, ujednačen sjaj pokriva čitavu polarnu kapu do geomagnetske širine od 60° na visinama od 30 do 80 km. Generišu ga pretežno solarni protoni i d-čestice sa energijama od 10-100 MeV, stvarajući maksimalnu jonizaciju na ovim visinama. Postoji još jedna vrsta sjaja u zonama aurore, koja se zove mantle aurora. Za ovu vrstu auroralnog sjaja, dnevni maksimalni intenzitet, koji se javlja u jutarnjim satima, iznosi 1-10 kRL, a minimalni je pet puta slabiji. Zapažanja aurora plašta su rijetka i daleko između; njihov intenzitet ovisi o geomagnetskoj i solarnoj aktivnosti.

Atmosferski sjaj definira se kao zračenje koje proizvodi i emituje atmosfera planete. Ovo je netermalno zračenje atmosfere, sa izuzetkom emisije aurore, pražnjenja groma i emisije meteorskih tragova. Ovaj izraz se koristi u odnosu na Zemljinu atmosferu (noćni sjaj, sumrak i dnevni sjaj). Atmosferski sjaj čini samo dio svjetla dostupnog u atmosferi. Drugi izvori uključuju zvjezdano svjetlo, zodijačko svjetlo i dnevnu difuznu svjetlost sa Sunca. Atmosferski sjaj ponekad može činiti i do 40% ukupne količine svjetlosti. Atmosferski sjaj se javlja u atmosferskim slojevima različite visine i debljine. Atmosferski sjajni spektar pokriva talasne dužine od 1000 Å do 22,5 mikrona. Glavna emisiona linija u atmosferskom sjaju je l 5577 Å i pojavljuje se na nadmorskoj visini od 90-100 km u sloju debljine 30-40 km. Pojava luminescencije je posljedica Chapmanovog mehanizma, zasnovanog na rekombinaciji atoma kisika. Ostale emisione linije su l 6300 Å, koje se pojavljuju u slučaju disocijativne rekombinacije O + 2 i emisije NI l 5198/5201 Å i NI l 5890/5896 Å.

Intenzitet sjaja zraka mjeri se u Rayleighu. Svjetlina (u Rayleighu) je jednaka 4 rv, gdje je b ugaona površinska svjetlina emitivnog sloja u jedinicama od 10 6 fotona/(cm 2 ster·s). Intenzitet sjaja zavisi od geografske širine (različito za različite emisije), a takođe varira tokom dana sa maksimumom blizu ponoći. Uočena je pozitivna korelacija za sjaj zraka u emisiji l 5577 Å sa brojem sunčevih pjega i fluksom sunčevog zračenja na talasnoj dužini od 10,7 cm.Sjaj zraka je uočen tokom satelitskih eksperimenata. Iz svemira se pojavljuje kao svjetlosni prsten oko Zemlje i ima zelenkastu boju.

Ozonosfera.

Na visinama od 20–25 km postiže se maksimalna koncentracija neznatne količine ozona O 3 (do 2×10 –7 sadržaja kiseonika!), koji nastaje pod uticajem sunčevog ultraljubičastog zračenja na visinama od oko 10 do 50 km, štiteći planetu od jonizujućeg sunčevog zračenja. Uprkos izuzetno malom broju molekula ozona, oni štite sav život na Zemlji od štetnog dejstva kratkotalasnog (ultraljubičastog i rendgenskog) zračenja Sunca. Ako sve molekule deponujete u podnožje atmosfere, dobićete sloj debljine ne više od 3-4 mm! Na visinama iznad 100 km povećava se udio lakih plinova, a na vrlo velikim visinama dominiraju helijum i vodonik; mnogi molekuli disociraju na pojedinačne atome, koji, jonizovani pod uticajem tvrdog zračenja Sunca, formiraju jonosferu. Pritisak i gustina vazduha u Zemljinoj atmosferi opadaju sa visinom. U zavisnosti od raspodele temperature, Zemljina atmosfera se deli na troposferu, stratosferu, mezosferu, termosferu i egzosferu. .

Na nadmorskoj visini od 20–25 km nalazi se ozonski sloj. Ozon nastaje usled razgradnje molekula kiseonika pri apsorbovanju ultraljubičastog zračenja Sunca sa talasnim dužinama kraćim od 0,1-0,2 mikrona. Slobodni kiseonik se kombinuje sa molekulima O2 i formira ozon O3, koji pohlepno apsorbuje sve ultraljubičasto zračenje kraće od 0,29 mikrona. O3 molekule ozona lako se uništavaju kratkotalasnim zračenjem. Stoga, uprkos svom razrjeđivanju, ozonski omotač efikasno apsorbira ultraljubičasto zračenje Sunca koje je prošlo kroz više i transparentnije atmosferske slojeve. Zahvaljujući tome, živi organizmi na Zemlji su zaštićeni od štetnog djelovanja ultraljubičastog svjetla sa Sunca.

Ionosfera.

Sunčevo zračenje ionizira atome i molekule atmosfere. Stepen jonizacije postaje značajan već na visini od 60 kilometara i stalno raste sa udaljenosti od Zemlje. Na različitim visinama u atmosferi dešavaju se uzastopni procesi disocijacije različitih molekula i naknadna ionizacija različitih atoma i jona. To su uglavnom molekuli kisika O 2, dušika N 2 i njihovi atomi. U zavisnosti od intenziteta ovih procesa, različiti slojevi atmosfere koji se nalaze iznad 60 kilometara nazivaju se jonosferski slojevi. , a njihov totalitet je jonosfera . Donji sloj, čija je jonizacija neznatna, naziva se neutrosfera.

Maksimalna koncentracija nabijenih čestica u jonosferi postiže se na visinama od 300-400 km.

Istorija proučavanja jonosfere.

Hipotezu o postojanju provodnog sloja u gornjim slojevima atmosfere izneo je 1878. engleski naučnik Stjuart da bi objasnio karakteristike geomagnetnog polja. Zatim su 1902. godine, nezavisno jedan od drugog, Kenedi u SAD i Hevisajd u Engleskoj istakli da je za objašnjenje širenja radio talasa na velike udaljenosti neophodno pretpostaviti postojanje oblasti visoke provodljivosti u visokim slojevima atmosfere. Godine 1923. akademik M.V. Shuleikin, razmatrajući karakteristike širenja radio talasa različitih frekvencija, došao je do zaključka da u jonosferi postoje najmanje dva reflektujuća sloja. Zatim su 1925. engleski istraživači Appleton i Barnett, kao i Breit i Tuve, prvi eksperimentalno dokazali postojanje područja koja reflektiraju radio valove i postavili temelje za njihovo sistematsko proučavanje. Od tada se provodi sistematsko proučavanje svojstava ovih slojeva, općenito nazvanih ionosfera, koji igraju značajnu ulogu u nizu geofizičkih pojava koje određuju refleksiju i apsorpciju radio-talasa, što je vrlo važno za praktične svrhe, posebno za osiguranje pouzdanih radio komunikacija.

