Kiek laiko užtrunka meteorui sudegti žemės atmosferoje? Rusijoje aptikti dideli meteoritai

Meteoroidas(meteoro kūnas) - dangaus kūnas, vidutinio dydžio tarp planetinių dulkių ir asteroido.

Čia turime suprasti šiek tiek terminijos. Dideliu greičiu skrisdama į Žemės atmosferą, dėl trinties ji labai įkaista ir dega, virsdama šviečiančia meteoras, arba ugnies kamuolys, kurį galima pamatyti kaip krentanti žvaigždė. Matomas meteoroido, patenkančio į Žemės atmosferą, pėdsakas vadinamas meteoras, o ant Žemės paviršiaus krentantis meteoroidas yra meteoritas.
IN saulės sistema pilna šių mažų kosminių šiukšlių, kurios vadinamos meteoroidais. Tai gali būti kometų dulkių dėmės, dideli akmenų luitai ar net sulūžusių asteroidų fragmentai.
Remiantis oficialiu Tarptautinės meteorų organizacijos (IMO) apibrėžimu, meteoroidas- yra kietas objektas, judantis tarpplanetinėje erdvėje, žymiai didesnio dydžio 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.

- tai ne objektas, bet reiškinys, t.y. švytintis meteoroidų takas. Nepriklausomai nuo to, ar jis išskrenda iš atmosferos atgal į kosminė erdvė, nesvarbu, ar jis sudega atmosferoje, ar nukrenta į Žemę kaip meteoritas, šis reiškinys vadinamas meteoru.
Išskirtinės meteoro savybės, be masės ir dydžio, yra jo greitis, užsiliepsnojimo aukštis, vėžės ilgis (matomas kelias), ryškumas ir cheminė sudėtis(turi įtakos degimo spalvai).
Meteorai dažnai skirstomi į meteorų lietus - pastovios masės meteorai, pasirodantys tam tikru metų laiku, tam tikra dangaus kryptimi. Yra žinomi Leonidų, Kvadrantidų ir Perseidų meteorų lietus. Visus meteorų lietus sukuria kometos, kurios sunaikinamos lydymosi proceso metu, praeinant per vidinę Saulės sistemą.

Meteorų pėdsakas paprastai išnyksta per kelias sekundes, tačiau kartais gali išlikti kelias minutes ir vėjo jį išjudinti meteoro aukštyje. Kartais Žemė kerta meteoroidų orbitas. Tada, praeinant žemės atmosfera o atšilę mirga ryškiomis šviesos juostelėmis, kurios vadinamos meteorais arba krentančiomis žvaigždėmis.
IN giedri naktis Per valandą galite pamatyti kelis meteorus. O kai Žemė praeina pro dulkių grūdelių srovę, kurią paliko pro prabėgančios kometos, kas valandą galima pamatyti dešimtis meteorų.
Kartais randami meteoroidų gabalai, kurie išgyvena prasiskverbę per atmosferą kaip meteorai ir nukrenta ant žemės kaip apanglėjusios uolienos. 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 m. lapkričio 30 d. Alabamoje. Maždaug 4 kg sveriantis meteoritas rėžėsi pro namo stogą ir rikošavo Annai Elizabeth Hodges į ranką ir šlaunį. Moteris gavo sumušimų.
Be vaizdinių ir fotografinių meteorų tyrimo metodų pastaruoju metu Sukurti elektrooptiniai, spektrometriniai ir ypač radarai, pagrįsti meteoro pėdsako savybe skleisti radijo bangas. Radijo meteorų zondavimas ir meteorų pėdsakų judėjimo tyrimas leidžia gauti svarbios informacijos apie atmosferos būklę ir dinamiką maždaug 100 km aukštyje. Galima sukurti meteorų radijo ryšio 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 yra Goba(svoris apie 60 tonų). Manoma, kad per dieną į Žemę nukrenta 5-6 tonos meteoritų, arba 2 tūkst.
Rusijos mokslų akademija dabar turi specialų komitetą, kuris prižiūri meteoritų rinkimą, tyrimą ir saugojimą. Komitetas turi didelę meteoritų kolekciją.
Didelio meteorito kritimo vietoje a krateris(astroblema). Vienas iš labiausiai garsieji krateriai pasaulyje - Arizonos. Manoma, kad didžiausias meteorito krateris Žemėje yra Wilkeso žemės krateris Antarktidoje(skersmuo apie 500 km).

Kaip tai atsitinka

Meteoro kūnas į Žemės atmosferą patenka nuo 11 iki 72 km/s greičiu. Tokiu greičiu jis pradeda šilti ir švyti. Dėl abliacija(dega ir pučiasi dėl artėjančio meteorinio kūno medžiagos dalelių srauto), kūno masė, pasiekianti paviršių, gali būti mažesnė, o kai kuriais atvejais žymiai mažesnė nei jo masė prie įėjimo į atmosferą. Pavyzdžiui, ne didelis kūnas, patekęs į Žemės atmosferą 25 km/s ir didesniu greičiu, sudega beveik be nuosėdų. Esant tokiam patekimo į atmosferą greičiui, iš dešimčių ir šimtų tonų pradinės masės paviršių pasiekia vos keli kilogramai ar net gramai medžiagos. Meteoroido degimo pėdsakų atmosferoje galima rasti beveik visoje jo kritimo trajektorijoje.
Jei meteoro kūnas nesudega atmosferoje, tada lėtėdamas praranda horizontalųjį greičio komponentą. Tai lemia kritimo trajektorijos pasikeitimą. Lėtėjant meteorito švytėjimas mažėja ir jis atšąla (jie dažnai rodo, kad krisdamas meteoritas buvo šiltas, o ne karštas).
Be to, meteorito kūnas gali suskilti į skeveldras, o tai lemia meteorų lietų.

Rusijoje aptikti dideli meteoritai

Tunguskos meteoritas(šiuo metu tiksliai neaišku Tunguskos fenomeno meteorito kilmė). Žuvo 1908 06 30 Podkamennaya Tunguska upės baseine Sibire. Apskaičiuota, kad bendra energija yra 40–50 megatonų TNT ekvivalento.
Carevskio meteoritas(meteorų lietus). Žuvo 1922 12 06 prie Carevo kaimo Volgogrado sritis. Tai uolienų meteoritas. Bendra surinktų fragmentų masė apie 15 kvadratinių metrų plote – 1,6 tonos. km. Didžiausio nukritusio fragmento svoris buvo 284 kg.

Sikhote-Alin meteoritas (bendros masės skeveldros 30 tonų, energija įvertinta 20 kilotonų). Tai buvo geležies meteoritas. Žuvo Usūrijos taigoje 1947 m. vasario 12 d.
Vitimsky automobilis. Naktį iš 2002 m. rugsėjo 24 d. į 25 d. Nukrito Mamos ir Vitimsky kaimų rajone, Mamsko-Chuysky rajone, Irkutsko srityje. Bendra meteorito sprogimo energija, matyt, palyginti nedidelė (200 tonų TNT ekvivalentas, kurio pradinė energija yra 2,3 kilotonų, didžiausia pradinė masė (prieš degimą atmosferoje) yra 160 tonų, o galutinė skeveldrų masė yra apie kelis šimtus kilogramų.
Nors meteoritai į Žemę krinta dažnai, meteorito atradimas yra gana retas įvykis. „Meteoritics Laboratory“ praneša: „Iš viso Rusijos Federacijos teritorijoje per 250 metų buvo rasti tik 125 meteoritai“.

