Meteorların yandığı yer. Neden meteorların çoğu dünya yüzeyine ulaşmadan yanıyor? Aurora yoğunluğu

Bir göktaşı cismi dünya atmosferine girdiğinde, sadece bahsedeceğimiz birçok ilginç olay meydana gelir. Herhangi bir hız kozmik vücut hızı her zaman 11,2 km/s'yi aşmakta ve keyfi yönü ile karasal ortamda 40 km/s hıza ulaşabilmektedir. Doğrusal hız Dünyanın Güneş etrafında hareketi sırasındaki hareketi ortalama 30 km/s'dir, dolayısıyla bir meteoroidin Dünya atmosferiyle çarpışmasının maksimum hızı yaklaşık 70 km/s'ye ulaşabilir (zıt yörüngelerde).

Başlangıçta vücut, gaz molekülleri arasındaki mesafelerin çapından daha büyük olduğu, çok seyrekleşmiş bir üst atmosferle etkileşime girer. Açıkça görülüyor ki, üst atmosferdeki moleküllerle olan etkileşimlerin, pratikte, hızı ve durumu üzerinde hiçbir etkisi yoktur. büyük vücut. Ancak vücudun kütlesi küçükse (molekülün kütlesiyle karşılaştırılabilir veya ondan 2-3 kat daha büyükse), o zaman zaten atmosferin üst katmanlarında tamamen yavaşlayabilir ve yavaşça yerleşebilir. dünyanın yüzeyi yer çekiminin etkisi altındadır. Katı kozmik maddenin aslan payının bu şekilde yani toz halinde Dünya'ya düştüğü ortaya çıktı. Her gün Dünya'ya 100 ila 1000 ton arasında dünya dışı maddenin geldiği hesaplanmıştır, ancak bu miktarın yalnızca% 1'i yüzeyine ulaşabilen büyük döküntülerden oluşmaktadır.

Yeterince büyük hareket eden bir gövdeye üç ana kuvvet etki eder: hareket yörüngesini belirleyen frenleme, yerçekimi ve itme (Arşimed kuvveti). En büyük nesnelerin etkili bir şekilde frenlenmesi yalnızca atmosferin yoğun katmanlarında, 100 km'den daha düşük rakımlarda başlar.

Gazlı bir ortamdaki herhangi bir katı cisim gibi bir meteoroidin hareketi yüksek hız Mach sayısı ile karakterize edilir - vücudun hızının ses hızına oranı. Bu sayı göktaşının farklı uçuş irtifalarına göre değişmekle birlikte çoğu zaman 50'yi aşmaktadır. Göktaşının önünde yüksek oranda sıkıştırılmış ve ısıtılmış atmosferik gazlar şeklinde bir şok dalgası oluşur. Onlarla etkileşimin bir sonucu olarak vücudun yüzeyi

Vücudun kütlesi ne çok küçük ne de çok büyükse ve hızı 11 km/s ila 22 km/s aralığındaysa (bu, Dünya'ya "yakalayan" yörüngelerde mümkündür), o zaman yanmadan atmosferde yavaşlama zamanı. Bundan sonra meteorit, ablasyonun artık etkili olmadığı bir hızda hareket eder ve dünya yüzeyine değişmeden ulaşabilir. Vücudun kütlesi çok büyük değilse, hava direnci kuvveti yerçekimi kuvvetine eşit oluncaya kadar hızında bir azalma daha devam eder ve 50-150 m/s hızla neredeyse dikey düşüşü başlar. Çoğu göktaşı bu hızlarda Dünya'ya düştü. Büyük bir kütleye sahip olan göktaşının ne yanacak ne de yavaşlayacak vakti yok ve kozmik hızda yüzeye çarpıyor. Bu durumda vücudun büyük kinetik enerjisinin termal, mekanik ve diğer enerji türlerine geçişinden kaynaklanan bir patlama meydana gelir ve dünya yüzeyinde bir patlama krateri oluşur. Bunun sonucunda göktaşının ve çarpan dünya yüzeyinin önemli bir kısmı eriyip buharlaşıyor.

meteor(meteor gövdesi) - gezegenler arası toz ve asteroit arasında orta büyüklükte bir gök cismi.

Burada biraz terminolojiyi anlamamız gerekiyor. Dünya atmosferine büyük bir hızla uçarken, sürtünme nedeniyle çok ısınır ve yanar, ışık saçan bir maddeye dönüşür. meteor veya ateş topu olarak görülebilir Kayan yıldız. Dünya atmosferine giren meteorun görünür izine ne ad verilir? meteor ve Dünya yüzeyine düşen bir meteor göktaşı.
İÇİNDE güneş sistemi meteoroid adı verilen bu küçük uzay enkazlarıyla dolu. Bunlar kuyruklu yıldızlardan gelen toz zerreleri, büyük taş blokları ve hatta kırık asteroit parçaları olabilir.
Uluslararası Meteor Örgütü'nün (IMO) resmi tanımına göre, meteor- gezegenler arası uzayda hareket eden, boyutu önemli ölçüde daha büyük olan katı bir nesnedir bir asteroitten daha küçük ama önemli ölçüde bir atomdan daha fazlası . İngiliz Kraliyet Astronomi Topluluğu, meteoroidin çapı 100 mikrondan 10 m'ye kadar olan bir cisim olduğunu öne süren farklı bir formülasyon ortaya koydu.

- bu bir nesne değil ama fenomen yani parlayan meteor izi. İster atmosferden uzaya uçsun, ister atmosferde yansın, ister gök taşı olarak Dünya'ya düşsün, bu olaya meteor denir.
Bir meteorun ayırt edici özellikleri, kütle ve boyutunun yanı sıra hızı, tutuşma yüksekliği, iz uzunluğu (görünür yol), parlaklığı ve kimyasal bileşim(yanma rengini etkiler).
Meteorlar genellikle şu şekilde gruplandırılır: meteor yağmurları- Yılın belirli bir zamanında, gökyüzünün belirli bir yönünde ortaya çıkan sabit meteor kütleleri. Leonidler, Quadrantidler ve Perseidler meteor yağmurları bilinmektedir. Meteor yağmurlarının tamamı, kuyruklu yıldızların iç Güneş Sistemi'nden geçerken erimesi sırasında oluşan tahribat sonucu oluşuyor.

Meteor izi genellikle birkaç saniye içinde kaybolur, ancak bazen dakikalarca kalabilir ve meteorun yüksekliğinde rüzgarla birlikte hareket edebilir. Bazen Dünya meteoroidlerin yörüngelerinden geçer. Daha sonra dünya atmosferinden geçip ısınarak meteor veya kayan yıldız adı verilen parlak ışık şeritleri halinde parlarlar.
Açık bir gecede, bir saat içinde çok sayıda meteor görülebilir. Ve Dünya, geçmekte olan bir kuyruklu yıldızın geride bıraktığı toz tanecikleri akıntısının içinden geçtiğinde, her saat başı onlarca meteor görülebilir.
Bazen atmosferden geçerken meteor olarak hayatta kalan ve kömürleşmiş kayalar halinde yere düşen meteor parçalarına da rastlanır. Genellikle koyu renklidirler ve çok ağırdırlar. Bazen paslı görünüyorlar. Göktaşları evlerin çatılarını kırıyor veya evin yakınına düşüyor. Ancak bir kişi için göktaşı çarpması tehlikesi ihmal edilebilir düzeydedir. Bir kişiye çarpan meteorun belgelenmiş tek vakası 30 Kasım 1954'te Alabama'da meydana geldi. Yaklaşık 4 kg ağırlığındaki göktaşı evin çatısına çarptı ve Anna Elizabeth Hodges'ın kolundan ve uyluğundan sekti. Kadın morluklar aldı.
Göktaşlarını incelemek için görsel ve fotografik yöntemlere ek olarak, son zamanlarda meteor izinin radyo dalgalarını dağıtma özelliğine dayanan elektron-optik, spektrometrik ve özellikle radar yöntemleri geliştirildi. Radyo meteor sondajı ve meteor izlerinin hareketinin incelenmesi, önemli bilgi yaklaşık 100 km yükseklikte atmosferin durumu ve dinamikleri hakkında. Meteor radyo iletişim kanalları oluşturmak mümkündür.

Büyük bir göksel nesnenin yüzeyine düşen kozmik kökenli bir cisim.
Bulunan meteorların çoğu birkaç gram ile birkaç kilogram arasında ağırlığa sahiptir. Şimdiye kadar bulunan en büyük göktaşı Goba(ağırlık yaklaşık 60 ton). Dünya'ya günde 5-6 ton, yılda ise 2 bin ton meteor düştüğü sanılıyor.
Rusya Bilimler Akademisi'nin artık meteoritlerin toplanmasını, incelenmesini ve depolanmasını denetleyen özel bir komitesi var. Komitenin geniş bir göktaşı koleksiyonu var.
Kaza mahallinde büyük göktaşı oluşabilir krater(astroblem). En çok biri ünlü kraterler Dünyada - Arizonalı. En büyüğü olduğu varsayılıyor göktaşı krateri Dünya'da - Antarktika'daki Wilkes Kara Krateri(çapı yaklaşık 500 km).

Nasıl oluyor

Meteor gövdesi Dünya atmosferine 11 ila 72 km/s arasındaki hızlarla giriyor. Bu hızla ısınmaya ve parlamaya başlar. Dolayı ablasyon(meteorik cismin maddesinin yaklaşan parçacıklarının akışıyla yanması ve uçup gitmesi), cismin yüzeye ulaşan kütlesi daha az olabilir ve bazı durumlarda atmosferin girişindeki kütlesinden önemli ölçüde daha az olabilir. Örneğin, Dünya atmosferine 25 km/s veya daha yüksek bir hızla giren küçük bir cisim, neredeyse tamamen yanar. Atmosfere bu kadar hızlı girişte, onlarca ve yüzlerce tonluk başlangıç ​​kütlesinden yalnızca birkaç kilogram, hatta gram madde yüzeye ulaşıyor. Atmosferde bir meteoroidin yanmasının izleri, düşüşünün neredeyse tüm yörüngesi boyunca bulunabilir.
Eğer meteor gövdesi atmosferde yanmazsa, yavaşladıkça hızının yatay bileşenini kaybeder. Bu, düşüşün yörüngesinde bir değişikliğe yol açar. Yavaşladıkça göktaşının parıltısı azalır ve soğur (çoğunlukla göktaşının düştüğünde sıcak değil, sıcak olduğunu belirtirler).
Ayrıca göktaşı gövdesi parçalara ayrılarak meteor yağmurlarına yol açabilir.

Rusya'da büyük meteorlar keşfedildi

Tunguska göktaşı(şu anda Tunguska fenomeninin göktaşı kökeni tam olarak belli değil). 30 Haziran 1908'de Sibirya'daki Podkamennaya Tunguska Nehri havzasına düştü. Toplam enerjinin 40-50 megaton TNT eşdeğeri olduğu tahmin ediliyor.
Tsarevski göktaşı(meteor yağmuru). 6 Aralık 1922'de Volgograd bölgesindeki Tsarev köyü yakınlarında düştü. Bu bir kaya göktaşı. Toplanan parçaların toplam kütlesi yaklaşık 15 metrekarelik bir alanda 1,6 tondur. km. Düşen en büyük parçanın ağırlığı 284 kg idi.

