meteoroid(badan meteor) - benda angkasa berukuran menengah antara debu antarplanet dan asteroid.
Di sini kita perlu memahami sedikit terminologi. Terbang dengan kecepatan tinggi ke atmosfer bumi, karena gesekan, ia memanas dan terbakar, berubah menjadi cahaya bercahaya. meteor, atau bola api, yang dapat dilihat sebagai bintang jatuh. Jejak meteoroid yang terlihat memasuki atmosfer bumi disebut meteor, dan meteoroid yang jatuh ke permukaan bumi - meteorit.
Tata surya penuh dengan puing-puing ruang kecil ini, yang disebut meteoroid. Bisa berupa partikel debu dari komet, bongkahan batu besar, atau bahkan pecahan asteroid yang pecah.
Menurut definisi resmi Organisasi Meteor Internasional (IMO), meteoroid adalah benda padat yang bergerak di ruang antarplanet, ukurannya signifikan lebih kecil dari asteroid tapi jauh lebih besar dari atom. British Royal Astronomical Society mengajukan formulasi lain, yang menurutnya meteoroid adalah benda dengan diameter 100 mikron hingga 10 m.
bukan objek, tapi fenomena, yaitu jejak meteoroid yang bersinar. Terlepas dari apakah ia terbang keluar dari atmosfer kembali ke luar angkasa, apakah ia terbakar di atmosfer atau jatuh ke Bumi sebagai meteorit, fenomena ini disebut meteor.
Ciri khas meteor, selain massa dan ukurannya, adalah kecepatannya, tinggi penyalaan, panjang lintasan (jalur yang terlihat), kecerahan pancaran, dan komposisi kimia (mempengaruhi warna pembakaran).
Meteor sering mengelompok menjadi hujan meteor- massa meteor yang konstan yang muncul pada waktu tertentu dalam setahun, di sisi langit tertentu. Hujan meteor Leonid, Quadrantids, dan Perseid diketahui. Semua hujan meteor dihasilkan oleh komet sebagai hasil penghancuran selama proses pencairan selama perjalanan bagian dalam tata surya.
Jejak meteor biasanya menghilang dalam hitungan detik, tetapi kadang-kadang dapat bertahan selama beberapa menit dan bergerak di bawah pengaruh angin pada ketinggian meteor. Terkadang Bumi melintasi orbit meteoroid. Kemudian, melewati atmosfer bumi dan memanas, mereka menyala dengan garis-garis cahaya terang, yang disebut meteor, atau bintang jatuh.
Pada malam yang cerah, Anda dapat melihat beberapa meteor dalam satu jam. Dan ketika Bumi melewati aliran partikel debu yang ditinggalkan oleh komet yang lewat, puluhan meteor dapat terlihat setiap jam.
Potongan meteoroid yang bertahan setelah melewati atmosfer sebagai meteor dan jatuh ke tanah dalam bentuk batu hangus kadang-kadang ditemukan. Mereka biasanya berwarna gelap dan sangat berat. Terkadang mereka terlihat berkarat. Kebetulan meteorit menembus atap rumah atau jatuh di dekat rumah. Tetapi bahaya tertabrak meteorit bagi seseorang dapat diabaikan. Satu-satunya kasus meteorit yang terdokumentasi mengenai seseorang terjadi pada 30 November 1954 di negara bagian Alabama. Sebuah meteorit seberat sekitar 4 kg menerobos atap rumah dan memantulkan Anna Elizabeth Hodges di lengan dan paha. Wanita itu menerima memar.
Selain metode visual dan fotografi untuk mempelajari meteor, metode elektron-optik, spektrometri, dan terutama radar baru-baru ini dikembangkan, berdasarkan sifat jejak meteor untuk menyebarkan gelombang radio. Radio meteor terdengar dan studi pergerakan jejak meteor memberikan informasi penting tentang keadaan dan dinamika atmosfer pada ketinggian sekitar 100 km. Dimungkinkan untuk membuat saluran radio meteor.
Tubuh asal kosmik yang jatuh ke permukaan benda langit besar.
Kebanyakan meteorit yang ditemukan memiliki berat beberapa gram hingga beberapa kilogram. Meteorit terbesar yang pernah ditemukan Goba(berat sekitar 60 ton). Dipercayai bahwa 5-6 ton meteorit jatuh di Bumi per hari, atau 2 ribu ton per tahun.
Akademi Ilmu Pengetahuan Rusia sekarang memiliki komite khusus yang mengelola pengumpulan, studi, dan penyimpanan meteorit. Panitia memiliki koleksi meteorit yang banyak.
Di lokasi jatuhnya meteorit besar, kawah(astroblema). Salah satu kawah paling terkenal di dunia - Arizona. Diasumsikan bahwa kawah meteorit terbesar di Bumi - Kawah Wilkes Land di Antartika(diameter sekitar 500 km).
Bagaimana ini terjadi?
Sebuah meteor memasuki atmosfer bumi dengan kecepatan 11 hingga 72 km/s. Pada kecepatan ini, ia mulai memanas dan bersinar. atas biaya ablasi(terbakar dan dihembuskan oleh aliran partikel zat benda meteorik yang mendekat), massa benda yang mencapai permukaan mungkin lebih kecil, dan dalam beberapa kasus jauh lebih kecil daripada massanya di pintu masuk ke atmosfer. Misalnya, sebuah benda kecil yang memasuki atmosfer bumi dengan kecepatan 25 km/s atau lebih terbakar hampir seluruhnya. Pada kecepatan masuk ke atmosfer seperti itu, dari puluhan dan ratusan ton massa awal, hanya beberapa kilogram atau bahkan gram materi yang mencapai permukaan. Jejak pembakaran meteoroid di atmosfer dapat ditemukan di hampir seluruh lintasan jatuhnya.
Jika tubuh meteor tidak terbakar di atmosfer, maka saat melambat, ia kehilangan komponen kecepatan horizontal. Ini mengarah pada perubahan lintasan jatuh. Saat meteorit melambat, cahaya meteorit jatuh, ia mendingin (sering kali ditunjukkan bahwa meteorit itu hangat, bukan panas, selama musim gugur).
Selain itu, penghancuran meteoroid menjadi fragmen dapat terjadi, yang mengarah ke hujan meteor.
Meteorit besar ditemukan di Rusia
Meteorit Tunguska(saat ini tidak jelas secara pasti asal meteorit dari fenomena Tunguska). Jatuh 30 Juni 1908 di lembah Sungai Tunguska Podkamennaya di Siberia. Total energi diperkirakan 40-50 megaton TNT.
Meteorit Tsarevsky(Hujan meteor). Jatuh 6 Desember 1922 di dekat desa Tsarev, wilayah Volgograd. Ini adalah meteorit batu. Massa total fragmen yang dikumpulkan adalah 1,6 ton di atas area sekitar 15 meter persegi. km. Berat pecahan terbesar yang jatuh adalah 284 kg.
Meteorit Sikhote-Alin(massa total fragmen adalah 30 ton, energinya diperkirakan 20 kiloton). Itu adalah meteorit besi. Jatuh di taiga Ussuri pada 12 Februari 1947.
Vitim bola api. Jatuh di dekat desa Mama dan Vitimsky, distrik Mamsko-Chuysky, wilayah Irkutsk, pada malam 24-25 September 2002. Energi total ledakan meteorit, tampaknya, relatif kecil (200 ton TNT, dengan awal energi 2,3 kiloton), massa maksimum awal (sebelum pembakaran di atmosfer) adalah 160 ton, dan massa akhir fragmen adalah sekitar beberapa ratus kilogram.
Meskipun meteorit sering jatuh ke Bumi, penemuan meteorit adalah kejadian yang agak langka. Laboratorium meteoritik melaporkan, ”Secara total, hanya 125 meteorit yang ditemukan di wilayah Federasi Rusia dalam 250 tahun.”
Atmosfer mulai terbentuk seiring dengan terbentuknya Bumi. Dalam perjalanan evolusi planet dan ketika parameternya mendekati nilai-nilai modern, ada perubahan kualitatif mendasar dalam komposisi kimia dan sifat fisiknya. Menurut model evolusi, pada tahap awal, Bumi berada dalam keadaan cair dan terbentuk sebagai benda padat sekitar 4,5 miliar tahun yang lalu. Tonggak sejarah ini diambil sebagai awal dari kronologi geologi. Sejak saat itu, evolusi atmosfer yang lambat dimulai. Beberapa proses geologi (misalnya, pencurahan lava selama letusan gunung berapi) disertai dengan pelepasan gas dari perut bumi. Mereka termasuk nitrogen, amonia, metana, uap air, CO2 oksida dan CO2 karbon dioksida. Di bawah pengaruh radiasi ultraviolet matahari, uap air terurai menjadi hidrogen dan oksigen, tetapi oksigen yang dilepaskan bereaksi dengan karbon monoksida, membentuk karbon dioksida. Amonia terurai menjadi nitrogen dan hidrogen. Hidrogen, dalam proses difusi, naik dan meninggalkan atmosfer, sedangkan nitrogen yang lebih berat tidak dapat lepas dan berangsur-angsur terakumulasi, menjadi komponen utama, meskipun sebagian terikat menjadi molekul sebagai akibat dari reaksi kimia ( cm. KIMIA SUASANA). Di bawah pengaruh sinar ultraviolet dan pelepasan listrik, campuran gas yang ada di atmosfer asli Bumi mengalami reaksi kimia, akibatnya zat organik, khususnya asam amino, terbentuk. Dengan munculnya tumbuhan primitif, proses fotosintesis dimulai, disertai dengan pelepasan oksigen. Gas ini, terutama setelah difusi ke atmosfer atas, mulai melindungi lapisan bawahnya dan permukaan bumi dari radiasi ultraviolet dan sinar-X yang mengancam jiwa. Menurut perkiraan teoretis, kandungan oksigen yang 25.000 kali lebih sedikit dari sekarang, sudah dapat mengarah pada pembentukan lapisan ozon yang hanya setengahnya dari sekarang. Namun, ini sudah cukup untuk memberikan perlindungan yang sangat signifikan bagi organisme dari efek merusak sinar ultraviolet.
Sangat mungkin bahwa atmosfer utama mengandung banyak karbon dioksida. Itu dikonsumsi selama fotosintesis, dan konsentrasinya pasti menurun saat dunia tumbuhan berevolusi, dan juga karena penyerapan selama beberapa proses geologis. Sejauh efek rumah kaca Terkait dengan keberadaan karbon dioksida di atmosfer, fluktuasi konsentrasinya adalah salah satu penyebab penting dari perubahan iklim skala besar dalam sejarah Bumi, seperti zaman es.