Atmosfera pradėjo formuotis kartu su Žemės formavimusi. Planetos evoliucijos metu ir jos parametrams artėjant prie šiuolaikinių vertybių, iš esmės pasikeitė jos cheminė sudėtis ir jos kokybiniai pokyčiai. fizines savybes. Remiantis evoliuciniu modeliu, ankstyvoje stadijoje Žemė buvo išlydyta ir maždaug prieš 4,5 milijardo metų susiformavo kaip kietas kūnas. Šis etapas laikomas geologinės chronologijos pradžia. Nuo to laiko prasidėjo lėta atmosferos raida. Kai kuriuos geologinius procesus (pavyzdžiui, lavos išsiliejimą ugnikalnių išsiveržimų metu) lydėjo dujų išsiskyrimas iš Žemės žarnų. Juose buvo azotas, amoniakas, metanas, vandens garai, CO oksidas ir anglies dioksidas CO 2. Veikiant saulės ultravioletinei spinduliuotei vandens garai suskyla į vandenilį ir deguonį, tačiau išsiskyręs deguonis reaguoja su anglies monoksidu ir susidarė anglies dioksidas. Amoniakas suskyla į azotą ir vandenilį. Difuzijos metu vandenilis pakilo aukštyn ir paliko atmosferą, o sunkesnis azotas negalėjo išgaruoti ir palaipsniui kaupėsi, tapdamas pagrindiniu komponentu, nors dalis jo cheminių reakcijų metu susijungė į molekules ( cm. ATMOSFEROS CHEMIJA). Veikiamas ultravioletinių spindulių ir elektros išlydžių, pradinėje Žemės atmosferoje esančių dujų mišinys įsitraukė į chemines reakcijas, dėl kurių susidarė organinės medžiagos, ypač amino rūgštys. 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, 25 000 kartų mažesnis nei dabar, jau gali lemti ozono sluoksnio susidarymą, kurio koncentracija būtų tik perpus mažesnė nei dabar. Tačiau to jau pakanka, kad būtų galima labai reikšmingai apsaugoti organizmus nuo žalingo ultravioletinių spindulių poveikio.

Tikėtina, kad pirminėje atmosferoje buvo daug anglies dioksido. Jis buvo suvartojamas fotosintezės metu, o jo koncentracija turėjo mažėti vystantis augalų pasauliui, taip pat dėl ​​absorbcijos tam tikru metu. geologiniai procesai. Kadangi šiltnamio efektas susiję su anglies dioksido buvimu atmosferoje, jo koncentracijos svyravimai yra viena iš svarbių priežasčių, lemiančių tokius didelio masto klimato pokyčius Žemės istorijoje kaip ledynmečiai.

Šiuolaikinėje atmosferoje yra helio dažniausiai yra urano, torio ir radžio radioaktyvaus skilimo produktas. Šie radioaktyvieji elementai išskiria daleles, kurios yra helio atomų branduoliai. Kadangi radioaktyvaus skilimo metu elektros krūvis nei nesusidaro, nei sunaikinamas, kiekvienai a dalelei susidarius atsiranda du elektronai, kurie, rekombinuodami su a dalelėmis, sudaro neutralius helio atomus. Radioaktyvieji elementai esančios visoje masėje išsibarsčiusiuose mineraluose akmenys, todėl jose pasilieka nemaža dalis radioaktyvaus skilimo susidariusio helio, labai lėtai išskriejančio į atmosferą. Tam tikras helio kiekis pakyla aukštyn į egzosferą dėl difuzijos, tačiau dėl nuolatinio antplūdžio iš žemės paviršiaus šių dujų tūris atmosferoje išlieka beveik nepakitęs. Remiantis spektrinė analizėžvaigždžių šviesą ir meteoritų tyrimą, galima įvertinti santykinį įvairių gausą cheminiai elementai Visatoje. Neono koncentracija erdvėje yra maždaug dešimt milijardų kartų didesnė nei Žemėje, kriptono – dešimt milijonų kartų, ksenono – milijoną kartų. Iš to išplaukia, kad šių inertinės dujos, matyt, iš pradžių esantis Žemės atmosferoje ir nepasipildęs cheminių reakcijų metu, labai sumažėjo, tikriausiai net tada, kai Žemė praranda pirminę atmosferą. Išimtis yra inertinės dujos argonas, nes 40 Ar izotopo pavidalu jis vis dar susidaro radioaktyvaus kalio izotopo skilimo metu.

Barometrinio slėgio pasiskirstymas.

Bendras atmosferos dujų svoris yra maždaug 4,5 10 15 tonų. Taigi atmosferos „svoris“ ploto vienetui, arba atmosferos slėgis, jūros lygyje yra maždaug 11 t/m 2 = 1,1 kg/cm 2. Slėgis lygus P 0 = 1033,23 g/cm 2 = 1013,250 mbar = 760 mm Hg. Art. = 1 atm, imama kaip standartinė vidutinė vertė atmosferos slėgis. Hidrostatinės pusiausvyros atmosferai turime: d P= –rgd h, tai reiškia, kad aukščio intervale nuo hį h+d h vyksta lygybė tarp atmosferos slėgio pokyčio d P ir atitinkamo atmosferos elemento, kurio ploto vienetas, tankis r ir storis d, svoris h. Kaip ryšys tarp spaudimo 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 – molekulinė masė, o R = 8,3 J/(K mol) yra universali dujų konstanta. Tada d log P= – (m g/RT)d h= – bd h= – d h/H, kur slėgio gradientas logaritminė skalė. Jo atvirkštinė vertė H vadinama atmosferos aukščio skale.

Integruojant šią izoterminės atmosferos lygtį ( T= const) arba, jei toks aproksimavimas yra leistinas, gaunamas barometrinis slėgio pasiskirstymo su aukščiu dėsnis: P = P 0 exp (- h/H 0), kur aukščio nuoroda 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, jei temperatūra joje visur yra vienoda (izoterminė atmosfera). Jei atmosfera nėra izoterminė, reikia integruoti atsižvelgiant į temperatūros pokytį su aukščiu ir parametrą N– kai kurios vietinės atmosferos sluoksnių charakteristikos, priklausomai nuo jų temperatūros ir aplinkos savybių.

Standartinė atmosfera.

Modelis (pagrindinių parametrų verčių lentelė), atitinkantis standartinį slėgį atmosferos pagrinde R 0, o cheminė sudėtis vadinama standartine atmosfera. Tiksliau, tai sąlyginis atmosferos modelis, kuriam nurodytos vidutinės temperatūros, slėgio, tankio, klampumo ir kitų oro charakteristikų vertės aukštyje nuo 2 km žemiau jūros lygio iki išorinės žemės atmosferos ribos. platumos 45° 32° 33°. Vidurinės atmosferos parametrai visuose aukščiuose buvo apskaičiuoti naudojant idealių dujų būsenos lygtį ir barometrinį dėsnį darant prielaidą, kad jūros lygyje slėgis yra 1013,25 hPa (760 mm Hg), 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 sluoksnyje - troposferoje (h Ј 11 km) su kiekvienu kilometru temperatūra nukrenta 6,5 ​​° C. Dideliame aukštyje vertikalaus temperatūros gradiento reikšmė ir ženklas kinta nuo sluoksnio iki sluoksnio. Virš 790 km temperatūra yra apie 1000 K ir praktiškai nesikeičia priklausomai nuo aukščio.

Standartinė atmosfera yra periodiškai atnaujinamas, legalizuotas standartas, išleidžiamas lentelių pavidalu.

Troposfera.

Žemiausias ir tankiausias atmosferos sluoksnis, kuriame temperatūra greitai mažėja didėjant aukščiui, vadinamas troposfera. Jame yra iki 80% visos atmosferos masės ir jis tęsiasi poliarinėse ir vidutinėse platumose iki 8–10 km aukščio, o tropikuose – iki 16–18 km. Čia vystosi beveik visi orą formuojantys procesai, tarp Žemės ir jos atmosferos vyksta šilumos ir drėgmės mainai, susidaro debesys, įvairūs meteorologiniai reiškiniai, rūkas, krituliai. Šie žemės atmosferos sluoksniai yra konvekcinėje pusiausvyroje ir dėl aktyvaus maišymosi turi homogeninę cheminę sudėtį, daugiausia susidedančią 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 stipriai priklauso nuo požeminio paviršiaus savybių, kurios lemia horizontalius ir vertikalius oro (vėjo) judėjimus, kuriuos sukelia šilumos perdavimas iš šiltesnės žemės. per žemės paviršiaus infraraudonąją spinduliuotę, 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, kurio aukštis yra maždaug 6,5 K/km.

