Kjer meteoriti gorijo. Zakaj večina meteoritov zgori, preden dosežejo zemeljsko površje? Intenzivnost aurore

Ko meteoroidno telo vstopi v zemeljsko atmosfero, se zgodi veliko zanimivih pojavov, ki jih bomo le omenili. Hitrost katere koli kozmično telo vedno presega 11,2 km/s in lahko doseže 40 km/s v zemeljskem okolju s svojo poljubno smerjo. Linearna hitrost Gibanje Zemlje pri gibanju okoli Sonca je v povprečju 30 km/s, zato lahko največja hitrost trka meteoroida v Zemljino atmosfero doseže približno 70 km/s (na nasprotnih trajektorijah).

Na začetku telo sodeluje z zelo redko zgornjo atmosfero, kjer so razdalje med molekulami plina večje od njegovega premera. Očitno je, da interakcije z molekulami zgornje atmosfere praktično ne vplivajo na hitrost in stanje masivno telo. Če pa je masa telesa majhna (primerljiva z maso molekule ali 2-3 velikosti večja od nje), se lahko popolnoma upočasni že v zgornjih plasteh ozračja in se počasi usede na zemeljsko površje pod vplivom gravitacije. Izkazalo se je, da na ta način, torej v obliki prahu, pade na Zemljo levji delež trdne kozmične snovi. Izračunali so že, da vsak dan na Zemljo prispe od 100 do 1000 ton nezemeljske snovi, vendar le 1% te količine predstavljajo veliki odpadki, ki lahko dosežejo njeno površje.

Na premikajoče se dovolj veliko telo delujejo tri glavne sile: zaviranje, gravitacija in potiskanje (Arhimedova sila), ki določajo njegovo tirnico gibanja. Učinkovito zaviranje največjih teles se začne šele v gostih plasteh ozračja, na višinah manj kot 100 km.

Gibanje meteoroida, tako kot vsakega trdnega telesa v plinastem okolju, z visoka hitrost, je označen z Machovim številom - razmerjem med hitrostjo telesa in hitrostjo zvoka. To število se spreminja na različnih višinah leta meteoroida, vendar pogosto presega 50. Pred meteoroidom nastane udarni val v obliki močno stisnjenih in segretih atmosferskih plinov. Sama površina telesa kot posledica interakcije z njimi

Če masa telesa ni premajhna in ne zelo velika in je njegova hitrost v območju od 11 km/s do 22 km/s (to je mogoče na trajektorijah, ki »dohitevajo« Zemljo), potem ima čas za upočasnitev v ozračju, ne da bi zgorel. Nato se meteoroid premika s takšno hitrostjo, da ablacija ni več učinkovita in lahko nespremenjen doseže zemeljsko površje. Če masa telesa ni zelo velika, se njegova hitrost nadaljuje, dokler se sila zračnega upora ne izenači s silo gravitacije, njegov skoraj navpični padec pa se začne s hitrostjo 50-150 m / s. Večina meteoritov je padla na Zemljo s takšnimi hitrostmi. Z veliko maso meteoroid nima časa niti zgoreti niti močno upočasniti in trči v površino s kozmično hitrostjo. V tem primeru pride do eksplozije, ki jo povzroči prehod velike kinetične energije telesa v toplotno, mehansko in druge vrste energije, na zemeljski površini pa nastane eksplozivni krater. Posledično se precejšen del meteorita in udarjene zemeljske površine stopi in izhlapi.

Meteoroid(meteorsko telo) - nebesno telo vmesne velikosti med medplanetarnim prahom in asteroidom.

Tukaj moramo razumeti malo terminologije. Ko leti v Zemljino atmosfero z veliko hitrostjo, se zaradi trenja zelo segreje in zagori ter se spremeni v svetlobo meteor, ali ognjeno kroglo, ki jo lahko vidimo kot utrinek. Vidna sled meteoroida, ki vstopa v Zemljino atmosfero, se imenuje meteor, meteoroid, ki pade na površje Zemlje, pa je meteorit.
IN solarni sistem polna teh majhnih vesoljskih odpadkov, ki se imenujejo meteoroidi. To so lahko delci prahu s kometov, veliki kamniti bloki ali celo drobci razbitih asteroidov.
Po uradni definiciji Mednarodne meteorne organizacije (IMO) meteoroid- je trden objekt, ki se giblje v medplanetarnem prostoru, bistveno večjih dimenzij manjši od asteroida, a bistveno več kot atom . Britansko kraljevo astronomsko društvo je predlagalo drugačno formulacijo, po kateri je meteoroid telo s premerom od 100 mikronov do 10 m.

- to ni predmet, ampak pojav, tj. žareča sled meteoroida. Ne glede na to, ali odleti iz ozračja nazaj v vesolje, zgori v ozračju ali pade na Zemljo kot meteorit, ta pojav imenujemo meteor.
Značilne lastnosti meteorja so poleg mase in velikosti še njegova hitrost, višina vžiga, dolžina sledi (vidna pot), svetlost in kemična sestava(vpliva na barvo zgorevanja).
Meteorje pogosto združujemo v meteorne vode- stalne mase meteorjev, ki se pojavljajo v določenem letnem času, v določeni smeri neba. Znani so meteorski roj Leonidi, Kvadrantidi in Perzeidi. Vse meteorske vode ustvarijo kometi kot posledica uničenja med procesom taljenja med prehodom skozi notranji sončni sistem.

Sled meteorja običajno izgine v nekaj sekundah, včasih pa lahko ostane nekaj minut in se premika z vetrom na višini meteorja. Včasih Zemlja prečka orbite meteoroidov. Potem, ko gredo skozi zemeljsko atmosfero in se segrejejo, utripajo s svetlimi svetlobnimi trakovi, ki se imenujejo meteorji ali padajoče zvezde.
V jasni noči je v eni uri mogoče videti več meteorjev. In ko gre Zemlja skozi tok prašnih zrn, ki jih za seboj pusti mimoidoči komet, lahko vsako uro vidimo na desetine meteorjev.
Včasih najdemo koščke meteoroidov, ki preživijo prehod skozi ozračje kot meteorji in padejo na tla kot zoglenele kamnine. Običajno so temne barve in zelo težke. Včasih se zdijo zarjaveli. Zgodi se, da meteoriti prebijejo strehe hiš ali padejo blizu hiše. Toda nevarnost, da bi meteorit zadel človeka, je zanemarljiva. Edini dokumentirani primer, ko je meteorit zadel človeka, se je zgodil 30. novembra 1954 v Alabami. Meteorit, ki je tehtal približno 4 kg, je treščil skozi streho hiše in odbil Anno Elizabeth Hodges v roko in stegno. Ženska je dobila modrice.
Poleg vizualnih in fotografskih metod za preučevanje meteorjev so se v zadnjem času razvile elektronsko-optične, spektrometrične in predvsem radarske metode, ki temeljijo na lastnosti meteorske sledi, da razprši radijske valove. Radiosondiranje meteorjev in preučevanje gibanja sledi meteorjev nam omogoča pridobitev pomembna informacija o stanju in dinamiki atmosfere na višinah okoli 100 km. Možno je ustvariti meteorne radijske komunikacijske kanale.

Telo kozmičnega izvora, ki je padlo na površino velikega nebesnega telesa.
Večina najdenih meteoritov tehta od nekaj gramov do nekaj kilogramov. Največji meteorit, ki so ga kdaj našli, je Goba(teža okoli 60 ton). Menijo, da na Zemljo pade 5-6 ton meteoritov na dan ali 2 tisoč ton na leto.
Ruska akademija znanosti ima zdaj poseben odbor, ki nadzoruje zbiranje, proučevanje in shranjevanje meteoritov. Odbor ima veliko zbirko meteoritov.
Na mestu nesreče velik meteorit lahko nastane krater(astroblem). Eden najbolj slavni kraterji na svetu - Arizonan. Predvideva se, da največji meteorit krater na tleh - Krater Wilkes Land na Antarktiki(premer približno 500 km).

Kako se to zgodi

Meteorsko telo vstopi v Zemljino atmosfero s hitrostjo od 11 do 72 km/s. Pri tej hitrosti se začne segrevati in svetiti. Zaradi ablacija(sežiganje in odpihovanje prihajajočega toka delcev snovi meteorskega telesa), je lahko masa telesa, ki doseže površino, manjša, v nekaterih primerih pa bistveno manjša od njegove mase na vstopu v atmosfero. Na primer, majhno telo, ki vstopi v Zemljino atmosfero s hitrostjo 25 km/s ali več, skoraj popolnoma zgori. Pri takšni hitrosti vstopa v atmosfero pride od desetin in stotin ton začetne mase le nekaj kilogramov ali celo gramov snovi na površje. Sledi zgorevanja meteoroida v ozračju je mogoče najti vzdolž skoraj celotne poti njegovega padca.
Če meteorsko telo ne zgori v atmosferi, potem ko se upočasni, izgubi vodoravno komponento svoje hitrosti. To vodi do spremembe poti padca. Ko se upočasni, se sij meteorita zmanjša in se ohladi (pogosto kažejo, da je bil meteorit ob padcu topel in ne vroč).
Poleg tega lahko telo meteorita razpade na drobce, kar vodi do meteorskega dežja.

V Rusiji so odkrili velike meteorite

Tunguski meteorit(trenutno ni povsem jasno, od kod izvira meteorit Tunguski fenomen). Padel 30. junija 1908 v porečju reke Podkamennaya Tunguska v Sibiriji. Celotna energija je ocenjena na 40-50 megatonov TNT ekvivalenta.
Tsarevsky meteorit(meteorski dež). Padel 6. decembra 1922 v bližini vasi Tsarev, regija Volgograd. To je kamniti meteorit. Skupna masa zbranih drobcev je 1,6 tone na površini okoli 15 kvadratnih metrov. km. Teža največjega padlega fragmenta je bila 284 kg.