Helium yang ada di atmosfer modern sebagian besar merupakan produk peluruhan radioaktif uranium, torium, dan radium. Unsur-unsur radioaktif ini memancarkan partikel-a, yang merupakan inti atom helium. Karena muatan listrik tidak terbentuk dan tidak hilang selama peluruhan radioaktif, dengan pembentukan setiap partikel-a, dua elektron muncul, yang bergabung kembali dengan partikel-a, membentuk atom helium netral. Unsur radioaktif terkandung dalam mineral yang tersebar di ketebalan batuan, sehingga sebagian besar helium yang terbentuk akibat peluruhan radioaktif disimpan di dalamnya, menguap sangat lambat ke atmosfer. Sejumlah tertentu helium naik ke eksosfer karena difusi, tetapi karena masuknya konstan dari permukaan bumi, volume gas ini di atmosfer tetap hampir tidak berubah. Berdasarkan analisis spektral cahaya bintang dan studi meteorit, adalah mungkin untuk memperkirakan kelimpahan relatif berbagai unsur kimia di alam semesta. Konsentrasi neon di ruang angkasa sekitar sepuluh miliar kali lebih tinggi daripada di Bumi, kripton - sepuluh juta kali, dan xenon - satu juta kali. Dari sini dapat disimpulkan bahwa konsentrasi gas-gas inert ini, yang tampaknya awalnya ada di atmosfer bumi dan tidak terisi kembali dalam proses reaksi kimia, sangat menurun, bahkan mungkin pada tahap hilangnya atmosfer utama bumi. Pengecualian adalah argon gas inert, karena masih terbentuk dalam bentuk isotop 40 Ar dalam proses peluruhan radioaktif dari isotop kalium.
Distribusi tekanan barometrik.
Berat total gas atmosfer kira-kira 4,5 10 15 ton Jadi, "berat" atmosfer per satuan luas, atau tekanan atmosfer, kira-kira 11 t / m 2 = 1,1 kg / cm 2 di permukaan laut. Tekanan sama dengan P 0 \u003d 1033,23 g / cm 2 \u003d 1013,250 mbar \u003d 760 mm Hg. Seni. = 1 atm, diambil sebagai tekanan atmosfer rata-rata standar. Untuk atmosfer dalam kesetimbangan hidrostatik, kita memiliki: d P= -rgd h, yang berarti bahwa pada interval ketinggian dari h sebelum h+d h terjadi kesetaraan antara perubahan tekanan atmosfer d P dan berat elemen atmosfer yang sesuai dengan satuan luas, kerapatan r dan ketebalan d h. Sebagai perbandingan antara tekanan R dan suhu T persamaan keadaan gas ideal dengan densitas r, yang cukup dapat diterapkan untuk atmosfer bumi, digunakan: P= r R T/m, di mana m adalah berat molekul, dan R = 8,3 J/(K mol) adalah konstanta gas universal. Lalu dlog P= – (m g/RT)d h= -bd h= – d h/H, di mana gradien tekanan dalam skala logaritmik. Kebalikan dari H disebut skala ketinggian atmosfer.
Ketika mengintegrasikan persamaan ini untuk atmosfer isotermal ( T= const) atau untuk bagiannya, di mana pendekatan seperti itu dapat diterima, hukum barometrik distribusi tekanan dengan ketinggian diperoleh: P = P 0 pengalaman (- h/H 0), di mana pembacaan ketinggian h dihasilkan dari permukaan laut, di mana tekanan rata-rata standar adalah P 0 . Ekspresi H 0=R T/ mg, disebut skala ketinggian, yang mencirikan luas atmosfer, asalkan suhu di dalamnya sama di mana-mana (atmosfer isotermal). Jika atmosfer tidak isotermal, maka perlu untuk mengintegrasikan dengan mempertimbangkan perubahan suhu dengan ketinggian, dan parameter H- beberapa karakteristik lokal dari lapisan atmosfer, tergantung pada suhu dan sifat mediumnya.
Suasana standar.
Model (tabel nilai parameter utama) sesuai dengan tekanan standar di dasar atmosfer R 0 dan komposisi kimianya disebut atmosfer standar. Lebih tepatnya, ini adalah model atmosfer bersyarat, di mana nilai rata-rata suhu, tekanan, kepadatan, viskositas, dan karakteristik udara lainnya untuk garis lintang 45° 32° 33І ditetapkan pada ketinggian dari 2 km di bawah laut. sejajar dengan batas luar atmosfer bumi. Parameter atmosfer tengah di semua ketinggian dihitung menggunakan persamaan keadaan gas ideal dan hukum barometrik dengan asumsi bahwa di permukaan laut tekanannya adalah 1013,25 hPa (760 mmHg) dan suhunya adalah 288,15 K (15,0°C). Menurut sifat distribusi suhu vertikal, atmosfer rata-rata terdiri dari beberapa lapisan, di mana masing-masing suhu didekati dengan fungsi linier ketinggian. Di lapisan terendah - troposfer (jam 11 km), suhu turun 6,5 ° C dengan setiap kilometer pendakian. Pada ketinggian tinggi, nilai dan tanda gradien suhu vertikal berubah dari lapisan ke lapisan. Di atas 790 km, suhunya sekitar 1000 K dan praktis tidak berubah dengan ketinggian.
Suasana standar adalah standar yang diperbarui secara berkala, disahkan, diterbitkan dalam bentuk tabel.
| Tabel 1. MODEL SUASANA BUMI STANDAR. Tabel menunjukkan: h- ketinggian dari permukaan laut, R- tekanan, T– suhu, r – kerapatan, N adalah jumlah molekul atau atom per satuan volume, H- skala ketinggian, aku adalah panjang jalur bebas. Tekanan dan temperatur pada ketinggian 80–250 km yang diperoleh dari data roket memiliki nilai yang lebih rendah. Nilai ekstrapolasi untuk ketinggian lebih dari 250 km tidak terlalu akurat. | ||||||
| h(km) | P(bar) | T(°C) | r (g / cm 3) | N(cm -3) | H(km) | aku(cm) |
| 0 | 1013 | 288 | 1.22 10 -3 | 2.55 10 19 | 8,4 | 7.4 10 -6 |
| 1 | 899 | 281 | 1.11 10 -3 | 2.31 10 19 | 8.1 10 -6 | |
| 2 | 795 | 275 | 1.01 10 -3 | 2.10 10 19 | 8.9 10 -6 | |
| 3 | 701 | 268 | 9.1 10 -4 | 1.89 10 19 | 9.9 10 -6 | |
| 4 | 616 | 262 | 8.2 10 -4 | 1,70 10 19 | 1.1 10 -5 | |
| 5 | 540 | 255 | 7.4 10 -4 | 1.53 10 19 | 7,7 | 1.2 10 -5 |
| 6 | 472 | 249 | 6.6 10 -4 | 1.37 10 19 | 1.4 10 -5 | |
| 8 | 356 | 236 | 5.2 10 -4 | 1.09 10 19 | 1.7 10 -5 | |
| 10 | 264 | 223 | 4.1 10 -4 | 8,6 10 18 | 6,6 | 2.2 10 -5 |
| 15 | 121 | 214 | 1,93 10 -4 | 4.0 10 18 | 4.6 10 -5 | |
| 20 | 56 | 214 | 8.9 10 -5 | 1.85 10 18 | 6,3 | 1.0 10 -4 |
| 30 | 12 | 225 | 1.9 10 -5 | 3.9 10 17 | 6,7 | 4.8 10 -4 |
| 40 | 2,9 | 268 | 3.9 10 -6 | 7.6 10 16 | 7,9 | 2.4 10 -3 |
| 50 | 0,97 | 276 | 1.15 10 -6 | 2.4 10 16 | 8,1 | 8.5 10 -3 |
| 60 | 0,28 | 260 | 3.9 10 -7 | 7.7 10 15 | 7,6 | 0,025 |
| 70 | 0,08 | 219 | 1.1 10 -7 | 2.5 10 15 | 6,5 | 0,09 |
| 80 | 0,014 | 205 | 2,7 10 -8 | 5.0 10 14 | 6,1 | 0,41 |
| 90 | 2.8 10 -3 | 210 | 5.0 10 -9 | 9 10 13 | 6,5 | 2,1 |
| 100 | 5.8 10 -4 | 230 | 8.8 10 -10 | 1,8 10 13 | 7,4 | 9 |
| 110 | 1.7 10 -4 | 260 | 2.1 10 –10 | 5.4 10 12 | 8,5 | 40 |
| 120 | 6 10 -5 | 300 | 5.6 10 -11 | 1,8 10 12 | 10,0 | 130 |
| 150 | 5 10 -6 | 450 | 3.2 10 -12 | 9 10 10 | 15 | 1,8 10 3 |
| 200 | 5 10 -7 | 700 | 1.6 10 -13 | 5 10 9 | 25 | 3 10 4 |
| 250 | 9 10 -8 | 800 | 3 10 -14 | 8 10 8 | 40 | 3 10 5 |
| 300 | 4 10 -8 | 900 | 8 10 -15 | 3 10 8 | 50 | |
| 400 | 8 10 -9 | 1000 | 1 10 –15 | 5 10 7 | 60 | |
| 500 | 2 10 -9 | 1000 | 2 10 -16 | 1 10 7 | 70 | |
| 700 | 2 10 –10 | 1000 | 2 10 -17 | 1 10 6 | 80 | |
| 1000 | 1 10 –11 | 1000 | 1 10 -18 | 1 10 5 | 80 | |
Troposfer.