Sikhote-Alin gök taşı(toplam parça kütlesi 30 ton, enerjinin 20 kiloton olduğu tahmin ediliyor). Bu bir demir göktaşıydı. 12 Şubat 1947'de Ussuri taygasına düştü.
Vitimsky arabası. 24-25 Eylül 2002 gecesi, Irkutsk bölgesindeki Mamsko-Chuysky bölgesi, Mama ve Vitimsky köyleri bölgesine düştü. Görünüşe göre göktaşı patlamasının toplam enerjisi nispeten küçük (200 ton) Başlangıç ​​enerjisi 2,3 kiloton olan TNT eşdeğeri, maksimum başlangıç ​​kütlesi (atmosferde yanmadan önce) 160 tondur ve parçaların nihai kütlesi yaklaşık birkaç yüz kilogramdır.
Her ne kadar meteorlar sıklıkla Dünya'ya düşse de, bir meteorun keşfi oldukça nadir bir olaydır. Meteoritik Laboratuvarı şunları bildiriyor: "Rusya Federasyonu topraklarında 250 yıl boyunca toplamda yalnızca 125 göktaşı bulundu."

Bu yazımızda, dünya atmosferine uçan, yüksek irtifalarda çok hızlı yanan, gece gökyüzünde yıldız düşmesi adı verilen kısa süreli bir iz oluşturan veya yere çarparak patlayan meteorlardan ve göktaşlarından bahsedeceğiz. örneğin Tunguska gibi. Aynı zamanda, bilindiği ve genel olarak kabul edildiği gibi ne biri ne de diğeri ayrılıyor katı ürünler yanma.

Meteorlar atmosfere en ufak bir temasta yanarlar. Yanmaları zaten 80 km yükseklikte bitiyor. Bu yükseklikte oksijen konsantrasyonu düşüktür ve 0,004 g/m3 tutarındadır ve seyreltilmiş atmosferin basıncı P = 0,000012 kg/m2'dir ve meteor gövdesinin tüm hacmini anında yeterli bir sıcaklığa ısıtmak için yeterli sürtünmeyi sağlayamaz. yanması için. Sonuçta ısıtılmamış bir cisim tutuşamaz. Ateşleme neden hala yüksek irtifalarda meydana geliyor ve meteorlar bu kadar hızlı ve eşit bir şekilde yanıyor? Bunun için hangi koşullar gereklidir?

Bir meteorun tutuşması ve hızlı yanması için şartlardan biri, atmosfere girmeden önce vücudunun yeterince yüksek bir sıcaklığının bulunması olmalıdır. Bunu yapmak için önceden tüm hacmi boyunca güneş tarafından iyice ısıtılması gerekir. Daha sonra, ışık ve gölge sıcaklık farkından dolayı uzay koşullarında meteorun tüm hacminin ısınması ve atmosferle temas ettiğinde sürtünmeden kaynaklanan ek ısının vücut boyunca hızlı bir şekilde dağıtılması için meteorun maddesi yüksek ısı iletkenliğine sahip olmalıdır.

Eşit ateşli bir iz bırakan bir meteorun yanması için bir sonraki koşul, yanma sırasında vücudun gücünün korunması olmalıdır. Atmosfere uçtuktan sonra, seyrek olmasına rağmen, meteor hala gelen akıştan kaynaklanan yüklere maruz kaldığından ve eğer gövdesi sıcaklıktan dolayı yumuşarsa, o zaman akış tarafından ayrı parçalara ayrılacak ve bir saçılma demetini gözlemleyeceğiz. havai fişek gibi parlıyor.

Sonraki. Hem metal hem de metal olmayan birçok madde yandığından, meteorun maddesinin bileşimini periyodik tablonun ilk elementi olan hidrojen ile tartışmaya başlayacağız. Bu cismin katı hidrojenden veya onun katı bileşiklerinden, örneğin su buzundan oluştuğunu varsayalım. Yüksek sıcaklıklara kadar ısınan bu vücut, uzayda tutuşma başlamadan önce buharlaşacaktır. Yine de hidrojen içeren bir cismin atmosferde tutuşup yandığını varsayarsak, hidrojenin oksijen içinde yanması sonucu arkasında kesinlikle beyaz bir su buharı izi bırakacaktır. Daha sonra gün boyunca belirli güneş ışığı altında “kayan bir yıldızın” beyaz izini görebiliyorduk. Dolayısıyla bu meteorlar büyük miktarlarda hidrojenden oluşamaz veya içeremez. Ve kozmik basınçtaki suyun termodinamik özelliklerine göre P = 0,001 m su olduğundan, uzayda buz hiçbir şekilde mevcut olamaz. Sanat. kaynama noktası yakındır mutlak sıfır burası -273°C, güneş sisteminde böyle bir sıcaklık yok. Güneş sistemindeki uzaya buz girerse, güçlü bir meşale olan Güneş'in ısısından anında buharlaşacaktır. Ayrıca meteorlarımızın metallerden veya bunların alaşımlarından oluştuğunu varsayıyoruz. Metaller yukarıdaki gereksinimleri karşılayan iyi bir ısı iletkenliğine sahiptir. Ancak ısıtıldığında metaller güçlerini kaybeder ve oksit, oksit oluşumuyla yanar. katı cüruflar oldukça ağırdır ve eğer düşerse, örneğin dolu gibi yerdeki insanlar tarafından kesinlikle kaydedilecektir. Ancak hiçbir yerde güçlü bir "yıldız düşüşünden" sonra bile bir cüruf dolusunun bir yere düşeceği kadar aktif bir olay gözlemlenmedi ve yine de her gün 3 bin tondan fazla madde bize uçuyor. Her ne kadar metalik ve metalik olmayan göktaşlarının ayrı ayrı parçaları hala bulunsa da, bu çok nadir bir durumdur ve günlük "yıldız düşmesi" olgusu nedeniyle bu buluntular önemsizdir. Dolayısıyla meteorlarımız da metal içermez.

Tüm bu gereksinimleri hangi madde karşılayabilir? Yani:
1. Yüksek ısı iletkenliğine sahip olun;
2. Gücünüzü koruyun yüksek sıcaklıklar;
3. Yüksek irtifalarda seyrekleşmiş atmosferle aktif olarak reaksiyona girer;
4. Yanarken katı cüruf oluşturmaz;

Böyle bir madde var - karbon. Ayrıca elmas adı verilen en sert kristal fazda yer alır. Tüm bu gereksinimleri karşılayan ise elmastır. Eğer karbon başka bir fazdaysa ikinci gereksinimimizi, yani yüksek sıcaklıklarda mukavemeti korumayı karşılamayacaktır. Gökbilimcilerin “yıldız düşmesini” gözlemlerken buzla karıştırdığı şey elmastır.

Ayrıca, 1 g ağırlığındaki bir cisim için 0,004 g/m3'ten daha düşük bir oksijen konsantrasyonunda yanmak için. Yaklaşık 13.000 km uçmanız gerekiyor ama yaklaşık 40 km uçuyor. Büyük olasılıkla, bir meteorun ışıklı izi, onun atmosferdeki oksijende yanmasının sonucu değil, karbonun yine gaz üreten hidrojen ile indirgenme reaksiyonunun sonucudur. Bu yüksekliklerde küçük miktarlar CH 4, C 2 H 2, C 6 H 6, CO, CO 2 de bu rakımlarda mevcut, bu da bu rakımlardaki karbonun yandığını ve azaldığını, bu gazların kendilerinin Dünya yüzeyinden bu yüksekliklere yükselmediğini gösteriyor. olabilmek.

İlişkin Tunguska göktaşı ve 2002 sonbaharında Rusya'nın Irkutsk bölgesinde Vitim Nehri vadisine düşen bir göktaşı, o zaman bu göktaşları da büyük olasılıkla yalnızca devasa boyutlarda elmaslardır. Büyük kütleleri nedeniyle bu meteorların atmosferde tamamen yanacak zamanları olmadı. Yere ulaşan ve hava akımı tarafından tahrip edilmeyen bu elmas bloğu, sert bir yüzeye çok büyük bir kuvvetle çarparak küçük parçalara ayrıldı. Elmasın sert fakat kırılgan, darbelere iyi tepki vermeyen bir malzeme olduğu bilinmektedir. Elmas yüksek ısı iletkenliğine sahip olduğundan göktaşının tüm gövdesi çarpmadan önce yanma sıcaklığına kadar ısıtıldı. Küçük parçalara ayrılıp Dünya'dan sıçrayan her parça, havadaki oksijenle temasa geçti ve anında yanarak aynı anda belirli bir miktarda enerji açığa çıkardı. Sadece güçlü bir patlama oldu. Sonuçta, bir patlama, astronomide yaygın olarak inanıldığı gibi, güçlü bir mekanik şokun sonucu değil, aktif bir kimyasal reaksiyonun sonucudur ve Dünya'nın neresinde, Jüpiter'de meydana geldiği önemli değildir. tepki verecek bir şey olduğu sürece. Yanmış karbonun tamamı atmosferde çözünen karbondioksiti oluşturdu. Bu nedenle bu yerlerde meteorik kalıntılara rastlanmaz. Bu göktaşlarının patlama alanında sadece ölen hayvanların kalıntılarının bulunması oldukça olasıdır. şok dalgası, ama aynı zamanda karbon monoksit boğulmasından da. Patlamanın hemen ardından insanların bu yerleri ziyaret etmesi de güvenli değil. ovalarda kalabilir karbon monoksit. Tunguska göktaşı hakkındaki bu hipotez, patlamadan sonra gözlemlenen neredeyse tüm anormallikler için bir açıklama sağlıyor. Bu göktaşı bir su kütlesine düşerse, su tüm parçaların tamamen yanmasına izin vermeyecek ve başka bir elmas yatağımız olabilir. Bu arada, tüm elmas yatakları Dünya'nın ince bir yüzey katmanında, neredeyse yalnızca yüzeyinde bulunur. Göktaşlarındaki karbonun varlığı, 8 Ekim 1871'de Chicago'da meydana gelen ve bilinmeyen bir nedenden ötürü evlerin tutuştuğu ve hatta metal bir kızağın bile eridiği meteor yağmuru ile de doğrulanmıştır. Yangınlardan yeterince uzakta bulunan binlerce kişi boğulma nedeniyle öldüğünde.

Atmosferi veya aktif gazları olmayan gezegenlere veya gezegenlerin uydularına düşen bu meteorların yanmamış parçaları, bu gezegen veya uyduların yüzeyini kısmen kaplayacaktır. Belki de bu yüzden bizim doğal uydu Ay, güneşten gelen ışığı çok iyi yansıtır çünkü elmasın kırılma indisi de yüksektir. Ve ışın sistemleri ay kraterleriÖrneğin Tycho, Copernicus, Ay'ın aydınlatılan yüzeyindeki sıcaklık +120 ° C olduğundan, açıkça şeffaf malzemenin saçılmasından oluşur ve kesinlikle buz değildir.