Paviršinio vėjo greitis ribinis sluoksnis Iš pradžių jis sparčiai auga didėjant aukščiui, o virš jo ir toliau didėja 2–3 km/s kiekvienam kilometrui. Kartais siauri planetų srautai (kurių greitis didesnis nei 30 km/s) atsiranda troposferoje, vakariniai – vidurinėse platumose, o rytiniai – prie pusiaujo. Jie vadinami reaktyviniai srautai.

Tropopauzė.

Viršutinėje troposferos riboje (tropopauzėje) temperatūra pasiekia mažiausią žemutinės atmosferos sluoksnio vertę. 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 platumos ir sezono. Vidutinio ir aukšto klimato platumose žiemą jis yra 1–2 km žemesnis nei vasarą ir 8–15 K šiltesnis. Tropikuose sezoniniai pokyčiai daug mažiau (aukštis 16–18 km, temperatūra 180–200 K). Baigėsi reaktyviniai srautai galimos tropopauzės pertraukos.

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 formą lemia tarptautinė klasifikacija. 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, švelnina klimatą žemynų viduje; .

Debesys.

Debesys – tai atmosferoje pakibusių vandens lašelių sankaupos (vandens debesys), ledo kristalai (ledo debesys) arba abu kartu (mišrūs debesys). Didėjant lašeliams ir kristalams, jie iškrenta iš debesų kritulių pavidalu. Debesys daugiausia susidaro troposferoje. Jie atsiranda dėl ore esančių vandens garų kondensacijos. Debesų lašų skersmuo yra maždaug kelių mikronų. Turinys skystas vanduo debesyse - nuo frakcijų iki kelių gramų m 3. Debesys skirstomi pagal aukštį: Pagal tarptautinę klasifikaciją išskiriama 10 debesų tipų: plunksninis, cirrocumulus, cirrostratus, altocumulus, altostratus, nimbostratus, stratus, stratocumulus, cumulonimbus, cumullus.

Stratosferoje taip pat stebimi perlamutriniai debesys, o mezosferoje – naktiniai debesys.

Plunksniniai debesys yra skaidrūs debesys plonų baltų siūlų arba šilko blizgesio šydų pavidalu, nesuteikiantys šešėlių. Cirrus debesys susideda iš ledo kristalų ir susidaro viršutiniai sluoksniai troposfera ties labai žemos temperatūros. 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 yra balkšvas permatomas šydas viršutinėje troposferos dalyje, dažniausiai pluoštinis, kartais neryškus, susidedantis iš mažų adatos arba stulpelio formos ledo kristalų.

Altocumulus debesys yra balti, pilki arba baltai pilki debesys apatiniame ir viduriniame troposferos sluoksniuose. Altocumulus debesys atrodo kaip sluoksniai ir keteros, tarsi pastatyti iš plokščių, suapvalintų masių, šachtų, dribsnių, gulinčių vienas ant kito. 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 oro masių judėjimu aukštyn, dalis.

Nimbostratų debesys – žemas (nuo 2 km ir aukščiau) amorfinis tolygiai pilkos spalvos debesų sluoksnis, sukeliantis nuolatinį lietų ar sniegą. Nimbostratus debesys yra labai išvystyti vertikaliai (iki kelių km) ir horizontaliai (keli tūkstančiai km), susideda iš peršalusio vandens lašelių, susimaišiusių su snaigėmis, dažniausiai siejamų su atmosferos frontais.

Sluoksniniai debesys yra žemesnės pakopos debesys, turintys vienalytį sluoksnį be aiškių kontūrų, pilkos spalvos. Sluoksninių debesų aukštis virš žemės paviršiaus 0,5–2 km. Retkarčiais iš sluoksninių debesų krenta šlapdriba.

Gumbuliniai debesys yra tankūs, ryškiai balti debesys dienos metu su ryškiu vertikaliu vystymusi (iki 5 km ir daugiau). Viršutinės kamuolinių debesų dalys atrodo kaip kupolai ar bokštai suapvalintais kontūrais. Paprastai kamuoliniai debesys kyla kaip konvekciniai debesys šalto oro masėse.

Stratocumulus debesys yra žemi (žemiau 2 km) debesys, turintys pilkų arba baltų nepluoštinių sluoksnių arba apvalių didelių blokų keterų pavidalą. 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), sukeliantys smarkias liūtis su perkūnija, kruša ir škvalais. Cumulonimbus debesys išsivysto iš galingų kamuolinių debesų, skiriasi nuo jų viršutine ledo kristalų dalimi.

Stratosfera.

Per tropopauzę vidutiniškai 12–50 km aukštyje troposfera pereina į stratosferą. Žemutinėje dalyje apie 10 km, t.y. iki maždaug 20 km aukščio jis yra izoterminis (temperatūra apie 220 K). Tada jis didėja didėjant aukščiui ir pasiekia didžiausią apie 270 K 50–55 km aukštyje. Čia yra riba tarp stratosferos ir viršutinės mezosferos, vadinama stratopauze. .

Stratosferoje vandens garų yra žymiai mažiau. Visgi kartais pastebimi 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 nuo plačios temperatūros maksimumo piko . Temperatūros padidėjimo priežastis šio maksimumo srityje yra egzoterminis (t. y. lydimas šilumos išsiskyrimo) fotocheminė reakcija ozono skilimas: O 3 + hv® O 2 + O. Ozonas atsiranda dėl fotocheminio skilimo molekulinis deguonis O 2

O2+ hv® O + O ir vėlesnė deguonies atomo ir molekulės trigubo susidūrimo reakcija su trečiąja molekule M.

O + O 2 + M ® O 3 + M

Ozonas aistringai sugeria ultravioletinę spinduliuotę regione nuo 2000 iki 3000 Å, ir ši spinduliuotė šildo atmosferą. Ozonas, esantis viršutiniuose atmosferos sluoksniuose, tarnauja kaip savotiškas skydas, saugantis mus nuo ultravioletinės saulės 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 meteoritų dulkių dalelės, stebimos kaip gražus niūrių debesų reginys. netrukus po saulėlydžio.

Mezosferoje mažos kietos meteorito dalelės, nukritusios ant Žemės, sukeliančios meteorų fenomeną, dažniausiai sudega.

Meteorai, meteoritai ir ugnies kamuoliai.

Žybsniai ir kiti reiškiniai viršutinėje Žemės atmosferoje, atsirandantys dėl kietųjų dalelių įsiskverbimo į ją 11 km/s ir didesniu greičiu kosminės dalelės arba kūnai vadinami meteoroidais. Atsiranda pastebimas ryškus meteorų pėdsakas; vadinami galingiausi reiškiniai, dažnai lydimi meteoritų kritimo ugnies kamuoliai; meteorų atsiradimas siejamas su meteorų lietumi.

Meteorų lietus:

1) daugelio meteorų kritimo reiškinys per kelias valandas ar dienas iš vieno spindulio.

2) meteoroidų spiečius, judantis ta pačia orbita aplink Saulę.

Sistemingas meteorų atsiradimas tam tikroje dangaus srityje ir tam tikromis metų dienomis, kurį sukelia Žemės orbitos susikirtimas su bendra orbita daugelis meteoritų kūnų juda maždaug vienodu ir vienodai nukreiptu greičiu, todėl atrodo, kad jų keliai danguje kyla iš to paties bendras taškas(spindintis). Jie pavadinti pagal žvaigždyną, kuriame yra spinduliuotė.

Meteorų lietus daro gilų įspūdį savo šviesos efektais, tačiau pavieniai meteorai matomi retai. Daug daugiau yra nematomų meteorų, per mažų, kad būtų matomi, kai jie absorbuojami į atmosferą. Kai kurie iš mažiausių meteorų tikriausiai visai neįkaista, o tik pagauna atmosferos. Šios smulkios dalelės kurių dydžiai svyruoja nuo kelių milimetrų iki dešimties tūkstantųjų milimetro dalių, vadinami mikrometeoritais. Kasdien į atmosferą patenkančios meteorinės medžiagos kiekis svyruoja nuo 100 iki 10 000 tonų, o daugumaŠi medžiaga randama mikrometeorituose.

Kadangi meteorinė medžiaga iš dalies dega atmosferoje, jos dujų sudėtis papildyta įvairių cheminių elementų pėdsakais. Pavyzdžiui, uoliniai meteorai į atmosferą įneša ličio. Degiant metaliniams meteorams susidaro smulkūs 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 juos randa dugno vandenyno nuosėdose.