Lapisan atmosfer terendah dan terpadat, di mana suhu menurun dengan cepat dengan ketinggian, disebut troposfer. Ini berisi hingga 80% dari total massa atmosfer dan membentang di kutub dan lintang tengah hingga ketinggian 8-10 km, dan di daerah tropis hingga 16-18 km. Hampir semua proses pembentukan cuaca berkembang di sini, pertukaran panas dan kelembaban terjadi antara Bumi dan atmosfernya, awan terbentuk, berbagai fenomena meteorologi terjadi, kabut dan presipitasi terjadi. Lapisan atmosfer bumi ini berada dalam kesetimbangan konvektif dan, karena pencampuran aktif, memiliki komposisi kimia yang homogen, terutama dari molekul nitrogen (78%) dan oksigen (21%). Sebagian besar polutan udara aerosol dan gas alami dan buatan manusia terkonsentrasi di troposfer. Dinamika bagian bawah troposfer hingga setebal 2 km sangat tergantung pada sifat-sifat permukaan bumi yang mendasarinya, yang menentukan pergerakan horizontal dan vertikal udara (angin) karena perpindahan panas dari daratan yang lebih hangat melalui radiasi IR permukaan bumi, yang diserap di troposfer, terutama oleh uap air dan karbon dioksida (efek rumah kaca). Distribusi suhu dengan ketinggian ditetapkan sebagai hasil pencampuran turbulen dan konvektif. Rata-rata, itu sesuai dengan penurunan suhu dengan ketinggian sekitar 6,5 K/km.
Kecepatan angin di lapisan batas permukaan pertama meningkat pesat dengan ketinggian, dan lebih tinggi terus meningkat sebesar 2-3 km/s per kilometer. Terkadang di troposfer ada aliran planet yang sempit (dengan kecepatan lebih dari 30 km / s), aliran barat di garis lintang tengah, dan aliran timur di dekat khatulistiwa. Mereka disebut aliran jet.
tropopause
Pada batas atas troposfer (tropopause), suhu mencapai nilai minimumnya untuk atmosfer bawah. Ini adalah lapisan transisi antara troposfer dan stratosfer di atasnya. Ketebalan tropopause adalah dari ratusan meter hingga 1,5–2 km, dan suhu dan ketinggian, masing-masing, berkisar antara 190 hingga 220 K dan dari 8 hingga 18 km, tergantung pada garis lintang geografis dan musim. Di lintang sedang dan tinggi, di musim dingin 1-2 km lebih rendah daripada di musim panas dan 8–15 K lebih hangat. Di daerah tropis, perubahan musim jauh lebih sedikit (ketinggian 16–18 km, suhu 180–200 K). Di atas aliran jet kemungkinan pecahnya tropopause.
Air di atmosfer bumi.
Fitur yang paling penting dari atmosfer bumi adalah adanya sejumlah besar uap air dan air dalam bentuk tetesan, yang paling mudah diamati dalam bentuk awan dan struktur awan. Derajat tutupan awan di langit (pada saat tertentu atau rata-rata selama periode waktu tertentu), dinyatakan dalam skala 10 poin atau sebagai persentase, disebut kekeruhan. Bentuk awan ditentukan oleh klasifikasi internasional. Rata-rata, awan menutupi sekitar setengah dari dunia. Kekeruhan merupakan faktor penting yang mencirikan cuaca dan iklim. Di musim dingin dan malam hari, mendung mencegah penurunan suhu permukaan bumi dan lapisan permukaan udara, di musim panas dan siang hari melemahkan pemanasan permukaan bumi oleh sinar matahari, melembutkan iklim di dalam benua.
awan.
Awan adalah akumulasi tetesan air yang tersuspensi di atmosfer (awan air), kristal es (awan es), atau keduanya (awan campuran). Saat tetesan dan kristal menjadi lebih besar, mereka jatuh dari awan dalam bentuk presipitasi. Awan terbentuk terutama di troposfer. Mereka hasil dari kondensasi uap air yang terkandung di udara. Diameter tetesan awan berada di urutan beberapa mikron. Kandungan air cair di awan adalah dari fraksi hingga beberapa gram per m3. Awan dibedakan berdasarkan ketinggian: Menurut klasifikasi internasional, ada 10 genus awan: cirrus, cirrocumulus, cirrostratus, altocumulus, altostratus, stratonimbus, stratus, stratocumulus, cumulonimbus, cumulus.
Awan mutiara juga diamati di stratosfer, dan awan noctilucent di mesosfer.
Awan Cirrus - awan transparan dalam bentuk benang putih tipis atau kerudung dengan kemilau sutra, tidak memberikan bayangan. Awan Cirrus terdiri dari kristal es dan terbentuk di troposfer atas pada suhu yang sangat rendah. Beberapa jenis awan cirrus berfungsi sebagai pertanda perubahan cuaca.
Awan Cirrocumulus adalah pegunungan atau lapisan awan putih tipis di troposfer atas. Awan Cirrocumulus dibangun dari elemen kecil yang terlihat seperti serpihan, riak, bola kecil tanpa bayangan dan sebagian besar terdiri dari kristal es.
Awan Cirrostratus - selubung tembus keputihan di troposfer atas, biasanya berserat, terkadang buram, terdiri dari jarum kecil atau kristal es berbentuk kolom.
Awan altocumulus adalah awan putih, abu-abu atau putih-abu-abu dari lapisan bawah dan tengah troposfer. Awan altocumulus terlihat seperti lapisan dan punggung bukit, seolah-olah dibangun dari pelat yang terletak satu di atas yang lain, massa bulat, poros, serpihan. Awan altocumulus terbentuk selama aktivitas konveksi yang intens dan biasanya terdiri dari tetesan air yang sangat dingin.
Awan altostratus adalah awan keabu-abuan atau kebiruan dengan struktur berserat atau seragam. Awan altostratus diamati di troposfer tengah, memanjang beberapa kilometer dan kadang-kadang ribuan kilometer dalam arah horizontal. Biasanya, awan altostratus adalah bagian dari sistem awan frontal yang terkait dengan pergerakan massa udara yang naik.
Awan Nimbostratus - lapisan awan amorf rendah (dari 2 km ke atas) dengan warna abu-abu yang seragam, menimbulkan hujan mendung atau salju. Awan Nimbostratus - sangat berkembang secara vertikal (hingga beberapa km) dan horizontal (beberapa ribu km), terdiri dari tetesan air yang sangat dingin bercampur dengan kepingan salju, biasanya terkait dengan front atmosfer.
Awan stratus - awan tingkat bawah berupa lapisan homogen tanpa garis tepi yang pasti, berwarna abu-abu. Ketinggian awan stratus di atas permukaan bumi adalah 0,5–2 km. Gerimis sesekali turun dari awan stratus.
Awan Cumulus adalah awan putih yang padat dan cerah pada siang hari dengan perkembangan vertikal yang signifikan (hingga 5 km atau lebih). Bagian atas awan kumulus terlihat seperti kubah atau menara dengan garis membulat. Awan kumulus biasanya terbentuk sebagai awan konveksi pada massa udara dingin.
Awan stratocumulus - awan rendah (di bawah 2 km) dalam bentuk lapisan tidak berserat abu-abu atau putih atau punggungan blok besar yang bundar. Ketebalan vertikal awan stratocumulus kecil. Kadang-kadang, awan stratocumulus memberikan presipitasi ringan.
Awan cumulonimbus adalah awan yang kuat dan padat dengan perkembangan vertikal yang kuat (hingga ketinggian 14 km), memberikan curah hujan lebat dengan badai petir, hujan es, badai. Awan cumulonimbus berkembang dari awan kumulus yang kuat, berbeda dari mereka di bagian atas, terdiri dari kristal es.
Stratosfir.
Melalui tropopause, rata-rata pada ketinggian 12 hingga 50 km, troposfer masuk ke stratosfer. Di bagian bawah, sekitar 10 km, yaitu. hingga ketinggian sekitar 20 km, bersifat isotermal (suhu sekitar 220 K). Kemudian meningkat dengan ketinggian, mencapai maksimum sekitar 270 K pada ketinggian 50–55 km. Inilah batas antara stratosfer dan mesosfer di atasnya, yang disebut stratopause. .
Ada jauh lebih sedikit uap air di stratosfer. Namun demikian, awan mutiara tipis tembus cahaya kadang-kadang diamati, kadang-kadang muncul di stratosfer pada ketinggian 20-30 km. Awan mutiara terlihat di langit yang gelap setelah matahari terbenam dan sebelum matahari terbit. Secara bentuk, awan mother-of-pearl menyerupai awan cirrus dan cirrocumulus.
Atmosfer tengah (mesosfer).
Pada ketinggian sekitar 50 km, mesosfer dimulai dengan puncak suhu maksimum yang lebar. . Alasan kenaikan suhu di wilayah maksimum ini adalah reaksi fotokimia eksotermik (yaitu, disertai dengan pelepasan panas) dekomposisi ozon: O 3 + hv® O 2 + O. Ozon muncul sebagai hasil dekomposisi fotokimia oksigen molekuler O 2
Tentang 2+ hv® O + O dan reaksi selanjutnya dari tumbukan rangkap tiga atom dan molekul oksigen dengan beberapa molekul ketiga M.
O + O 2 + M ® O 3 + M
Ozon dengan rakus menyerap radiasi ultraviolet di wilayah tersebut dari 2000 hingga 3000Å, dan radiasi ini memanaskan atmosfer. Ozon, yang terletak di bagian atas atmosfer, berfungsi sebagai semacam perisai yang melindungi kita dari aksi radiasi ultraviolet dari Matahari. Tanpa perisai ini, perkembangan kehidupan di Bumi dalam bentuk modernnya hampir tidak mungkin terjadi.
Secara umum, di seluruh mesosfer, suhu atmosfer menurun hingga nilai minimumnya sekitar 180 K di batas atas mesosfer (disebut mesopause, tingginya sekitar 80 km). Di sekitar mesopause, pada ketinggian 70–90 km, lapisan kristal es yang sangat tipis dan partikel debu vulkanik dan meteorit dapat muncul, diamati dalam bentuk awan noctilucent yang indah. sesaat setelah matahari terbenam.
Di mesosfer, sebagian besar, partikel meteorit padat kecil yang jatuh di Bumi terbakar, menyebabkan fenomena meteor.
Meteor, meteorit, dan bola api.
Suar dan fenomena lain di atmosfer bagian atas Bumi yang disebabkan oleh intrusi ke dalamnya dengan kecepatan 11 km / s dan di atas partikel atau benda kosmik padat disebut meteoroid. Ada jejak meteor terang yang teramati; fenomena yang paling kuat, sering disertai dengan jatuhnya meteorit, disebut bola api; meteor dikaitkan dengan hujan meteor.
hujan meteor:
1) fenomena beberapa meteor jatuh selama beberapa jam atau hari dari satu pancaran.
2) segerombolan meteoroid yang bergerak dalam satu orbit mengelilingi Matahari.