Elmaslar ayrıca kısa dalga elektromanyetik radyasyonla ışınlandığında floresans özelliği de sergiler. Belki bu özellik, güçlü bir kısa dalga radyasyon kaynağı olan Güneş'e yaklaşırken kuyruklu yıldızların kuyruklarının kökeni hakkında bir açıklama sağlayabilir mi?

Dünyanın oluşumuyla birlikte atmosfer de oluşmaya başladı. Gezegenin evrimi sırasında ve parametreleri yaklaştıkça modern anlamlar kimyasal bileşiminde temel olarak niteliksel değişiklikler meydana geldi ve fiziksel özellikler. Evrimsel modele göre, Dünya erken bir aşamada erimiş haldeydi ve yaklaşık 4,5 milyar yıl önce şu şekilde oluştu: sağlam. Bu dönüm noktası jeolojik kronolojinin başlangıcı olarak kabul edilir. O andan itibaren atmosferin yavaş evrimi başladı. Bazı jeolojik süreçlere (örneğin, volkanik patlamalar sırasında lav püskürmeleri), Dünya'nın bağırsaklarından gazların salınması eşlik etti. Azot, amonyak, metan, su buharı, CO oksit ve karbondioksit CO2'yi içeriyordu. Güneşin ultraviyole radyasyonunun etkisi altında su buharı hidrojen ve oksijene ayrıştı, ancak açığa çıkan oksijen karbon monoksit ile reaksiyona girerek karbondioksit oluşturdu. Amonyak nitrojen ve hidrojene ayrıştı. Difüzyon işlemi sırasında hidrojen yukarıya doğru yükselerek atmosferi terk etti ve daha ağır olan nitrojen buharlaşamadı ve yavaş yavaş birikerek ana bileşen haline geldi, ancak bir kısmı kimyasal reaksiyonlar sonucu moleküllere bağlandı ( santimetre. ATMOSFERİN KİMYASI). Etkisi altında ultraviyole ışınları ve elektriksel deşarjlar, Dünya'nın orijinal atmosferinde bulunan gazların karışımı, oluşumun meydana geldiği kimyasal reaksiyonlara girmiştir. organik maddeözellikle amino asitler. İlkel bitkilerin ortaya çıkışıyla birlikte, oksijen salınımıyla birlikte fotosentez süreci başladı. Bu gaz, özellikle atmosferin üst katmanlarına yayıldıktan sonra alt katmanlarını ve Dünya yüzeyini yaşamı tehdit eden ultraviyole ve X-ışını radyasyonundan korumaya başladı. Teorik tahminlere göre, şimdikinden 25.000 kat daha az olan oksijen içeriği, halihazırda şimdiye göre yalnızca yarısı kadar konsantrasyona sahip bir ozon tabakasının oluşmasına yol açabilir. Ancak bu, organizmaların ultraviyole ışınlarının yıkıcı etkilerinden çok önemli bir şekilde korunmasını sağlamak için zaten yeterlidir.

Birincil atmosferin çok fazla karbondioksit içermesi muhtemeldir. Fotosentez sırasında tükendi ve bitki dünyası geliştikçe ve ayrıca belirli jeolojik süreçler sırasında emilim nedeniyle konsantrasyonu azalmış olmalı. O zamandan beri sera etkisi Atmosferdeki karbondioksit varlığıyla bağlantılı olarak konsantrasyonundaki dalgalanmalar, önemli nedenler Dünya tarihindeki büyük ölçekli iklim değişiklikleri buzul çağları.

Mevcut modern atmosfer Helyum çoğunlukla bir üründür radyoaktif bozunma uranyum, toryum ve radyum. Bu radyoaktif elementler, helyum atomlarının çekirdeği olan parçacıklar yayar. Radyoaktif bozunma sırasında elektrik yükü ne oluşmadığı ne de yok olduğu için, her a parçacığının oluşumuyla iki elektron ortaya çıkar ve bunlar a parçacıklarıyla yeniden birleşerek nötr helyum atomları oluşturur. Radyoaktif elementler kütle boyunca dağılmış minerallerde bulunur kayalar bu nedenle radyoaktif bozunma sonucu oluşan helyumun önemli bir kısmı içlerinde tutularak çok yavaş bir şekilde atmosfere kaçar. Difüzyon nedeniyle belirli bir miktar helyum ekzosfere doğru yükselir, ancak dünya yüzeyinden sürekli akış nedeniyle bu gazın atmosferdeki hacmi neredeyse değişmeden kalır. dayalı spektral analiz Yıldız ışığı ve meteorların incelenmesi, Evrendeki çeşitli kimyasal elementlerin göreceli bolluğunu tahmin edebilir. Uzaydaki neon konsantrasyonu Dünya'dakinden yaklaşık on milyar kat, kripton - on milyon kat ve ksenon - bir milyon kat daha fazladır. Buradan, başlangıçta Dünya atmosferinde bulunan ve kimyasal reaksiyonlar sırasında yenilenmeyen bu inert gazların konsantrasyonunun, muhtemelen Dünyanın birincil atmosferini kaybetmesi aşamasında bile büyük ölçüde azaldığı sonucu çıkıyor. İstisna inert gaz argon, 40 Ar izotopu formunda olduğundan, potasyum izotopunun radyoaktif bozunması sırasında hala oluşmaktadır.

Barometrik basınç dağılımı.

Atmosfer gazlarının toplam ağırlığı yaklaşık 4,5 10 15 tondur. Dolayısıyla deniz seviyesinde birim alan başına atmosferin "ağırlığı" veya atmosfer basıncı yaklaşık 11 t/m 2 = 1,1 kg/cm 2'dir. Basınç şuna eşittir: P 0 = 1033,23 g/cm2 = 1013,250 mbar = 760 mm Hg. Sanat. = 1 atm, standart ortalama atmosfer basıncı olarak alınır. Hidrostatik denge durumundaki atmosfer için elimizde: d P= –rgd H, bu şu anlama gelir: yükseklik aralığında H ile H+d H gerçekleşir atmosferik basınçtaki değişim arasındaki eşitlik d P ve birim alan, yoğunluk r ve kalınlık d ile atmosferdeki karşılık gelen elementin ağırlığı H. Basınç arasında bir ilişki olarak R ve sıcaklık T Dünya atmosferine oldukça uygun olan r yoğunluğuna sahip ideal bir gazın durum denklemi kullanılır: P= rR T/m, burada m moleküler ağırlıktır ve R = 8,3 J/(K mol) evrensel gaz sabitidir. Sonra dlog P= – (m g/RT)D H= – bd H= – d H/H, burada basınç gradyanı logaritmik ölçektedir. Ters değeri H'ye atmosferik yükseklik ölçeği denir.

Bu denklemi izotermal bir atmosfer için entegre ederken ( T= const) veya böyle bir yaklaşıma izin verildiğinde, yükseklikle birlikte basınç dağılımının barometrik yasası elde edilir: P = P 0 tecrübe(– H/H 0), burada yükseklik referansı H standart ortalama basıncın olduğu okyanus seviyesinden üretilir P 0. İfade H 0 = R T/ mg, içindeki sıcaklığın her yerde aynı olması (izotermal atmosfer) şartıyla atmosferin yayılımını karakterize eden yükseklik ölçeği olarak adlandırılır. Atmosfer izotermal değilse entegrasyon, sıcaklıkla yükseklik arasındaki değişimi ve parametreyi hesaba katmalıdır. N– Sıcaklıklarına ve çevrenin özelliklerine bağlı olarak atmosferik katmanların bazı yerel özellikleri.

Standart atmosfer.

Atmosferin tabanındaki standart basınca karşılık gelen model (ana parametrelerin değer tablosu) R 0 ve kimyasal bileşimine standart atmosfer denir. Daha doğrusu, bu, deniz seviyesinin 2 km altından dünya atmosferinin dış sınırına kadar olan rakımlarda havanın ortalama sıcaklık, basınç, yoğunluk, viskozite ve diğer özelliklerinin belirtildiği atmosferin koşullu bir modelidir. 45° 32x 33І enlem için. Orta atmosferin tüm yüksekliklerdeki parametreleri, ideal bir gazın durum denklemi ve barometrik yasa kullanılarak hesaplandı. deniz seviyesinde basıncın 1013,25 hPa (760 mm Hg) ve sıcaklığın 288,15 K (15,0 ° C) olduğu varsayılmaktadır. Dikey sıcaklık dağılımının doğasına göre, ortalama atmosfer, her birinde sıcaklığın doğrusal bir yükseklik fonksiyonuyla tahmin edildiği birkaç katmandan oluşur. En alt katmanda - troposferde (h Ј 11 km), sıcaklık her kilometrede artışla 6,5 ​​° C düşer. Yüksek rakımlarda dikey sıcaklık gradyanının değeri ve işareti katmandan katmana değişir. 790 km'nin üzerinde sıcaklık yaklaşık 1000 K'dir ve pratikte yükseklikle değişmez.

Standart atmosfer, periyodik olarak güncellenen, yasallaştırılan, tablolar halinde yayınlanan bir standarttır.

Troposfer.

Sıcaklığın yükseklikle hızla azaldığı atmosferin en alt ve en yoğun katmanına troposfer denir. Atmosferin toplam kütlesinin% 80'ini içerir ve kutup ve orta enlemlerde 8-10 km yüksekliğe, tropik bölgelerde 16-18 km'ye kadar uzanır. Hava durumunu oluşturan süreçlerin neredeyse tamamı burada gelişir, Dünya ile atmosferi arasında ısı ve nem alışverişi meydana gelir, bulutlar oluşur, çeşitli meteorolojik olaylar meydana gelir, sis ve yağış meydana gelir. Dünya atmosferinin bu katmanları konvektif dengededir ve aktif karışım sayesinde esas olarak moleküler nitrojen (%78) ve oksijenden (%21) oluşan homojen bir kimyasal bileşime sahiptir. Doğal ve insan yapımı aerosol ve gaz hava kirleticilerinin büyük çoğunluğu troposferde yoğunlaşmıştır. Troposferin 2 km kalınlığa kadar olan alt kısmının dinamiği, daha sıcak topraklardan ısı transferinin neden olduğu havanın (rüzgarlar) yatay ve dikey hareketlerini belirleyen, Dünya'nın altta yatan yüzeyinin özelliklerine büyük ölçüde bağlıdır. Troposferde esas olarak buharlar, su ve karbondioksit (sera etkisi) tarafından emilen, dünya yüzeyinin kızılötesi radyasyonu yoluyla. Yüksekliğe bağlı sıcaklık dağılımı türbülanslı ve konvektif karışımın bir sonucu olarak belirlenir. Ortalama olarak bu, yüksekliği yaklaşık 6,5 K/km olan bir sıcaklık düşüşüne karşılık gelir.

Yüzey sınır tabakasındaki rüzgar hızı başlangıçta yükseklikle birlikte hızlı bir şekilde artar ve daha yüksekte kilometre başına 2-3 km/s artmaya devam eder. Bazen troposferde, orta enlemlerde batıda ve ekvator yakınında doğuda dar gezegensel akışlar (saniyede 30 km'den daha hızlı) görülür. Bunlara jet akımları denir.

Tropopoz.