Meteorit Sikhote-Alin(skupna masa drobcev je 30 ton, energija je ocenjena na 20 kilotonov). Bil je železov meteorit. Padel v tajgi Ussuri 12. februarja 1947.
Vitimsky avto. Padel je na območju vasi Mama in Vitimsky, okrožje Mamsko-Chuysky, regija Irkutsk, v noči s 24. na 25. september 2002. Skupna energija eksplozije meteorita je očitno relativno majhna (200 ton Ekvivalent TNT, z začetno energijo 2,3 kilotona), največja začetna masa (pred zgorevanjem v atmosferi) je 160 ton, končna masa drobcev pa okoli nekaj sto kilogramov.
Čeprav meteoriti pogosto padajo na Zemljo, je odkritje meteorita precej redek pojav. Meteoritski laboratorij poroča: »V 250 letih so na ozemlju Ruske federacije našli skupno le 125 meteoritov.«

V tem članku bomo govorili o tistih meteorjih in meteoritih, ki letijo v zemeljsko atmosfero bodisi zelo hitro zgorijo na velikih višinah in tvorijo kratkotrajno sled na nočnem nebu, imenovano padanje zvezd, ali pa eksplodirajo ob trčenju s tlemi. , kot je na primer Tunguska. Hkrati pa ne eno ne drugo, kot je znano in splošno sprejeto, ne odide trdni izdelki zgorevanje.

Meteorji zgorijo že ob najmanjšem stiku z atmosfero. Njihovo zgorevanje se konča že na višini 80 km. Koncentracija kisika na tej višini je nizka in znaša 0,004 g/m 3 , redčena atmosfera pa ima tlak P = 0,000012 kg/m 2 in ne more zagotoviti zadostnega trenja, da bi v trenutku segrela celotno prostornino meteorskega telesa na temperaturo, ki bi zadostovala za njegovo zgorevanje. Navsezadnje se neogreto telo ne more vžgati. Zakaj še vedno prihaja do vžiga na visoki nadmorski višini in tako hitrega in enakomernega zgorevanja meteorjev? Kateri pogoji so potrebni za to?

Eden od pogojev za vžig in hitro zgorevanje meteorja bi morala biti prisotnost dovolj visoke temperature njegovega telesa pred vstopom v atmosfero. Da bi to naredili, ga je treba vnaprej dobro segreti po celotni prostornini s soncem. Nato, da bi se celotna prostornina meteorja v vesoljskih razmerah zaradi razlike v temperaturah svetlobe in sence segrela in ob stiku z atmosfero hitro porazdelila dodatno toploto zaradi trenja po telesu, snov meteorja mora imeti visoko toplotno prevodnost.

Naslednji pogoj za zgorevanje meteorja, ki pušča enakomerno ognjeno sled, mora biti ohranitev trdnosti telesa med zgorevanjem. Ker meteor, ko je priletel v atmosfero, čeprav je redek, še vedno doživlja obremenitve prihajajočega toka in če se njegovo telo zaradi temperature zmehča, ga bo tok preprosto razstrelil na ločene dele in opazili bomo razpršeni snop utripa kot ognjemet.

Nadalje. Ker veliko snovi, tako kovin kot nekovin, gori, bomo sestavo snovi meteorja začeli obravnavati s prvim elementom periodnega sistema vodikom. Predpostavimo, da je to telo sestavljeno iz trdnega vodika ali njegovih trdnih spojin, na primer vodnega ledu. Ko se segreje na visoke temperature, bo to telo preprosto izhlapelo, preden se začne vžig v vesolju. Če kljub temu predpostavimo, da se telo, ki vsebuje vodik, v atmosferi vname in zgori, potem bo za seboj zagotovo pustilo belo sled vodne pare, ki je posledica zgorevanja vodika v kisiku. Potem smo podnevi, pod določeno sončno svetlobo, lahko videli belo sled "zvezde padalke". Tako ti meteorji ne morejo sestavljati ali vsebovati vodika v velikih količinah. In led v vesolju sploh ne more obstajati, saj glede na termodinamične lastnosti vode pri kozmičnem tlaku P = 0,001 m vode. Umetnost. vrelišče je blizu absolutna ničla to je -273° C, take temperature v sončnem sistemu ni. Če led pride v vesolje v sončnem sistemu, bo takoj izhlapel zaradi toplote močne bakle - Sonca. Nadalje domnevamo, da so naši meteorji sestavljeni iz kovin ali njihovih zlitin. Kovine imajo dobro toplotno prevodnost, ki izpolnjuje zgornje zahteve. Toda pri segrevanju kovine izgubijo svojo moč in gorijo s tvorbo oksidov, oksidov, tj. trdna žlindra je precej težka, ki bi jo ob padcu zagotovo posneli ljudje na tleh, kot npr. Toda nikjer ni bilo opaziti tako aktivnega pojava, da bi tudi po močnem "zvezdnem padcu" nekje padla žlindra, kljub temu pa k nam vsak dan prileti več kot 3 tisoč ton snovi. Čeprav še vedno najdemo posamezne drobce kovinskih in nekovinskih meteoritov, je to velika redkost in ob vsakodnevnem pojavu »zvezdnih padalcev« so te najdbe nepomembne. Tako tudi naši meteorji ne vsebujejo kovin.

Katera snov lahko izpolni vse te zahteve? namreč:
1. imajo visoko toplotno prevodnost;
2. Ohranite moč, ko visoke temperature;
3. aktivno reagirati z redko atmosfero na velikih višinah;
4. Pri gorenju ne tvori trdne žlindre;

Obstaja taka snov - to je ogljik. Poleg tega se nahaja v najtrši kristalni fazi, imenovani diamant. Diamant je tisti, ki izpolnjuje vse te zahteve. Če je ogljik v kateri koli drugi fazi, potem ne bo izpolnjeval naše druge zahteve, in sicer vzdrževati trdnost pri visokih temperaturah. To je diamant, ki ga astronomi zamenjujejo z ledom, ko opazujejo "zvezdni padalec".

Nadalje, da bi za telo, ki tehta 1 g, gorelo pri koncentraciji kisika manj kot 0,004 g/m 3. preleteti morate približno 13.000 km, leti pa približno 40 km. Svetlobna sled meteorja najverjetneje ni posledica njegovega zgorevanja v kisiku atmosfere, temveč posledica redukcijske reakcije ogljika z vodikom, pri kateri nastajajo tudi plini. Na teh višinah so majhne količine Na teh višinah so prisotni tudi CH 4, C 2 H 2, C 6 H 6, CO, CO 2, kar pomeni, da ogljik na teh višinah gori in se reducira, ti plini se sami ne dvignejo s površja Zemlje na te višine. lahko.

Glede Tunguski meteorit in meteorit, ki je padel jeseni 2002 v regiji Irkutsk v Rusiji v dolini reke Vitim, potem so tudi ti meteoriti najverjetneje diamanti le ogromnih velikosti. Zaradi svoje velike mase ti meteoriti niso imeli časa, da bi popolnoma zgoreli v ozračju. Ko je ta blok diamanta dosegel tla in ga ni uničil zračni tok, z zelo veliko silo udaril ob trdo površino, se je razpadel na majhne koščke. Znano je, da je diamant trd, a krhek material, ki se slabo odziva na udarce. Ker ima diamant visoko toplotno prevodnost, je bilo celotno telo meteorita pred udarcem segreto na temperaturo zgorevanja. Ko se je razdrobil na majhne koščke in se odbil od Zemlje, je vsak delček prišel v stik s kisikom v zraku in takoj zgorel, hkrati pa je sprostil določeno količino energije. Enostavno je prišlo do močne eksplozije. Navsezadnje eksplozija ni posledica močnega mehanskega udarca, kot se iz nekega razloga običajno verjame v astronomiji, ampak posledica aktivne kemične reakcije, pri čemer ni pomembno, kje na Zemlji, na Jupitru, kot dokler obstaja nekaj za reagiranje. Ves zgoreli ogljik je tvoril ogljikov dioksid, ki se je raztopil v ozračju. Zato ostankov meteoritov v teh krajih ne najdemo. Povsem možno je, da so na območju eksplozije teh meteoritov ostanki živali, ki so poginile ne le zaradi udarni val, temveč tudi zaradi zadušitve z ogljikovim monoksidom. In za ljudi ni varno, da obiščejo te kraje takoj po eksploziji. lahko ostanejo v nižinah ogljikov monoksid. Ta hipoteza o Tunguškem meteoritu daje razlago za skoraj vse nepravilnosti, opažene po eksploziji. Če ta meteorit pade v vodno telo, potem voda ne bo dovolila, da bi vsi delci popolnoma zgoreli, in morda imamo drugo nahajališče diamanta. Mimogrede, vsa nahajališča diamantov se nahajajo v tanki površinski plasti Zemlje, skoraj samo na njeni površini. Prisotnost ogljika v meteoritih potrjuje tudi meteorski dež, ki se je zgodil 8. oktobra 1871 v Chicagu, ko so se iz neznanega razloga vnele hiše in stopil celo kovinski navoz. Ko je na tisoče ljudi umrlo zaradi zadušitve, ki se je nahajalo dovolj daleč od požarov.

Če padejo na planete ali satelite planetov, ki nimajo atmosfere ali aktivnih plinov, bodo nezgoreli drobci teh meteoritov delno prekrili površino teh planetov ali satelitov. Morda zato naš naravni satelit Luna tako dobro odbija svetlobo sonca, ker ima diamant tudi visok lomni količnik. In sistemi žarkov lunarni kraterji, na primer Tycho, Kopernik, očitno sestavljena iz razpršitve prozornega materiala in zagotovo ne ledu, saj je temperatura na osvetljeni površini Lune +120 ° C.