Tridesetih godina prošlog veka počela su sistematska posmatranja stanja jonosfere. U našoj zemlji, na inicijativu M. A. Bonch-Bruevicha, stvorene su instalacije za njeno sondiranje pulsa. Proučavana su mnoga opšta svojstva jonosfere, visine i koncentracija elektrona u njenim glavnim slojevima.

Na visinama od 60-70 km uočava se sloj D, na visinama od 100-120 km sloj E, na visinama, na visinama od 180–300 km dvoslojni F 1 i F 2. Glavni parametri ovih slojeva dati su u tabeli 4.

Tabela 4.

Tabela 4.
Ionosferski region	Maksimalna visina, km	T i , K	Dan		Noć n e , cm –3	a΄, ρm 3 s – 1
Ionosferski region	Maksimalna visina, km	T i , K	min n e , cm –3	Max n e , cm –3	Noć n e , cm –3	a΄, ρm 3 s – 1
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 (zima)	220–280	1000–2000	6 10 5	25 10 5	~10 5	2·10 –10
F 2 (ljeto)	250–320	1000–2000	2 10 5	8 10 5	~3·10 5	10 –10
n e– koncentracija elektrona, e – naboj elektrona, T i– temperatura jona, a΄ – koeficijent rekombinacije (koji određuje vrijednost n e i njegove promjene tokom vremena)

Prosječne vrijednosti su date jer se razlikuju na različitim geografskim širinama, ovisno o dobu dana i godišnjim dobima. Takvi podaci su neophodni da bi se osigurala radio komunikacija na daljinu. Koriste se za odabir radnih frekvencija za različite kratkotalasne radio veze. Poznavanje njihovih promjena u zavisnosti od stanja jonosfere u različito doba dana iu različitim godišnjim dobima izuzetno je važno za osiguranje pouzdanosti radio komunikacija. Jonosfera je skup jonizovanih slojeva zemljine atmosfere, počevši od visina od oko 60 km i proteže se do visina od desetina hiljada km. Glavni izvor jonizacije Zemljine atmosfere je ultraljubičasto i rendgensko zračenje Sunca, koje se javlja uglavnom u solarnoj hromosferi i koroni. Osim toga, na stepen jonizacije gornjeg sloja atmosfere utiču solarni korpuskularni tokovi koji se javljaju tokom sunčevih baklji, kao i kosmičke zrake i meteorske čestice.

Jonosferski slojevi

- to su područja u atmosferi u kojima se postižu maksimalne koncentracije slobodnih elektrona (tj. njihov broj po jedinici zapremine). Električno nabijeni slobodni elektroni i (u manjoj mjeri, manje mobilni ioni) koji nastaju ionizacijom atoma atmosferskih plinova, u interakciji s radio valovima (tj. elektromagnetnim oscilacijama), mogu promijeniti svoj smjer, reflektirajući ih ili prelamajući ih i apsorbirati njihovu energiju. . Kao rezultat toga, prilikom prijema udaljenih radio stanica mogu se pojaviti različiti efekti, na primjer, slabljenje radio komunikacija, povećana čujnost udaljenih stanica, zamračenja i tako dalje. fenomeni.

Metode istraživanja.

Klasične metode proučavanja jonosfere sa Zemlje svode se na pulsno sondiranje - slanje radio impulsa i posmatranje njihovih refleksija od različitih slojeva jonosfere, mjerenje vremena kašnjenja i proučavanje intenziteta i oblika reflektiranih signala. Mjerenjem visina refleksije radio impulsa na različitim frekvencijama, određivanjem kritičnih frekvencija različitih područja (kritična frekvencija je noseća frekvencija radio impulsa, za koju dati dio jonosfere postaje transparentan), moguće je odrediti vrijednost koncentracije elektrona u slojevima i efektivne visine za date frekvencije, te odabrati optimalne frekvencije za date radio putanje. Razvojem raketne tehnologije i dolaskom svemirskog doba umjetnih Zemljinih satelita (AES) i drugih svemirskih letjelica, postalo je moguće direktno mjerenje parametara svemirske plazme blizu Zemlje, čiji je donji dio jonosfera.

Mjerenja koncentracije elektrona, obavljena na specijalno lansiranim raketama i duž satelitskih putanja, potvrdila su i razjasnila podatke koji su prethodno dobijeni zemaljskim metodama o strukturi jonosfere, raspodjeli koncentracije elektrona po visini iznad različitih područja Zemlje i omogućio je dobivanje vrijednosti koncentracije elektrona iznad glavnog maksimuma - sloja F. Ranije je to bilo nemoguće učiniti pomoću metoda sondiranja zasnovanih na posmatranju reflektovanih kratkotalasnih radio impulsa. Utvrđeno je da u nekim dijelovima zemaljske kugle postoje prilično stabilna područja sa smanjenom koncentracijom elektrona, pravilni „jonosferski vjetrovi“, u jonosferi nastaju neobični valni procesi koji prenose lokalne poremećaje ionosfere hiljadama kilometara od mjesta njihovog pobuđivanja, i mnogo više. Stvaranje posebno visokoosjetljivih prijemnih uređaja omogućilo je primanje impulsnih signala djelomično reflektiranih iz najnižih područja jonosfere (stanice djelomične refleksije) na stanicama za sondiranje impulsa jonosfere. Upotreba moćnih impulsnih instalacija u metarskom i decimetarskom opsegu talasnih dužina uz upotrebu antena koje omogućavaju visoku koncentraciju emitovane energije omogućila je posmatranje signala rasutih jonosferom na različitim visinama. Proučavanje karakteristika spektra ovih signala, nekoherentno raspršenih elektronima i ionima jonosferske plazme (za to su korištene stanice nekoherentnog raspršenja radio valova) omogućilo je određivanje koncentracije elektrona i iona, njihovog ekvivalenta. temperature na raznim visinama do visina od nekoliko hiljada kilometara. Ispostavilo se da je jonosfera prilično transparentna za frekvencije koje se koriste.

Koncentracija električnih naboja (koncentracija elektrona je jednaka koncentraciji jona) u zemljinoj jonosferi na visini od 300 km iznosi oko 10 6 cm –3 tokom dana. Plazma takve gustine odbija radio talase dužine veće od 20 m, a emituje i kraće.

Tipična vertikalna distribucija koncentracije elektrona u jonosferi za dnevne i noćne uslove.

Širenje radio talasa u jonosferi.