Munculnya meteor secara sistematis di wilayah langit tertentu dan pada hari-hari tertentu dalam setahun, yang disebabkan oleh perpotongan orbit Bumi dengan orbit yang sama dari banyak benda meteorit yang bergerak dengan kecepatan yang kira-kira sama dan terarah. jalur di langit tampaknya keluar dari satu titik yang sama (bercahaya). Mereka dinamai konstelasi di mana pancaran berada.
Hujan meteor membuat kesan mendalam dengan efek pencahayaannya, tetapi meteor individu jarang terlihat. Jauh lebih banyak adalah meteor yang tidak terlihat, terlalu kecil untuk dilihat pada saat mereka ditelan oleh atmosfer. Beberapa meteor terkecil mungkin tidak memanas sama sekali, tetapi hanya ditangkap oleh atmosfer. Partikel kecil ini mulai dari ukuran beberapa milimeter hingga sepersepuluh ribu milimeter disebut mikrometeorit. Jumlah materi meteor yang memasuki atmosfer setiap hari adalah dari 100 hingga 10.000 ton, dengan sebagian besar materi ini adalah mikrometeorit.
Karena materi meteorik terbakar sebagian di atmosfer, komposisi gasnya diisi kembali dengan jejak berbagai elemen kimia. Misalnya, meteor batu membawa litium ke atmosfer. Pembakaran meteor logam mengarah pada pembentukan besi bulat kecil, besi-nikel dan tetesan lainnya yang melewati atmosfer dan disimpan di permukaan bumi. Mereka dapat ditemukan di Greenland dan Antartika, di mana lapisan es hampir tidak berubah selama bertahun-tahun. Ahli kelautan menemukan mereka di sedimen dasar laut.
Sebagian besar partikel meteor yang memasuki atmosfer diendapkan dalam waktu kurang lebih 30 hari. Beberapa ilmuwan percaya bahwa debu kosmik ini memainkan peran penting dalam pembentukan fenomena atmosfer seperti hujan, karena berfungsi sebagai inti kondensasi uap air. Oleh karena itu, diasumsikan bahwa curah hujan secara statistik terkait dengan hujan meteor besar. Namun, beberapa ahli percaya bahwa karena masukan total materi meteor puluhan kali lebih besar daripada hujan meteor terbesar sekalipun, perubahan jumlah total materi ini yang terjadi sebagai akibat dari salah satu hujan meteor tersebut dapat diabaikan.
Namun, tidak ada keraguan bahwa mikrometeorit terbesar dan meteorit yang terlihat meninggalkan jejak panjang ionisasi di lapisan atmosfer yang tinggi, terutama di ionosfer. Jejak tersebut dapat digunakan untuk komunikasi radio jarak jauh, karena mencerminkan gelombang radio frekuensi tinggi.
Energi meteor yang memasuki atmosfer dihabiskan terutama, dan mungkin sepenuhnya, untuk pemanasannya. Ini adalah salah satu komponen kecil dari keseimbangan panas atmosfer.
Meteorit adalah benda padat yang berasal dari alam yang jatuh ke permukaan bumi dari luar angkasa. Biasanya membedakan batu, besi-batu dan besi meteorit. Yang terakhir ini terutama terdiri dari besi dan nikel. Di antara meteorit yang ditemukan, sebagian besar memiliki berat beberapa gram hingga beberapa kilogram. Yang terbesar dari yang ditemukan, meteorit besi Goba beratnya sekitar 60 ton dan masih terletak di tempat yang sama di mana ia ditemukan, di Afrika Selatan. Kebanyakan meteorit adalah pecahan asteroid, tetapi beberapa meteorit mungkin datang ke Bumi dari Bulan dan bahkan dari Mars.
Bola api adalah meteor yang sangat terang, kadang-kadang diamati bahkan di siang hari, sering kali meninggalkan jejak berasap dan disertai dengan fenomena suara; sering berakhir dengan jatuhnya meteorit.
Termosfer.
Di atas suhu minimum mesopause, termosfer dimulai, di mana suhu, pada awalnya perlahan, dan kemudian dengan cepat, mulai naik lagi. Alasannya adalah penyerapan ultraviolet, radiasi matahari pada ketinggian 150–300 km, karena ionisasi atom oksigen: O + hv® O + + e.
Di termosfer, suhu terus naik hingga ketinggian sekitar 400 km, di mana mencapai 1800 K di siang hari selama periode aktivitas matahari maksimum.Pada periode minimum, suhu pembatas ini bisa kurang dari 1000 K. Di atas 400 km, atmosfer masuk ke eksosfer isotermal. Tingkat kritis (dasar eksosfer) terletak di ketinggian sekitar 500 km.
Aurora dan banyak orbit satelit buatan, serta awan noctilucent - semua fenomena ini terjadi di mesosfer dan termosfer.
Lampu Kutub.
Di lintang tinggi, aurora diamati selama gangguan medan magnet. Mereka mungkin berlangsung selama beberapa menit, tetapi sering terlihat selama beberapa jam. Aurora sangat bervariasi dalam bentuk, warna, dan intensitas, yang semuanya terkadang berubah sangat cepat dari waktu ke waktu. Spektrum aurora terdiri dari garis emisi dan pita. Beberapa emisi dari langit malam ditingkatkan dalam spektrum aurora, terutama garis hijau dan merah dari l 5577 dan l 6300 oksigen. Kebetulan salah satu dari garis ini berkali-kali lebih intens daripada yang lain, dan ini menentukan warna pancaran yang terlihat: hijau atau merah. Gangguan medan magnet juga disertai gangguan komunikasi radio di daerah kutub. Gangguan ini disebabkan oleh perubahan ionosfer, yang berarti bahwa selama badai magnetik, sumber ionisasi yang kuat beroperasi. Telah ditetapkan bahwa badai magnet yang kuat terjadi ketika ada kelompok besar tempat di dekat pusat piringan surya. Pengamatan telah menunjukkan bahwa badai tidak terkait dengan bintik-bintik itu sendiri, tetapi dengan semburan matahari yang muncul selama pengembangan sekelompok bintik.
Aurora adalah rentang cahaya dari berbagai intensitas dengan gerakan cepat yang diamati di daerah lintang tinggi di Bumi. Aurora visual berisi garis emisi hijau (5577Å) dan merah (6300/6364Å) dari oksigen atom dan pita molekul N 2, yang tereksitasi oleh partikel energik yang berasal dari matahari dan magnetosfer. Emisi ini biasanya ditampilkan pada ketinggian sekitar 100 km ke atas. Istilah aurora optik digunakan untuk merujuk pada aurora visual dan spektrum emisi inframerah hingga ultraviolet. Energi radiasi di bagian spektrum inframerah secara signifikan melebihi energi wilayah yang terlihat. Ketika aurora muncul, emisi diamati dalam kisaran ULF (
Bentuk aurora yang sebenarnya sulit untuk diklasifikasikan; Istilah-istilah berikut ini paling umum digunakan:
1. Busur atau garis seragam yang tenang. Busur biasanya memanjang ~1000 km ke arah paralel geomagnetik (menuju Matahari di daerah kutub) dan memiliki lebar dari satu hingga beberapa puluh kilometer. Strip adalah generalisasi dari konsep busur, biasanya tidak memiliki bentuk busur yang teratur, tetapi melengkung dalam bentuk S atau dalam bentuk spiral. Busur dan pita terletak di ketinggian 100–150 km.
2. Sinar aurora . Istilah ini mengacu pada struktur aurora yang membentang di sepanjang garis medan magnet dengan ekstensi vertikal dari beberapa puluh hingga beberapa ratus kilometer. Panjang sinar di sepanjang horizontal kecil, dari beberapa puluh meter hingga beberapa kilometer. Sinar biasanya diamati dalam busur atau sebagai struktur terpisah.
3. Noda atau permukaan . Ini adalah area cahaya terisolasi yang tidak memiliki bentuk tertentu. Bintik-bintik individu mungkin terkait.
4. Kerudung. Bentuk aurora yang tidak biasa, yang merupakan cahaya seragam yang menutupi area langit yang luas.
Menurut strukturnya, aurora dibagi menjadi homogen, semir, dan bercahaya. Berbagai istilah digunakan; busur berdenyut, permukaan berdenyut, permukaan difus, garis bercahaya, tirai, dll. Ada klasifikasi aurora menurut warnanya. Menurut klasifikasi ini, jenis aurora TETAPI. Bagian atas atau seluruhnya berwarna merah (6300–6364 ). Mereka biasanya muncul di ketinggian 300-400 km selama aktivitas geomagnetik tinggi.
Tipe Aurora PADA berwarna merah di bagian bawah dan terkait dengan pendaran pita sistem N 2 positif pertama dan sistem O 2 negatif pertama. Bentuk aurora seperti itu muncul selama fase aurora yang paling aktif.
Zona aurora – ini adalah zona frekuensi maksimum terjadinya aurora di malam hari, menurut pengamat pada titik tetap di permukaan bumi. Zona ini terletak di 67° lintang utara dan selatan, dan lebarnya sekitar 6°. Terjadinya aurora maksimum, sesuai dengan momen waktu geomagnetik lokal tertentu, terjadi di sabuk mirip oval (aurora oval), yang terletak secara asimetris di sekitar kutub geomagnetik utara dan selatan. Aurora oval ditetapkan dalam koordinat lintang-waktu, dan zona aurora adalah tempat titik-titik di wilayah tengah malam oval dalam koordinat lintang-bujur. Sabuk oval terletak sekitar 23° dari kutub geomagnetik di sektor malam dan 15° di sektor siang.
Auroral oval dan zona aurora. Lokasi aurora oval tergantung pada aktivitas geomagnetik. Oval menjadi lebih lebar pada aktivitas geomagnetik tinggi. Zona aurora atau batas oval aurora lebih baik diwakili oleh L 6.4 daripada koordinat dipol. Garis medan geomagnetik di perbatasan sektor siang hari dari aurora oval bertepatan dengan magnetopause. Ada perubahan posisi aurora oval tergantung pada sudut antara sumbu geomagnetik dan arah Bumi-Matahari. Oval aurora juga ditentukan berdasarkan data pengendapan partikel (elektron dan proton) dari energi tertentu. Posisinya dapat ditentukan secara independen dari data di caspakho di siang hari dan di magnetotail.
Variasi harian frekuensi kemunculan aurora di zona aurora maksimum pada tengah malam geomagnetik dan minimum pada siang hari geomagnetik. Di sisi oval yang hampir khatulistiwa, frekuensi kemunculan aurora menurun tajam, tetapi bentuk variasi diurnal dipertahankan. Di sisi kutub oval, frekuensi kemunculan aurora berkurang secara bertahap dan ditandai dengan perubahan diurnal yang kompleks.