Diamanti imajo tudi lastnost fluorescence, če so obsevani s kratkovalovnim elektromagnetnim sevanjem. Morda bo ta lastnost zagotovila razlago izvora repov kometov ob približevanju Soncu, močnemu viru kratkovalovnega sevanja?

Atmosfera se je začela oblikovati skupaj z nastankom Zemlje. Med razvojem planeta in ko se njegovi parametri približujejo sodobnih pomenov so se v njegovi kemični sestavi in fizične lastnosti. Po evolucijskem modelu je bila Zemlja v zgodnji fazi v staljenem stanju in pred približno 4,5 milijarde let oblikovana kot trdna. Ta mejnik velja za začetek geološke kronologije. Od takrat naprej se je začel počasen razvoj ozračja. Nekatere geološke procese (na primer izlive lave med vulkanskimi izbruhi) je spremljalo sproščanje plinov iz črevesja Zemlje. Vključevali so dušik, amoniak, metan, vodno paro, CO oksid in ogljikov dioksid CO 2. Pod vplivom sončnega ultravijoličnega sevanja je vodna para razpadla na vodik in kisik, vendar je sproščeni kisik reagiral z ogljikovim monoksidom v ogljikov dioksid. Amoniak razpade na dušik in vodik. Med procesom difuzije se je vodik dvignil navzgor in zapustil atmosfero, težji dušik pa ni mogel izhlapeti in se je postopoma kopičil ter postal glavna sestavina, čeprav se ga je nekaj vezalo v molekule zaradi kemičnih reakcij ( cm. KEMIJA OZRAČJA). Pod vplivom ultravijoličnih žarkov in električnih razelektritev je mešanica plinov, prisotnih v prvotni atmosferi Zemlje, vstopila v kemične reakcije, zaradi česar je prišlo do nastanka organska snov, zlasti aminokisline. S prihodom primitivnih rastlin se je začel proces fotosinteze, ki ga spremlja sproščanje kisika. Ta plin je, zlasti po difuziji v zgornje plasti atmosfere, začel ščititi njene spodnje plasti in površje Zemlje pred smrtno nevarnimi ultravijoličnimi in rentgenskimi žarki. Po teoretičnih ocenah bi lahko že 25.000-krat manjša vsebnost kisika kot zdaj povzročila nastanek ozonske plasti z le polovično koncentracijo kot zdaj. Vendar pa je že to dovolj za zelo pomembno zaščito organizmov pred uničujočimi učinki ultravijoličnih žarkov.

Verjetno je primarna atmosfera vsebovala veliko ogljikovega dioksida. Porabljen je bil med fotosintezo, njegova koncentracija pa se je verjetno zmanjšala z razvojem rastlinskega sveta in tudi zaradi absorpcije med nekaterimi geološkimi procesi. Zaradi Učinek tople grede povezana s prisotnostjo ogljikovega dioksida v ozračju, so nihanja njegove koncentracije ena od pomembni razlogi tako obsežne podnebne spremembe v Zemljini zgodovini, kot ledene dobe.

Prisoten v moderno vzdušje helij je večinoma izdelek radioaktivni razpad uran, torij in radij. Ti radioaktivni elementi oddajajo delce, ki so jedra atomov helija. Ker pri radioaktivnem razpadu električni naboj ne nastane niti ne uniči, se pri nastanku vsakega a-delca pojavita dva elektrona, ki ob rekombinaciji z a-delci tvorita nevtralne atome helija. Radioaktivni elementi vsebovane v mineralih, raztresenih po masi skale, zato se v njih zadržuje precejšen del helija, ki nastane kot posledica radioaktivnega razpada, in zelo počasi uhaja v ozračje. Določena količina helija se zaradi difuzije dvigne navzgor v eksosfero, vendar zaradi stalnega dotoka z zemeljskega površja ostane prostornina tega plina v atmosferi skoraj nespremenjena. Temelji spektralna analiza Svetloba zvezd in preučevanje meteoritov lahko ocenita relativno številčnost različnih kemičnih elementov v vesolju. Koncentracija neona v vesolju je približno deset milijard krat večja kot na Zemlji, kriptona desetmilijonkrat, ksenona pa milijonkrat. Iz tega sledi, da se je koncentracija teh inertnih plinov, ki so bili očitno prvotno prisotni v Zemljini atmosferi in se med kemičnimi reakcijami niso obnovili, močno zmanjšala, verjetno celo v fazi izgube primarne atmosfere Zemlje. Izjema je inertni plin argon, saj v obliki izotopa 40 Ar nastaja še pri radioaktivnem razpadu izotopa kalija.

Porazdelitev zračnega tlaka.

Skupna teža atmosferskih plinov je približno 4,5 10 15 ton. Tako je "teža" atmosfere na enoto površine ali atmosferski tlak na ravni morja približno 11 t/m 2 = 1,1 kg/cm 2. Tlak je enak P 0 = 1033,23 g/cm 2 = 1013,250 mbar = 760 mm Hg. Umetnost. = 1 atm, vzet kot standardni povprečni atmosferski tlak. Za atmosfero v stanju hidrostatičnega ravnovesja velja: d p= –rgd h, to pomeni, da v višinskem intervalu od h prej h+d h pojavi enakost med spremembo atmosferskega tlaka d p in težo ustreznega elementa atmosfere z enoto površine, gostoto r in debelino d h. Kot razmerje med pritiskom R in temperaturo T Uporabljena je enačba stanja idealnega plina z gostoto r, ki je povsem uporabna za zemeljsko atmosfero: p= r R T/m, kjer je m molekulska masa, R = 8,3 J/(K mol) pa univerzalna plinska konstanta. Nato dlog p= – (m g/RT)d h= – bd h= – d h/H, kjer je gradient tlaka na logaritemski lestvici. Njegovo obratno vrednost H imenujemo lestvica atmosferske višine.

Pri integraciji te enačbe za izotermno atmosfero ( T= const) ali tam, kjer je takšen približek dopusten, dobimo barometrični zakon porazdelitve tlaka z višino: p = p 0 izkušenj (– h/H 0), kjer je referenčna višina h proizvedeno iz gladine oceana, kjer je standardni srednji tlak p 0 . Izraz H 0 = R T/ mg, se imenuje višinska lestvica, ki označuje obseg atmosfere, če je temperatura v njej povsod enaka (izotermna atmosfera). Če atmosfera ni izotermna, mora integracija upoštevati spremembo temperature z višino in parameter N– nekatere lokalne značilnosti atmosferskih plasti, odvisno od njihove temperature in lastnosti okolja.

Standardno vzdušje.

Model (tabela vrednosti glavnih parametrov), ki ustreza standardnemu tlaku na dnu atmosfere R 0 in kemično sestavo imenujemo standardna atmosfera. Natančneje, to je pogojni model ozračja, za katerega so določene povprečne vrednosti temperature, tlaka, gostote, viskoznosti in drugih značilnosti zraka na nadmorski višini od 2 km pod morsko gladino do zunanje meje zemeljske atmosfere. za zemljepisno širino 45° 32ў 33І. Parametri srednje atmosfere na vseh višinah so bili izračunani z uporabo enačbe stanja idealnega plina in barometričnega zakona ob predpostavki, da je na morski gladini tlak 1013,25 hPa (760 mm Hg) in temperatura 288,15 K (15,0 °C). Glede na naravo navpične porazdelitve temperature je povprečna atmosfera sestavljena iz več plasti, v vsaki od katerih je temperatura približno linearna z višino. V najnižji plasti - troposferi (h Ј 11 km) temperatura pade za 6,5 ​​° C z vsakim kilometrom dviga. Na velikih nadmorskih višinah se vrednost in predznak vertikalnega temperaturnega gradienta spreminjata od plasti do plasti. Nad 790 km je temperatura okoli 1000 K in se z višino praktično ne spreminja.

Standardna atmosfera je občasno posodobljen, legaliziran standard, izdan v obliki tabel.

Troposfera.

Najnižjo in najbolj gosto plast ozračja, v kateri temperatura z višino hitro pada, imenujemo troposfera. Vsebuje do 80% celotne mase atmosfere in se razprostira v polarnih in srednjih zemljepisnih širinah do nadmorske višine 8–10 km, v tropih pa do 16–18 km. Tu se razvijajo skoraj vsi vremenski procesi, prihaja do izmenjave toplote in vlage med Zemljo in njenim ozračjem, nastajajo oblaki, pojavljajo se različni meteorološki pojavi, pojavljajo se megle in padavine. Te plasti zemeljske atmosfere so v konvektivnem ravnovesju in imajo zaradi aktivnega mešanja homogeno kemično sestavo, sestavljeno predvsem iz molekularnega dušika (78 %) in kisika (21 %). Velika večina naravnih in umetnih aerosolov in plinastih onesnaževal zraka je koncentrirana v troposferi. Dinamika spodnjega dela troposfere, debeline do 2 km, je močno odvisna od lastnosti podzemne površine, ki določa vodoravna in navpična gibanja zraka (vetrov), ki jih povzroča prenos toplote iz toplejšega kopnega. preko infrardečega sevanja zemeljskega površja, ki ga v troposferi absorbirata predvsem vodna para in ogljikov dioksid (učinek tople grede). Porazdelitev temperature po višini se vzpostavi kot posledica turbulentnega in konvektivnega mešanja. V povprečju ustreza padcu temperature z višine približno 6,5 K/km.

Hitrost vetra v površinski mejni plasti sprva hitro narašča z višino, nad njo pa še naprej narašča za 2–3 km/s na kilometer. Včasih se v troposferi pojavijo ozki planetarni tokovi (s hitrostjo več kot 30 km/s), zahodno v srednjih zemljepisnih širinah in vzhodno blizu ekvatorja. Imenujejo se curki.