Dauguma meteorų dalelių, patenkančių į atmosferą, nusėda maždaug per 30 dienų. Kai kurie mokslininkai mano, kad tai kosminės dulkės vaidina svarbų vaidmenį formuojant tokius atmosferos reiškiniai, kaip lietus, nes jie tarnauja kaip vandens garų kondensacijos branduoliai. Todėl daroma prielaida, kad krituliai statistiškai susiję su dideliais meteorų liūtimis. Tačiau kai kurie ekspertai mano, kad kadangi bendra meteorinės medžiagos atsarga yra daug dešimčių kartų didesnė nei net didžiausio meteorų lietaus, bendro šios medžiagos kiekio pokyčio, atsirandančio dėl vieno tokio lietaus, galima nepaisyti.

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 yra vienas iš nedidelių komponentų šilumos balansas atmosfera.

Meteoritas – kietas kūnas natūralios kilmės, nukrito į Žemės paviršių iš kosmoso. Paprastai skiriami akmeniniai, akmeniniai geležiniai ir geležiniai meteoritai. Pastarieji daugiausia susideda iš geležies ir nikelio. Tarp rastų meteoritų dauguma sveria nuo kelių gramų iki kelių kilogramų. Didžiausias iš rastų Gobos geležies meteoritas sveria apie 60 tonų ir tebėra toje pačioje vietoje, kur buvo rastas. Pietų Afrika. Dauguma meteoritų yra asteroidų fragmentai, tačiau kai kurie meteoritai galėjo atkeliauti į Žemę iš Mėnulio ir net iš Marso.

Bolidas – labai ryškus meteoras, kartais matomas 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 vėl greitai pradeda kilti. Priežastis yra ultravioletinės spinduliuotės sugertis iš Saulės 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 epochos metu per dieną pasiekia 1800 K Minimalaus saulės aktyvumo epochos metu ši ribinė temperatūra gali būti mažesnė nei 1000 K. Virš 400 km atmosfera virsta izotermine egzosfera. Kritinis lygis (egzosferos bazė) yra maždaug 500 km aukštyje.

Poliarinės šviesos 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 kelias minutes, bet dažnai matomi kelias valandas. Auroros labai skiriasi forma, spalva ir intensyvumu, o visa tai laikui bėgant kartais keičiasi labai greitai. Spektras poliarinės šviesos susideda iš emisijos linijų ir juostelių. Kai kurios naktinio dangaus emisijos yra padidintos auroros spektre, visų pirma žalios ir raudonos linijos l 5577 Å ir l 6300 Å deguonies. Pasitaiko, kad viena iš šių linijų yra daug kartų intensyvesnė už kitą, ir tai lemia matoma spalva aurora: žalia arba raudona. Magnetinio lauko trikdžius taip pat lydi radijo ryšio sutrikimai poliariniuose regionuose. Sutrikimo priežastis – pokyčiai jonosferoje, o tai reiškia, kad magnetinių audrų metu yra galingas jonizacijos šaltinis. Nustatyta, kad stiprios magnetinės audros kyla tada, kai šalia Saulės disko centro yra didelės saulės dėmių grupės. Stebėjimai parodė, kad audros siejamos ne su pačiomis dėmėmis, o su saulės blykstės, kurios atsiranda 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) atominės deguonies emisijos linijos bei molekulinės N2 juostos, kurias sužadina energingos saulės ir magnetosferos kilmės dalelės. Šie išmetimai paprastai atsiranda maždaug 100 km ir didesniame aukštyje. Terminas „optinė aurora“ reiškia regėjimo auroras ir jų emisijos spektrą nuo infraraudonųjų spindulių iki ultravioletinės srities. Spinduliuotės energija infraraudonojoje spektro dalyje žymiai viršija energiją matomoje srityje. Pasirodžius pašvaistėms, emisijos buvo stebimos ULF diapazone (

Sunku klasifikuoti tikrąsias pašvaistės formas; Dažniausiai vartojami terminai:

1. Ramūs, vienodi lankai ar dryžiai. Lankas paprastai tęsiasi ~1000 km geomagnetinės lygiagretės kryptimi (poliariniuose regionuose link Saulės), o plotis yra nuo vieno iki kelių dešimčių kilometrų. Juostelė yra lanko sąvokos apibendrinimas, jis paprastai neturi taisyklingos lanko formos, o lenkiasi raidės S arba spiralių pavidalu. Lankai ir juostelės yra 100–150 km aukštyje.

2. Auroros spinduliai . Šis terminas reiškia auroralinę struktūrą, pailgėjusią išilgai magnetinių laukų. elektros linijos, kurio vertikalus ilgis nuo kelių dešimčių iki kelių šimtų kilometrų. Horizontalus spindulių plotis yra nedidelis, nuo kelių dešimčių metrų iki kelių kilometrų. Spinduliai dažniausiai stebimi lankais arba kaip atskiros struktūros.

3. Dėmės ar paviršiai . Tai izoliuotos švytėjimo sritys, kurios neturi konkrečios formos. Atskiros dėmės gali būti sujungtos viena su kita.

4. Šydas. Neįprasta auroros forma, kuri yra vienodas švytėjimas, apimantis didelius dangaus plotus.

Pagal sandarą pašvaistės skirstomos į vienarūšes, tuščiavidures ir švytinčias. Yra naudojami įvairių terminų; pulsuojantis lankas, pulsuojantis paviršius, difuzinis paviršius, švytinti juostelė, draperija ir kt. Yra aurorų klasifikacija pagal jų spalvą. Pagal šią klasifikaciją, auroros tipo A. Viršutinė dalis arba visa dalis yra raudonos spalvos (6300–6364 Å). Paprastai jie atsiranda 300–400 km aukštyje su dideliu geomagnetiniu aktyvumu.

Auroros tipas IN apatinėje dalyje nuspalvinta raudona spalva ir susijusi su pirmosios teigiamos sistemos N 2 ir pirmosios neigiamos sistemos O 2 juostų švytėjimu. Tokios auroros formos atsiranda aktyviausiose pašvaistės fazėse.

Zonos poliarinės šviesos – Pasak stebėtojų fiksuotame Žemės paviršiaus taške, tai yra didžiausio auroros dažnio naktį zonos. Zonos yra 67° šiaurės platumos ir pietų platuma, o jų plotis apie 6°. Didžiausias aurorų atsiradimas, atitinkantis šiuo momentu geomagnetinis vietinis laikas, atsiranda ovalo formos juostose (ovalinėse aurorose), kurios išsidėsčiusios asimetriškai aplink šiaurinį ir pietinį geomagnetinį polių. Auroros ovalas yra fiksuotas platumos – laiko koordinatėmis, o auroros zona – geometrinis ovalo vidurnakčio srities taškų lokusas platumos – ilgumos koordinatėse. Ovali juosta yra maždaug 23° nuo geografinės padėties magnetinis polius 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. Auroralinės zonos arba auroralinės ovalios ribos geriau vaizduojamos L 6.4 nei dipolio koordinatėmis. Geomagnetinio lauko linijos ties auroros ovalo dienos sektoriaus riba sutampa su magnetopauzė. Auroros ovalo padėties pokytis stebimas 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 Kaspachas dienos pusėje ir magnetosferos uodegoje.

Kasdienis pašvaistės dažnio svyravimai auroros zonoje yra didžiausi geomagnetinį vidurnaktį, o mažiausi – geomagnetinį vidurdienį. Beveik pusiaujo ovalo pusėje pašvaistės atsiradimo dažnis smarkiai sumažėja, tačiau kasdienių svyravimų forma išlieka. Ovalo poliarinėje pusėje aurorų dažnis mažėja palaipsniui ir jam būdingi sudėtingi dienos pokyčiai.

Auroros intensyvumas.