Troposferin üst sınırında (tropopause), sıcaklık alt atmosfer için minimum değerine ulaşır. Bu, troposfer ile onun üzerinde bulunan stratosfer arasındaki geçiş katmanıdır. Tropopozun kalınlığı yüzlerce metreden 1,5-2 km'ye kadar değişir ve sıcaklık ve rakım sırasıyla 190 ila 220 K ve 8 ila 18 km arasında değişir. coğrafi enlem ve sezon. Ilıman ve yüksek enlemlerde kışın yaza göre 1-2 km daha alçakta ve 8-15 K daha sıcaktır. Tropik bölgelerde mevsimsel değişikliklerçok daha az (yükseklik 16–18 km, sıcaklık 180–200 K). Üzerinde jet akışları Tropopoz kırılmaları mümkündür.

Dünya atmosferinde su.

Dünya atmosferinin en önemli özelliği önemli miktarda su buharı ve damlacık halindeki suyun bulunmasıdır ve bu durum en kolay gözlemlenebilen bulutlar ve bulut yapılarıdır. 10 ölçeğinde veya yüzde olarak ifade edilen, gökyüzünün bulut kapsama derecesine (belirli bir anda veya ortalama olarak belirli bir süre boyunca) bulutluluk denir. Bulutların şekli uluslararası sınıflandırmaya göre belirlenir. Ortalama olarak bulutlar dünyanın yaklaşık yarısını kaplar. Bulutluluk, hava ve iklimi karakterize eden önemli bir faktördür. Kışın ve geceleri bulutluluk, dünya yüzeyinin ve havanın yer katmanının sıcaklığının azalmasını engeller; yazın ise gündüzleri güneş ışınlarıyla dünya yüzeyinin ısınmasını zayıflatarak kıtaların içindeki iklimi yumuşatır. .

Bulutlar.

Bulutlar, atmosferde asılı duran su damlacıklarının (su bulutları), buz kristallerinin (buz bulutları) veya her ikisinin (karışık bulutlar) birikmesidir. Damlacıklar ve kristaller büyüdükçe yağış şeklinde bulutlardan düşerler. Bulutlar esas olarak troposferde oluşur. Havada bulunan su buharının yoğunlaşması sonucu ortaya çıkarlar. Bulut damlalarının çapı birkaç mikron mertebesindedir. İçerik sıvı su bulutlarda - kesirlerden m3 başına birkaç grama kadar. Bulutlar yüksekliklerine göre ayırt edilir: Uluslararası sınıflandırmaya göre 10 tür bulut vardır: cirrus, cirrocumulus, cirrostratus, altocumulus, altostratus, nimbostratus, stratus, stratocumulus, cumulonimbus, cumulus.

Stratosferde sedefli bulutlar, mezosferde ise gece parlayan bulutlar gözlenir.

Sirüs bulutları, ince beyaz iplikler veya gölge sağlamayan ipeksi bir parlaklığa sahip örtüler şeklinde şeffaf bulutlardır. Sirrus bulutları buz kristallerinden oluşur ve troposferin üst katmanlarında çok yüksek sıcaklıklarda oluşur. düşük sıcaklıklar. Bazı sirüs bulutu türleri, hava değişikliklerinin habercisi olarak hizmet eder.

Sirrokümülüs bulutları üst troposferdeki sırtlar veya ince beyaz bulut katmanlarıdır. Cirrocumulus bulutları pul, dalgacık, gölgesiz küçük top gibi görünen küçük elementlerden oluşur ve çoğunlukla buz kristallerinden oluşur.

Cirrostratus bulutları, üst troposferde bulunan, genellikle lifli, bazen bulanık, küçük iğne şeklinde veya sütunlu buz kristallerinden oluşan beyazımsı yarı saydam bir örtüdür.

Altokümülüs bulutları, troposferin alt ve orta katmanlarında bulunan beyaz, gri veya beyaz-gri bulutlardır. Altokümülüs bulutları, sanki plakalardan, yuvarlak kütlelerden, şaftlardan, üst üste duran pullardan yapılmış gibi katmanlar ve sırtlar görünümündedir. Altokümülüs bulutları yoğun konvektif aktivite sırasında oluşur ve genellikle aşırı soğutulmuş su damlacıklarından oluşur.

Altostratus bulutları grimsi veya mavimsi lifli veya homojen yapı. Altostratus bulutları orta troposferde gözlenir; yüksekliği birkaç kilometre, bazen de yatay yönde binlerce kilometre uzanır. Tipik olarak altostratus bulutları, hava kütlelerinin yukarı doğru hareketleriyle ilişkili ön bulut sistemlerinin bir parçasıdır.

Nimbostratus bulutları, sürekli yağmur veya kara neden olan, tekdüze gri renkli, alçak (2 km ve üzeri) amorf bir bulut katmanıdır. Nimbostratus bulutları dikey olarak (birkaç km'ye kadar) ve yatay olarak (birkaç bin km'ye kadar) oldukça gelişmiştir, genellikle atmosferik cephelerle ilişkili kar taneleri ile karıştırılmış aşırı soğutulmuş su damlacıklarından oluşur.

Stratus bulutları, belirli ana hatları olmayan, gri renkli, homojen bir katman biçimindeki alt katmanın bulutlarıdır. Stratus bulutlarının dünya yüzeyinden yüksekliği 0,5-2 km'dir. Bazen stratus bulutlarından çiseleyen yağmur yağar.

Kümülüs bulutları gün boyunca belirgin dikey gelişim gösteren (5 km veya daha fazla) yoğun, parlak beyaz bulutlardır. Kümülüs bulutlarının üst kısımları yuvarlak hatları olan kubbelere veya kulelere benzer. Tipik olarak kümülüs bulutları soğuk hava kütlelerinde konveksiyon bulutları olarak ortaya çıkar.

Stratocumulus bulutları, gri veya beyaz lifsiz katmanlar veya yuvarlak büyük blokların sırtları biçiminde alçak (2 km'nin altında) bulutlardır. Stratocumulus bulutlarının dikey kalınlığı küçüktür. Bazen stratokümülüs bulutları hafif yağışlar üretir.

Kümülonimbus bulutları güçlü dikey gelişime sahip (14 km yüksekliğe kadar) güçlü ve yoğun bulutlardır; fırtına, dolu ve fırtına ile birlikte şiddetli yağışlar üretirler. Kümülonimbus bulutları güçlü kümülüs bulutlarından gelişir ve buz kristallerinden oluşan üst kısımda onlardan farklılaşır.

Stratosfer.

Tropopoz boyunca, ortalama olarak 12 ila 50 km arasındaki rakımlarda troposfer stratosfere geçer. Alt kısımda yaklaşık 10 km kadar yani. yaklaşık 20 km yüksekliğe kadar izotermaldir (sıcaklık yaklaşık 220 K). Daha sonra rakımla birlikte artar ve 50-55 km yükseklikte maksimum yaklaşık 270 K'ye ulaşır. İşte stratosfer ile üstündeki mezosfer arasındaki, stratopoz adı verilen sınır. .

Stratosferde önemli ölçüde daha az su buharı vardır. Yine de bazen stratosferde 20-30 km yükseklikte ortaya çıkan ince yarı saydam sedefli bulutlar gözlemlenir. Gün batımından sonra ve gün doğumundan önce karanlık gökyüzünde sedefli bulutlar görülebilir. Şekil olarak sedefli bulutlar sirüs ve sirrokümülüs bulutlarına benzer.

Orta atmosfer (mezosfer).

Yaklaşık 50 km yükseklikte mezosfer geniş sıcaklık maksimumunun zirvesinden başlar. . Bu maksimum bölgede sıcaklığın artmasının nedeni ozon ayrışmasının ekzotermik (yani ısı salınımının eşlik ettiği) fotokimyasal reaksiyonudur: O3 + yüksek® O 2 + O. Ozon, moleküler oksijen O 2'nin fotokimyasal ayrışmasının bir sonucu olarak ortaya çıkar.

Ç2 + yüksek® O + O ve ardından bir oksijen atomu ve molekülünün üçüncü bir M molekülü ile üçlü çarpışmasının reaksiyonu.

O + O 2 + M ® O 3 + M

Ozon, bölgedeki 2000 ila 3000 Å arasındaki ultraviyole radyasyonu hızla emer ve bu radyasyon atmosferi ısıtır. Atmosferin üst kısmında yer alan ozon, bizi Güneş'ten gelen ultraviyole radyasyonun etkilerinden koruyan bir tür kalkan görevi görmektedir. Bu kalkan olmadan Dünya'daki yaşamın gelişimi modern formlar pek mümkün olmazdı.

Genel olarak mezosfer boyunca atmosfer sıcaklığı minimum değeri olan yaklaşık 180 K'ye düşer. üst sınır mezosfer (mezopoz denir, yaklaşık 80 km rakım). Mezopoz civarında, 70-90 km yükseklikte, çok ince tabaka gece parlayan bulutların güzel bir görüntüsü olarak gözlenen buz kristalleri ve volkanik ve göktaşı tozu parçacıkları gün batımından kısa bir süre sonra.

Mezosferde Dünya'ya düşen küçük katı göktaşı parçacıkları çoğunlukla yanar, fenomene neden olan meteorlar.

Meteorlar, meteorlar ve ateş topları.

Katı kozmik parçacıkların veya cisimlerin 11 km/s veya daha yüksek bir hızla Dünya'ya girmesi nedeniyle Dünya'nın üst atmosferinde meydana gelen patlamalar ve diğer olaylara meteoroidler denir. Gözlenebilir parlak bir meteor izi beliriyor; Genellikle meteorların düşmesinin eşlik ettiği en güçlü fenomenlere denir ateş topları; meteorların görünümü meteor yağmurlarıyla ilişkilidir.

Meteor yağmuru:

1) birkaç saat veya gün boyunca tek bir ışınımdan birden fazla meteor düşmesi olgusu.

2) Güneş'in etrafında aynı yörüngede hareket eden bir meteor sürüsü.

Dünya'nın yörüngesinin Dünya ile kesişmesi sonucu gökyüzünün belirli bir bölgesinde ve yılın belirli günlerinde göktaşlarının sistematik olarak ortaya çıkması. ortak yörünge Birçok göktaşı gövdesi yaklaşık olarak aynı ve aynı yönde hızlarda hareket eder, bu nedenle gökyüzündeki yolları ortak bir noktadan (ışıma) çıkıyor gibi görünür. Radyantın bulunduğu takımyıldızın adını alırlar.

Meteor yağmurları ışık efektleriyle derin bir etki bırakıyor ancak meteorlar tek tek nadiren görülebiliyor. Çok daha fazlası, atmosfere emildiğinde görülemeyecek kadar küçük olan görünmez meteorlardır. En küçük göktaşlarından bazıları muhtemelen hiç ısınmaz, yalnızca atmosfer tarafından yakalanır. Bunlar ince parçacıklar Boyutları birkaç milimetreden milimetrenin onbinde birine kadar değişenlere mikrometeorit adı veriliyor. Her gün atmosfere giren meteorik madde miktarı 100 ila 10.000 ton arasında değişmekte olup, bu maddenin büyük bir kısmı mikrometeoritlerden gelmektedir.