Tropopavza.

Na zgornji meji troposfere (tropopavza) temperatura doseže najnižjo vrednost za spodnje ozračje. To je prehodna plast med troposfero in stratosfero, ki se nahaja nad njo. Debelina tropopavze je od sto metrov do 1,5–2 km, temperatura in nadmorska višina pa od 190 do 220 K oziroma od 8 do 18 km, odvisno od geografska širina in sezono. V zmernih in visokih zemljepisnih širinah je pozimi 1–2 km nižja kot poleti in 8–15 K toplejša. V tropih sezonske spremembe precej manj (nadmorska višina 16–18 km, temperatura 180–200 K). Nad reaktivni tokovi možni so premori v tropopavzi.

Voda v zemeljski atmosferi.

Najpomembnejša značilnost zemeljske atmosfere je prisotnost znatnih količin vodne pare in vode v kapljični obliki, ki jo najlažje opazimo v obliki oblakov in oblačnih struktur. Stopnjo pokritosti neba z oblačnostjo (v določenem trenutku ali povprečno v določenem časovnem obdobju), izraženo na lestvici 10 ali v odstotkih, imenujemo oblačnost. Oblika oblakov je določena po mednarodni klasifikaciji. V povprečju oblaki pokrivajo približno polovico zemeljske oble. Oblačnost je pomemben dejavnik, ki označuje vreme in podnebje. Pozimi in ponoči oblačnost preprečuje znižanje temperature zemeljske površine in prizemne plasti zraka, poleti in podnevi pa oslabi segrevanje zemeljske površine s sončnimi žarki, mehča podnebje znotraj celin. .

Oblaki.

Oblaki so kopičenje vodnih kapljic, ki visijo v ozračju (vodni oblaki), ledenih kristalov (ledeni oblaki) ali obojega skupaj (mešani oblaki). Ko kapljice in kristali postanejo večji, padejo iz oblakov v obliki padavin. Oblaki nastajajo predvsem v troposferi. Nastanejo kot posledica kondenzacije vodne pare v zraku. Premer kapljic oblaka je reda velikosti nekaj mikronov. Vsebina tekoča voda v oblakih - od frakcij do nekaj gramov na m 3. Oblaki so razvrščeni po višini: Po mednarodni klasifikaciji je 10 vrst oblakov: cirusi, cirokumulusi, cirostratusi, altokumulusi, altostratusi, nimbostratusi, stratusi, stratokumulusi, kumulonimbusi, kumulusi.

Biserne oblake opazimo tudi v stratosferi, svetleče oblake pa v mezosferi.

Cirrusi so prozorni oblaki v obliki tankih belih niti ali tančic s svilnatim leskom, ki ne dajejo senc. Cirrusi so sestavljeni iz ledenih kristalov in nastajajo v zgornjih plasteh troposfere pri zelo visokih temperaturah. nizke temperature. Nekatere vrste cirusov služijo kot znanilci vremenskih sprememb.

Cirrokumulusni oblaki so grebeni ali plasti tankih belih oblakov v zgornji troposferi. Cirrokumulusni oblaki so zgrajeni iz majhnih elementov, ki izgledajo kot kosmiči, valovi, majhne kroglice brez senc in so sestavljeni predvsem iz ledenih kristalov.

Cirrostratusni oblaki so belkasta prosojna tančica v zgornji troposferi, običajno vlaknasta, včasih zamegljena, sestavljena iz majhnih igličastih ali stebrastih ledenih kristalov.

Altokumulusi so beli, sivi ali belo-sivi oblaki v spodnjih in srednjih plasteh troposfere. Visokokumulusni oblaki imajo videz plasti in grebenov, kot da so zgrajeni iz plošč, zaobljenih gmot, gredi, kosmičev, ki ležijo ena na drugi. Altokumulusni oblaki nastanejo med intenzivno konvekcijsko aktivnostjo in so običajno sestavljeni iz preohlajenih vodnih kapljic.

Altostratusni oblaki so sivkasti ali modrikasti oblaki vlaknatih oz homogena struktura. Oblake altostratus opazimo v srednji troposferi, segajo nekaj kilometrov v višino in včasih na tisoče kilometrov v vodoravni smeri. Običajno so oblaki altostratusi del sistemov čelnih oblakov, povezanih z navzgornjimi premiki zračnih mas.

Nimbostratusni oblaki so nizka (od 2 km in več) amorfna plast oblakov enakomerne sive barve, ki povzroča neprekinjen dež ali sneg. Oblaki Nimbostratus so močno razviti navpično (do nekaj km) in vodoravno (več tisoč km), sestavljeni so iz preohlajenih vodnih kapljic, pomešanih s snežinkami, običajno povezanimi z atmosferskimi frontami.

Stratusni oblaki so oblaki spodnjega sloja v obliki homogene plasti brez jasnih obrisov, sive barve. Višina stratusnih oblakov nad zemeljsko površino je 0,5–2 km. Občasno iz stratusnih oblakov pada dež.

Kumulusi so gosti, čez dan svetlo beli oblaki s precejšnjim navpičnim razvojem (do 5 km ali več). Zgornji deli kumulusov so videti kot kupole ali stolpi z zaobljenimi obrisi. Običajno kumulusi nastanejo kot konvekcijski oblaki v hladnih zračnih masah.

Stratokumulusi so nizki (pod 2 km) oblaki v obliki sivih ali belih nevlaknatih plasti ali grebenov okroglih velikih blokov. Navpična debelina stratokumulusov je majhna. Občasno stratokumulusni oblaki povzročajo manjše padavine.

Kumulonimbusi so močni in gosti oblaki z močnim vertikalnim razvojem (do višine 14 km), ki povzročajo močne padavine z nevihtami, točo in nevihtami. Kumulonimbusi se razvijejo iz močnih kumulusov, ki se od njih razlikujejo po zgornjem delu, sestavljenem iz ledenih kristalov.

Stratosfera.

Skozi tropopavzo v povprečju na nadmorskih višinah od 12 do 50 km troposfera prehaja v stratosfero. V spodnjem delu je približno 10 km t.j. do nadmorske višine okoli 20 km je izotermna (temperatura okoli 220 K). Nato narašča z nadmorsko višino in doseže največ okoli 270 K na nadmorski višini 50–55 km. Tukaj je meja med stratosfero in zgornjo mezosfero, imenovana stratopavza. .

V stratosferi je bistveno manj vodne pare. Kljub temu včasih opazimo tanke prosojne biserne oblake, ki se občasno pojavijo v stratosferi na nadmorski višini 20–30 km. Biserni oblaki so vidni na temnem nebu po sončnem zahodu in pred sončnim vzhodom. Po obliki so sedefasti oblaki podobni cirusom in cirokumulusom.

Srednja atmosfera (mezosfera).

Na nadmorski višini približno 50 km se mezosfera začne z vrha širokega temperaturnega maksimuma . Razlog za povišanje temperature v območju tega maksimuma je eksotermna (t.j. spremlja jo sproščanje toplote) fotokemična reakcija razgradnje ozona: O 3 + hv® O 2 + O. Ozon nastane kot posledica fotokemične razgradnje molekularnega kisika O 2

O 2 + hv® O + O in kasnejša reakcija trojnega trka atoma in molekule kisika z neko tretjo molekulo M.

O + O 2 + M ® O 3 + M

Ozon požrešno absorbira ultravijolično sevanje v območju od 2000 do 3000 Å, to sevanje pa segreva ozračje. Ozon, ki se nahaja v zgornji atmosferi, služi kot nekakšen ščit, ki nas ščiti pred učinki ultravijoličnega sevanja Sonca. Brez tega ščita bi bil razvoj življenja na Zemlji v svojem moderne oblike bi bilo komaj mogoče.

Na splošno se v celotni mezosferi temperatura ozračja zniža na najnižjo vrednost približno 180 K na Zgornja meja mezosfera (imenovana mezopavza, nadmorska višina okoli 80 km). V bližini mezopavze, na nadmorskih višinah 70–90 km, zelo tanek sloj ledeni kristali in delci vulkanskega in meteoritnega prahu, opazovani kot čudovit spektakel nočnoprosojnih oblakov kmalu po sončnem zahodu.

V mezosferi majhni trdni delci meteorita, ki padejo na Zemljo, večinoma zgorijo, povzročajo pojav meteorji.

Meteorji, meteoriti in ognjene krogle.

Izbruhe in druge pojave v zgornji plasti Zemlje, ki nastanejo zaradi vdora trdnih kozmičnih delcev ali teles vanjo s hitrostjo 11 km/s ali več, imenujemo meteoroidi. Pojavi se opazna svetla sled meteorja; najmočnejši pojavi, ki jih pogosto spremljajo padci meteoritov, se imenujejo ognjene krogle; pojav meteorjev je povezan z meteorskim rojem.

Meteorni dež:

1) pojav večkratnih padcev meteorjev v več urah ali dneh z enega radianta.

2) roj meteoroidov, ki se gibljejo po isti orbiti okoli Sonca.

Sistematično pojavljanje meteorjev na določenem območju neba in ob določenih dneh v letu, ki ga povzroča presečišče Zemljine orbite z skupna orbita veliko meteoritskih teles, ki se gibljejo s približno enako in enako usmerjeno hitrostjo, zato se zdi, da njihove poti na nebu izvirajo iz ene skupne točke (radiant). Imenujejo se po ozvezdju, kjer se radiant nahaja.