Auroros intensyvumas nustatomas matuojant tariamąjį paviršiaus ryškumą. Šviesumo paviršius aš Aurora tam tikra kryptimi nustatoma pagal bendrą 4p emisiją 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). Praktiškesni auroralinio intensyvumo vienetai nustatomi pagal atskiros linijos ar juostos emisijas. Pavyzdžiui, pašvaistės intensyvumą lemia tarptautiniai šviesumo koeficientai (IBR). pagal žalios linijos intensyvumą (5577 Å); 1 kRl = I MKY, 10 kRl = II MKY, 100 kRl = III MKY, 1000 kRl = IV MKY (didžiausias auroros intensyvumas). Ši klasifikacija negali būti naudojama raudonoms aurorai. Vienas iš eros (1957–1958 m.) atradimų buvo ovalo formos, pasislinkusio magnetinio poliaus atžvilgiu, erdvės ir laiko pasiskirstymas. Iš paprastų idėjų apie žiedinę auroros pasiskirstymo formą magnetinio poliaus atžvilgiu kilo Perėjimas prie šiuolaikinės magnetosferos fizikos baigtas. Atradimo garbė atitenka O. Choroševai, o auroros ovalo idėjų intensyvią plėtrą vykdė G. Starkovas, Y. Feldšteinas, S. I. Akasofu ir nemažai kitų tyrinėtojų. Auroralinis ovalas yra sritis, kurioje Saulės vėjas daro didžiausią įtaką viršutinei Žemės atmosferos sluoksniui. Auroros intensyvumas didžiausias ovale, o jos dinamika nuolat stebima naudojant palydovus.

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, besitęsiantis iš rytų į vakarus tūkstančius kilometrų ir galbūt apjuosiantis visą Žemę. Lanko platumos ilgis 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). Ilgalaikiai raudoni lankai priskiriami aurorams, tačiau jie atsiranda daug didesniame aukštyje. Apatinė riba yra 300 km aukštyje, viršutinė riba apie 700 km. Ramaus auroralinio raudonojo lanko intensyvumas l 6300 Å emisijoje svyruoja nuo 1 iki 10 kRl (tipinė vertė 6 kRl). Akies jautrumo slenkstis prie šio bangos ilgio yra apie 10 kRl, todėl lankai vizualiai stebimi retai. Tačiau stebėjimai parodė, kad 10% naktų jų šviesumas yra >50 kRL. Įprasta lankų gyvavimo trukmė yra apie vieną dieną, o vėlesnėmis dienomis jie atsiranda retai. Radijo bangos iš palydovų arba radijo šaltinių, kertančių nuolatinius raudonus auroralinius lankus, yra veikiamos scintiliacijos, o tai rodo elektronų tankio nehomogeniškumą. Teorinis raudonųjų lankų paaiškinimas yra tas, kad šildomi regiono elektronai F Jonosfera sukelia deguonies atomų padidėjimą. Palydoviniai stebėjimai rodo elektronų temperatūros padidėjimą išilgai geomagnetinio lauko linijų, kurios kerta nuolatinius raudonus auroralinius lankus. Šių lankų intensyvumas teigiamai koreliuoja su geomagnetiniu aktyvumu (audrų), o lankų atsiradimo dažnis teigiamai koreliuoja su saulės dėmių aktyvumu.

Keičiasi aurora.

Kai kurios auroros formos patiria kvaziperiodinius ir nuoseklius laikinus intensyvumo pokyčius. Šios maždaug stacionarios geometrijos ir sparčiai periodiškai besikeičiančios fazės auroros 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 keičiasi 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). Įprastoje aurora r 1 pulsavimas atsiranda dažniu nuo 0,01 iki 10 Hz mažo intensyvumo (1-2 kRl). Dauguma aurorų r 1 – tai 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 atskirą formą. Auroros yra lankų formos ir paprastai juda aukštyn iš 100 km aukščio. Šios pašvaistės yra gana retos ir dažniau pasitaiko už auroros ribų.

r 3 (blizganti aurora). Tai auroros, kurių ryškumas greitai, nereguliariai ar reguliariai kinta, todėl susidaro įspūdis, kad danguje mirga liepsnos. Jie pasirodo prieš pat aurorai suirstant. Paprastai stebimas variacijos dažnis r 3 yra lygus 10 ± 3 Hz.

Srautinės pašvaistės terminas, vartojamas kitai pulsuojančių pašvaisčių klasei, reiškia netaisyklingus ryškumo svyravimus, greitai judančius horizontaliai auroraliniais lankais ir juostelėmis.

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 dangtelio švytėjimas pasižymi dideliu pirmosios neigiamos sistemos N + 2 juostos intensyvumu (l 3914 Å). Paprastai šios N + 2 juostos yra penkis kartus intensyvesnės už žalią OI l 5577 Å liniją, absoliutus poliarinio gaubtelio švytėjimo intensyvumas svyruoja nuo 0,1 iki 10 kRl (paprastai 1-3 kRl). Per 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, tokiuose aukščiuose sukuriant maksimalią jonizaciją. Auroros zonose yra ir kitokio tipo švytėjimas, vadinamas mantijos aurora. Šio tipo pašvaistės švytėjimo didžiausias dienos intensyvumas, pasireiškiantis val ryto valandos, yra 1–10 kRl, o minimalus intensyvumas yra penkis kartus silpnesnis. Mantijos pašvaistės stebimos retai, 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 pėdsakus. Šis terminas vartojamas kalbant apie žemės atmosferą (naktinis švytėjimas, prieblandos švytėjimas ir dienos švytėjimas). Atmosferos švytėjimas sudaro tik dalį 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. Atmosferos švytėjimas atsiranda įvairaus aukščio ir storio atmosferos sluoksniuose. Atmosferos švytėjimo spektras apima bangų ilgius nuo 1000 Å iki 22,5 mikronų. Pagrindinė atmosferos švytėjimo emisijos linija yra l 5577 Å, atsirandanti 90–100 km aukštyje 30–40 km storio sluoksniu. Liuminescencija atsiranda dėl Chapman mechanizmo, pagrįsto deguonies atomų rekombinacija. Kitos emisijos linijos yra l 6300 Å, atsirandančios disociatyvios O + 2 rekombinacijos ir emisijos NI l 5198/5201 Å ir NI l 5890/5896 Å atveju.

Oro švytėjimo intensyvumas matuojamas Rayleigh. Ryškumas (Rayleigh) yra lygus 4 rv, kur b yra spinduliuojančio sluoksnio kampinis paviršiaus ryškumas 10 6 fotonų/(cm 2 ster·s) vienetais. Švytėjimo intensyvumas priklauso nuo platumos (skirtingas skirtingoms emisijoms), taip pat kinta visą dieną, o didžiausias yra beveik vidurnaktį. Buvo pastebėta teigiama koreliacija tarp atmosferos švytėjimo l 5577 Å emisijoje su skaičiumi saulės dėmės o Saulės spinduliuotės srautas, kurio bangos ilgis yra 10,7 cm, stebimas atmosferos švytėjimas. Iš kosmoso jis atrodo kaip šviesos žiedas aplink Žemę ir yra žalsvos spalvos.

Ozonosfera.

20–25 km aukštyje pasiekiama maksimali nežymaus ozono O 3 kiekio koncentracija (iki 2×10 –7 deguonies kiekio!), kuri susidaro veikiant saulės ultravioletinei spinduliuotei maždaug 10 laipsnių aukštyje. iki 50 km, 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, jonizuoti veikiami kietos Saulės spinduliuotės, sudaro jonosferą. Oro slėgis ir tankis Žemės atmosferoje mažėja didėjant aukščiui. Pagal temperatūros pasiskirstymą Žemės atmosfera skirstoma į troposferą, stratosferą, mezosferą, termosferą ir egzosferą. .