Intensitas aurora.
Intensitas Aurora ditentukan dengan mengukur permukaan luminance yang tampak. Permukaan kecerahan Saya aurora dalam arah tertentu ditentukan oleh total emisi 4p Saya foton/(cm 2 s). Karena nilai ini bukan kecerahan permukaan sebenarnya, tetapi mewakili emisi dari kolom, satuan foton/(cm 2 kolom s) biasanya digunakan dalam studi aurora. Satuan yang biasa digunakan untuk mengukur emisi total adalah Rayleigh (Rl) sama dengan 106 foton / (cm 2 kolom s). Satuan intensitas aurora yang lebih praktis ditentukan dari emisi satu garis atau pita. Misalnya, intensitas aurora ditentukan oleh koefisien kecerahan internasional (ICF) menurut data intensitas garis hijau (5577 ); 1 kRl = I MKH, 10 kRl = II MKH, 100 kRl = III MKH, 1000 kRl = IV MKH (intensitas aurora maksimum). Klasifikasi ini tidak dapat digunakan untuk aurora merah. Salah satu penemuan zaman (1957–1958) adalah pembentukan distribusi spasial dan temporal aurora dalam bentuk oval yang dipindahkan relatif terhadap kutub magnet. Dari ide sederhana tentang bentuk lingkaran distribusi aurora relatif terhadap kutub magnet, transisi ke fisika modern magnetosfer selesai. Kehormatan penemuan itu milik O. Khorosheva, dan G. Starkov, J. Feldshtein, S-I. Aurora oval adalah wilayah dampak paling kuat dari angin matahari di bagian atas atmosfer bumi. Intensitas aurora paling besar di oval, dan dinamikanya terus dipantau oleh satelit.
Busur merah aurora yang stabil.
busur merah aurora yang stabil, atau disebut busur merah garis lintang tengah atau M-busur, adalah busur lebar subvisual (di bawah batas kepekaan mata), membentang dari timur ke barat selama ribuan kilometer dan mengelilingi, mungkin, seluruh Bumi. Luas garis lintang busur adalah 600 km. Emisi dari busur merah aurora stabil hampir monokromatik di garis merah l 6300 dan l 6364 . Baru-baru ini, garis emisi lemah l 5577 (OI) dan l 4278 (N + 2) juga telah dilaporkan. Busur merah yang persisten diklasifikasikan sebagai aurora, tetapi mereka muncul di ketinggian yang jauh lebih tinggi. Batas bawah terletak pada ketinggian 300 km, batas atas sekitar 700 km. Intensitas busur merah aurora yang tenang dalam emisi l 6300 berkisar dari 1 hingga 10 kRl (nilai tipikal adalah 6 kRl). Ambang sensitivitas mata pada panjang gelombang ini adalah sekitar 10 kR, sehingga busur jarang diamati secara visual. Namun, pengamatan menunjukkan bahwa kecerahannya >50 kR pada 10% malam. Umur busur yang biasa adalah sekitar satu hari, dan mereka jarang muncul di hari-hari berikutnya. Gelombang radio dari satelit atau sumber radio yang melintasi busur merah aurora stabil mengalami kilauan, menunjukkan adanya ketidakhomogenan kerapatan elektron. Penjelasan teoretis dari busur merah adalah bahwa elektron yang dipanaskan di wilayah tersebut F ionosfer menyebabkan peningkatan atom oksigen. Pengamatan satelit menunjukkan peningkatan suhu elektron di sepanjang garis medan geomagnetik yang melintasi busur merah aurora yang stabil. Intensitas busur ini berkorelasi positif dengan aktivitas geomagnetik (badai), dan frekuensi kemunculan busur berkorelasi positif dengan aktivitas bintik matahari matahari.
Mengubah aurora.
Beberapa bentuk aurora mengalami variasi intensitas temporal kuasi-periodik dan koheren. Aurora ini, dengan geometri stasioner yang kasar dan variasi periodik yang cepat terjadi dalam fase, disebut aurora yang berubah. Mereka diklasifikasikan sebagai aurora formulir R menurut International Atlas of Auroras Subdivisi yang lebih rinci dari aurora yang berubah:
R 1 (pulsating aurora) adalah cahaya dengan variasi fase yang seragam dalam kecerahan di seluruh bentuk aurora. Menurut definisi, dalam aurora berdenyut yang ideal, bagian spasial dan temporal dari denyut dapat dipisahkan, mis. kecerahan Saya(r,t)= saya s(r)· ITU(t). Dalam aurora yang khas R 1, pulsasi terjadi dengan frekuensi 0,01 hingga 10 Hz dengan intensitas rendah (1–2 kR). Kebanyakan aurora R 1 adalah bintik atau busur yang berdenyut dengan periode beberapa detik.
R 2 (aurora yang berapi-api). Istilah ini biasanya digunakan untuk merujuk pada gerakan seperti api yang memenuhi langit, dan tidak untuk menggambarkan satu bentuk pun. Aurora berbentuk busur dan biasanya bergerak ke atas dari ketinggian 100 km. Aurora ini relatif jarang terjadi dan lebih sering terjadi di luar aurora.
R 3 (aurora yang berkedip-kedip). Ini adalah aurora dengan variasi kecerahan yang cepat, tidak teratur, atau teratur, memberikan kesan nyala api yang berkedip-kedip di langit. Mereka muncul sesaat sebelum runtuhnya aurora. Frekuensi variasi yang umum diamati R 3 sama dengan 10 ± 3 Hz.
Istilah streaming aurora, yang digunakan untuk kelas aurora berdenyut lainnya, mengacu pada variasi kecerahan yang tidak teratur yang bergerak cepat secara horizontal dalam busur dan pita aurora.
Aurora yang berubah adalah salah satu fenomena matahari-terestrial yang menyertai denyut medan geomagnetik dan radiasi sinar-X aurora yang disebabkan oleh pengendapan partikel asal matahari dan magnetosfer.
Cahaya tutup kutub dicirikan oleh intensitas tinggi pita sistem N + 2 negatif pertama (λ 3914 ). Biasanya, pita N + 2 ini lima kali lebih intens daripada garis hijau OI l 5577 ; intensitas absolut dari cahaya tutup kutub adalah dari 0,1 hingga 10 kRl (biasanya 1-3 kRl). Dengan aurora ini, yang muncul selama periode PCA, cahaya seragam menutupi seluruh tutup kutub hingga garis lintang geomagnetik 60° pada ketinggian 30 hingga 80 km. Ini dihasilkan terutama oleh proton matahari dan partikel d dengan energi 10-100 MeV, yang menciptakan ionisasi maksimum pada ketinggian ini. Ada jenis cahaya lain di zona aurora, yang disebut aurora mantel. Untuk jenis aurora glow ini, intensitas harian maksimum di pagi hari adalah 1–10 kR, dan intensitas minimumnya lima kali lebih lemah. Pengamatan aurora mantel sedikit dan intensitasnya tergantung pada aktivitas geomagnetik dan matahari.
Cahaya atmosfer didefinisikan sebagai radiasi yang dihasilkan dan dipancarkan oleh atmosfer planet. Ini adalah radiasi non-termal atmosfer, dengan pengecualian emisi aurora, pelepasan petir, dan emisi jejak meteor. Istilah ini digunakan dalam kaitannya dengan atmosfer bumi (pendar malam, pancaran senja, dan pancaran siang). Cahaya atmosfer hanyalah sebagian kecil dari cahaya yang tersedia di atmosfer. Sumber lain adalah cahaya bintang, cahaya zodiak, dan cahaya siang hari yang tersebar dari matahari. Kadang-kadang, cahaya atmosfer bisa mencapai 40% dari jumlah total cahaya. Airglow terjadi di lapisan atmosfer dengan ketinggian dan ketebalan yang bervariasi. Spektrum cahaya atmosfer mencakup panjang gelombang dari 1000 hingga 22,5 m. Garis emisi utama dalam airglow adalah l 5577 , yang muncul pada ketinggian 90–100 km dalam lapisan setebal 30–40 km. Munculnya cahaya ini disebabkan oleh mekanisme Champen yang didasarkan pada rekombinasi atom oksigen. Garis emisi lainnya adalah l 6300 , muncul dalam kasus rekombinasi O + 2 disosiatif dan emisi NI l 5198/5201 dan NI l 5890/5896 .
Intensitas cahaya atmosfer diukur dalam Rayleighs. Kecerahan (dalam Rayleighs) sama dengan 4 rb, di mana c adalah permukaan sudut luminansi lapisan pemancar dalam satuan 106 foton/(cm 2 sr s). Intensitas cahaya tergantung pada garis lintang (berbeda untuk emisi yang berbeda), dan juga bervariasi di siang hari dengan maksimum mendekati tengah malam. Korelasi positif dicatat untuk pancaran udara pada emisi l 5577 dengan jumlah bintik matahari dan fluks radiasi matahari pada panjang gelombang 10,7 cm. Pancaran udara diamati selama eksperimen satelit. Dari luar angkasa, tampak seperti cincin cahaya yang mengelilingi Bumi dan memiliki warna kehijauan.
Ozonosfer.
Pada ketinggian 20–25 km, konsentrasi maksimum ozon O3 dalam jumlah yang dapat diabaikan (hingga 2x10–7 kandungan oksigen!), yang terjadi di bawah pengaruh radiasi ultraviolet matahari pada ketinggian sekitar 10 hingga 50 km, tercapai, melindungi planet ini dari radiasi matahari pengion. Meskipun jumlah molekul ozon sangat kecil, mereka melindungi semua kehidupan di Bumi dari efek berbahaya radiasi gelombang pendek (ultraviolet dan sinar-X) dari Matahari. Jika Anda mengendapkan semua molekul ke dasar atmosfer, Anda mendapatkan lapisan yang tebalnya tidak lebih dari 3-4 mm! Pada ketinggian di atas 100 km, proporsi gas ringan meningkat, dan pada ketinggian yang sangat tinggi, helium dan hidrogen mendominasi; banyak molekul terdisosiasi menjadi atom-atom terpisah, yang terionisasi di bawah pengaruh radiasi matahari yang keras, membentuk ionosfer. Tekanan dan kepadatan udara di atmosfer bumi berkurang dengan ketinggian. Tergantung pada distribusi suhu, atmosfer bumi dibagi menjadi troposfer, stratosfer, mesosfer, termosfer dan eksosfer. .