Meteorski roj naredi globok vtis s svojimi svetlobnimi učinki, vendar so posamezni meteorji redko vidni. Veliko številčnejši so nevidni meteorji, premajhni, da bi bili vidni, ko jih absorbira ozračje. Nekateri najmanjši meteorji se verjetno sploh ne segrejejo, ampak jih le ujame atmosfera. te drobni delci z velikostmi od nekaj milimetrov do desettisočink milimetra imenujemo mikrometeoriti. Količina meteorne snovi, ki vsak dan vstopi v ozračje, se giblje od 100 do 10.000 ton, pri čemer večina te snovi izvira iz mikrometeoritov.

Ker meteorska snov delno zgori v ozračju, se sestava plina napolnjena s sledovi različnih kemičnih elementov. Na primer, kamniti meteorji vnesejo litij v ozračje. Zgorevanje kovinskih meteorjev povzroči nastanek drobnih sferičnih železnih, železo-nikljevih in drugih kapljic, ki gredo skozi ozračje in se usedejo na zemeljsko površje. Najdemo jih na Grenlandiji in Antarktiki, kjer ledene plošče ostanejo skoraj nespremenjene več let. Oceanologi jih najdejo v oceanskih sedimentih.

Večina delcev meteorjev, ki vstopijo v ozračje, se usede v približno 30 dneh. Nekateri znanstveniki menijo, da to kozmični prah igra pomembno vlogo pri nastajanju atmosferskih pojavov, kot je dež, saj služijo kot kondenzacijska jedra za vodno paro. Zato se domneva, da so padavine statistično povezane z velikimi meteorskimi vodami. Vendar pa nekateri strokovnjaki menijo, da ker je celotna zaloga meteorskega materiala več desetkrat večja od celo največjega meteorskega dežja, lahko spremembo skupne količine tega materiala, ki je posledica enega takega dežja, zanemarimo.

Vendar pa ni dvoma, da največji mikrometeoriti in vidni meteoriti puščajo dolge sledi ionizacije v visokih plasteh atmosfere, predvsem v ionosferi. Takšne sledi se lahko uporabljajo za radijsko komunikacijo na dolge razdalje, saj odbijajo visokofrekvenčne radijske valove.

Energija meteorjev, ki vstopajo v atmosfero, se večinoma in morda v celoti porabi za njeno segrevanje. To je ena od manjših komponent toplotnega ravnovesja ozračja.

Meteorit je naravno trdno telo, ki je padlo na površje Zemlje iz vesolja. Običajno ločimo med kamnitimi, kamnito-železnimi in železovimi meteoriti. Slednji so sestavljeni predvsem iz železa in niklja. Med najdenimi meteoriti jih večina tehta od nekaj gramov do nekaj kilogramov. Največji od najdenih, železov meteorit Goba, tehta okoli 60 ton in še vedno leži na istem mestu, kjer je bil odkrit, l. Južna Afrika. Večina meteoritov je delčkov asteroidov, vendar so nekateri meteoriti morda prišli na Zemljo z Lune in celo Marsa.

Bolid je zelo svetel meteor, včasih viden tudi podnevi, za seboj pogosto pušča dimljeno sled in ga spremljajo zvočni pojavi; pogosto konča s padcem meteoritov.

Termosfera.

Nad temperaturnim minimumom mezopavze se začne termosfera, pri katerem začne temperatura najprej počasi, nato pa hitro spet naraščati. Razlog je absorpcija ultravijoličnega sevanja sonca na nadmorski višini 150–300 km zaradi ionizacije atomskega kisika: O + hv® O + + e.

V termosferi se temperatura nenehno povečuje do nadmorske višine okoli 400 km, kjer doseže 1800 K podnevi v obdobju največje sončne aktivnosti V obdobju minimalne sončne aktivnosti je lahko ta mejna temperatura nižja od 1000 K. Nad 400 km se atmosfera spremeni v izotermno eksosfero. Kritična raven(osnova eksosfere) se nahaja na nadmorski višini približno 500 km.

Polarni sij in številne orbite umetni sateliti, kot tudi nočni oblaki - vsi ti pojavi se pojavljajo v mezosferi in termosferi.

Polarni sij.

Na visokih zemljepisnih širinah med motnjami magnetno polje opazimo aurore. Lahko trajajo nekaj minut, vendar so pogosto vidni več ur. Aurore se zelo razlikujejo po obliki, barvi in ​​intenzivnosti, vse pa se s časom včasih zelo hitro spreminjajo. Spekter aurore je sestavljen iz emisijskih črt in pasov. Nekatere emisije nočnega neba so povečane v spektru polarnega sija, predvsem zelene in rdeče črte kisika l 5577 Å in l 6300 Å. Zgodi se, da je ena od teh linij večkrat bolj intenzivna od druge, kar določa vidno barvo aurore: zeleno ali rdečo. Motnje magnetnega polja spremljajo tudi motnje v radijskih zvezah v polarnih območjih. Vzrok za motnje so spremembe v ionosferi, kar pomeni, da med magnetnimi nevihtami obstaja močan vir ionizacije. Ugotovljeno je bilo, da se močne magnetne nevihte pojavijo, ko so velike skupine sončnih peg blizu središča sončnega diska. Opazovanja so pokazala, da nevihte niso povezane s samimi sončnimi pegami, temveč s sončnimi izbruhi, ki se pojavijo med razvojem skupine sončnih peg.

Polarni sij je razpon svetlobe različne intenzivnosti s hitrim gibanjem, ki ga opazimo na območjih visoke zemljepisne širine. Vizualna aurora vsebuje zelene (5577Å) in rdeče (6300/6364Å) atomske emisijske črte kisika in pasove molekularnega N2, ki jih vzbujajo energijski delci sončnega in magnetosferskega izvora. Te emisije se običajno pojavijo na nadmorski višini približno 100 km in več. Izraz optična aurora se uporablja za označevanje vizualnih aurorov in njihovega emisijskega spektra od infrardečega do ultravijoličnega območja. Energija sevanja v infrardečem delu spektra bistveno presega energijo v vidnem območju. Ko so se pojavile aurore, so bile opažene emisije v območju ULF (

Prave oblike aurore je težko razvrstiti; Najpogosteje uporabljeni izrazi so:

1. Mirni, enotni loki ali črte. Lok se običajno razteza ~1000 km v smeri geomagnetnega vzporednika (proti Soncu v polarnih regijah) in ima širino od enega do nekaj deset kilometrov. Trak je posplošitev pojma lok, običajno nima pravilne ločne oblike, ampak se loči v obliki črke S ali v obliki spiral. Loki in proge se nahajajo na nadmorski višini 100–150 km.

2. Žarki aurore . Ta izraz se nanaša na avroralno strukturo, raztegnjeno vzdolž magnetnih polj. daljnovodi, z navpično dolžino od nekaj deset do nekaj sto kilometrov. Horizontalni obseg žarkov je majhen, od nekaj deset metrov do nekaj kilometrov. Žarke običajno opazujemo v lokih ali kot ločene strukture.

3. Madeži ali površine . To so izolirana področja sijaja, ki nimajo določeno obliko. Posamezne točke so lahko med seboj povezane.

4. Tančica. Nenavadna oblika polarni sij, ki je enakomeren sij, ki pokriva velike površine neba.

Po zgradbi delimo aurore na homogene, votle in sijoče. So uporabljeni različni izrazi; pulzirajoči lok, pulzirajoča površina, razpršena površina, sijoči trak, draperija itd. Aurore so razvrščene glede na njihovo barvo. Po tej razvrstitvi so aurore vrste A. Zgornji del ali celoten del je rdeče barve (6300–6364 Å). Običajno se pojavijo na nadmorski višini 300–400 km z visoko geomagnetno aktivnostjo.

Tip Aurora IN v spodnjem delu obarvana rdeče in povezana s sijajem pasov prvega pozitivnega sistema N 2 in prvega negativnega sistema O 2. Takšne oblike sijaja se pojavljajo med največ aktivne faze polarni sij.

Cone polarni sij – To so območja največje frekvence aurore ponoči, glede na opazovalce na fiksni točki na zemeljskem površju. Območja se nahajajo na 67° severne in južne zemljepisne širine, njihova širina pa je približno 6°. Največja pojavnost aurore, ki ustreza ta trenutek geomagnetnem lokalnem času, se pojavlja v ovalnih pasovih (ovalne aurore), ki se nahajajo asimetrično okoli severnega in južnega geomagnetnega pola. Oval polarnega sija je fiksiran v koordinatah zemljepisne širine in časa, cona polarnega sija pa je geometrijsko mesto točk polnočnega območja ovala v koordinatah zemljepisne širine in dolžine. Ovalni pas se nahaja približno 23° od geo magnetni pol v nočnem sektorju in za 15° v dnevnem sektorju.

Oval polarnega sija in cone polarnega sija. Lokacija ovala aurore je odvisna od geomagnetne aktivnosti. Oval postane širši z visoko geomagnetno aktivnostjo. Avroralne cone ali avroralne ovalne meje so bolje predstavljene z L 6.4 kot z dipolnimi koordinatami. Geomagnetne silnice na meji dnevnega sektorja ovala aurore sovpadajo z magnetopavza. Opazimo spremembo položaja ovala aurore v odvisnosti od kota med geomagnetno osjo in smerjo Zemlja-Sonce. Avroralni oval se določi tudi na podlagi podatkov o izločanju delcev (elektronov in protonov) določenih energij. Njegov položaj je mogoče neodvisno določiti iz podatkov o Kaspakh na dnevni strani in v repu magnetosfere.

Dnevna variacija pogostosti pojavljanja polarnega sija v coni polarnega sija ima največ ob geomagnetni polnoči in najmanj ob geomagnetnem poldnevu. Na skoraj ekvatorialni strani ovala se pogostost pojavljanja aurorov močno zmanjša, vendar se oblika dnevnih variacij ohrani. Na polarni strani ovala se pogostost polarnega sija postopoma zmanjšuje in zanjo so značilne kompleksne dnevne spremembe.