20–25 km aukštyje yra ozono sluoksnis. Ozonas susidaro skylant deguonies molekulėms, kai sugeria ultravioletinę spinduliuotę iš Saulės, kurios bangos ilgis yra mažesnis nei 0,1–0,2 mikrono. Laisvas deguonis jungiasi su O 2 molekulėmis ir sudaro ozoną O 3, kuris godžiai sugeria visą trumpesnę nei 0,29 mikrono ultravioletinę spinduliuotę. O3 ozono molekulės lengvai sunaikinamos trumpųjų bangų spinduliuote. Todėl, nepaisant retėjimo, ozono sluoksnis efektyviai sugeria ultravioletinę spinduliuotę iš Saulės, 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 ir vėliau įvairių atomų bei jonų jonizacijos procesai. Tai daugiausia deguonies O 2, azoto N 2 molekulės 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 laidžio 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 norėdami paaiškinti radijo bangų sklidimą dideli atstumai būtina manyti, kad aukštuose atmosferos sluoksniuose yra regionų, turinčių didelį laidumą. 1923 metais akademikas M. V. Šuleikinas, atsižvelgdamas į įvairių dažnių radijo bangų sklidimo ypatybes, padarė išvadą, kad jonosferoje yra mažiausiai du atspindintys sluoksniai. Tada 1925 m. anglų mokslininkai Appletonas ir Barnettas, taip pat Breitas ir Tuve pirmą kartą eksperimentiškai įrodė radijo bangas atspindinčių regionų egzistavimą ir padėjo pagrindą jų sistemingam tyrimui. Nuo to laiko buvo sistemingai tiriamos šių sluoksnių, paprastai vadinamų jonosfera, savybių, kurios vaidina svarbų vaidmenį daugelyje geofizinių reiškinių, lemiančių radijo bangų atspindį ir sugertį, o tai labai svarbu praktikoje. ypač patikimam radijo ryšiui užtikrinti.

1930-aisiais jie pradėjo sistemingi stebėjimai jonosferos būklė. Mūsų šalyje M.A.Bonch-Bruevich iniciatyva buvo sukurtos instaliacijos jo impulsų zondavimui. Daugelis ištirta bendrosios savybės jonosfera, jos pagrindinių sluoksnių aukščiai ir elektronų koncentracija.

60–70 km aukštyje stebimas D sluoksnis, 100–120 km aukštyje – sluoksnis E, aukštyje, 180–300 km aukštyje dvigubo sluoksnio F 1 ir F 2. Pagrindiniai šių sluoksnių parametrai pateikti 4 lentelėje.

Vidutinės vertės pateikiamos, nes jos skiriasi skirtingose ​​platumose, priklausomai nuo paros laiko ir sezonų. 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 pokyčius, priklausančius 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 ultravioletiniai ir rentgeno spinduliuotė Saulė, daugiausia kylanti Saulės chromosferoje ir vainikinėje dalyje. 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

– tai atmosferos sritys, kuriose pasiekiamos didžiausios laisvųjų elektronų koncentracijos (t.y. jų skaičius tūrio vienete). Elektra įkrauti laisvieji elektronai ir (mažesniu mastu mažiau judantys jonai), atsirandantys dėl atmosferos dujų atomų jonizacijos, sąveikaujantys su radijo bangomis (t. y. elektromagnetiniais virpesiais), gali keisti savo kryptį, juos atspindėdami arba laužydami, ir sugerti jų energiją. . Dėl to gali kilti problemų priimant tolimas radijo stotis. įvairūs efektai pavyzdžiui, radijo ryšio išblukimas, padidėjęs nuotolinių stočių girdimumas, užtemimai ir tt reiškinius.

Tyrimo metodai.

Klasikiniai jonosferos tyrimo metodai iš Žemės susiveda į impulsinį zondavimą – radijo impulsų siuntimą ir jų atspindžių stebėjimą iš įvairių jonosferos sluoksnių, vėlavimo laiko matavimą ir atsispindėjusių signalų intensyvumo bei formos tyrimą. Įvairių dažnių radijo impulsų atspindžio aukščių matavimas, kritinių dažnių nustatymas įvairiose srityse(kritinis dažnis yra radijo impulso nešiklio dažnis, kuriam tam tikra jonosferos sritis tampa skaidri), galite nustatyti elektronų koncentracijos sluoksniuose reikšmę ir efektyvius aukščius tam tikriems dažniams bei pasirinkti optimalius dažnius. duoti radijo keliai. Tobulėjant raketų technologijoms ir atėjus kosminiam amžiui dirbtiniai Žemės palydovai (AES) ir kt erdvėlaivis, tapo įmanoma tiesiogiai išmatuoti artimo Žemės parametrus kosminė plazma, kurio apatinė dalis yra jonosfera.

Elektronų koncentracijos matavimai, atlikti specialiai paleidžiamose raketose ir išilgai palydovo skrydžio trajektorijų, patvirtino ir patikslino anksčiau antžeminiais metodais gautus duomenis apie jonosferos sandarą, elektronų koncentracijos pasiskirstymą pagal aukštį virš įvairių Žemės regionų ir leido gauti elektronų koncentracijos vertes, viršijančias pagrindinį maksimumą - sluoksnį F. Anksčiau to nebuvo įmanoma padaryti naudojant zondavimo metodus, pagrįstus atspindėtų trumpųjų bangų radijo impulsų stebėjimais. Nustatyta, kad kai kuriose Žemės rutulio vietose yra gana stabilių zonų su sumažinta elektronų koncentracija, reguliariais „jonosferos vėjais“ ir savotiškomis bangų procesai, perkeldami vietinius jonosferos trikdžius tūkstančius kilometrų nuo jų pradžios vietos ir daug daugiau. Sukūrus ypač jautrius priėmimo įrenginius, jonosferos impulsų zondavimo stotyse buvo galima priimti iš dalies atspindėtus impulsinius signalus iš žemiausių jonosferos sričių (dalinio atspindžio stočių). Galingų impulsinių įrenginių naudojimas skaitiklio ir decimetro bangos ilgio diapazonuose, naudojant antenas, leidžiančias pasiekti didelę skleidžiamos 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 gana skaidri pagal naudojamus dažnius.

Elektros krūvių koncentracija (elektronų koncentracija lygi jonų koncentracijai) žemės jonosferoje 300 km aukštyje per dieną yra apie 10 6 cm –3. Tokio tankio plazma atspindi ilgesnes nei 20 m radijo bangas, o perduoda trumpesnes.

Tipiškas vertikalus elektronų koncentracijos 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 tiek Žemės paviršius, tiek jonizuoti jos atmosferos sluoksniai tarnauja kaip didžiulio kondensatoriaus plokštės, veikiančios jas kaip veidrodžių poveikis šviesai. Atsispindėdamos nuo jų, radijo bangos gali nukeliauti daugybę tūkstančių kilometrų gaublys didžiuliais šimtų ir tūkstančių km šuoliais, pakaitomis atsispindėdamas nuo jonizuotų dujų sluoksnio ir nuo Žemės ar vandens paviršiaus.

Praėjusio amžiaus 20-ajame dešimtmetyje buvo manoma, kad trumpesnės nei 200 m radijo bangos dėl stiprios sugerties dažniausiai netinka tolimojo susisiekimo ryšiui. Pirmieji tolimojo priėmimo eksperimentai trumpos bangos Tai buvo anglų fizikas Oliveris Heaviside ir amerikiečių elektros inžinierius Arthuras Kennelly, kurie vedė kelią per Atlantą tarp Europos ir Amerikos. Nepriklausomai vienas nuo kito jie teigė, kad kažkur aplink Žemę yra jonizuotas atmosferos sluoksnis, galintis atspindėti radijo bangas. Jis buvo vadinamas Heaviside-Kennelly sluoksniu, o vėliau jonosfera.

Pagal šiuolaikinės idėjos Jonosfera susideda iš neigiamai įkrautų 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 jam perduoti jonizacijos energiją, kurios pagrindinis šaltinis jonosferai yra ultravioletinė, rentgeno ir korpuskulinė Saulės spinduliuotė.