Berada di ketinggian 20-25 km lapisan ozon. Ozon terbentuk karena peluruhan molekul oksigen selama penyerapan radiasi ultraviolet matahari dengan panjang gelombang lebih pendek dari 0,1-0,2 mikron. Oksigen bebas bergabung dengan molekul O 2 dan membentuk O 3 ozon, yang dengan rakus menyerap semua sinar ultraviolet yang lebih pendek dari 0,29 mikron. Molekul ozon O 3 mudah dihancurkan oleh radiasi gelombang pendek. Oleh karena itu, meskipun menipis, lapisan ozon secara efektif menyerap radiasi ultraviolet Matahari, yang telah melewati lapisan atmosfer yang lebih tinggi dan lebih transparan. Berkat ini, organisme hidup di Bumi dilindungi dari efek berbahaya sinar ultraviolet dari Matahari.
Ionosfir.
Radiasi matahari mengionisasi atom dan molekul atmosfer. Tingkat ionisasi menjadi signifikan sudah pada ketinggian 60 kilometer dan terus meningkat dengan jarak dari Bumi. Pada ketinggian yang berbeda di atmosfer, proses berturut-turut disosiasi berbagai molekul dan ionisasi berikutnya dari berbagai atom dan ion terjadi. Pada dasarnya, ini adalah molekul oksigen O 2, nitrogen N 2 dan atomnya. Tergantung pada intensitas proses ini, berbagai lapisan atmosfer yang terletak di atas 60 kilometer disebut lapisan ionosfer. , dan totalitasnya adalah ionosfer . Lapisan bawah, yang ionisasinya tidak signifikan, disebut neutrosfer.
Konsentrasi maksimum partikel bermuatan di ionosfer dicapai pada ketinggian 300-400 km.
Sejarah studi tentang ionosfer.
Hipotesis adanya lapisan konduktif di atmosfer atas diajukan pada tahun 1878 oleh ilmuwan Inggris Stuart untuk menjelaskan ciri-ciri medan geomagnetik. Kemudian pada tahun 1902, secara independen satu sama lain, Kennedy di Amerika Serikat dan Heaviside di Inggris menunjukkan bahwa untuk menjelaskan perambatan gelombang radio jarak jauh, perlu untuk mengasumsikan keberadaan daerah dengan konduktivitas tinggi di lapisan tinggi. atmosfer. Pada tahun 1923, Akademisi M.V. Shuleikin, dengan mempertimbangkan fitur perambatan gelombang radio dari berbagai frekuensi, sampai pada kesimpulan bahwa setidaknya ada dua lapisan reflektif di ionosfer. Kemudian, pada tahun 1925, peneliti Inggris Appleton dan Barnet, serta Breit dan Tuve, secara eksperimental membuktikan untuk pertama kalinya keberadaan daerah yang memantulkan gelombang radio, dan meletakkan dasar untuk studi sistematis mereka. Sejak saat itu, studi sistematis tentang sifat-sifat lapisan ini, yang umumnya disebut ionosfer, telah dilakukan, yang memainkan peran penting dalam sejumlah fenomena geofisika yang menentukan pemantulan dan penyerapan gelombang radio, yang sangat penting untuk praktis. tujuan, khususnya, untuk memastikan komunikasi radio yang andal.
Pada 1930-an, pengamatan sistematis keadaan ionosfer dimulai. Di negara kita, atas inisiatif M.A. Bonch-Bruevich, instalasi untuk suara berdenyutnya dibuat. Banyak sifat umum dari ionosfer, ketinggian dan kerapatan elektron dari lapisan utamanya diselidiki.
Pada ketinggian 60–70 km, lapisan D teramati; pada ketinggian 100–120 km, lapisan E, pada ketinggian, pada ketinggian 180–300 km lapisan ganda F 1 dan F 2. Parameter utama dari lapisan ini diberikan pada Tabel 4.
| Tabel 4 | ||||||
| Wilayah ionosfer | Ketinggian maksimum, km | saya , K | Hari | Malam tidak , cm -3 | , m 3 s – 1 | |
| min tidak , cm -3 | Maks tidak , cm -3 | |||||
| D | 70 | 20 | 100 | 200 | 10 | 10 –6 |
| E | 110 | 270 | 1,5 10 5 | 3 10 5 | 3000 | 10 –7 |
| F 1 | 180 | 800–1500 | 3 10 5 | 5 10 5 | – | 3 10 -8 |
| F 2 (musim dingin) | 220–280 | 1000–2000 | 6 10 5 | 25 10 5 | ~10 5 | 2 10 –10 |
| F 2 (musim panas) | 250–320 | 1000–2000 | 2 10 5 | 8 10 5 | ~3 10 5 | 10 –10 |
| tidak adalah konsentrasi elektron, e adalah muatan elektron, saya adalah suhu ion, a΄ adalah koefisien rekombinasi (yang menentukan tidak dan perubahannya dari waktu ke waktu) | ||||||
Rata-rata diberikan karena bervariasi untuk garis lintang, waktu, dan musim yang berbeda. Data tersebut diperlukan untuk memastikan komunikasi radio jarak jauh. Mereka digunakan dalam memilih frekuensi operasi untuk berbagai link radio gelombang pendek. Mengetahui perubahannya tergantung pada keadaan ionosfer pada waktu yang berbeda dalam sehari dan di musim yang berbeda sangat penting untuk memastikan keandalan komunikasi radio. Ionosfer adalah kumpulan lapisan atmosfer bumi yang terionisasi, mulai dari ketinggian sekitar 60 km dan meluas hingga ketinggian puluhan ribu km. Sumber utama ionisasi atmosfer Bumi adalah radiasi ultraviolet dan sinar-X Matahari, yang terjadi terutama di kromosfer matahari dan korona. Selain itu, tingkat ionisasi atmosfer bagian atas dipengaruhi oleh aliran sel surya yang terjadi selama semburan matahari, serta sinar kosmik dan partikel meteor.
Lapisan ionosfer
adalah area di atmosfer di mana nilai maksimum konsentrasi elektron bebas tercapai (yaitu jumlah mereka per satuan volume). Elektron bebas bermuatan listrik dan (pada tingkat lebih rendah, ion yang kurang bergerak) yang dihasilkan dari ionisasi atom gas atmosfer, berinteraksi dengan gelombang radio (yaitu osilasi elektromagnetik), dapat mengubah arahnya, memantulkan atau membiaskannya, dan menyerap energinya. Akibatnya, saat menerima stasiun radio yang jauh, berbagai efek dapat terjadi, misalnya, radio memudar, peningkatan kemampuan mendengar dari stasiun yang jauh, pemadaman listrik dll. fenomena.
Metode penelitian.
Metode klasik mempelajari ionosfer dari Bumi direduksi menjadi pulsa terdengar - mengirimkan pulsa radio dan mengamati refleksi mereka dari berbagai lapisan ionosfer dengan mengukur waktu tunda dan mempelajari intensitas dan bentuk sinyal yang dipantulkan. Dengan mengukur ketinggian pantulan pulsa radio pada frekuensi yang berbeda, menentukan frekuensi kritis dari berbagai wilayah (frekuensi pembawa pulsa radio di mana wilayah ionosfer ini menjadi transparan disebut frekuensi kritis), dimungkinkan untuk menentukan nilai kerapatan elektron di lapisan dan ketinggian efektif untuk frekuensi tertentu, dan pilih frekuensi optimal untuk jalur radio tertentu. Dengan perkembangan teknologi roket dan munculnya zaman antariksa satelit Bumi buatan (AES) dan pesawat ruang angkasa lainnya, menjadi mungkin untuk secara langsung mengukur parameter plasma ruang dekat Bumi, yang bagian bawahnya adalah ionosfer.
Pengukuran kerapatan elektron yang dilakukan dari roket yang diluncurkan secara khusus dan di sepanjang jalur penerbangan satelit mengonfirmasi dan menyempurnakan data yang sebelumnya diperoleh dengan metode berbasis darat pada struktur ionosfer, distribusi kerapatan elektron dengan ketinggian di berbagai wilayah di Bumi, dan memungkinkan untuk mendapatkan nilai kerapatan elektron di atas maksimum utama - lapisan F. Sebelumnya, tidak mungkin melakukan ini dengan metode membunyikan berdasarkan pengamatan pulsa radio panjang gelombang pendek yang dipantulkan. Telah ditemukan bahwa di beberapa wilayah di dunia terdapat daerah yang cukup stabil dengan kerapatan elektron rendah, "angin ionosfer" teratur, proses gelombang aneh muncul di ionosfer yang membawa gangguan ionosfer lokal ribuan kilometer dari tempat eksitasinya, dan lebih banyak. Penciptaan perangkat penerima yang sangat sensitif memungkinkan untuk melakukan di stasiun-stasiun suara berdenyut dari ionosfer penerimaan sinyal berdenyut yang sebagian dipantulkan dari daerah terendah ionosfer (stasiun refleksi parsial). Penggunaan instalasi pulsa yang kuat dalam rentang panjang gelombang meter dan desimeter dengan penggunaan antena yang memungkinkan konsentrasi energi radiasi yang tinggi memungkinkan untuk mengamati sinyal yang tersebar oleh ionosfer pada berbagai ketinggian. Studi tentang fitur spektrum sinyal-sinyal ini, tersebar secara tidak koheren oleh elektron dan ion plasma ionosfer (untuk ini, stasiun hamburan gelombang radio yang tidak koheren digunakan) memungkinkan untuk menentukan konsentrasi elektron dan ion, setaranya suhu di berbagai ketinggian hingga ketinggian beberapa ribu kilometer. Ternyata ionosfer cukup transparan untuk frekuensi yang digunakan.
Konsentrasi muatan listrik (kerapatan elektron sama dengan ion satu) di ionosfer bumi pada ketinggian 300 km adalah sekitar 106 cm–3 pada siang hari. Plasma dengan kerapatan ini memantulkan gelombang radio yang lebih panjang dari 20 m, sementara memancarkan gelombang yang lebih pendek.
Distribusi vertikal kerapatan elektron di ionosfer untuk kondisi siang dan malam.
Perambatan gelombang radio di ionosfer.