Stabilan prijem stanica za daljinsko emitovanje zavisi od frekvencija koje se koriste, kao i od doba dana, sezone i, pored toga, od solarne aktivnosti. Sunčeva aktivnost značajno utiče na stanje jonosfere. Radio talasi koje emituje zemaljska stanica putuju pravolinijski, kao i sve vrste elektromagnetnih talasa. Međutim, treba uzeti u obzir da i površina Zemlje i ionizirani slojevi njene atmosfere služe kao ploče ogromnog kondenzatora, djelujući na njih poput efekta ogledala na svjetlost. Odbijajući se od njih, radio talasi mogu da putuju hiljade kilometara, kružeći oko globusa u ogromnim skokovima od stotina i hiljada kilometara, reflektujući se naizmenično od sloja jonizovanog gasa i od površine Zemlje ili vode.

Dvadesetih godina prošlog vijeka vjerovalo se da radio valovi kraći od 200 m uglavnom nisu pogodni za komunikaciju na daljinu zbog jake apsorpcije. Prve eksperimente o prijemu kratkih talasa na daljinu preko Atlantika između Evrope i Amerike izveli su engleski fizičar Oliver Hevisajd i američki elektroinženjer Artur Keneli. Nezavisno jedni od drugih, sugerirali su da negdje oko Zemlje postoji jonizirani sloj atmosfere sposoban reflektirati radio valove. Nazvan je Hevisajd-Kenelijev sloj, a zatim ionosfera.

Prema modernim konceptima, jonosfera se sastoji od negativno nabijenih slobodnih elektrona i pozitivno nabijenih iona, uglavnom molekulskog kisika O+ i dušikovog oksida NO+. Joni i elektroni nastaju kao rezultat disocijacije molekula i ionizacije atoma neutralnog plina sunčevim rendgenskim zrakama i ultraljubičastim zračenjem. Da bi se atom ionizirao, potrebno mu je prenijeti energiju ionizacije, čiji je glavni izvor za jonosferu ultraljubičasto, rendgensko i korpuskularno zračenje Sunca.

Dok je plinovita ljuska Zemlje obasjana Suncem, u njoj se kontinuirano formira sve više elektrona, ali se u isto vrijeme neki od elektrona, sudarajući se s ionima, rekombiniraju, stvarajući opet neutralne čestice. Nakon zalaska sunca, formiranje novih elektrona gotovo prestaje, a broj slobodnih elektrona počinje da se smanjuje. Što je više slobodnih elektrona u jonosferi, to se valovi visoke frekvencije bolje odbijaju od nje. Sa smanjenjem koncentracije elektrona, prolaz radio talasa je moguć samo u niskim frekvencijskim opsezima. Zato je noću, po pravilu, moguće primati udaljene stanice samo u rasponima od 75, 49, 41 i 31 m. Elektroni su neravnomjerno raspoređeni u jonosferi. Na visinama od 50 do 400 km postoji nekoliko slojeva ili područja povećane koncentracije elektrona. Ove oblasti glatko prelaze jedna u drugu i imaju različite efekte na širenje VF radio talasa. Gornji sloj jonosfere označen je slovom F. Ovdje je najveći stepen jonizacije (udio nabijenih čestica je oko 10 –4). Nalazi se na nadmorskoj visini većoj od 150 km iznad površine Zemlje i igra glavnu reflektirajuću ulogu u širenju visokofrekventnih HF radio talasa na velike udaljenosti. U letnjim mesecima, region F se deli na dva sloja - F 1 i F 2. Sloj F1 može zauzimati visine od 200 do 250 km, i sloj FČini se da 2 "pluta" u rasponu visina od 300-400 km. Obično slojevito F 2 je jonizovan mnogo jače od sloja F 1 . Noćni sloj F 1 nestaje i sloj F 2 ostaje, polako gubi do 60% svog stepena jonizacije. Ispod sloja F na visinama od 90 do 150 km nalazi se sloj Ečija se jonizacija dešava pod uticajem mekog rendgenskog zračenja Sunca. Stepen jonizacije sloja E je niži od stepena ionizacije sloja E F, tokom dana dolazi do prijema stanica u niskofrekventnom VF opsegu od 31 i 25 m kada se signali reflektuju od sloja E. Obično su to stanice koje se nalaze na udaljenosti od 1000-1500 km. Noću u sloju E Ionizacija se naglo smanjuje, ali čak iu ovom trenutku nastavlja igrati značajnu ulogu u prijemu signala sa stanica na rasponima od 41, 49 i 75 m.

Od velikog interesa za prijem signala visokofrekventnih VF opsega od 16, 13 i 11 m su oni koji nastaju u tom području. E slojevi (oblaci) visoko povećane jonizacije. Područje ovih oblaka može varirati od nekoliko do stotina kvadratnih kilometara. Ovaj sloj povećane jonizacije naziva se sporadični sloj E i određen je Es. Es oblaci mogu se kretati u jonosferi pod uticajem vjetra i dostizati brzinu do 250 km/h. Ljeti u srednjim geografskim širinama tokom dana, nastanak radio talasa zbog Es oblaka javlja se 15-20 dana u mjesecu. U blizini ekvatora je gotovo uvijek prisutan, a na visokim geografskim širinama obično se pojavljuje noću. Ponekad, tokom godina niske solarne aktivnosti, kada nema prenosa na visokofrekventnim HF opsezima, na 16, 13 i 11 m opsegu iznenada se pojave udaljene stanice sa dobrom jačinom, čiji se signali višestruko reflektuju od Es.

Najniži region jonosfere je region D nalazi se na nadmorskoj visini između 50 i 90 km. Ovdje ima relativno malo slobodnih elektrona. Iz okoline D Dugi i srednji talasi se dobro reflektuju, a signali sa niskofrekventnih VF stanica se snažno apsorbuju. Nakon zalaska sunca, jonizacija vrlo brzo nestaje i postaje moguće primati udaljene stanice u rasponima od 41, 49 i 75 m, čiji se signali odbijaju od slojeva. F 2 i E. Pojedinačni slojevi jonosfere igraju važnu ulogu u širenju VF radio signala. Efekat na radio talase nastaje uglavnom zbog prisustva slobodnih elektrona u jonosferi, iako je mehanizam širenja radio talasa povezan sa prisustvom velikih jona. Potonji su također od interesa za proučavanje kemijskih svojstava atmosfere, jer su aktivniji od neutralnih atoma i molekula. Hemijske reakcije koje se odvijaju u jonosferi igraju važnu ulogu u njenoj energetskoj i električnoj ravnoteži.

Normalna jonosfera. Zapažanja napravljena pomoću geofizičkih raketa i satelita dala su mnoštvo novih informacija koje ukazuju da se jonizacija atmosfere događa pod uticajem širokog spektra sunčevog zračenja. Njegov glavni dio (više od 90%) koncentrisan je u vidljivom dijelu spektra. Ultraljubičasto zračenje, koje ima kraću talasnu dužinu i veću energiju od ljubičastih svetlosnih zraka, emituje vodonik u unutrašnjoj atmosferi Sunca (hromosfera), a rendgenske zrake, koje imaju još veću energiju, emituju gasovi u spoljašnjoj ljusci Sunca. (korona).