Kol dujinis Žemės 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 formavimasis beveik sustoja, o laisvųjų elektronų skaičius pradeda mažėti. Kuo daugiau laisvųjų elektronų yra jonosferoje, tuo geriau nuo jos atsispindi aukšto dažnio bangos. Sumažėjus elektronų koncentracijai, radijo bangų prasiskverbimas įmanomas tik žemų dažnių diapazonuose. Štai kodėl naktį, kaip taisyklė, galima priimti nutolusias stotis tik 75, 49, 41 ir 31 m diapazone Elektronai jonosferoje pasiskirsto netolygiai. 50–400 km aukštyje yra keli sluoksniai arba regionai padidėjusi koncentracija elektronų. Šios sritys sklandžiai pereina viena į kitą ir turi skirtingą poveikį HF radijo bangų sklidimui. Viršutinis jonosferos sluoksnis žymimas raide F. Čia yra daugiausia aukštas laipsnis jonizacija (įkrautų dalelių dalis apie 10 –4). Jis yra daugiau nei 150 km aukštyje virš Žemės paviršiaus ir atlieka pagrindinį atspindintį vaidmenį sklindant dideliais atstumais aukšto dažnio radijo bangomis. Vasaros mėnesiais regionas F skyla į du sluoksnius - F 1 ir F 2. Sluoksnis F1 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 1. Naktinis sluoksnis F 1 išnyksta ir sluoksnis F 2 išlieka, lėtai prarandant iki 60% savo jonizacijos laipsnio. Po sluoksniu F 90–150 km aukštyje yra sluoksnis E kurios jonizacija vyksta veikiant minkštajai saulės rentgeno spinduliuotei. E sluoksnio jonizacijos laipsnis yra mažesnis nei sluoksnio F, dienos metu stočių priėmimas žemo dažnio HF diapazonuose nuo 31 iki 25 m, kai signalai atsispindi iš sluoksnio E. Paprastai tai stotys, esančios 1000–1500 km atstumu. Naktį sluoksnyje E Jonizacija smarkiai sumažėja, tačiau net ir šiuo metu ji ir toliau vaidina svarbų vaidmenį priimant signalus iš stočių 41, 49 ir ​​75 m diapazone.

Didelio susidomėjimo priimant aukšto dažnio 16, 13 ir 11 m diapazono HF signalus yra tie, kurie kyla šioje srityje. E labai padidintos jonizacijos sluoksniai (debesys). Šių debesų plotas gali svyruoti nuo kelių iki šimtų kvadratinių kilometrų. Šis padidintos jonizacijos sluoksnis vadinamas sporadiniu sluoksniu E ir yra paskirtas 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 perdavimo aukšto dažnio HF juostose, 16, 13 ir 11 m juostose staiga atsiranda gero garsumo tolimosios stotys, kurių signalai daug kartų atsispindi 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 tolimas 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 atsiranda daugiausia dėl to, kad jonosferoje yra laisvųjų elektronų, nors radijo bangų sklidimo mechanizmas yra susijęs su didelių jonų buvimu. Pastarieji taip pat domina tiriant atmosferos chemines savybes, 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 įvairiai saulės spinduliuotei. Pagrindinė jo dalis (daugiau nei 90%) yra sutelkta matomoje spektro dalyje. Ultravioletinę spinduliuotę, kurios bangos ilgis yra trumpesnis ir energija didesnė nei violetinės šviesos spinduliai, vidinėje Saulės atmosferoje (chromosferoje) skleidžia vandenilis, o rentgeno spinduliuotė – dar didesnė. didelė energija, – išorinio Saulės apvalkalo dujos (korona).

Normali (vidutinė) jonosferos būklė yra dėl nuolatinės galingos spinduliuotės. Reguliarūs pokyčiai vyksta normalioje jonosferoje, veikiant dienos rotacijaŽemės ir sezoniniai kritimo kampo skirtumai saulės spinduliai 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 sutapo su didžiausio Saulės aktyvumo laikotarpiu per visą sisteminių meteorologinių stebėjimų laikotarpį, t.y. nuo XVIII amžiaus pradžios. Per periodus didelis aktyvumas Kai kurių Saulės sričių ryškumas padidėja kelis kartus, o ultravioletinių ir rentgeno spindulių galia smarkiai padidėja. Tokie reiškiniai vadinami saulės blyksniais. Jie trunka nuo kelių minučių iki vienos iki dviejų valandų. Blyksnio metu išsiveržia saulės plazma (daugiausia protonai ir elektronai), ir elementariosios dalelės skubėti į kosmosą. Elektromagnetinė ir korpuskulinė Saulės spinduliuotė tokių blyksnių metu stipriai veikia Žemės atmosferą.

Pradinė reakcija stebima praėjus 8 minutėms po pliūpsnio, kai Žemę pasiekia intensyvi ultravioletinė ir rentgeno spinduliuotė. Dėl to jonizacija smarkiai padidėja; rentgeno spinduliai prasiskverbti į atmosferą iki apatinės jonosferos ribos; elektronų skaičius šiuose sluoksniuose padidėja tiek, kad radijo signalai beveik visiškai sugeriami („užgęsta“). Dėl papildomos spinduliuotės sugerties dujos įkaista, o tai prisideda prie vėjo vystymosi. Jonizuotos dujos yra elektros laidininkas, o judant Žemės magnetiniame lauke atsiranda dinamo efektas ir elektros srovė. Tokios srovės savo ruožtu gali sukelti pastebimus magnetinio lauko trikdžius ir pasireikšti magnetinių audrų pavidalu.

Viršutinių atmosferos sluoksnių struktūrą ir dinamiką labai nulemia nepusiausvyros procesai termodinamine prasme, susiję su jonizacija ir disociacija. saulės spinduliuotės, cheminiai procesai, molekulių ir atomų sužadinimas, jų deaktyvavimas, susidūrimas ir kiti elementarūs procesai. Šiuo atveju nepusiausvyros laipsnis didėja didėjant aukščiui, mažėjant tankiui. Iki 500–1000 km aukščio, o dažnai ir daugiau, daugelio viršutinių atmosferos sluoksnių charakteristikų nepusiausvyros laipsnis yra gana mažas, todėl jai apibūdinti galima 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
Medžiaga internete: http://ciencia.nasa.gov/

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 antžeminėje aplinkoje bet kuria kryptimi. Linijinis greitisŽemės judėjimas judant aplink Saulę yra vidutiniškai 30 km/s, todėl maksimalus meteoroido susidūrimo su Žemės atmosfera greitis gali siekti maždaug 70 km/s (priešingomis trajektorijomis).

Iš pradžių kūnas sąveikauja su labai reta viršutine atmosfera, kur atstumai tarp dujų molekulių yra didesni nei jo skersmuo. Akivaizdu, kad sąveika su viršutinių atmosferos sluoksnių molekulėmis praktiškai neturi įtakos atmosferos greičiui ir būklei masyvus kūnas. Bet jei kūno masė yra maža (palyginama su molekulės mase arba 2-3 eilėmis didesnė), ji gali visiškai sulėtėti jau viršutiniuose atmosferos sluoksniuose ir lėtai nusės ant žemės paviršiaus. gravitacijos įtaka. Pasirodo, tokiu būdu, tai yra, dulkių pavidalu, liūto dalis kietos kosminės medžiagos patenka į Žemę. Jau buvo paskaičiuota, kad kasdien į Žemę atkeliauja nuo 100 iki 1000 tonų nežemiškos medžiagos, tačiau tik 1% šio kiekio sudaro didelės nuolaužos, galinčios pasiekti jos paviršių.

Judantį pakankamai didelį kūną veikia trys pagrindinės jėgos: stabdymo, gravitacijos ir stūmimo (Archimedo jėga), kurios lemia jo judėjimo trajektoriją. Efektyvus didžiausių objektų stabdymas prasideda tik tada, kai tankūs sluoksniai atmosferoje, mažesniame nei 100 km aukštyje.

Meteoroido, kaip ir bet kurio kieto kūno, judėjimas dujų aplinka Su didelis greitis, apibūdinamas Macho skaičiumi – kūno greičio ir garso greičio santykiu. Šis skaičius kinta skirtinguose meteoroido skrydžio aukščiuose, bet dažnai viršija 50. Prieš meteoroidą susidaro smūginė banga labai suspaustų ir įkaitintų atmosferos dujų pavidalu. 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 veiksminga ir gali pasiekti žemės paviršių nepakitęs. Jei kūno masė nėra labai didelė, tai toliau mažėja jo greitis, 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 sudegti, nei labai sulėtėti ir atsitrenkia į paviršių pabėgimo greitis. Šiuo atveju sprogimas įvyksta dėl didelio perėjimo kinetinė energija kūnus į šiluminę, mechaninę ir kitokią energiją, o žemės paviršiuje susidaro sprogstamasis krateris. Dėl to nemaža meteorito dalis ir paveiktas žemės paviršius ištirpsta ir išgaruoja.