Penerimaan yang stabil dari stasiun penyiaran jarak jauh tergantung pada frekuensi yang digunakan, serta pada waktu hari, musim dan, di samping itu, pada aktivitas matahari. Aktivitas matahari secara signifikan mempengaruhi keadaan ionosfer. Gelombang radio yang dipancarkan oleh stasiun bumi merambat dalam garis lurus, seperti semua jenis gelombang elektromagnetik. Namun, harus diperhitungkan bahwa baik permukaan Bumi maupun lapisan atmosfernya yang terionisasi berfungsi seolah-olah pelat kapasitor besar, yang bertindak seperti cermin pada cahaya. Dipantulkan dari mereka, gelombang radio dapat melakukan perjalanan ribuan kilometer, membungkuk di seluruh dunia dalam lompatan besar ratusan dan ribuan kilometer, memantulkan secara bergantian dari lapisan gas terionisasi dan dari permukaan bumi atau air.
Pada tahun 1920-an, diyakini bahwa gelombang radio yang lebih pendek dari 200 m umumnya tidak cocok untuk komunikasi jarak jauh karena daya serap yang kuat. Eksperimen pertama pada penerimaan gelombang pendek jarak jauh melintasi Atlantik antara Eropa dan Amerika dilakukan oleh fisikawan Inggris Oliver Heaviside dan insinyur listrik Amerika Arthur Kennelly. Secara independen satu sama lain, mereka menyarankan bahwa di suatu tempat di sekitar Bumi ada lapisan atmosfer terionisasi yang dapat memantulkan gelombang radio. Itu disebut lapisan Heaviside - Kennelly, dan kemudian - ionosfer.
Menurut konsep modern, ionosfer terdiri dari elektron bebas bermuatan negatif dan ion bermuatan positif, terutama oksigen molekuler O + dan oksida nitrat NO + . Ion dan elektron terbentuk sebagai hasil disosiasi molekul dan ionisasi atom gas netral oleh sinar-X matahari dan radiasi ultraviolet. Untuk mengionisasi atom, perlu untuk menginformasikannya tentang energi ionisasi, yang sumber utamanya untuk ionosfer adalah ultraviolet, sinar-X, dan radiasi sel Matahari.
Selama kulit gas Bumi diterangi oleh Matahari, semakin banyak elektron yang terus terbentuk di dalamnya, tetapi pada saat yang sama, beberapa elektron, bertabrakan dengan ion, bergabung kembali, lagi-lagi membentuk partikel netral. Setelah matahari terbenam, produksi elektron baru hampir berhenti, dan jumlah elektron bebas mulai berkurang. Semakin banyak elektron bebas di ionosfer, semakin baik gelombang frekuensi tinggi yang dipantulkan darinya. Dengan penurunan konsentrasi elektron, perjalanan gelombang radio hanya dimungkinkan dalam rentang frekuensi rendah. Itulah sebabnya pada malam hari, sebagai suatu peraturan, dimungkinkan untuk menerima stasiun yang jauh hanya dalam kisaran 75, 49, 41 dan 31 m. Elektron didistribusikan secara tidak merata di ionosfer. Pada ketinggian 50 sampai 400 km, terdapat beberapa lapisan atau daerah yang kerapatan elektronnya meningkat. Area-area ini dengan mulus bertransisi satu sama lain dan mempengaruhi propagasi gelombang radio HF dengan cara yang berbeda. Lapisan atas ionosfer dilambangkan dengan huruf F. Berikut adalah tingkat ionisasi tertinggi (fraksi partikel bermuatan sekitar 10–4). Itu terletak di ketinggian lebih dari 150 km di atas permukaan bumi dan memainkan peran reflektif utama dalam perambatan gelombang radio frekuensi tinggi pita HF. Pada bulan-bulan musim panas, wilayah F terbagi menjadi dua lapisan - F 1 dan F 2. Lapisan F1 dapat menempati ketinggian dari 200 hingga 250 km, dan lapisan F 2 tampak “mengambang” pada kisaran ketinggian 300–400 km. Biasanya berlapis F 2 terionisasi jauh lebih kuat dari lapisan F satu . lapisan malam F 1 menghilang dan berlapis F 2 tetap, perlahan-lahan kehilangan hingga 60% derajat ionisasinya. Di bawah lapisan F, pada ketinggian 90 hingga 150 km, terdapat lapisan E, yang ionisasinya terjadi di bawah pengaruh radiasi sinar-X lunak dari Matahari. Derajat ionisasi lapisan E lebih rendah daripada F, pada siang hari, penerimaan stasiun pita HF frekuensi rendah 31 dan 25 m terjadi ketika sinyal dipantulkan dari lapisan E. Biasanya ini adalah stasiun yang terletak pada jarak 1000-1500 km. Pada malam hari di lapisan E ionisasi menurun tajam, tetapi bahkan saat ini terus memainkan peran penting dalam penerimaan sinyal dari stasiun di pita 41, 49 dan 75 m.
Sangat menarik untuk menerima sinyal pita frekuensi tinggi HF 16, 13 dan 11 m yang timbul di daerah tersebut. E interlayers (awan) ionisasi sangat meningkat. Luas awan ini dapat bervariasi dari beberapa hingga ratusan kilometer persegi. Lapisan peningkatan ionisasi ini disebut lapisan sporadis. E dan dilambangkan Es. Awan Es dapat bergerak di ionosfer di bawah pengaruh angin dan mencapai kecepatan hingga 250 km/jam. Di musim panas, di garis lintang tengah pada siang hari, asal gelombang radio karena awan Es terjadi 15-20 hari per bulan. Dekat khatulistiwa, itu hampir selalu ada, dan di lintang tinggi biasanya muncul di malam hari. Kadang-kadang, pada tahun-tahun aktivitas matahari rendah, ketika tidak ada jalur ke pita frekuensi tinggi HF, stasiun jauh tiba-tiba muncul dengan kenyaringan yang baik pada pita 16, 13 dan 11 m, yang sinyalnya berulang kali dipantulkan dari Es.
Wilayah terendah dari ionosfer adalah wilayah D terletak di ketinggian antara 50 dan 90 km. Ada relatif sedikit elektron bebas di sini. Dari daerah D gelombang panjang dan menengah dipantulkan dengan baik, dan sinyal stasiun HF frekuensi rendah diserap dengan kuat. Setelah matahari terbenam, ionisasi menghilang dengan sangat cepat dan menjadi mungkin untuk menerima stasiun jauh dalam kisaran 41, 49 dan 75 m, sinyal yang dipantulkan dari lapisan F 2 dan E. Lapisan ionosfer yang terpisah memainkan peran penting dalam perambatan sinyal radio HF. Dampak pada gelombang radio terutama karena adanya elektron bebas di ionosfer, meskipun mekanisme propagasi gelombang radio dikaitkan dengan keberadaan ion besar. Yang terakhir ini juga menarik dalam studi tentang sifat kimia atmosfer, karena mereka lebih aktif daripada atom dan molekul netral. Reaksi kimia yang terjadi di ionosfer memainkan peran penting dalam keseimbangan energi dan listriknya.
ionosfer biasa. Pengamatan yang dilakukan dengan bantuan roket geofisika dan satelit telah memberikan banyak informasi baru, menunjukkan bahwa ionisasi atmosfer terjadi di bawah pengaruh radiasi matahari spektrum luas. Bagian utamanya (lebih dari 90%) terkonsentrasi di bagian spektrum yang terlihat. Radiasi ultraviolet dengan panjang gelombang yang lebih pendek dan lebih banyak energi daripada sinar violet dipancarkan oleh hidrogen di bagian dalam atmosfer Matahari (kromosfer), dan radiasi sinar-X, yang bahkan memiliki energi lebih tinggi, dipancarkan oleh gas-gas di bagian luar Matahari. cangkang (korona).
Keadaan normal (rata-rata) ionosfer disebabkan oleh radiasi kuat yang konstan. Perubahan reguler terjadi di ionosfer normal di bawah pengaruh rotasi harian Bumi dan perbedaan musiman dalam sudut datangnya sinar matahari pada siang hari, tetapi perubahan tak terduga dan tiba-tiba dalam keadaan ionosfer juga terjadi.
Gangguan di ionosfer
Seperti diketahui, manifestasi aktivitas berulang yang kuat terjadi di Matahari, yang mencapai maksimum setiap 11 tahun. Pengamatan di bawah program Tahun Geofisika Internasional (IGY) bertepatan dengan periode aktivitas matahari tertinggi untuk seluruh periode pengamatan meteorologi sistematis, yaitu. dari awal abad ke-18. Selama periode aktivitas tinggi, kecerahan beberapa area di Matahari meningkat beberapa kali, dan kekuatan radiasi ultraviolet dan sinar-X meningkat tajam. Fenomena seperti itu disebut semburan matahari. Mereka berlangsung dari beberapa menit hingga satu atau dua jam. Selama suar, plasma matahari meletus (terutama proton dan elektron), dan partikel elementer bergegas ke luar angkasa. Radiasi elektromagnetik dan sel-sel Matahari pada saat-saat semburan seperti itu memiliki efek yang kuat pada atmosfer Bumi.
Reaksi awal dicatat 8 menit setelah kilatan, ketika radiasi ultraviolet dan sinar-X yang intens mencapai Bumi. Akibatnya, ionisasi meningkat tajam; sinar-x menembus atmosfer hingga batas bawah ionosfer; jumlah elektron di lapisan ini meningkat sedemikian rupa sehingga sinyal radio hampir sepenuhnya diserap ("padam"). Penyerapan radiasi tambahan menyebabkan pemanasan gas, yang berkontribusi pada perkembangan angin. Gas terionisasi adalah konduktor listrik, dan ketika bergerak di medan magnet bumi, muncul efek dinamo dan arus listrik dihasilkan. Arus seperti itu, pada gilirannya, dapat menyebabkan gangguan medan magnet yang nyata dan memanifestasikan dirinya dalam bentuk badai magnet.
Struktur dan dinamika atmosfer bagian atas pada dasarnya ditentukan oleh proses termodinamika nonequilibrium yang terkait dengan ionisasi dan disosiasi oleh radiasi matahari, proses kimia, eksitasi molekul dan atom, penonaktifannya, tumbukan, dan proses dasar lainnya. Dalam hal ini, derajat nonequilibrium meningkat dengan tinggi karena densitas menurun. Hingga ketinggian 500–1000 km, dan seringkali bahkan lebih tinggi, tingkat ketidakseimbangan untuk banyak karakteristik atmosfer atas cukup kecil, yang memungkinkan seseorang untuk menggunakan hidrodinamika klasik dan hidromagnetik dengan memungkinkan reaksi kimia untuk menggambarkannya.