Meteorik madde atmosferde kısmen yandığı için gaz bileşimiçeşitli kimyasal elementlerin izleri ile dolduruldu. Örneğin kayalık meteorlar lityumun atmosfere salınmasına neden olur. Metal meteorların yanması, atmosferden geçerek dünya yüzeyine yerleşen küçük küresel demir, demir-nikel ve diğer damlacıkların oluşmasına yol açar. Buz tabakalarının yıllarca neredeyse hiç değişmeden kaldığı Grönland ve Antarktika'da bulunabilirler. Oşinologlar bunları okyanusun dibindeki çökeltilerde buluyor.

Atmosfere giren meteor parçacıklarının çoğu yaklaşık 30 gün içinde çöker. Bazı bilim adamları buna inanıyor kozmik toz oynar önemli rol Yağmur gibi atmosferik olayların oluşumunda, su buharı için yoğunlaşma çekirdeği görevi gördükleri için. Bu nedenle yağışın istatistiksel olarak büyük meteor yağmurlarıyla ilişkili olduğu varsayılmaktadır. Ancak bazı uzmanlar, meteorik malzemenin toplam arzının, en büyük meteor yağmurundan bile onlarca kat daha fazla olduğundan, bu tür bir yağmurdan kaynaklanan bu malzemenin toplam miktarındaki değişikliğin ihmal edilebileceğine inanmaktadır.

Bununla birlikte, en büyük mikrometeoritlerin ve görünür meteoritlerin, atmosferin yüksek katmanlarında, özellikle de iyonosferde uzun iyonizasyon izleri bıraktığına şüphe yoktur. Bu tür izler, yüksek frekanslı radyo dalgalarını yansıttıkları için uzun mesafeli radyo iletişimleri için kullanılabilir.

Atmosfere giren meteorların enerjisi esas olarak ve belki de tamamen onu ısıtmak için harcanır. Bu, atmosferin termal dengesinin küçük bileşenlerinden biridir.

Göktaşı, uzaydan Dünya yüzeyine düşen, doğal olarak oluşan katı bir cisimdir. Genellikle taşlı, taşlı demir ve demir meteorlar arasında bir ayrım yapılır. İkincisi esas olarak demir ve nikelden oluşur. Bulunan meteorların çoğunun ağırlığı birkaç gramdan birkaç kilograma kadar değişiyor. Bulunanların en büyüğü olan Goba demir göktaşı yaklaşık 60 ton ağırlığındadır ve hala keşfedildiği yerde bulunmaktadır. Güney Afrika. Göktaşlarının çoğu asteroit parçalarıdır, ancak bazı göktaşları Dünya'ya Ay'dan ve hatta Mars'tan gelmiş olabilir.

Bir bolide, bazen gün içinde bile görülebilen, genellikle arkasında dumanlı bir iz bırakan ve ses olaylarının eşlik ettiği çok parlak bir meteordur; genellikle meteorların düşmesiyle sona erer.

Termosfer.

Mezopozun minimum sıcaklığının üzerinde termosfer başlar, burada sıcaklık önce yavaş yavaş, sonra hızlı bir şekilde yeniden yükselmeye başlar. Bunun nedeni, atomik oksijenin iyonlaşması nedeniyle Güneş'ten ultraviyole radyasyonun 150-300 km yükseklikte emilmesidir: O + yüksek® O++ e.

Termosferde sıcaklık sürekli olarak yaklaşık 400 km yüksekliğe kadar yükselir ve burada maksimum güneş aktivitesinin olduğu dönemde gün içerisinde 1800 K'ye ulaşır. Minimum güneş aktivitesinin olduğu dönemde bu sınırlayıcı sıcaklık 1000 K'den az olabilir. 400 km'nin üzerinde atmosfer izotermal bir ekzosfere dönüşür. Kritik seviye(eksosferin tabanı) yaklaşık 500 km yükseklikte bulunur.

Kutup ışıkları ve birçok yörünge yapay uydular gece parlayan bulutların yanı sıra - tüm bu olaylar mezosferde ve termosferde meydana gelir.

Kutup ışıkları.

Karışıklıklar sırasında yüksek enlemlerde manyetik alan auroralar gözlenir. Birkaç dakika sürebilirler ancak genellikle birkaç saat boyunca görülebilirler. Auroralar şekil, renk ve yoğunluk açısından büyük farklılıklar gösterir ve bunların hepsi bazen zaman içinde çok hızlı değişir. Auroraların spektrumu emisyon çizgileri ve bantlarından oluşur. Gece gökyüzü emisyonlarının bir kısmı, başta yeşil ve kırmızı çizgiler l 5577 Å ve l 6300 Å oksijen olmak üzere, aurora spektrumunda artırılmıştır. Bu çizgilerden biri diğerinden birçok kez daha yoğundur ve bu, auroranın görünür rengini belirler: yeşil veya kırmızı. Manyetik alan bozukluklarına kutup bölgelerindeki radyo iletişimindeki kesintiler de eşlik ediyor. Bozulmanın nedeni iyonosferdeki değişikliklerdir, bu da manyetik fırtınalar sırasında güçlü bir iyonizasyon kaynağının olduğu anlamına gelir. Güneş diskinin merkezine yakın büyük güneş lekesi grupları olduğunda güçlü manyetik fırtınaların meydana geldiği tespit edilmiştir. Gözlemler, fırtınaların bizzat güneş lekeleriyle değil, bir grup güneş lekesinin gelişimi sırasında ortaya çıkan güneş patlamalarıyla ilişkili olduğunu göstermiştir.

Auroralar, Dünya'nın yüksek enlem bölgelerinde gözlenen hızlı hareketlerle değişen yoğunlukta bir ışık aralığıdır. Görsel aurora, güneş ve manyetosferik kökenli enerjik parçacıklar tarafından uyarılan yeşil (5577Å) ve kırmızı (6300/6364Å) atomik oksijen emisyon çizgilerini ve moleküler N2 bantlarını içerir. Bu emisyonlar genellikle yaklaşık 100 km ve üzeri rakımlarda ortaya çıkar. Optik aurora terimi, görsel auroraları ve bunların kızılötesi bölgeden ultraviyole bölgeye kadar olan emisyon spektrumunu ifade etmek için kullanılır. Spektrumun kızılötesi kısmındaki radyasyon enerjisi, görünür bölgedeki enerjiyi önemli ölçüde aşmaktadır. Auroralar ortaya çıktığında, ULF aralığında emisyonlar gözlemlendi (

Gerçek formlar auroraları sınıflandırmak zordur; En sık kullanılan terimler şunlardır:

1. Sakin, düzgün yaylar veya şeritler. Yay tipik olarak jeomanyetik paralel yönünde (kutup bölgelerinde Güneş'e doğru) yaklaşık 1000 km uzanır ve bir ila birkaç on kilometre arasında bir genişliğe sahiptir. Şerit, yay kavramının bir genellemesidir; genellikle düzenli bir yay şekline sahip değildir, ancak S harfi şeklinde veya spiral şeklinde bükülür. Yaylar ve şeritler 100-150 km rakımlarda bulunur.

2. Aurora ışınları . Bu terim, manyetik alanlar boyunca uzanan bir kutup ışığı yapısını ifade eder. elektrik hatları, birkaç onlarca ila birkaç yüz kilometre arasında dikey uzunluğa sahip. Işınların yatay kapsamı birkaç on metreden birkaç kilometreye kadar küçüktür. Işınlar genellikle yaylar halinde veya ayrı yapılar halinde gözlenir.

3. Lekeler veya yüzeyler . Bunlar izole edilmiş parıltılı alanlardır. belli bir şekil. Bireysel noktalar birbirine bağlanabilir.

4. Peçe. Olağandışı şekil gökyüzünün geniş alanlarını kaplayan tekdüze bir parıltı olan aurora.

Auroralar yapılarına göre homojen, içi boş ve parlak olarak ayrılır. Kullanılmış çeşitli terimler; titreşimli ark, titreşimli yüzey, dağınık yüzey, radyant şerit, perdelik kumaş vb. Auroraların renklerine göre bir sınıflandırması vardır. Bu sınıflandırmaya göre aurora türü A. Üst kısım veya kısmın tamamı kırmızıdır (6300–6364 Å). Genellikle yüksek jeomanyetik aktivite ile 300-400 km rakımlarda görülürler.

Aurora tipi İÇİNDE alt kısımda kırmızı renklidir ve birinci pozitif sistem N2 ile birinci negatif sistem O2'nin bantlarının parıltısıyla ilişkilendirilir. Bu tür parlaklık biçimleri en çok zaman zaman ortaya çıkar. aktif fazlar kutup ışıkları.

Bölgeler kutup ışıkları – Bunlar, Dünya yüzeyinde sabit bir noktadaki gözlemcilere göre, geceleri kutup ışıklarının maksimum frekansına sahip bölgelerdir. Bölgeler 67° kuzey ve güney enlemlerinde bulunur ve genişlikleri yaklaşık 6°'dir. Aşağıdakilere karşılık gelen auroraların maksimum oluşumu şu anda Jeomanyetik yerel saat, kuzey ve güney jeomanyetik kutupların etrafında asimetrik olarak konumlanan oval benzeri kuşaklarda (oval auroralar) meydana gelir. Aurora ovali enlem – zaman koordinatlarında sabittir ve aurora bölgesi ovalin gece yarısı bölgesinin enlem – boylam koordinatlarındaki noktalarının geometrik yeridir. Oval kuşak coğrafi bölgeden yaklaşık 23° uzakta bulunmaktadır. manyetik kutup gece sektöründe ve gündüz sektöründe 15°.

Aurora oval ve aurora bölgeleri. Aurora ovalinin konumu jeomanyetik aktiviteye bağlıdır. Oval, yüksek jeomanyetik aktiviteyle genişler. Aurora bölgeleri veya aurora oval sınırları, dipol koordinatlarından ziyade L 6.4 ile daha iyi temsil edilir. Aurora ovalinin gündüz bölümünün sınırındaki jeomanyetik alan çizgileri, manyetopoz. Jeomanyetik eksen ile Dünya-Güneş yönü arasındaki açıya bağlı olarak aurora ovalinin konumunda bir değişiklik gözlenmektedir. Auroral oval ayrıca belirli enerjilerdeki parçacıkların (elektronlar ve protonlar) çökelmesine ilişkin verilere dayanarak belirlenir. Konumu verilerden bağımsız olarak belirlenebilir. Kaspakh gün tarafında ve manyetosferin kuyruğunda.

Aurora bölgesindeki auroraların meydana gelme sıklığındaki günlük değişim, jeomanyetik gece yarısında maksimuma ve jeomanyetik öğle saatlerinde minimuma sahiptir. Ovalin ekvatora yakın tarafında, auroraların oluşma sıklığı keskin bir şekilde azalır, ancak günlük değişimlerin şekli korunur. Ovalin kutup tarafında auroraların sıklığı giderek azalır ve karmaşık günlük değişikliklerle karakterize edilir.

Auroraların yoğunluğu.