Intenzivnost aurore.

Intenzivnost aurore se določi z merjenjem navidezne površinske svetlosti. Površina svetilnosti jaz aurora v določeni smeri je določena s skupno emisijo 4p jaz foton/(cm 2 s). Ker ta vrednost ni prava površinska svetlost, ampak predstavlja emisijo iz stolpca, se pri preučevanju polarnega sija običajno uporablja enota foton/(cm 2 stolpec s). Običajna enota za merjenje celotne emisije je Rayleigh (Rl), ki je enak 10 6 fotonov/(cm 2 stolpec s). Bolj praktične enote avroralne intenzitete so določene z emisijami posamezne linije ali pasu. Na primer, intenzivnost aurore določajo mednarodni koeficienti svetlosti (IBR) glede na intenziteto zelene črte (5577 Å); 1 kRl = I MKY, 10 kRl = II MKY, 100 kRl = III MKY, 1000 kRl = IV MKY (največja intenziteta aurore). Te klasifikacije ni mogoče uporabiti za rdeče aurore. Eno od odkritij tega obdobja (1957–1958) je bila vzpostavitev prostorsko-časovne porazdelitve aurorov v obliki ovala, premaknjenega glede na magnetni pol. Iz preprostih idej o krožni obliki porazdelitve aurorov glede na magnetni pol je prišlo Prehod na sodobno fiziko magnetosfere je končan. Čast odkritja pripada O. Khorosheva, intenziven razvoj idej za auroralni oval pa so opravili G. Starkov, Y. Feldstein, S. I. Akasofu in vrsta drugih raziskovalcev. Oval aurore predstavlja območje najmočnejšega vpliva sončni veter v zgornjo atmosfero Zemlje. Intenzivnost polarnega sija je največja v ovalu, njegovo dinamiko pa nenehno spremljamo s sateliti.

Stabilni avroralni rdeči loki.

Enakomeren avroralni rdeči lok, drugače imenovan rdeči lok na srednji zemljepisni širini oz M-lok, je podvidni (pod mejo občutljivosti očesa) širok lok, ki se razteza od vzhoda proti zahodu na tisoče kilometrov in morda obkroža celotno Zemljo. Dolžina loka je 600 km. Emisija stabilnega avroralnega rdečega loka je skoraj enobarvna v rdečih črtah l 6300 Å in l 6364 Å. Pred kratkim so poročali tudi o šibkih emisijskih linijah l 5577 Å (OI) in l 4278 Å (N+2). Trajni rdeči loki so razvrščeni kot aurore, vendar se pojavljajo na veliko višji nadmorski višini. Spodnja meja se nahaja na nadmorski višini 300 km, zgornja meja je približno 700 km. Intenzivnost tihega avroralnega rdečega loka v emisiji l 6300 Å se giblje od 1 do 10 kRl (tipična vrednost 6 kRl). Prag občutljivosti očesa pri tej valovni dolžini je približno 10 kRl, zato loke le redko opazimo vizualno. Vendar pa so opazovanja pokazala, da je njihova svetlost >50 kRL v 10 % noči. Običajna življenjska doba lokov je približno en dan in le redko se pojavijo v naslednjih dneh. Radijski valovi iz satelitov ali radijskih virov, ki prečkajo obstojne avroralne rdeče loke, so predmet scintilacije, kar kaže na obstoj nehomogenosti elektronske gostote. Teoretična razlaga rdeči loki so segreti elektroni regije F Ionosfera povzroča povečanje atomov kisika. Satelitska opazovanja kažejo povečanje elektronske temperature vzdolž silnic polja geomagnetno polje, ki sekajo obstojne avroralne rdeče loke. Intenzivnost teh lokov je v pozitivni korelaciji z geomagnetno aktivnostjo (nevihte), pogostost pojavljanja lokov pa v pozitivni korelaciji z aktivnostjo sončnih peg.

Spreminjanje aurore.

Nekatere oblike aurore doživljajo kvaziperiodične in koherentne časovne spremembe v intenzivnosti. Te aurore s približno stacionarno geometrijo in hitrimi periodičnimi variacijami, ki se pojavljajo v fazi, imenujemo spremenljive aurore. Uvrščamo jih med aurore obrazci R v skladu z Mednarodnim atlasom avror. Podrobnejša podrazdelitev spreminjajočih se sijev:

R 1 (pulzirajoča aurora) je sij z enotnimi faznimi variacijami svetlosti v celotni obliki aurore. Po definiciji lahko v idealnem pulzirajočem polarnem sijaju ločimo prostorski in časovni del pulzacije, tj. svetlost jaz(r,t)= jaz s(r)· jaz T(t). V tipični aurori R 1 pulzacije se pojavijo s frekvenco od 0,01 do 10 Hz nizke intenzivnosti (1–2 kRl). Večina aurora R 1 – to so lise ali loki, ki utripajo s periodo nekaj sekund.

R 2 (ognjena aurora). Ta izraz se običajno uporablja za označevanje gibanja podobni jeziki plameni, ki napolnjujejo nebo, in ne za opisovanje ločene oblike. Aurore imajo obliko lokov in se običajno premikajo navzgor z višine 100 km. Ti aurori so razmeroma redki in se pogosteje pojavljajo zunaj aurore.

R 3 (bleščeča aurora). To so aurore s hitrimi, nepravilnimi ali rednimi variacijami svetlosti, ki dajejo vtis utripajočih plamenov na nebu. Pojavijo se malo preden aurora razpade. Običajno opazovana frekvenca variacije R 3 je enako 10 ± 3 Hz.

Izraz pretočni sijni sij, ki se uporablja za drug razred utripajočih avror, se nanaša na nepravilne spremembe v svetlosti, ki se hitro premikajo vodoravno v avroralnih lokih in progah.

Spreminjanje polarnega sija je eden od sončno-zemeljskih pojavov, ki spremljajo pulzacije geomagnetnega polja in avroralno rentgensko sevanje, ki ga povzročajo padavine delcev sončnega in magnetosferskega izvora.

Za sij polarne kape je značilna visoka intenzivnost pasu prvega negativnega sistema N + 2 (l 3914 Å). Običajno so ti N + 2 pasovi petkrat intenzivnejši od zelene črte OI l 5577 Å. Med temi aurorami, ki se pojavijo v obdobjih PCA, enoten sij pokriva celotno polarno kapo do geomagnetne širine 60° na nadmorski višini od 30 do 80 km. Ustvarjajo ga predvsem sončni protoni in d-delci z energijami 10–100 MeV, ki ustvarjajo največjo ionizacijo na teh višinah. Obstaja še ena vrsta sijaja v območjih aurore, imenovana aurora plašča. Za to vrsto avroralnega sija je dnevna največja intenzivnost, ki se pojavi v jutranjih urah, 1–10 kRL, minimalna intenzivnost pa je petkrat šibkejša. Opazovanja avror na plašču so le redka; njihova intenzivnost je odvisna od geomagnetne in sončne aktivnosti.

Atmosferski sijaj je opredeljeno kot sevanje, ki ga proizvaja in oddaja planetova atmosfera. To je netoplotno sevanje atmosfere, z izjemo oddajanja polarnega sija, razelektritve strele in oddajanja meteorskih sledi. Ta izraz se uporablja v zvezi z zemeljsko atmosfero (nočni sij, sij somraka in sij dneva). Atmosferski sij predstavlja le del svetlobe, ki je na voljo v ozračju. Drugi viri vključujejo svetlobo zvezd, zodiakalno svetlobo in dnevno difuzno svetlobo Sonca. Včasih lahko atmosferski sij predstavlja do 40 % celotne količine svetlobe. Atmosferski sij se pojavlja v atmosferskih plasteh različnih višin in debelin. Spekter atmosferskega sija pokriva valovne dolžine od 1000 Å do 22,5 mikronov. Glavna emisijska črta v atmosferskem siju je l 5577 Å in se pojavi na nadmorski višini 90–100 km v plasti debelini 30–40 km. Pojav luminiscence je posledica Chapmanovega mehanizma, ki temelji na rekombinaciji atomov kisika. Ostale emisijske črte so l 6300 Å, pojavljajo se v primeru disociativne rekombinacije O + 2 in emisije NI l 5198/5201 Å in NI l 5890/5896 Å.

Intenzivnost žarenja zraka se meri v Rayleighu. Svetlost (v Rayleighu) je enaka 4 rv, kjer je b kotna površinska svetlost oddajne plasti v enotah 10 6 fotonov/(cm 2 ster·s). Intenzivnost sijaja je odvisna od zemljepisne širine (različna za različne emisije), spreminja pa se tudi čez dan z maksimumom blizu polnoči. Opažena je bila pozitivna korelacija za atmosferski sij v emisiji l 5577 Å s številko sončne pege in tok sončnega sevanja pri valovni dolžini 10,7 cm atmosferski sij opazimo med satelitskimi poskusi. Iz vesolja je videti kot svetlobni obroč okoli Zemlje in je zelenkaste barve.

Ozonosfera.

Na nadmorski višini 20–25 km je največja koncentracija nepomembne količine ozona O 3 (do 2 × 10 –7 vsebnosti kisika!), ki nastane pod vplivom sončnega ultravijoličnega sevanja na nadmorski višini približno 10 do 50 km in ščiti planet pred ionizirajočim sončnim sevanjem. Kljub izjemno majhnemu številu molekul ozona ščitijo vse življenje na Zemlji pred škodljivimi učinki kratkovalovnega (ultravijoličnega in rentgenskega) sevanja Sonca. Če vse molekule odložite na dno atmosfere, boste dobili plast, ki ni debela več kot 3–4 mm! Na nadmorski višini nad 100 km se poveča delež lahkih plinov, na zelo visoki nadmorski višini pa prevladujeta helij in vodik; veliko molekul disociira v posamezne atome, ki ionizirani pod vplivom trdega sončnega sevanja tvorijo ionosfero. Tlak in gostota zraka v Zemljini atmosferi padata z višino. Zemljino atmosfero delimo glede na porazdelitev temperature na troposfero, stratosfero, mezosfero, termosfero in eksosfero. .