Normalno (prosječno) stanje jonosfere je posljedica stalnog snažnog zračenja. U normalnoj ionosferi se dešavaju redovite promjene zbog dnevne rotacije Zemlje i sezonskih razlika u kutu upada sunčevih zraka u podne, ali se javljaju i nepredvidive i nagle promjene stanja jonosfere.

Poremećaji u jonosferi.

Kao što je poznato, na Suncu se javljaju snažne ciklično ponavljajuće manifestacije aktivnosti koje dostižu maksimum svakih 11 godina. Posmatranja u okviru programa Međunarodne geofizičke godine (IGY) poklopila su se sa periodom najveće solarne aktivnosti za čitav period sistematskih meteoroloških osmatranja, tj. s početka 18. vijeka. Tokom perioda velike aktivnosti, sjaj nekih područja na Suncu se povećava nekoliko puta, a snaga ultraljubičastog i rendgenskog zračenja naglo raste. Takve pojave se nazivaju solarne baklje. Traju od nekoliko minuta do jednog do dva sata. Tokom baklje, solarna plazma (uglavnom protoni i elektroni) eruptira, a elementarne čestice jure u svemir. Elektromagnetno i korpuskularno zračenje Sunca tokom takvih baklji ima snažan uticaj na Zemljinu atmosferu.

Početna reakcija se zapaža 8 minuta nakon baklje, kada intenzivno ultraljubičasto i rendgensko zračenje stigne do Zemlje. Kao rezultat, ionizacija se naglo povećava; X-zraci prodiru u atmosferu do donje granice ionosfere; broj elektrona u ovim slojevima raste toliko da se radio signali skoro potpuno apsorbuju („ugase“). Dodatna apsorpcija zračenja uzrokuje zagrijavanje plina, što doprinosi razvoju vjetrova. Jonizirani plin je električni provodnik, a kada se kreće u magnetskom polju Zemlje, javlja se dinamo efekat i stvara se električna struja. Takve struje mogu, zauzvrat, uzrokovati primjetne poremećaje u magnetskom polju i manifestirati se u obliku magnetnih oluja.

Strukturu i dinamiku gornjeg sloja atmosfere značajno određuju neravnotežni procesi u termodinamičkom smislu povezani sa jonizacijom i disocijacijom sunčevim zračenjem, hemijskim procesima, ekscitacijom molekula i atoma, njihovom deaktivacijom, sudarima i drugim elementarnim procesima. U ovom slučaju, stepen neravnoteže raste sa visinom kako se gustina smanjuje. Do visina od 500–1000 km, a često i više, stupanj neravnoteže za mnoge karakteristike gornje atmosfere je prilično mali, što omogućava korištenje klasične i hidromagnetske hidrodinamike, uzimajući u obzir kemijske reakcije, za njeno opisivanje.

Egzosfera je vanjski sloj Zemljine atmosfere, koji počinje na visinama od nekoliko stotina kilometara, iz kojeg lagani atomi vodonika koji se brzo kreću mogu pobjeći u svemir.

Edward Kononovich

književnost:

Pudovkin M.I. Osnove solarne fizike. Sankt Peterburg, 2001
Eris Chaisson, Steve McMillan Astronomija danas. Prentice-Hall, Inc. Upper Saddle River, 2002
Materijali na Internetu: http://ciencia.nasa.gov/

Atmosfera (od starogrčkog ἀτμός - para i σφαῖρα - lopta) je plinska ljuska (geosfera) koja okružuje planetu Zemlju. Njegova unutrašnja površina pokriva hidrosferu i dijelom zemljinu koru, dok se vanjska površina graniči sa prizemnim dijelom svemira.

Skup grana fizike i hemije koje proučavaju atmosferu obično se naziva atmosferska fizika. Atmosfera određuje vrijeme na površini Zemlje, meteorologija proučava vrijeme, a klimatologija se bavi dugoročnim klimatskim varijacijama.

Fizička svojstva

Debljina atmosfere je otprilike 120 km od površine Zemlje. Ukupna masa vazduha u atmosferi je (5,1-5,3) 1018 kg. Od toga je masa suhog zraka (5,1352 ± 0,0003) 1018 kg, ukupna masa vodene pare je u prosjeku 1,27 1016 kg.

Molarna masa čistog suhog zraka je 28,966 g/mol, a gustina zraka na površini mora oko 1,2 kg/m3. Pritisak na 0 °C na nivou mora je 101,325 kPa; kritična temperatura - -140,7 °C (~132,4 K); kritični pritisak - 3,7 MPa; Cp na 0 °C - 1,0048·103 J/(kg·K), Cv - 0,7159·103 J/(kg·K) (na 0 °C). Rastvorljivost vazduha u vodi (po masi) na 0 °C - 0,0036%, na 25 °C - 0,0023%.

Kao „normalni uslovi“ na površini Zemlje prihvaćeni su: gustina 1,2 kg/m3, barometarski pritisak 101,35 kPa, temperatura plus 20 °C i relativna vlažnost 50%. Ovi uslovni indikatori imaju čisto inženjerski značaj.

Hemijski sastav

Zemljina atmosfera je nastala kao rezultat oslobađanja gasova tokom vulkanskih erupcija. Pojavom okeana i biosfere nastao je izmjenom plinova s vodom, biljkama, životinjama i proizvodima njihovog raspadanja u tlima i močvarama.

Trenutno se Zemljina atmosfera sastoji uglavnom od plinova i raznih nečistoća (prašina, kapljice vode, kristali leda, morske soli, produkti sagorijevanja).

Koncentracija plinova koji čine atmosferu gotovo je konstantna, s izuzetkom vode (H2O) i ugljičnog dioksida (CO2).

Sastav suvog vazduha


Nitrogen
Kiseonik
Argon
Voda
Ugljen-dioksid
Neon
Helijum
Metan
Krypton
Vodonik
Xenon
Dušikov oksid

Pored gasova navedenih u tabeli, atmosfera sadrži SO2, NH3, CO, ozon, ugljovodonike, HCl, HF, Hg pare, I2, kao i NO i mnoge druge gasove u malim količinama. Troposfera stalno sadrži veliku količinu suspendovanih čvrstih i tečnih čestica (aerosol).

Struktura atmosfere

Troposfera

Njegova gornja granica je na nadmorskoj visini od 8-10 km u polarnim, 10-12 km u umjerenim i 16-18 km u tropskim geografskim širinama; niže zimi nego ljeti. Donji, glavni sloj atmosfere sadrži više od 80% ukupne mase atmosferskog vazduha i oko 90% sve vodene pare prisutne u atmosferi. Turbulencija i konvekcija su jako razvijene u troposferi, nastaju oblaci, a razvijaju se cikloni i anticikloni. Temperatura opada sa povećanjem nadmorske visine sa prosječnim vertikalnim gradijentom od 0,65°/100 m

Tropopauza

Prijelazni sloj iz troposfere u stratosferu, sloj atmosfere u kojem se zaustavlja smanjenje temperature sa visinom.