Aurora yoğunluğu görünen yüzey parlaklığının ölçülmesiyle belirlenir. Parlaklık yüzeyi BEN belirli bir yöndeki aurora, 4p'lik toplam emisyonla belirlenir BEN foton/(cm 2 s). Bu değer gerçek yüzey parlaklığı olmayıp sütundan gelen emisyonu temsil ettiğinden, auroraları incelerken genellikle foton/(cm2 sütun s) birimi kullanılır. Toplam emisyonu ölçmek için kullanılan genel birim, 106 foton/(cm2 sütun s)'ye eşit Rayleigh'dir (Rl). Auroral yoğunluğun daha pratik birimleri, tek bir çizginin veya bandın emisyonlarıyla belirlenir. Örneğin, auroraların yoğunluğu uluslararası parlaklık katsayıları (IBR'ler) tarafından belirlenir. yeşil çizginin yoğunluğuna göre (5577 Å); 1 kRl = I MKY, 10 kRl = II MKY, 100 kRl = III MKY, 1000 kRl = IV MKY (auroranın maksimum yoğunluğu). Bu sınıflandırma kırmızı auroralar için kullanılamaz. Dönemin (1957-1958) keşiflerinden biri, auroraların manyetik kutba göre kaydırılmış bir oval biçiminde uzay-zamansal dağılımının oluşturulmasıydı. Auroraların manyetik kutba göre dağılımının dairesel şekli hakkındaki basit fikirlerden yola çıkılarak, Manyetosferin modern fiziğine geçiş tamamlandı. Keşfin onuru O. Khorosheva'ya aittir ve aurora ovaline yönelik fikirlerin yoğun gelişimi G. Starkov, Y. Feldstein, S. I. Akasofu ve bir dizi başka araştırmacı tarafından gerçekleştirildi. Aurora ovali en yoğun etki alanını temsil eder güneş rüzgarı Dünyanın üst atmosferine. Auroranın yoğunluğu ovalde en fazladır ve dinamikleri uydular kullanılarak sürekli olarak izlenmektedir.

Kararlı kutup ışığı kırmızı yayları.

Sabit kutup ışığı kırmızı arkı, aksi takdirde orta enlem kırmızı yay denir veya M-yayı, doğudan batıya binlerce kilometre boyunca uzanan ve muhtemelen tüm Dünya'yı çevreleyen görsel altı (gözün hassasiyet sınırının altında) geniş bir yaydır. Yayın enlem uzunluğu 600 km'dir. Kararlı kutup ışığı kırmızı yayının emisyonu, l 6300 Å ve l 6364 Å kırmızı çizgilerinde neredeyse tek renklidir. Son zamanlarda zayıf emisyon hatları l 5577 Å (OI) ve l 4278 Å (N+2) da rapor edildi. Sürekli kırmızı yaylar aurora olarak sınıflandırılır, ancak çok daha yüksek rakımlarda görülürler. Alt sınır 300 km yükseklikte bulunur, üst sınır ise yaklaşık 700 km'dir. 1 6300 Å emisyonundaki sessiz kutup ışığı kırmızı yayının yoğunluğu 1 ila 10 kRl (tipik değer 6 kRl) arasında değişmektedir. Bu dalga boyunda gözün hassasiyet eşiği yaklaşık 10 kRl'dir, dolayısıyla yaylar görsel olarak nadiren gözlemlenir. Ancak gözlemler gecelerin %10'unda parlaklıklarının >50 kRL olduğunu göstermiştir. Yayların olağan ömrü yaklaşık bir gündür ve sonraki günlerde nadiren ortaya çıkarlar. Kalıcı kutup ışığı kırmızı yaylarını geçen uydulardan veya radyo kaynaklarından gelen radyo dalgaları, elektron yoğunluğu homojensizliklerinin varlığını gösteren sintilasyona maruz kalır. Teorik açıklama kırmızı yaylar bölgenin ısıtılmış elektronlarıdır Fİyonosfer oksijen atomlarının artmasına neden olur. Uydu gözlemleri alan çizgileri boyunca elektron sıcaklığında bir artış olduğunu gösteriyor jeomanyetik alan kalıcı kutup ışığı kırmızı yaylarıyla kesişen. Bu yayların yoğunluğu, jeomanyetik aktivite (fırtınalar) ile pozitif olarak ilişkilidir ve yayların oluşma sıklığı, güneş lekesi aktivitesi ile pozitif olarak ilişkilidir.

Aurora'yı değiştiriyorum.

Auroraların bazı biçimleri, yoğunluk bakımından yarı periyodik ve tutarlı zamansal değişimler yaşar. Yaklaşık olarak sabit geometriye sahip ve fazda meydana gelen hızlı periyodik değişimlere sahip bu auroralara, değişen auroralar adı verilmektedir. Auroralar olarak sınıflandırılırlar formlar R Uluslararası Aurora Atlası'na göre Değişen auroraların daha ayrıntılı bir alt bölümü:

R 1 (titreşimli aurora), aurora şekli boyunca parlaklıkta eşit faz değişiklikleri olan bir parıltıdır. Tanım gereği, ideal bir titreşimli aurorada, titreşimin uzaysal ve zamansal kısımları ayrılabilir; parlaklık BEN(r,t)= ben(R)· BT(T). Tipik bir aurorada R 0,01 ila 10 Hz arasında düşük yoğunluklu (1–2 kRl) bir frekansta 1 titreşim meydana gelir. Çoğu aurora R 1 – bunlar birkaç saniyelik aralıklarla titreşen noktalar veya yaylardır.

R 2 (ateşli aurora). Bu terim genellikle hareketleri ifade etmek için kullanılır. benzer diller gökyüzünü dolduran alevler ayrı bir form tarif etmemek lazım. Auroralar yay şeklindedir ve genellikle 100 km yükseklikten yukarıya doğru hareket ederler. Bu auroralar nispeten nadirdir ve auroranın dışında daha sık meydana gelir.

R 3 (parıldayan aurora). Bunlar, gökyüzünde titreşen alevler izlenimi veren, hızlı, düzensiz veya düzenli parlaklık değişimlerine sahip auroralardır. Aurora dağılmadan kısa bir süre önce ortaya çıkıyorlar. Tipik olarak gözlemlenen varyasyon sıklığı R 3, 10 ± 3 Hz'ye eşittir.

Titreşimli auroraların başka bir sınıfı için kullanılan akışlı aurora terimi, auroral yaylar ve çizgiler halinde hızla yatay olarak hareket eden parlaklıktaki düzensiz değişimleri ifade eder.

Değişen aurora, güneş ve manyetosferik kökenli parçacıkların çökelmesinin neden olduğu jeomanyetik alanın titreşimlerine ve auroral X-ışını radyasyonuna eşlik eden güneş-karasal olaylardan biridir.

Kutup başlığının parıltısı, birinci negatif sistem N + 2'nin (l 3914 Å) bandının yüksek yoğunluğu ile karakterize edilir. Tipik olarak, bu N + 2 bantları yeşil çizgi OI l 5577 Å'den beş kat daha yoğundur; kutup başlığı parıltısının mutlak yoğunluğu 0,1 ila 10 kRl (genellikle 1-3 kRl) arasında değişir. PCA periyotları sırasında ortaya çıkan bu auroralar sırasında, 30 ila 80 km arasındaki yüksekliklerde, 60° jeomanyetik enlemine kadar kutup başlığının tamamını tekdüze bir parıltı kaplar. Çoğunlukla 10-100 MeV enerjili güneş protonları ve d-parçacıkları tarafından üretilir ve bu yüksekliklerde maksimum iyonizasyon yaratır. Aurora bölgelerinde manto aurora adı verilen başka bir tür parıltı daha vardır. Bu tür kutup ışığı parıltısı için, sabah saatlerinde meydana gelen günlük maksimum yoğunluk 1-10 kRL'dir ve minimum yoğunluk beş kat daha zayıftır. Manto auroralarının gözlemleri çok azdır; yoğunlukları jeomanyetik ve güneş aktivitesine bağlıdır.

atmosferik parlaklık bir gezegenin atmosferi tarafından üretilen ve yayılan radyasyon olarak tanımlanır. Bu, aurora emisyonu, yıldırım deşarjı ve meteor izlerinin emisyonu hariç, atmosferin termal olmayan radyasyonudur. Bu terim dünyanın atmosferiyle (gece parlaması, alacakaranlık parıltısı ve gündüz aydınlığı) ilişkili olarak kullanılır. Atmosferdeki parıltı, atmosferde mevcut olan ışığın yalnızca bir kısmını oluşturur. Diğer kaynaklar arasında yıldız ışığı, burç ışığı ve Güneş'ten gelen gündüz dağınık ışığı bulunur. Bazen atmosferik parlaklık toplam ışık miktarının %40'ını oluşturabilir. Atmosferik ışıma, değişen yükseklik ve kalınlıktaki atmosferik katmanlarda meydana gelir. Atmosferdeki ışıma spektrumu 1000 Å ila 22,5 mikron arasındaki dalga boylarını kapsar. Atmosferdeki ışıltıdaki ana emisyon çizgisi l 5577 Å olup, 90-100 km yükseklikte, 30-40 km kalınlığında bir katmanda ortaya çıkar. Lüminesansın ortaya çıkışı, oksijen atomlarının rekombinasyonuna dayanan Chapman mekanizmasından kaynaklanmaktadır. Diğer emisyon çizgileri l 6300 Å olup, O + 2 ve emisyon NI l 5198/5201 Å ve NI l 5890/5896 Å'nin dissosiyatif rekombinasyonu durumunda ortaya çıkar.

Hava parıltısının yoğunluğu Rayleigh cinsinden ölçülür. Parlaklık (Rayleigh cinsinden) 4 rv'ye eşittir; burada b, 10 6 foton/(cm2 ster·s) cinsinden yayan katmanın açısal yüzey parlaklığıdır. Parıltının yoğunluğu enleme bağlıdır (farklı emisyonlar için farklıdır) ve ayrıca gün boyunca maksimum gece yarısına yakın olacak şekilde değişir. L 5577 Å emisyonundaki atmosferik parıltı için sayıyla pozitif bir korelasyon kaydedildi. güneş lekeleri Uydu deneyleri sırasında atmosferik parıltı 10,7 cm dalga boyunda güneş ışınımının akışı gözlemlenir. Uzaydan bakıldığında Dünya'nın etrafında bir ışık halkası olarak görünür ve yeşilimsi bir renge sahiptir.

Ozonosfer.

20–25 km rakımlarda, yaklaşık 10 rakımlarda güneş ultraviyole radyasyonunun etkisi altında ortaya çıkan, önemsiz miktarda ozon O3'ün maksimum konsantrasyonuna ulaşılır (oksijen içeriğinin 2x10 –7'sine kadar!) 50 km'ye kadar, gezegeni iyonlaştırıcı güneş radyasyonundan koruyor. Ozon molekülleri son derece az sayıda olmasına rağmen, Dünya'daki tüm yaşamı Güneş'ten gelen kısa dalga (ultraviyole ve x-ışını) radyasyonunun zararlı etkilerinden korurlar. Tüm molekülleri atmosferin tabanına bırakırsanız, kalınlığı 3-4 mm'yi geçmeyen bir katman elde edersiniz! 100 km'nin üzerindeki rakımlarda hafif gazların oranı artar ve çok yüksek rakımlarda helyum ve hidrojen baskındır; birçok molekül ayrışır bireysel atomlar Güneş'ten gelen sert radyasyonun etkisi altında iyonize olan iyonosferi oluşturur. Dünya atmosferindeki havanın basıncı ve yoğunluğu yükseklikle azalır. Sıcaklık dağılımına bağlı olarak Dünya'nın atmosferi troposfer, stratosfer, mezosfer, termosfer ve ekzosfere ayrılır. .