Šiame straipsnyje kalbėsime apie tuos meteorus ir meteoritus, kurie, skrisdami į žemės atmosferą, dideliame aukštyje arba labai greitai sudega, naktiniame danguje suformuodami trumpalaikį pėdsaką, vadinamą žvaigždės kritimu, arba, susidūrę su žeme, sprogsta. , kaip, pavyzdžiui, Tunguska. Tuo pačiu metu nei vienas, nei kitas, kaip žinoma ir visuotinai priimta, neišeina kietų gaminių degimo.

Meteorai dega 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 pakankamos trinties, kad akimirksniu įkaitintų visą meteoro kūno tūrį iki pakankamos temperatūros. jo degimui. Juk neįkaitęs kūnas negali užsidegti. Kodėl vis dar užsiliepsnoja dideliame aukštyje ir taip greitai bei tolygiai užsidega meteorai? Kokios sąlygos tam reikalingos?

Viena iš meteoro užsidegimo ir greito degimo sąlygų turėtų būti pakankamai aukšta jo kūno temperatūra prieš patenkant į atmosferą. Norėdami tai padaryti, jis visą savo tūrį turi būti iš anksto gerai pašildytas saulės. Tada, kad visas meteoro tūris sušiltų kosmoso sąlygomis dėl šviesos ir šešėlio temperatūrų skirtumo, o kontaktuojant su atmosfera greitai paskirstytų papildomą šilumą dėl trinties visame kūne, meteoro medžiaga. turi turėti didelis šilumos laidumas.

Kita sąlyga, kad meteoras užsidegtų paliekant tolygų ugnies pėdsaką, turi būti kūno stiprumo išsaugojimas degimo metu. Kadangi įskridęs į atmosferą, nors ir retai, meteoras vis tiek patiria apkrovas iš artėjančio srauto ir, jei jo kūnas suminkštėja nuo temperatūros, tada jis tiesiog srauto bus susprogdintas į atskiras dalis ir pamatytume sklaidytą mirksi kaip fejerverkai.

Kitas. Kadangi dega daugelis medžiagų, tiek metalų, tiek nemetalų, mes pradėsime aptarti meteoro medžiagos sudėtį su pačiu pirmuoju periodinės lentelės 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 erdvėje. Jei vis dėlto manysime, kad kūnas, kuriame yra vandenilio, užsidega ir dega atmosferoje, jis tikrai paliks baltą vandens garų pėdsaką dėl vandenilio degimo deguonyje. Tada dienos metu, esant tam tikrai saulės šviesai, galėjome pamatyti baltą „krentančios žvaigždės“ pėdsaką. Taigi šie meteorai negali būti sudaryti iš vandenilio arba juose negali būti dideliais kiekiais. O ledas kosminėje erdvėje išvis negali egzistuoti, nes pagal termodinamines vandens savybes esant kosminiam slėgiui P = 0,001 m vandens. Art. Virimo temperatūra yra artima absoliučiam nuliui, ji yra -273 ° C, Saulės sistemoje nėra. Jei ledas Saulės sistemoje pateks į kosmosą, jis iš karto išgaruos nuo galingo fakelo – Saulės – kaitros. Taip pat manome, kad mūsų meteorai susideda 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 nukritę žmonės tikrai užfiksuotų ant žemės, pavyzdžiui, kruša. Tačiau niekur nepastebėtas toks aktyvus reiškinys, kad net ir po galingo „žvaigždžių kritimo“ kur nors iškristų šlako kruša, o vis dėlto kasdien pas mus atskrenda daugiau nei 3 tūkst. Nors pavienių metalinių ir nemetalinių meteoritų fragmentų vis dar randama, tai didelė retenybė, o su kasdieniu „žvaigždžių kritimo“ reiškiniu 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. Išlaikyti jėgas, kai aukšta temperatūra;
3. Aktyviai reaguoti į išretėjusią atmosferą dideliame aukštyje;
4. Degdamas nesusidaro kietų šlakų;

Yra tokia medžiaga – tai anglis. Be to, jis yra kiečiausioje kristalinėje fazėje, vadinamoje deimantu. Būtent deimantas atitinka visus šiuos reikalavimus. Jei anglis yra kitoje fazėje, ji neatitiks mūsų antrojo reikalavimo, ty išlaikyti stiprumą aukštoje temperatūroje. Tai deimantas, kurį astronomai painioja su ledu, stebėdami „žvaigždžių kritimą“.

Be to, norint deginti esant mažesnei nei 0,004 g/m 3 deguonies koncentracijai kūnui, sveriančiam 1 g. reikia nuskristi apie 13 000 km, bet nuskrenda apie 40 km. Greičiausiai meteoro šviečiantis pėdsakas yra ne jo degimo atmosferos deguonyje, o anglies redukcijos reakcijos su vandeniliu, kuris taip pat gamina dujas, rezultatas. Šiuose aukščiuose yra nedideli kiekiai CH 4, C 2 H 2, C 6 H 6, CO, CO 2 taip pat yra šiuose aukščiuose, tai rodo, kad anglis šiuose aukščiuose dega ir sumažėja, šios dujos pačios nepakyla nuo Žemės paviršiaus į tokius aukščius. gali.

Kalbant apie Tunguskos meteoritą ir 2002 metų rudenį Rusijos Irkutsko srityje Vitimo upės slėnyje nukritusį meteoritą, šie meteoritai taip pat greičiausiai yra tik didžiulių dydžių deimantai. Dėl mano didelė masėšie meteoritai nespėjo visiškai sudegti atmosferoje. Pasiekęs žemę 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 blogai reaguoja į smūgį. Kadangi deimantas turi didelį šilumos laidumą, visas meteorito kūnas prieš smūgį buvo įkaitintas iki degimo temperatūros. Sutrupėjęs į mažus gabalėlius ir atšokęs nuo Žemės, kiekvienas fragmentas susilietė su oro deguonimi ir iškart sudegė, kartu išskirdamas tam tikrą energijos kiekį. Tai tiesiog atsitiko galingas sprogimas. Juk sprogimas yra ne stipraus mechaninio smūgio rezultatas, kaip kažkodėl astronomijoje paprastai manoma, o aktyvios cheminės reakcijos rezultatas, ir visai nesvarbu, kur jis įvyko Žemėje, Jupiteryje, kol yra į ką reaguoti. Visa sudegusi anglis sudarė anglies dioksidą, kuris ištirpo atmosferoje. Būtent todėl šiose vietose meteorinių liekanų nerasta. Visai gali būti, kad šių meteoritų sprogimo zonoje galima rasti gyvūnų, mirusių ne tik nuo smūgio, bet ir nuo uždusimo anglies monoksidu, palaikų. Ir žmonėms nesaugu lankytis šiose vietose iškart po sprogimo. Anglies monoksido gali likti žemose vietose. Ši Tunguskos meteorito hipotezė paaiškina beveik visas po sprogimo pastebėtas anomalijas. Jeigu šis meteoritas nukris į vandens telkinį, tai vanduo neleis iki galo sudegti visoms skeveldroms ir galime turėti dar vieną deimantų telkinį. Visi deimantų telkiniai, beje, yra ploname paviršiniame Žemės sluoksnyje, beveik 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, neturinčių atmosferos ar aktyvių dujų, palydovų, nesudegusios šių meteoritų fragmentai iš dalies padengs šių planetų ar palydovų paviršių. Galbūt todėl mūsų natūralus palydovas Mėnulis taip gerai atspindi saulės šviesą, nes deimantas taip pat turi didelis koeficientas refrakcija. O Mėnulio kraterių, pavyzdžiui, Tycho, Copernicus, spindulių sistemas aiškiai sudaro skaidrios medžiagos sklaidos, o tikrai ne ledas, nes temperatūra apšviestame Mėnulio paviršiuje yra +120 ° C.

Deimantai taip pat pasižymi fluorescencijos savybe, kai yra apšvitinti trumpųjų bangų elektromagnetine spinduliuote. Galbūt ši savybė paaiškins kometų uodegų kilmę artėjant prie Saulės – galingo trumpųjų bangų spinduliuotės šaltinio?