Stratosfera

Sloj atmosfere koji se nalazi na nadmorskoj visini od 11 do 50 km. Karakterizira ga blaga promjena temperature u sloju od 11-25 km (donji sloj stratosfere) i povećanje temperature u sloju od 25-40 km od -56,5 do 0,8 °C (gornji sloj stratosfere ili inverziona regija) . Nakon dostizanja vrijednosti od oko 273 K (skoro 0 °C) na visini od oko 40 km, temperatura ostaje konstantna do visine od oko 55 km. Ovo područje konstantne temperature naziva se stratopauza i predstavlja granicu između stratosfere i mezosfere.

Stratopauza

Granični sloj atmosfere između stratosfere i mezosfere. U vertikalnoj raspodjeli temperature postoji maksimum (oko 0 °C).

Mezosfera

Mezosfera počinje na nadmorskoj visini od 50 km i proteže se do 80-90 km. Temperatura opada sa visinom sa prosječnim vertikalnim gradijentom od (0,25-0,3)°/100 m. Glavni energetski proces je prijenos topline zračenja. Složeni fotohemijski procesi koji uključuju slobodne radikale, vibraciono pobuđene molekule itd. uzrokuju luminescenciju atmosfere.

Mesopauza

Prijelazni sloj između mezosfere i termosfere. Postoji minimum u vertikalnoj distribuciji temperature (oko -90 °C).

Karmanova linija

Visina iznad nivoa mora, koja je konvencionalno prihvaćena kao granica između Zemljine atmosfere i svemira. Prema FAI definiciji, Karmanova linija se nalazi na nadmorskoj visini od 100 km.

Granica Zemljine atmosfere

Termosfera

Gornja granica je oko 800 km. Temperatura se penje na nadmorske visine od 200-300 km, gdje dostiže vrijednosti od reda od 1500 K, nakon čega ostaje gotovo konstantna do velikih visina. Pod uticajem ultraljubičastog i rendgenskog sunčevog zračenja i kosmičkog zračenja dolazi do jonizacije vazduha („aurore“) - glavni delovi jonosfere leže unutar termosfere. Na visinama iznad 300 km prevladava atomski kiseonik. Gornja granica termosfere je u velikoj mjeri određena trenutnom aktivnošću Sunca. U periodima niske aktivnosti - na primjer, 2008-2009 - primetno je smanjenje veličine ovog sloja.

Termopauza

Područje atmosfere u blizini termosfere. U ovoj regiji, apsorpcija sunčevog zračenja je zanemarljiva i temperatura se zapravo ne mijenja s visinom.

Egzosfera (sfera raspršivanja)

Egzosfera je zona disperzije, vanjski dio termosfere, smješten iznad 700 km. Gas u egzosferi je vrlo razrijeđen i odavde njegove čestice cure u međuplanetarni prostor (disipacija).

Do visine od 100 km atmosfera je homogena, dobro izmiješana mješavina plinova. U višim slojevima distribucija plinova po visini ovisi o njihovoj molekularnoj težini; koncentracija težih plinova opada brže s udaljenosti od Zemljine površine. Zbog smanjenja gustine gasa, temperatura pada sa 0 °C u stratosferi na -110 °C u mezosferi. Međutim, kinetička energija pojedinačnih čestica na visinama od 200-250 km odgovara temperaturi od ~150 °C. Iznad 200 km, primjećuju se značajne fluktuacije temperature i gustine gasa u vremenu i prostoru.

Na visini od oko 2000-3500 km, egzosfera se postupno pretvara u takozvani vakuum blizu svemira, koji je ispunjen vrlo razrijeđenim česticama međuplanetarnog plina, uglavnom atomima vodika. Ali ovaj plin predstavlja samo dio međuplanetarne materije. Drugi dio čine čestice prašine kometnog i meteorskog porijekla. Pored izuzetno razrijeđenih čestica prašine, u ovaj prostor prodire elektromagnetno i korpuskularno zračenje solarnog i galaktičkog porijekla.

Troposfera čini oko 80% mase atmosfere, stratosfera - oko 20%; masa mezosfere nije veća od 0,3%, termosfera je manja od 0,05% ukupne mase atmosfere. Na osnovu električnih svojstava u atmosferi razlikuju se neutronosfera i jonosfera. Trenutno se vjeruje da se atmosfera prostire na nadmorskoj visini od 2000-3000 km.

U zavisnosti od sastava gasa u atmosferi, razlikuju se homosfera i heterosfera. Heterosfera je oblast u kojoj gravitacija utiče na odvajanje gasova, jer je njihovo mešanje na takvoj visini zanemarljivo. To implicira promjenjiv sastav heterosfere. Ispod njega leži dobro izmiješan, homogen dio atmosfere koji se naziva homosfera. Granica između ovih slojeva naziva se turbopauza i nalazi se na nadmorskoj visini od oko 120 km.

Ostala svojstva atmosfere i uticaji na ljudski organizam

Već na nadmorskoj visini od 5 km, neobučena osoba počinje iskusiti gladovanje kisikom i bez adaptacije, performanse osobe su značajno smanjene. Ovdje se završava fiziološka zona atmosfere. Ljudsko disanje postaje nemoguće na visini od 9 km, iako do otprilike 115 km atmosfera sadrži kisik.

Atmosfera nas opskrbljuje kisikom neophodnim za disanje. Međutim, zbog pada ukupnog pritiska atmosfere, kako se dižete na visinu, parcijalni pritisak kiseonika se shodno tome smanjuje.

Ljudska pluća stalno sadrže oko 3 litre alveolarnog zraka. Parcijalni pritisak kiseonika u alveolarnom vazduhu pri normalnom atmosferskom pritisku je 110 mmHg. Art., pritisak ugljičnog dioksida - 40 mm Hg. art., i vodena para - 47 mm Hg. Art. S povećanjem nadmorske visine, tlak kisika opada, a ukupni tlak pare vode i ugljičnog dioksida u plućima ostaje gotovo konstantan - oko 87 mm Hg. Art. Opskrba plućima kisikom će se potpuno zaustaviti kada pritisak okolnog zraka postane jednak ovoj vrijednosti.

Na visini od oko 19-20 km, atmosferski pritisak pada na 47 mm Hg. Art. Stoga, na ovoj nadmorskoj visini, voda i intersticijska tečnost počinju da ključaju u ljudskom tijelu. Izvan kabine pod pritiskom na ovim visinama, smrt se događa gotovo trenutno. Dakle, sa stanovišta ljudske fiziologije, "svemir" počinje već na visini od 15-19 km.

Gusti slojevi zraka - troposfera i stratosfera - štite nas od štetnog djelovanja radijacije. Uz dovoljno razrjeđivanje zraka, na visinama većim od 36 km, jonizujuće zračenje - primarni kosmički zraci - imaju intenzivan učinak na organizam; Na visinama većim od 40 km, ultraljubičasti dio sunčevog spektra je opasan za ljude.