Na nadmorski višini 20–25 km je ozonski plašč. Ozon nastane zaradi razgradnje molekul kisika pri absorpciji ultravijoličnega sevanja Sonca z valovno dolžino, krajšo od 0,1–0,2 mikrona. Prosti kisik se združi z molekulami O 2 in tvori ozon O 3, ki pohlepno absorbira vsa ultravijolična sevanja, krajša od 0,29 mikrona. Molekule ozona O3 zlahka uniči kratkovalovno sevanje. Zato ozonska plast kljub svoji redkosti učinkovito absorbira ultravijolično sevanje Sonca, ki je prešlo skozi višje in bolj pregledne plasti ozračja. Zahvaljujoč temu so živi organizmi na Zemlji zaščiteni pred škodljivimi učinki ultravijolično svetlobo sonce

Ionosfera.

Sončno sevanje ionizira atome in molekule ozračja. Stopnja ionizacije postane pomembna že na nadmorski višini 60 kilometrov in vztrajno narašča z oddaljenostjo od Zemlje. Vklopljeno različne višine v ozračju zaporedno potekajo procesi disociacije različnih molekul in kasnejše ionizacije različni atomi in ioni. To so predvsem molekule kisika O 2, dušika N 2 in njuni atomi. Glede na intenzivnost teh procesov se različne plasti ozračja, ki ležijo nad 60 kilometri, imenujejo ionosferske plasti. , in njihova celota je ionosfera . Spodnja plast, katere ionizacija je nepomembna, se imenuje nevtrosfera.

Največja koncentracija nabitih delcev v ionosferi je dosežena na nadmorski višini 300–400 km.

Zgodovina preučevanja ionosfere.

Hipotezo o obstoju prevodne plasti v zgornji atmosferi je leta 1878 postavil angleški znanstvenik Stuart, da bi pojasnil značilnosti geomagnetnega polja. Leta 1902 sta Kennedy v ZDA in Heaviside v Angliji neodvisno drug od drugega poudarila, da je za razlago širjenja radijskih valov na velike razdalje treba predpostaviti obstoj območij z visoko prevodnostjo v visokih plasteh atmosfere. Leta 1923 je akademik M.V. Shuleikin ob upoštevanju značilnosti širjenja radijskih valov različnih frekvenc prišel do zaključka, da v ionosferi obstajata vsaj dve odbojni plasti. Nato so leta 1925 angleški raziskovalci Appleton in Barnett ter Breit in Tuve prvi eksperimentalno dokazali obstoj območij, ki odbijajo radijske valove, in postavili temelj njihovemu sistematičnemu preučevanju. Od takrat je potekala sistematična študija lastnosti teh plasti, na splošno imenovanih ionosfera, ki igrajo pomembno vlogo pri številnih geofizikalnih pojavih, ki določajo odboj in absorpcijo radijskih valov, kar je zelo pomembno za praktično uporabo. namene, zlasti za zagotavljanje zanesljivih radijskih zvez.

V tridesetih letih prejšnjega stoletja so začeli sistematična opazovanja stanje ionosfere. V naši državi so bile na pobudo M.A. Bonch-Bruevicha ustvarjene naprave za njeno merjenje impulza. Veliko jih je bilo raziskanih splošne lastnosti ionosfera, višine in koncentracija elektronov njenih glavnih plasti.

Na nadmorski višini 60–70 km opazimo plast D, na nadmorski višini 100–120 km plast E, na nadmorski višini, na nadmorski višini 180–300 km dvojna plast F 1 in F 2. Glavni parametri teh plasti so podani v tabeli 4.

Podane so povprečne vrednosti, ker se razlikujejo na različnih zemljepisnih širinah, odvisno od časa dneva in letnih časov. Takšni podatki so potrebni za zagotavljanje radijskih komunikacij na dolge razdalje. Uporabljajo se pri izbiri delovnih frekvenc za različne kratkovalovne radijske povezave. Poznavanje njihovih sprememb glede na stanje ionosfere v različnih obdobjih dneva in v različnih letnih časih je izjemno pomembno za zagotavljanje zanesljivosti radijskih zvez. Ionosfera je skupek ioniziranih plasti zemeljske atmosfere, ki se začnejo na nadmorski višini približno 60 km in segajo do višin več deset tisoč km. Glavni vir ionizacije zemeljske atmosfere je ultravijolično in rentgensko sevanje Sonce, ki vzhaja predvsem v sončni kromosferi in koroni. Poleg tega na stopnjo ionizacije zgornje atmosfere vplivajo sončni korpuskularni tokovi, ki nastanejo med sončnimi izbruhi, pa tudi kozmični žarki in meteorski delci.

Ionosferske plasti

– to so območja v ozračju, v katerih največje vrednosti koncentracija prostih elektronov (tj. njihovo število na prostorninsko enoto). Električno nabiti prosti elektroni in (v manjši meri manj mobilni ioni), ki nastanejo zaradi ionizacije atomov atmosferskih plinov, lahko v interakciji z radijskimi valovi (tj. elektromagnetnimi nihanji) spremenijo svojo smer, jih odbijajo ali lomijo, in absorbirajo njihovo energijo. . Posledično se lahko pri sprejemanju oddaljenih radijskih postaj pojavijo različni učinki, na primer bledenje radijskih komunikacij, povečana slišnost oddaljenih postaj, izpadi električne energije in tako naprej. pojavov.

Raziskovalne metode.

Klasične metode preučevanja ionosfere z Zemlje se spustijo na impulzno sondiranje - pošiljanje radijskih impulzov in opazovanje njihovih odbojev od različnih plasti ionosfere, merjenje časa zakasnitve ter proučevanje intenzitete in oblike odbitih signalov. Z merjenjem višin odboja radijskih impulzov na različnih frekvencah, določanjem kritičnih frekvenc različnih območij (kritična frekvenca je nosilna frekvenca radijskega impulza, za katero določeno območje ionosfere postane prosojno) je mogoče določiti vrednost koncentracije elektronov v plasteh in efektivne višine za dane frekvence ter izbrati optimalne frekvence za dane radijske poti. Z razvojem raketna tehnologija in z začetkom vesoljska doba umetnih zemeljskih satelitov (AES) in drugih vesoljskih plovil je postalo mogoče neposredno izmeriti parametre blizu Zemlje. vesoljska plazma, katerega spodnji del je ionosfera.

Meritve koncentracije elektronov, opravljene na krovu posebej izstreljenih raket in vzdolž poti leta satelitov, so potrdile in razjasnile podatke, predhodno pridobljene z zemeljskimi metodami, o strukturi ionosfere, porazdelitvi koncentracije elektronov z višino nad različnimi predeli Zemlje in je omogočilo pridobitev vrednosti koncentracije elektronov nad glavnim maksimumom - plastjo F. Prej je bilo to nemogoče narediti z metodami sondiranja, ki temeljijo na opazovanju odbitih kratkovalovnih radijskih impulzov. Ugotovljeno je bilo, da na nekaterih območjih sveta obstajajo precej stabilna območja z zmanjšano koncentracijo elektronov, rednimi »ionosferskimi vetrovi« in posebnimi valovni procesi, prenos lokalnih ionosferskih motenj na tisoče kilometrov od mesta njihovega nastanka in še veliko več. Ustvarjanje posebno zelo občutljivih sprejemnih naprav je omogočilo sprejemanje impulznih signalov, delno odbitih od najnižjih območij ionosfere (delne odbojne postaje) na postajah za sondiranje impulzov v ionosferi. Uporaba močnih impulznih naprav v metrskem in decimetrskem območju valovnih dolžin z uporabo anten, ki omogočajo visoko koncentracijo oddane energije, je omogočila opazovanje signalov, ki jih razprši ionosfera na različnih višinah. Študija značilnosti spektrov teh signalov, nekoherentno razpršenih z elektroni in ioni ionosferske plazme (za to so bile uporabljene postaje nekoherentnega sipanja radijskih valov), je omogočila določitev koncentracije elektronov in ionov, njihovega ekvivalenta temperature na različnih nadmorskih višinah do višin več tisoč kilometrov. Izkazalo se je, da je ionosfera precej pregledna za uporabljene frekvence.

koncentracija električni naboji(koncentracija elektronov je enaka koncentraciji ionov) v zemeljski ionosferi na nadmorski višini 300 km je približno 10 6 cm –3 čez dan. Plazma takšne gostote odbija radijske valove dolžine več kot 20 m in oddaja krajše.

Tipična navpična porazdelitev koncentracije elektronov v ionosferi za dnevne in nočne razmere.

Širjenje radijskih valov v ionosferi.

Stabilen sprejem oddajnih postaj na dolge razdalje je odvisen od uporabljenih frekvenc, pa tudi od časa dneva, sezone in poleg tega od sončne aktivnosti. Sončna aktivnost pomembno vpliva na stanje ionosfere. Radijski valovi, ki jih oddaja zemeljska postaja, potujejo v ravni črti, kot vse vrste radijskih valov. elektromagnetne vibracije. Vendar je treba upoštevati, da tako površina Zemlje kot ionizirane plasti njene atmosfere služijo kot plošče ogromnega kondenzatorja, ki delujejo na njih kot učinek ogledal na svetlobo. Radijski valovi, ki se odbijajo od njih, lahko prepotujejo več tisoč kilometrov in krožijo po svetu v ogromnih skokih na stotine in tisoče kilometrov, izmenično se odbijajo od plasti ioniziranega plina in od površine Zemlje ali vode.