20-25 km yükseklikte ozon tabakası. Ozon, Güneş'ten gelen dalga boyları 0,1-0,2 mikrondan daha kısa olan ultraviyole radyasyonu emerken oksijen moleküllerinin parçalanması nedeniyle oluşur. Serbest oksijen, O2 molekülleriyle birleşerek 0,29 mikrondan kısa tüm ultraviyole radyasyonu hırsla emen ozon O3'ü oluşturur. O3 ozon molekülleri kısa dalga radyasyonu ile kolayca yok edilir. Bu nedenle, ozon tabakası, seyrekleşmesine rağmen, Güneş'in daha yüksek ve daha şeffaf atmosferik katmanlardan geçen ultraviyole ışınımını etkili bir şekilde emer. Bu sayede yeryüzündeki canlılar zararlı etkilerden korunmaktadır. ultraviyole ışık Güneş.

İyonosfer.

Güneşten gelen radyasyon atmosferdeki atomları ve molekülleri iyonize eder. İyonlaşma derecesi 60 kilometre yükseklikte zaten önemli hale gelir ve Dünya'dan uzaklaştıkça giderek artar. Açık çeşitli yükseklikler atmosferde, çeşitli moleküllerin ayrışması ve ardından iyonizasyon süreçleri sırayla gerçekleşir farklı atomlar ve iyonlar. Bunlar esas olarak oksijen O2, nitrojen N2 molekülleri ve bunların atomlarıdır. Bu süreçlerin yoğunluğuna bağlı olarak atmosferin 60 kilometrenin üzerinde yer alan çeşitli katmanlarına iyonosferik katmanlar adı verilmektedir. , ve onların bütünlüğü iyonosferdir . İyonizasyonu önemsiz olan alt katmana nötrosfer denir.

İyonosferdeki yüklü parçacıkların maksimum konsantrasyonuna 300-400 km yükseklikte ulaşılır.

İyonosfer çalışmasının tarihi.

Üst atmosferde iletken bir tabakanın varlığına ilişkin hipotez, 1878 yılında İngiliz bilim adamı Stuart tarafından jeomanyetik alanın özelliklerini açıklamak amacıyla ortaya atılmıştır. Daha sonra 1902'de ABD'de Kennedy ve İngiltere'de Heaviside birbirlerinden bağımsız olarak radyo dalgalarının uzun mesafelerdeki yayılımını açıklamak için atmosferin yüksek katmanlarında yüksek iletkenliğe sahip bölgelerin varlığını varsaymanın gerekli olduğunu belirttiler. 1923 yılında akademisyen M.V. Shuleikin, çeşitli frekanslardaki radyo dalgalarının yayılma özelliklerini göz önünde bulundurarak iyonosferde en az iki yansıtıcı katman olduğu sonucuna vardı. Daha sonra 1925 yılında İngiliz araştırmacılar Appleton ve Barnett ile Breit ve Tuve, radyo dalgalarını yansıtan bölgelerin varlığını ilk kez deneysel olarak kanıtladılar ve sistematik çalışmalarının temelini attılar. O zamandan bu yana, radyo dalgalarının yansımasını ve soğurulmasını belirleyen bir dizi jeofizik olayda önemli rol oynayan ve pratik açıdan çok önemli olan, genel olarak iyonosfer olarak adlandırılan bu katmanların özellikleri üzerine sistematik bir çalışma yürütülmektedir. özellikle güvenilir radyo iletişimlerinin sağlanması amacıyla.

1930'larda başladılar sistematik gözlemler iyonosferin durumu. Ülkemizde M.A. Bonch-Bruevich'in girişimiyle nabız ölçümü için tesisler oluşturuldu. Birçoğu incelendi genel özellikler iyonosfer, ana katmanlarının yükseklikleri ve elektron konsantrasyonu.

60-70 km yüksekliklerde D katmanı, 100-120 km yüksekliklerde ise D katmanı gözlenir. e, rakımlarda, 180–300 km rakımlarda çift katmanlı F 1 ve F 2. Bu katmanların ana parametreleri Tablo 4'te verilmiştir.

Ortalama değerler günün saatine ve mevsimlere bağlı olarak farklı enlemlerde değişiklik gösterdiği için verilmiştir. Bu tür veriler, uzun mesafeli radyo iletişimini sağlamak için gereklidir. Çeşitli kısa dalga radyo bağlantıları için çalışma frekanslarının seçiminde kullanılırlar. İyonosferin durumuna bağlı olarak günün farklı saatlerinde ve farklı mevsimlerde meydana gelen değişikliklerin bilgisi, radyo iletişiminin güvenilirliğini sağlamak için son derece önemlidir. İyonosfer, yaklaşık 60 km yükseklikten başlayarak onbinlerce km yüksekliğe kadar uzanan, dünya atmosferinin iyonize katmanlarının bir koleksiyonudur. Dünya atmosferinin iyonlaşmasının ana kaynağı ultraviyole ve x-ışını radyasyonu Güneş, esas olarak güneş kromosferi ve koronadan doğar. Ek olarak, üst atmosferin iyonlaşma derecesi, güneş patlamaları sırasında meydana gelen güneş parçacık akımlarının yanı sıra kozmik ışınlar ve meteor parçacıklarından da etkilenir.

İyonosferik katmanlar

- bunlar atmosferdeki alanlardır maksimum değerler serbest elektronların konsantrasyonu (yani birim hacim başına sayıları). Atmosfer gazlarının atomlarının iyonlaşmasından kaynaklanan, radyo dalgalarıyla (yani elektromanyetik salınımlar) etkileşime giren elektrik yüklü serbest elektronlar ve (daha az ölçüde daha az hareketli iyonlar), yönlerini değiştirebilir, onları yansıtabilir veya kırabilir ve enerjilerini emebilir. . Bunun sonucunda, uzaktaki radyo istasyonlarını alırken çeşitli etkiler ortaya çıkabilir; örneğin radyo iletişimlerinin zayıflaması, uzak istasyonların duyulabilirliğinin artması, elektrik kesintileri vesaire. fenomen.

Araştırma yöntemleri.

İyonosferi Dünya'dan incelemenin klasik yöntemleri, darbe sondajına kadar iner - radyo darbeleri göndermek ve bunların iyonosferin çeşitli katmanlarından yansımalarını gözlemlemek, gecikme süresini ölçmek ve yansıyan sinyallerin yoğunluğunu ve şeklini incelemek. Çeşitli frekanslarda radyo darbelerinin yansıma yüksekliklerini ölçerek, çeşitli alanların kritik frekanslarını belirleyerek (kritik frekans, iyonosferin belirli bir bölgesinin şeffaf hale geldiği radyo darbesinin taşıyıcı frekansıdır), belirlemek mümkündür. katmanlardaki elektron konsantrasyonunun değerini ve belirli frekanslar için etkin yükseklikleri belirleyin ve belirli radyo yolları için en uygun frekansları seçin. Gelişim ile roket teknolojisi ve başlangıcıyla uzay çağı yapay Dünya uyduları (AES) ve diğer uzay araçları sayesinde Dünya'ya yakın parametrelerin doğrudan ölçülmesi mümkün hale geldi uzay plazması alt kısmı iyonosferdir.

Özel olarak fırlatılan roketlerde ve uydu uçuş yolları boyunca gerçekleştirilen elektron konsantrasyonu ölçümleri, iyonosferin yapısı hakkında daha önce yer tabanlı yöntemlerle elde edilen doğrulanmış ve netleştirilmiş veriler, elektron konsantrasyonunun Dünyanın çeşitli bölgeleri üzerindeki yükseklik ile dağılımı ve ana maksimumun üzerinde elektron konsantrasyonu değerleri elde etmeyi mümkün kıldı - katman F. Daha önce, yansıyan kısa dalga radyo darbelerinin gözlemlerine dayanan sondaj yöntemleri kullanılarak bunu yapmak imkansızdı. Dünyanın bazı bölgelerinde elektron konsantrasyonunun azaldığı, düzenli "iyonosferik rüzgarların" olduğu ve kendine özgü oldukça kararlı alanların olduğu keşfedildi. dalga süreçleri, yerel iyonosferik rahatsızlıkları başlatıldıkları yerden binlerce kilometre uzağa aktarmak ve çok daha fazlası. Özellikle son derece hassas alıcı cihazların oluşturulması, iyonosferik darbe sondaj istasyonlarında iyonosferin en alt bölgelerinden (kısmi yansıma istasyonları) kısmen yansıyan darbe sinyallerinin alınmasını mümkün kılmıştır. Metre ve desimetre dalga boyu aralıklarında güçlü darbeli kurulumların kullanılması ve yayılan enerjinin yüksek konsantrasyonuna izin veren antenlerin kullanılması, iyonosfer tarafından çeşitli yüksekliklerde saçılan sinyallerin gözlemlenmesini mümkün kılmıştır. İyonosferik plazmanın elektronları ve iyonları tarafından tutarsız bir şekilde saçılan bu sinyallerin spektrumlarının özelliklerinin incelenmesi (bunun için radyo dalgalarının tutarsız saçılma istasyonları kullanıldı), elektronların ve iyonların konsantrasyonunu, eşdeğerlerini belirlemeyi mümkün kıldı Birkaç bin kilometreye kadar çeşitli yüksekliklerde sıcaklık. İyonosferin kullanılan frekanslara göre oldukça şeffaf olduğu ortaya çıktı.

Konsantrasyon elektrik ücretleri(elektron konsantrasyonu iyon konsantrasyonuna eşittir) 300 km yükseklikte dünyanın iyonosferinde gün içerisinde yaklaşık 10 6 cm –3 civarındadır. Bu yoğunluktaki plazma, uzunluğu 20 m'den fazla olan radyo dalgalarını yansıtır ve daha kısa olanları iletir.

Gündüz ve gece koşulları için iyonosferdeki elektron konsantrasyonunun tipik dikey dağılımı.

İyonosferde radyo dalgalarının yayılması.

Uzun mesafeli yayın istasyonlarının istikrarlı alımı, kullanılan frekansların yanı sıra günün saatine, mevsime ve ayrıca güneş aktivitesine bağlıdır. Güneş aktivitesi iyonosferin durumunu önemli ölçüde etkiler. Bir yer istasyonu tarafından yayılan radyo dalgaları, her türlü radyo dalgaları gibi düz bir çizgide hareket eder. elektromanyetik titreşimler. Bununla birlikte, hem Dünya'nın yüzeyinin hem de atmosferinin iyonize katmanlarının, aynaların ışık üzerindeki etkisi gibi, büyük bir kapasitörün plakaları olarak görev yaptığı dikkate alınmalıdır. Onlardan yansıyan radyo dalgaları binlerce kilometre yol kat edebilir, yüzlerce ve binlerce kilometrelik büyük sıçramalarla dünyayı çevreleyebilir, dönüşümlü olarak iyonize gaz katmanından ve Dünya veya su yüzeyinden yansabilir.