Kako se dižemo na sve veću visinu iznad Zemljine površine, tako poznate pojave uočene u nižim slojevima atmosfere kao što su širenje zvuka, pojava aerodinamičkog podizanja i otpora, prijenos topline konvekcijom itd. postepeno slabe, a zatim potpuno nestaju.

U razrijeđenim slojevima zraka širenje zvuka je nemoguće. Do visina od 60-90 km još uvijek je moguće koristiti otpor zraka i podizanje za kontrolirani aerodinamički let. Ali počevši od visina od 100-130 km, koncepti M broja i zvučne barijere, poznati svakom pilotu, gube značenje: tu leži konvencionalna Karmanova linija, iza koje počinje područje čisto balističkog leta, koje može samo kontrolirati pomoću reaktivnih sila.

Na visinama iznad 100 km atmosfera je lišena još jednog izuzetnog svojstva - sposobnosti da apsorbuje, provodi i prenosi toplotnu energiju konvekcijom (tj. miješanjem zraka). To znači da različiti elementi opreme na orbitalnoj svemirskoj stanici neće moći da se hlade spolja na isti način kao što se to obično radi u avionu - uz pomoć vazdušnih mlaznica i vazdušnih radijatora. Na ovoj visini, kao i općenito u svemiru, jedini način prijenosa topline je toplinsko zračenje.

Istorija nastanka atmosfere

Prema najčešćoj teoriji, Zemljina atmosfera je tokom vremena imala tri različita sastava. U početku se sastojao od lakih gasova (vodonik i helijum) uhvaćenih iz međuplanetarnog prostora. Ovo je takozvana primarna atmosfera (prije oko četiri milijarde godina). U sljedećoj fazi, aktivna vulkanska aktivnost dovela je do zasićenja atmosfere drugim plinovima osim vodonika (ugljični dioksid, amonijak, vodena para). Tako je nastala sekundarna atmosfera (oko tri milijarde godina prije današnjeg dana). Ova atmosfera je bila obnavljajuća. Nadalje, proces formiranja atmosfere određen je sljedećim faktorima:

curenje lakih gasova (vodonik i helijum) u međuplanetarni prostor;
hemijske reakcije koje se dešavaju u atmosferi pod uticajem ultraljubičastog zračenja, pražnjenja groma i nekih drugih faktora.

Postepeno, ovi faktori su doveli do formiranja tercijarne atmosfere, koju karakteriše mnogo manje vodonika i mnogo više azota i ugljen-dioksida (nastalih kao rezultat hemijskih reakcija iz amonijaka i ugljovodonika).

Nitrogen

Formiranje velike količine dušika N2 posljedica je oksidacije atmosfere amonijak-vodik molekularnim kisikom O2, koji je počeo dolaziti s površine planete kao rezultat fotosinteze, počevši prije 3 milijarde godina. Dušik N2 se također oslobađa u atmosferu kao rezultat denitrifikacije nitrata i drugih spojeva koji sadrže dušik. Azot se oksidira ozonom u NO u gornjoj atmosferi.

Azot N2 reaguje samo pod određenim uslovima (na primer, tokom pražnjenja groma). Oksidacija molekularnog azota ozonom tokom električnih pražnjenja koristi se u malim količinama u industrijskoj proizvodnji azotnih đubriva. Cijanobakterije (plavo-zelene alge) i bakterije kvržice koje formiraju rizobijalnu simbiozu sa mahunarkama, tzv., mogu je uz malu potrošnju energije oksidirati i pretvoriti u biološki aktivan oblik. zeleno đubrivo.

Kiseonik

Sastav atmosfere počeo se radikalno mijenjati pojavom živih organizama na Zemlji, kao rezultat fotosinteze, praćene oslobađanjem kisika i apsorpcijom ugljičnog dioksida. U početku se kiseonik trošio na oksidaciju redukovanih jedinjenja – amonijaka, ugljovodonika, željeznog oblika gvožđa sadržanog u okeanima, itd. Na kraju ove faze, sadržaj kiseonika u atmosferi počeo je da raste. Postepeno se formirala moderna atmosfera sa oksidativnim svojstvima. Budući da je to izazvalo ozbiljne i nagle promjene u mnogim procesima u atmosferi, litosferi i biosferi, ovaj događaj je nazvan kisikovom katastrofom.

Tokom fanerozoika, sastav atmosfere i sadržaj kiseonika su pretrpeli promene. One su prvenstveno bile u korelaciji sa brzinom taloženja organskog sedimenta. Dakle, tokom perioda akumulacije uglja, sadržaj kiseonika u atmosferi očigledno je značajno premašio savremeni nivo.

Ugljen-dioksid

Sadržaj CO2 u atmosferi zavisi od vulkanske aktivnosti i hemijskih procesa u zemljinim školjkama, ali najviše od intenziteta biosinteze i razgradnje organske materije u Zemljinoj biosferi. Gotovo cjelokupna sadašnja biomasa planete (oko 2,4 1012 tona) nastaje zbog ugljičnog dioksida, dušika i vodene pare sadržane u atmosferskom zraku. Organski sastojci zakopani u okeanu, močvarama i šumama pretvaraju se u ugalj, naftu i prirodni gas.

Plemeniti gasovi

Izvor plemenitih gasova - argona, helijuma i kriptona - su vulkanske erupcije i raspad radioaktivnih elemenata. Zemlja općenito i atmosfera posebno su osiromašeni inertnim plinovima u odnosu na svemir. Vjeruje se da razlog tome leži u kontinuiranom curenju plinova u međuplanetarni prostor.

Zagađenje zraka

Nedavno su ljudi počeli da utiču na evoluciju atmosfere. Rezultat njegovih aktivnosti bilo je stalno povećanje sadržaja ugljičnog dioksida u atmosferi zbog sagorijevanja ugljikovodičnih goriva nakupljenih u prethodnim geološkim erama. Ogromne količine CO2 se troše tokom fotosinteze i apsorbuju ga svjetski okeani. Ovaj plin ulazi u atmosferu zbog raspadanja karbonatnih stijena i organskih tvari biljnog i životinjskog porijekla, kao i zbog vulkanizma i ljudske industrijske aktivnosti. U proteklih 100 godina, sadržaj CO2 u atmosferi porastao je za 10%, pri čemu najveći dio (360 milijardi tona) dolazi od sagorijevanja goriva. Ako se nastavi stopa rasta sagorijevanja goriva, onda će se u sljedećih 200-300 godina količina CO2 u atmosferi udvostručiti i mogla bi dovesti do globalnih klimatskih promjena.