V dvajsetih letih prejšnjega stoletja je veljalo, da radijski valovi, krajši od 200 m, zaradi močne absorpcije praviloma niso primerni za komunikacijo na dolge razdalje. Prve poskuse sprejemanja kratkih valov na velike razdalje čez Atlantik med Evropo in Ameriko sta izvedla angleški fizik Oliver Heaviside in ameriški inženir elektrotehnike Arthur Kennelly. Neodvisno drug od drugega sta predlagala, da nekje okoli Zemlje obstaja ionizirana plast ozračja, ki je sposobna odbijati radijske valove. Imenovali so jo Heaviside-Kennellyjeva plast, nato pa ionosfera.

Po sodobnih konceptih je ionosfera sestavljena iz negativno nabitih prostih elektronov in pozitivno nabitih ionov, predvsem molekularnega kisika O + in dušikovega oksida NO +. Ioni in elektroni nastanejo kot posledica disociacije molekul in ionizacije nevtralnih plinskih atomov s sončnimi rentgenskimi žarki in ultravijoličnim sevanjem. Za ionizacijo atoma je potrebno posredovati ionizacijsko energijo, katere glavni vir za ionosfero je ultravijolično, rentgensko in korpuskularno sevanje Sonca.

Medtem ko plinasto lupino Zemlje osvetljuje Sonce, se v njej nenehno tvori vedno več elektronov, hkrati pa se nekateri elektroni ob trku z ioni rekombinirajo in spet tvorijo nevtralne delce. Po sončnem zahodu se nastajanje novih elektronov skoraj ustavi, število prostih elektronov pa se začne zmanjševati. Več kot je prostih elektronov v ionosferi, bolje se valovi odbijajo od nje visoka frekvenca. Z zmanjšanjem koncentracije elektronov je prehod radijskih valov možen le v nizkofrekvenčnih območjih. Zato je ponoči praviloma možno sprejemati oddaljene postaje le v območju 75, 49, 41 in 31 m. Elektroni so v ionosferi razporejeni neenakomerno. Na višinah od 50 do 400 km je več plasti ali regij povečane koncentracije elektronov. Ta področja gladko prehajajo eno v drugo in različno vplivajo na širjenje HF radijskih valov. Zgornja plast ionosfere je označena s črko F. Tukaj je najvišja stopnja ionizacije (delež nabitih delcev je približno 10 –4). Nahaja se na nadmorski višini več kot 150 km nad površjem Zemlje in ima glavno odbojno vlogo pri širjenju visokofrekvenčnih HF radijskih valov na velike razdalje. V poletnih mesecih se regija F razdeli na dve plasti - F 1 in F 2. Plast F1 lahko zaseda višine od 200 do 250 km in plast F 2 se zdi, da "lebdi" v območju nadmorske višine 300–400 km. Ponavadi plast F 2 je ioniziran veliko močneje kot plast F 1. Nočna plast F 1 izgine in plast F 2 ostane in počasi izgubi do 60 % svoje stopnje ionizacije. Pod plastjo F na nadmorski višini od 90 do 150 km je plast E katere ionizacija nastane pod vplivom mehkega rentgenskega sevanja sonca. Stopnja ionizacije plasti E je nižja od stopnje ionizacije F podnevi se sprejem postaj v nizkofrekvenčnih HF območjih 31 in 25 m pojavi, ko se signali odbijejo od plasti E. Običajno so to postaje, ki se nahajajo na razdalji 1000–1500 km. Ponoči v sloju E Ionizacija se močno zmanjša, vendar tudi v tem času še naprej igra pomembno vlogo pri sprejemu signalov s postaj na razponih 41, 49 in 75 m.

Zelo zanimivi za sprejem signalov visokofrekvenčnih HF območij 16, 13 in 11 m so tisti, ki nastajajo na območju E plasti (oblaki) močno povečane ionizacije. Območje teh oblakov se lahko razlikuje od nekaj do več sto kvadratnih kilometrov. Ta plast povečane ionizacije se imenuje sporadična plast E in je določen Es. Es oblaki se lahko v ionosferi premikajo pod vplivom vetra in dosežejo hitrosti do 250 km/h. Poleti v srednjih zemljepisnih širinah podnevi se radijski valovi zaradi Es oblakov pojavljajo 15–20 dni na mesec. V bližini ekvatorja je skoraj vedno prisoten, v visokih zemljepisnih širinah pa se običajno pojavi ponoči. Včasih se v letih nizke sončne aktivnosti, ko ni prenosa na visokofrekvenčnih pasovih HF, nenadoma pojavijo oddaljene postaje na pasovih 16, 13 in 11 m z dobro glasnostjo, katerih signali se večkrat odbijajo od Es.

Najnižja regija ionosfere je regija D ki se nahajajo na nadmorski višini med 50 in 90 km. Tu je razmeroma malo prostih elektronov. Iz območja D Dolgi in srednji valovi se dobro odbijajo, signali nizkofrekvenčnih HF postaj pa se močno absorbirajo. Po sončnem zahodu ionizacija zelo hitro izgine in mogoče je sprejemati oddaljene postaje v razponu 41, 49 in 75 m, katerih signali se odbijajo od plasti F 2 in E. Pri širjenju HF radijskih signalov imajo pomembno vlogo posamezne plasti ionosfere. Vpliv na radijske valove nastane predvsem zaradi prisotnosti prostih elektronov v ionosferi, čeprav je mehanizem širjenja radijskih valov povezan s prisotnostjo velikih ionov. Slednji so zanimivi tudi pri preučevanju kemičnih lastnosti atmosfere, saj so bolj aktivni kot nevtralni atomi in molekule. Kemijske reakcije ki tečejo v ionosferi, imajo pomembno vlogo pri njenem energijskem in električnem ravnovesju.

Normalna ionosfera. Opazovanja z uporabo geofizičnih raket in satelitov so zagotovila obilico novih informacij, ki kažejo, da do ionizacije ozračja pride pod vplivom širokega spektra sončnega sevanja. Njegov glavni del (več kot 90%) je koncentriran v vidnem delu spektra. Ultravijolično sevanje, ki ima krajšo valovno dolžino in večjo energijo kot vijolični svetlobni žarki, oddaja vodik v notranji atmosferi Sonca (kromosfera), rentgenske žarke, ki imajo še višjo energijo, pa oddajajo plini v zunanji lupini Sonca. (korona).

Normalno (povprečno) stanje ionosfere je posledica konstante močno sevanje. V normalni ionosferi se pojavljajo redne spremembe pod vplivom dnevne rotacije Zemlje in sezonskih razlik v vpadnem kotu sončni žarki opoldne, prihaja pa tudi do nepredvidljivih in nenadnih sprememb stanja ionosfere.

Motnje v ionosferi.

Kot je znano, se na Soncu pojavljajo močne ciklično ponavljajoče se manifestacije aktivnosti, ki dosežejo maksimum vsakih 11 let. Opazovanja v okviru programa Mednarodnega geofizikalnega leta (IGY) so sovpadala z obdobjem največje sončne aktivnosti za celotno obdobje sistematičnih meteoroloških opazovanj, t.j. iz začetka 18. stoletja. Med obdobji visoka aktivnost Svetlost nekaterih območij na Soncu se večkrat poveča, močno se poveča moč ultravijoličnega in rentgenskega sevanja. Takšni pojavi se imenujejo sončni izbruhi. Trajajo od nekaj minut do ene do dveh ur. Med izbruhom izbruhne sončna plazma (večinoma protoni in elektroni), osnovni delci pa planejo v vesolje. Elektromagnetno in korpuskularno sevanje Sonca ob takih izbruhih močno vpliva na Zemljino atmosfero.

Začetno reakcijo opazimo 8 minut po izbruhu, ko Zemljo doseže intenzivno ultravijolično in rentgensko sevanje. Posledično se ionizacija močno poveča; Rentgenski žarki prodrejo v ozračje do spodnje meje ionosfere; število elektronov v teh plasteh se toliko poveča, da se radijski signali skoraj popolnoma absorbirajo (»ugasnejo«). Dodatna absorpcija sevanja povzroči segrevanje plina, kar prispeva k razvoju vetrov. Ionizirani plin je električni vodnik, pri gibanju v zemeljskem magnetnem polju pa pride do učinka dinama in nastane električni tok. Takšni tokovi pa lahko povzročijo opazne motnje v magnetnem polju in se pokažejo v obliki magnetnih neviht.

Strukturo in dinamiko zgornje atmosfere pomembno določajo neravnovesni procesi v termodinamičnem smislu, povezani z ionizacijo in disociacijo sončno sevanje, kemični procesi, vzbujanje molekul in atomov, njihova deaktivacija, trki in drugi elementarni procesi. V tem primeru stopnja neravnovesja narašča z višino, ko se gostota zmanjšuje. Do nadmorske višine 500–1000 km in pogosto višje je stopnja neravnovesja za številne značilnosti zgornje atmosfere precej majhna, kar omogoča uporabo klasične in hidromagnetne hidrodinamike, ki upošteva kemijske reakcije, za opis.

Eksosfera je zunanja plast zemeljske atmosfere, ki se začne na višinah nekaj sto kilometrov, iz katere lahko lahki, hitro premikajoči se vodikovi atomi uidejo v vesolje.

Edvard Kononovič

Literatura:

Pudovkin M.I. Osnove sončne fizike. Sankt Peterburg, 2001
Eris Chaisson, Steve McMillan Astronomija danes. Prentice-Hall, Inc. Zgornje reke Saddle, 2002
Gradivo na internetu: http://ciencia.nasa.gov/