Geçen yüzyılın 20'li yıllarında, 200 m'den kısa radyo dalgalarının, güçlü emilim nedeniyle genellikle uzun mesafeli iletişim için uygun olmadığına inanılıyordu. Atlantik boyunca Avrupa ile Amerika arasında kısa dalgaların uzun mesafeli alımına ilişkin ilk deneyler İngiliz fizikçi Oliver Heaviside ve Amerikalı elektrik mühendisi Arthur Kennelly tarafından gerçekleştirildi. Birbirlerinden bağımsız olarak, Dünya'nın çevresinde bir yerlerde radyo dalgalarını yansıtabilen iyonize bir atmosfer katmanının bulunduğunu öne sürdüler. Buna Heaviside-Kennelly katmanı ve ardından iyonosfer adı verildi.

Modern kavramlara göre iyonosfer, negatif yüklü serbest elektronlardan ve pozitif yüklü iyonlardan, esas olarak moleküler oksijen O + ve nitrik oksit NO +'dan oluşur. İyonlar ve elektronlar, moleküllerin ayrışması ve nötr gaz atomlarının güneş X ışınları ve ultraviyole radyasyonla iyonlaşması sonucu oluşur. Bir atomu iyonize etmek için, iyonosfer için ana kaynağı ultraviyole, x-ışını ve Güneş'ten gelen korpüsküler radyasyon olan iyonizasyon enerjisini ona vermek gerekir.

Dünyanın gaz kabuğu Güneş tarafından aydınlatılırken, içinde sürekli olarak daha fazla elektron oluşur, ancak aynı zamanda elektronların bir kısmı iyonlarla çarpışarak yeniden birleşerek tekrar nötr parçacıklar oluşturur. Gün batımından sonra yeni elektronların oluşumu neredeyse durur ve serbest elektronların sayısı azalmaya başlar. İyonosferde ne kadar çok serbest elektron varsa, dalgalar o kadar iyi yansıtılır yüksek frekans. Elektron konsantrasyonunun azalmasıyla radyo dalgalarının geçişi yalnızca düşük frekans aralıklarında mümkündür. Bu nedenle geceleri, kural olarak, yalnızca 75, 49, 41 ve 31 m aralığındaki uzak istasyonların alınması mümkündür. Elektronlar iyonosferde eşit olmayan bir şekilde dağılmıştır. 50 ila 400 km arasındaki yüksekliklerde, elektron konsantrasyonunun arttığı birkaç katman veya bölge vardır. Bu alanlar sorunsuz bir şekilde birbirine geçiş yapar ve HF radyo dalgalarının yayılması üzerinde farklı etkilere sahiptir. İyonosferin üst katmanı harfle gösterilir F. Burada en yüksek iyonlaşma derecesi vardır (yüklü parçacıkların oranı yaklaşık 10 –4'tür). Dünya yüzeyinden 150 km'den daha yüksek bir yükseklikte bulunur ve yüksek frekanslı HF radyo dalgalarının uzun mesafeli yayılmasında ana yansıtıcı rolü oynar. Yaz aylarında F bölgesi iki katmana ayrılır: F 1 ve F 2. F1 katmanı 200 ila 250 km arasındaki yükseklikleri işgal edebilir ve katman F 2, 300-400 km rakım aralığında “yüzüyor” gibi görünüyor. Genellikle katman F 2 katmandan çok daha güçlü iyonize edilir F 1. Gece katmanı F 1 kaybolur ve katman F 2 kalır ve yavaş yavaş iyonizasyon derecesinin %60'ını kaybeder. F katmanının altında 90 ila 150 km arasındaki rakımlarda bir katman vardır e iyonizasyonu Güneş'ten gelen yumuşak X-ışını radyasyonunun etkisi altında meydana gelir. E katmanının iyonlaşma derecesi, E katmanınınkinden daha düşüktür. F, gün boyunca, 31 ve 25 m'lik düşük frekanslı HF aralıklarındaki istasyonların alımı, sinyaller katmandan yansıtıldığında meydana gelir e. Tipik olarak bunlar 1000-1500 km uzaklıkta bulunan istasyonlardır. Geceleri katmanda eİyonizasyon keskin bir şekilde azalıyor, ancak şu anda bile 41, 49 ve 75 m aralıklarındaki istasyonlardan sinyallerin alınmasında önemli bir rol oynamaya devam ediyor.

16, 13 ve 11 m'lik yüksek frekanslı HF aralıklarının sinyallerini almak için büyük ilgi çekenler, bölgede ortaya çıkanlardır. e oldukça artan iyonlaşma katmanları (bulutlar). Bu bulutların alanı birkaç kilometrekareden yüzlerce kilometre kareye kadar değişebilir. İyonizasyonun arttığı bu katmana sporadik katman adı verilir. e ve belirlenmiş Es. Es bulutları rüzgarın etkisi altında iyonosferde hareket edebilir ve 250 km/saat hıza ulaşabilir. Yaz aylarında orta enlemlerde gündüz saatlerinde Es bulutları nedeniyle radyo dalgalarının kaynağı ayda 15-20 gün meydana gelir. Ekvator yakınında neredeyse her zaman mevcuttur ve yüksek enlemlerde genellikle geceleri ortaya çıkar. Bazen güneş aktivitesinin düşük olduğu yıllarda, yüksek frekanslı HF bantlarında iletim olmadığında, 16, 13 ve 11 m bantlarında birdenbire iyi ses seviyesine sahip uzak istasyonlar belirir ve bunların sinyalleri Es'ten birçok kez yansıtılır.

İyonosferin en alt bölgesi bölgedir D 50 ila 90 km arasındaki rakımlarda bulunur. Burada nispeten az sayıda serbest elektron var. Bölgeden D Uzun ve orta dalgalar iyi yansıtılır ve düşük frekanslı HF istasyonlarından gelen sinyaller güçlü bir şekilde emilir. Gün batımından sonra iyonlaşma çok hızlı bir şekilde kaybolur ve sinyalleri katmanlardan yansıyan 41, 49 ve 75 m aralığındaki uzak istasyonların alınması mümkün hale gelir. F 2 ve e. İyonosferin bireysel katmanları, HF radyo sinyallerinin yayılmasında önemli bir rol oynar. Radyo dalgaları üzerindeki etki esas olarak iyonosferdeki serbest elektronların varlığından kaynaklanmaktadır, ancak radyo dalgası yayılma mekanizması büyük iyonların varlığıyla ilişkilidir. İkincisi, nötr atomlardan ve moleküllerden daha aktif oldukları için atmosferin kimyasal özelliklerini incelerken de ilgi çekicidir. Kimyasal reaksiyonlarİyonosferde akan enerji ve elektrik dengesinde önemli bir rol oynar.

Normal iyonosfer. Jeofizik roketler ve uydular kullanılarak yapılan gözlemler, atmosferin iyonlaşmasının geniş bir yelpazedeki güneş ışınımının etkisi altında meydana geldiğini gösteren çok sayıda yeni bilgi sağlamıştır. Ana kısmı (% 90'dan fazla) spektrumun görünür kısmında yoğunlaşmıştır. Mor ışık ışınlarına göre daha kısa dalga boyuna ve daha yüksek enerjiye sahip olan morötesi ışınım, Güneş'in iç atmosferindeki (kromosfer) hidrojen tarafından yayılır; daha da yüksek enerjiye sahip olan X-ışınları ise Güneş'in dış kabuğundaki gazlar tarafından yayılır. (korona).

İyonosferin normal (ortalama) durumu sabittir güçlü radyasyon. Dünyanın günlük dönüşü ve geliş açısındaki mevsimsel farklılıkların etkisiyle normal iyonosferde düzenli değişiklikler meydana gelir. güneş ışınlarıöğle saatlerinde ancak iyonosferin durumunda öngörülemeyen ve ani değişiklikler de meydana gelir.

İyonosferdeki bozukluklar.

Bilindiği gibi Güneş'te her 11 yılda bir maksimuma ulaşan güçlü, döngüsel olarak tekrarlanan aktivite tezahürleri meydana gelir. Uluslararası Jeofizik Yılı (IGY) programı kapsamındaki gözlemler, tüm sistematik meteorolojik gözlemler dönemi boyunca en yüksek güneş aktivitesi dönemine denk geldi; 18. yüzyılın başından itibaren. Dönemler boyunca yüksek aktivite Güneş'teki bazı alanların parlaklığı birkaç kat artar ve ultraviyole ve X-ışını radyasyonunun gücü keskin bir şekilde artar. Bu tür olaylara güneş patlamaları denir. Birkaç dakikadan bir ila iki saate kadar sürerler. Parlama sırasında güneş plazması (çoğunlukla protonlar ve elektronlar) patlar ve temel parçacıklar uzaya fırlar. Bu tür patlamalar sırasında Güneş'ten gelen elektromanyetik ve parçacık radyasyonu, Dünya atmosferi üzerinde güçlü bir etkiye sahiptir.

İlk tepki parlamadan 8 dakika sonra, yoğun ultraviyole ve X-ışını radyasyonu Dünya'ya ulaştığında gözlemleniyor. Sonuç olarak iyonizasyon keskin bir şekilde artar; X ışınları atmosferden iyonosferin alt sınırına kadar nüfuz eder; bu katmanlardaki elektronların sayısı o kadar artar ki radyo sinyalleri neredeyse tamamen emilir (“söner”). Radyasyonun ilave emilimi gazın ısınmasına neden olur ve bu da rüzgarların oluşmasına katkıda bulunur. İyonize gaz elektrik iletkeni Dünyanın manyetik alanı içerisinde hareket ettiğinde dinamo etkisi oluşur ve bir elektrik akımı oluşur. Bu tür akımlar, manyetik alanda gözle görülür bozulmalara neden olabilir ve kendilerini manyetik fırtınalar şeklinde gösterebilir.

Üst atmosferin yapısı ve dinamiği, termodinamik anlamda iyonizasyon ve ayrışma ile ilişkili denge dışı süreçler tarafından önemli ölçüde belirlenir. güneş radyasyonu, kimyasal süreçler, moleküllerin ve atomların uyarılması, devre dışı bırakılması, çarpışma ve diğer temel süreçler. Bu durumda yoğunluk azaldıkça dengesizliğin derecesi yükseklikle artar. 500-1000 km ve genellikle daha yüksek rakımlara kadar, üst atmosferin birçok özelliği için dengesizlik derecesi oldukça küçüktür, bu da onu tanımlamak için kimyasal reaksiyonları hesaba katarak klasik ve hidromanyetik hidrodinamiklerin kullanılmasını mümkün kılar.

Ekzosfer, hafif, hızlı hareket eden hidrojen atomlarının uzaya kaçabileceği, birkaç yüz kilometrelik yüksekliklerden başlayan, Dünya atmosferinin dış katmanıdır.

Edward Kononoviç

Edebiyat:

Pudovkin M.I. Güneş Fiziğinin Temelleri. St.Petersburg, 2001
Eris Chaisson, Steve McMillan Bugün astronomi. Prentice-Hall, Inc. Yukarı Saddle Nehri, 2002
İnternetteki materyaller: http://ciencia.nasa.gov/