Sagorevanje goriva je glavni izvor zagađujućih gasova (CO, NO, SO2). Sumpor dioksid se oksidira kisikom iz atmosfere u SO3, a dušikov oksid u NO2 u gornjim slojevima atmosfere, koji zauzvrat stupaju u interakciju s vodenom parom, a rezultirajuća sumporna kiselina H2SO4 i dušična kiselina HNO3 padaju na površinu Zemlje u oblik tzv. kisela kiša. Upotreba motora sa unutrašnjim sagorevanjem dovodi do značajnog zagađenja atmosfere azotnim oksidima, ugljovodonicima i jedinjenjima olova (tetraetil olovo) Pb(CH3CH2)4.

Zagađenje atmosfere aerosolom uzrokovano je kako prirodnim uzrocima (erupcije vulkana, prašne oluje, unošenje kapi morske vode i biljnog polena, itd.), tako i ljudskim ekonomskim aktivnostima (vađenje ruda i građevinskih materijala, sagorijevanje goriva, proizvodnja cementa itd.). ). Intenzivno ispuštanje čestica velikih razmjera u atmosferu jedan je od mogućih uzroka klimatskih promjena na planeti.

(Posjećeno 730 puta, 1 posjeta danas)

Troposfera

Tropopauza

Prijelazni sloj iz troposfere u stratosferu, sloj atmosfere u kojem se zaustavlja smanjenje temperature sa visinom.

Stratosfera

Stratopauza

Granični sloj atmosfere između stratosfere i mezosfere. U vertikalnoj raspodjeli temperature postoji maksimum (oko 0 °C).

Mezosfera

Mesopauza

Prijelazni sloj između mezosfere i termosfere. Postoji minimum u vertikalnoj distribuciji temperature (oko -90 °C).

Karmanova linija

Visina iznad nivoa mora, koja je konvencionalno prihvaćena kao granica između Zemljine atmosfere i svemira. Karmanova linija nalazi se na nadmorskoj visini od 100 km.

Granica Zemljine atmosfere

Termosfera

Gornja granica je oko 800 km. Temperatura se penje na nadmorske visine od 200-300 km, gdje dostiže vrijednosti od reda od 1500 K, nakon čega ostaje gotovo konstantna do velikih visina. Pod uticajem ultraljubičastog i rendgenskog sunčevog zračenja i kosmičkog zračenja dolazi do jonizacije vazduha („aurore“) - glavni delovi jonosfere leže unutar termosfere. Na visinama iznad 300 km prevladava atomski kiseonik. Gornja granica termosfere je u velikoj mjeri određena trenutnom aktivnošću Sunca. U periodima niske aktivnosti dolazi do primjetnog smanjenja veličine ovog sloja.

Termopauza

Područje atmosfere u blizini termosfere. U ovoj regiji, apsorpcija sunčevog zračenja je zanemarljiva i temperatura se zapravo ne mijenja s visinom.

Egzosfera (sfera raspršivanja)

Atmosferski slojevi do visine od 120 km

Egzosfera je zona disperzije, vanjski dio termosfere, smješten iznad 700 km. Gas u egzosferi je vrlo razrijeđen i odavde njegove čestice cure u međuplanetarni prostor (disipacija).

Atmosfera je vanjski omotač nebeskih tijela. Na različitim planetama razlikuje se po sastavu, hemijskim i fizičkim svojstvima. Koja su glavna svojstva Zemljine atmosfere? Od čega se sastoji? Kako i kada je nastao? Hajde da saznamo o ovome dalje.

Formiranje atmosfere

Atmosfera je mješavina plinova koji obavijaju planetu izvana i drže ih na svom mjestu njegove gravitacijske sile. U vrijeme svog formiranja, naša planeta još nije imala plinovitu ljusku. Nastala je nešto kasnije i uspjela se nekoliko puta promijeniti. Nije potpuno poznato koja su tada bila osnovna svojstva atmosfere.

Naučnici sugerišu da je prva atmosfera pokupljena iz solarne magline i da se sastojala od helijuma i vodonika. Visoke temperature planete i efekti sunčevog vjetra brzo su uništili ovu školjku.

Sljedeća atmosfera nastala je zahvaljujući vulkanima koji su iz nje ispuštali plinove.Bila je rijetka i sastojala se od stakleničkih plinova (metan, ugljični dioksid, amonijak), vodene pare i kiselina.

Prije dvije milijarde godina, stanje atmosfere počelo je da se pretvara u sadašnje. U tome su sudjelovali vanjski procesi (vremenske prilike, sunčeva aktivnost) na planeti i prve bakterije i alge, zbog njihovog oslobađanja kisika.

Sastav i svojstva atmosfere

Gasna školjka naše planete nema jasnu ivicu. Njegova vanjska kontura je zamagljena i postepeno prelazi u vanjski prostor, stapajući se s njim u homogenu masu. Unutrašnja ivica školjke je u kontaktu sa zemljinom korom i Zemljinom hidrosferom.

Osnovna svojstva atmosfere u velikoj mjeri su određena njenim sastavom. Najveći dio je predstavljen gasovima. Najveći udio imaju dušik (75,5%) i kisik (23,1%). Osim njih, atmosferski zrak se sastoji od argona, ugljičnog dioksida, vodika, metana, helijuma, ksenona itd.

Koncentracija tvari ostaje gotovo nepromijenjena. Varijabilne vrijednosti su tipične za vodu i određene su količinom vegetacije. Voda se nalazi u obliku vodene pare. Njegova količina varira u zavisnosti od geografskih širina i iznosi do 2,5%. Atmosfera takođe sadrži produkte sagorevanja, morsku so, nečistoće prašine i led u obliku malih kristala.

Fizička svojstva atmosfere

Glavna svojstva atmosfere su pritisak, vlažnost, temperatura i gustina. U svakom sloju atmosfere njihove vrijednosti se razlikuju. Vazduh Zemljine ljuske je mnoštvo molekula različitih supstanci. Gravitacijske sile ih drže unutar planete, privlačeći ih bliže njenoj površini.

Na dnu ima više molekula, tako da su gustina i pritisak tamo veći. S visinom se smanjuju, a u svemiru postaju gotovo nevidljivi. U nižim slojevima atmosfere pritisak se smanjuje za 1 mm Hg. Art. svakih 10 metara.

Za razliku od površine planete, Sunce ne zagrijava atmosferu. Dakle, što je bliže Zemlji, to je viša temperatura. Za svakih sto metara smanjuje se za oko 0,6 stepeni. U gornjem dijelu troposfere dostiže -56 stepeni.

Na parametre vazduha u velikoj meri utiče sadržaj vode u njemu, odnosno vlažnost. Ukupna vazdušna masa planete je (5,1-5,3) 10 18 kg, pri čemu je udeo vodene pare 1,27 10 16 kg. Budući da se svojstva atmosfere razlikuju u različitim područjima, izvedene su standardne vrijednosti koje su prihvaćene kao "normalni uslovi" na površini Zemlje:

Struktura gasnog omotača Zemlje

Priroda plinske školjke mijenja se s visinom. U zavisnosti od osnovnih svojstava atmosfere, ona se deli na nekoliko slojeva:

troposfera;
stratosfera;
mezosfera;
termosfera;
egzosfera.

Glavni parametar za diferencijaciju je temperatura. Između slojeva postoje granična područja koja se nazivaju pauze, u kojima se bilježi konstantna temperatura.

Troposfera je najniži sloj. Njegova granica se proteže na nadmorskoj visini od 8 do 18 kilometara, ovisno o geografskoj širini. Najviša je na liniji ekvatora. Otprilike 80% atmosferske vazdušne mase pada u troposferu.

Vanjski sloj atmosfere predstavljen je egzosferom. Njegova donja granica i debljina zavise od aktivnosti Sunca. Na Zemlji egzosfera počinje na visini od 500 do 1000 kilometara i dostiže sto hiljada kilometara. Na dnu je zasićen kisikom i dušikom, na vrhu - vodonikom i drugim lakim plinovima.

Uloga atmosfere

Atmosfera je vazduh koji udišemo. Bez toga čovjek ne može živjeti ni pet minuta. Zasićuje sve ćelije biljaka i životinja, podstičući razmenu energija između tela i spoljašnje sredine.

Atmosfera je filter planete. Prolazeći kroz njega, sunčevo zračenje se raspršuje. Time se smanjuje njegov intenzitet i šteta koju može uzrokovati u koncentriranom obliku. Školjka igra ulogu Zemljinog štita, u čijim gornjim slojevima izgaraju mnogi meteoriti i komete prije nego što stignu na površinu planete.

Temperatura, gustina, vlažnost i pritisak atmosfere formiraju klimatske i vremenske uslove. Atmosfera je uključena u distribuciju toplote na planeti. Bez toga bi temperatura oscilirala unutar dvije stotine stepeni.

Zemljina školjka učestvuje u kruženju supstanci, stanište je nekih živih bića i doprinosi prenošenju zvukova. Njegovo odsustvo onemogućilo bi postojanje života na planeti.

Zemljina atmosfera je ljuska zraka.

Prisustvo posebne lopte iznad površine zemlje dokazali su stari Grci, koji su atmosferu nazvali parnom ili gasnom kuglom.

Ovo je jedna od geosfera planete, bez koje postojanje svih živih bića ne bi bilo moguće.

Gdje je atmosfera

Atmosfera okružuje planete gustim slojem zraka, počevši od površine Zemlje. Dolazi u dodir sa hidrosferom, pokriva litosferu, proteže se daleko u svemir.

Od čega se sastoji atmosfera?

Vazdušni sloj Zemlje sastoji se uglavnom od vazduha, čija ukupna masa dostiže 5,3 * 1018 kilograma. Od toga je oboljeli dio suv zrak, a mnogo manje vodena para.

Nad morem je gustina atmosfere 1,2 kilograma po kubnom metru. Temperatura u atmosferi može da dostigne –140,7 stepeni, vazduh se rastvara u vodi na nultoj temperaturi.

Atmosfera se sastoji od nekoliko slojeva:

Troposfera;
Tropopauza;
Stratosfera i stratopauza;
Mezosfera i mezopauza;
Posebna linija iznad nivoa mora koja se zove Karmanova linija;
Termosfera i termopauza;
Zona raspršivanja ili egzosfera.

Svaki sloj ima svoje karakteristike, međusobno su povezani i osiguravaju funkcioniranje zračnog omotača planete.

Granice atmosfere

Najniži rub atmosfere prolazi kroz hidrosferu i gornje slojeve litosfere. Gornja granica počinje u egzosferi, koja se nalazi 700 kilometara od površine planete i dostići će 1,3 hiljade kilometara.

Prema nekim izvještajima, atmosfera doseže 10 hiljada kilometara. Naučnici su se složili da bi gornja granica vazdušnog sloja trebala biti Karmanova linija, jer ovdje više nije moguća aeronautika.

Zahvaljujući stalnim istraživanjima u ovoj oblasti, naučnici su ustanovili da atmosfera dolazi u kontakt sa jonosferom na visini od 118 kilometara.

Hemijski sastav

Ovaj sloj Zemlje sastoji se od gasova i gasovitih nečistoća, koje uključuju ostatke sagorevanja, morsku so, led, vodu i prašinu. Sastav i masa plinova koji se mogu naći u atmosferi gotovo se nikada ne mijenjaju, mijenjaju se samo koncentracija vode i ugljičnog dioksida.

Sastav vode može varirati od 0,2 posto do 2,5 posto, ovisno o geografskoj širini. Dodatni elementi su hlor, azot, sumpor, amonijak, ugljenik, ozon, ugljovodonici, hlorovodonična kiselina, fluorovodonik, bromovodonik, jodid.

Poseban dio zauzimaju živa, jod, brom i dušikov oksid. Osim toga, tečne i čvrste čestice zvane aerosol nalaze se u troposferi. Jedan od najrjeđih plinova na planeti, radon, nalazi se u atmosferi.

Što se tiče hemijskog sastava, azot zauzima više od 78% atmosfere, kiseonik - skoro 21%, ugljen-dioksid - 0,03%, argon - skoro 1%, ukupna količina supstance je manja od 0,01%. Ovaj sastav vazduha je formiran kada se planeta prvi put pojavila i počela da se razvija.

Dolaskom čovjeka, koji je postepeno prešao na proizvodnju, promijenio se kemijski sastav. Konkretno, količina ugljičnog dioksida se stalno povećava.

Funkcije atmosfere

Plinovi u sloju zraka obavljaju različite funkcije. Prvo, apsorbuju zrake i energiju zračenja. Drugo, utiču na formiranje temperature u atmosferi i na Zemlji. Treće, osigurava život i njegov tok na Zemlji.

Osim toga, ovaj sloj omogućava termoregulaciju, koja određuje vrijeme i klimu, način distribucije topline i atmosferski tlak. Troposfera pomaže u regulaciji protoka zračnih masa, određivanju kretanja vode i procesa izmjene topline.

Atmosfera je u stalnoj interakciji s litosferom i hidrosferom, osiguravajući geološke procese. Najvažnija funkcija je da pruža zaštitu od prašine meteoritskog porijekla, od uticaja svemira i sunca.

Podaci

Kiseonik na Zemlji nastaje razgradnjom organske materije u čvrstoj steni, što je veoma važno prilikom emisije, raspadanja stena i oksidacije organizama.
Ugljični dioksid pomaže u fotosintezi, a također doprinosi prijenosu kratkih valova sunčevog zračenja i apsorpciji dugih termalnih valova. Ako se to ne dogodi, onda se opaža takozvani efekat staklene bašte.
Jedan od glavnih problema vezanih za atmosferu je zagađenje, koje nastaje zbog rada fabrika i automobilskih emisija. Stoga su mnoge zemlje uvele posebnu kontrolu životne sredine, a na međunarodnom nivou se preduzimaju posebni mehanizmi za regulisanje emisija i efekta staklene bašte.