Eksosfer adalah lapisan luar atmosfer bumi, mulai dari ketinggian beberapa ratus kilometer, dari mana atom hidrogen yang ringan dan bergerak cepat dapat melarikan diri ke luar angkasa.
Edward Kononovich
Literatur:
Pudovkin M.I. Dasar-dasar fisika matahari. Sankt Peterburg, 2001
Eris Chaisson, Steve McMillan Astronomi hari ini. Prentice Hall Inc. Sungai Pelana Atas, 2002
Materi online: http://ciencia.nasa.gov/
Ketika sebuah benda meteoroid memasuki atmosfer bumi, banyak fenomena menarik yang terjadi, yang hanya akan kami sebutkan. Kecepatan setiap benda kosmik selalu melebihi 11,2 km/s dan dapat mencapai 40 km/s di sekitar bumi dengan arah yang berubah-ubah. Kecepatan linier Bumi saat bergerak mengelilingi Matahari rata-rata 30 km/s, sehingga kecepatan maksimum tumbukan meteoroid dengan atmosfer bumi dapat mencapai sekitar 70 km/s (pada lintasan yang berlawanan).
Pertama, tubuh berinteraksi dengan atmosfer bagian atas yang sangat tipis, di mana jarak antar molekul gas lebih besar dari diameternya. Jelas, interaksi dengan molekul-molekul di atmosfer atas praktis tidak mempengaruhi kecepatan dan keadaan benda yang cukup masif. Tetapi jika massa benda kecil (sebanding dengan massa molekul atau melebihi 2-3 kali lipat), maka ia dapat sepenuhnya melambat di lapisan atas atmosfer dan perlahan-lahan akan mengendap di permukaan bumi. permukaan di bawah pengaruh gravitasi. Ternyata dengan cara ini, yaitu dalam bentuk debu, bagian terbesar dari materi kosmik padat jatuh ke Bumi. Telah dihitung bahwa dari 100 hingga 1000 ton materi luar angkasa memasuki Bumi setiap hari, tetapi hanya 1% dari jumlah ini yang diwakili oleh fragmen besar yang dapat mencapai permukaannya.
Tiga gaya utama bekerja pada benda yang cukup besar yang bergerak: perlambatan, gravitasi, dan pengusiran (gaya Archimedean), yang menentukan lintasannya. Perlambatan efektif objek terbesar dimulai hanya di lapisan atmosfer yang padat, pada ketinggian kurang dari 100 km.
Pergerakan meteoroid, seperti benda padat lainnya dalam medium gas dengan kecepatan tinggi, dicirikan oleh angka Mach - rasio kecepatan benda dengan kecepatan suara. Jumlah ini bervariasi pada ketinggian penerbangan meteoroid yang berbeda, tetapi seringkali melebihi 50. Gelombang kejut terbentuk di depan meteoroid dalam bentuk gas atmosfer yang sangat terkompresi dan dipanaskan. Permukaan tubuh itu sendiri sebagai hasil interaksi dengan mereka
Jika massa benda tidak terlalu kecil dan tidak terlalu besar, dan kecepatannya berkisar antara 11 km / s hingga 22 km / s (ini dimungkinkan pada lintasan "mengejar" Bumi), maka ia memiliki waktu untuk melambat di atmosfer tanpa terbakar. Setelah itu, meteoroid bergerak dengan kecepatan sedemikian rupa sehingga ablasi tidak lagi efektif, dan dapat mencapai permukaan bumi tanpa perubahan. Jika massa benda tidak terlalu besar, maka penurunan lebih lanjut dalam kecepatannya berlanjut hingga gaya hambatan udara sama dengan gaya gravitasi, dan penurunannya yang hampir vertikal dimulai pada kecepatan 50-150 m / s. Sebagian besar meteorit jatuh ke Bumi dengan kecepatan seperti itu. Dengan massa yang besar, meteoroid tidak memiliki waktu untuk terbakar atau melambat dengan kuat dan bertabrakan dengan permukaan dengan kecepatan kosmik. Dalam hal ini, ledakan terjadi, yang disebabkan oleh transisi energi kinetik tubuh yang besar menjadi energi termal, mekanik, dan jenis energi lainnya, dan kawah eksplosif terbentuk di permukaan bumi. Akibatnya, sebagian besar meteorit dan permukaan bumi yang terkena benturan meleleh dan menguap.
Artikel ini akan fokus pada meteor dan meteorit yang, terbang ke atmosfer bumi, terbakar dengan sangat cepat di ketinggian, membentuk jejak jangka pendek di langit malam yang disebut starfall, atau, bertabrakan dengan bumi, meledak seperti, misalnya Tunguska. Pada saat yang sama, baik yang satu maupun yang lain, seperti yang diketahui dan diyakini secara umum, tidak meninggalkan produk pembakaran padat.
Meteor terbakar pada kontak sekecil apa pun dengan atmosfer. Pembakaran mereka sudah berakhir di ketinggian 80 km. Konsentrasi oksigen pada ketinggian ini rendah dan berjumlah 0,004 g/m 3 , dan atmosfer yang dijernihkan memiliki tekanan P = 0,000012 kg/m 2 dan tidak dapat memberikan gesekan yang cukup untuk langsung memanaskan seluruh volume tubuh meteor ke suhu yang cukup untuk pembakarannya. Lagi pula, tubuh yang tidak dipanaskan tidak bisa menyala. Lalu, mengapa penyalaan terjadi di ketinggian dan pembakaran meteor yang begitu cepat dan merata? Kondisi apa yang diperlukan untuk ini?
Salah satu syarat untuk penyalaan dan pembakaran meteor yang cepat adalah adanya suhu tubuhnya yang cukup tinggi sebelum memasuki atmosfer. Untuk melakukan ini, itu harus dihangatkan dengan baik terlebih dahulu di seluruh volume oleh matahari. Kemudian, agar seluruh volume meteor dapat memanas di bawah kondisi ruang karena perbedaan suhu cahaya dan bayangan, dan ketika bersentuhan dengan atmosfer, ia juga memiliki waktu untuk menyebar lebih cepat. panas dari gesekan seluruh tubuh, zat meteor harus memiliki konduktivitas termal yang tinggi.
Kondisi selanjutnya untuk pembakaran meteor, meninggalkan jejak yang bahkan berapi-api, harus menjaga kekuatan tubuh selama pembakaran. Karena, setelah terbang ke atmosfer, meskipun dijernihkan, meteor itu masih mengalami beban dari aliran yang datang, dan jika tubuhnya melunak karena suhu, meteor itu hanya akan tertiup angin menjadi bagian-bagian yang terpisah dan kita akan mengamati berkas kembang api yang beterbangan. .
Lebih jauh. Karena banyak zat, baik logam maupun non-logam, terbakar, kita akan memulai pembahasan kita tentang komposisi zat meteor dengan elemen pertama sistem periodik, hidrogen. Mari kita asumsikan bahwa benda ini terdiri dari hidrogen padat atau senyawa padatnya, misalnya, air es. Setelah dipanaskan hingga suhu tinggi, tubuh ini akan menguap begitu saja sebelum menyala bahkan di luar angkasa. Namun, jika kita berasumsi bahwa benda yang mengandung hidrogen tersulut dan terbakar di atmosfer, maka pasti akan meninggalkan jejak putih uap air, sebagai hasil dari proses pembakaran hidrogen dalam oksigen. Kemudian kita bisa melihat jejak putih "bintang jatuh" di siang hari, di bawah iluminasi tertentu oleh matahari. Dengan demikian, meteor-meteor tersebut tidak dapat mengandung atau mengandung hidrogen dalam jumlah banyak. Dan es di luar angkasa tidak dapat eksis sama sekali, karena menurut sifat termodinamika air pada tekanan kosmik P = 0,001 m air. Seni. titik didihnya mendekati nol mutlak, yaitu -273 ° C, tidak ada suhu seperti itu di tata surya. Jika es masuk ke ruang terbuka di tata surya, itu akan segera menguap dari panas obor yang kuat - Matahari. Kami selanjutnya berasumsi bahwa meteor kami terdiri dari logam atau paduannya. Logam memiliki konduktivitas termal yang baik, yang memenuhi persyaratan di atas. Tetapi ketika dipanaskan, logam kehilangan kekuatannya, dan mereka terbakar dengan pembentukan oksida, oksida, mis. terak padat cukup berat, yang ketika jatuh, pasti akan diperbaiki oleh orang-orang di tanah, seperti hujan es, misalnya. Tetapi tidak ada tempat lain yang mencatat fenomena aktif seperti itu, sehingga bahkan setelah "bintang jatuh" yang kuat, hujan es jatuh di suatu tempat, dan bagaimanapun, lebih dari 3 ribu ton materi terbang ke kita setiap hari. Meskipun fragmen individu meteorit logam dan non-logam masih ditemukan, tetapi ini jarang terjadi dan dengan fenomena harian "bintang jatuh" temuan ini dapat diabaikan. Jadi, meteor kita juga tidak mengandung logam.
Zat apa yang dapat memenuhi semua persyaratan ini? Yaitu:
1. Memiliki konduktivitas termal yang tinggi;
2. Pertahankan kekuatan pada suhu tinggi;
3. Secara aktif bereaksi dengan atmosfir yang dijernihkan di dataran tinggi;
4. Jangan membentuk terak padat saat terbakar;
Ada zat seperti itu - itu adalah karbon. Apalagi terletak di fase kristal paling keras yang disebut berlian. Ini adalah berlian yang memenuhi semua persyaratan ini. Jika karbon berada di salah satu fase lainnya, maka itu tidak akan memenuhi persyaratan kedua kami, yaitu, untuk mempertahankan kekuatan pada suhu tinggi. Ini adalah berlian yang para astronom bingung dengan es ketika mengamati "bintang jatuh".
Selanjutnya, untuk membakar dalam konsentrasi oksigen kurang dari 0,004 g / m 3 tubuh dengan berat 1 g. Anda perlu terbang sekitar 13.000 km., terbang sekitar 40 km. Kemungkinan besar, jejak bercahaya meteor bukanlah hasil pembakarannya dalam oksigen di atmosfer, tetapi hasil reaksi reduksi karbon dengan hidrogen, di mana gas juga terbentuk. Pada ketinggian tersebut, CH 4, C 2 H 2, C 6 H 6 hadir dalam jumlah kecil, CO, CO 2 juga ada pada ketinggian tersebut, ini menunjukkan bahwa karbon pada ketinggian tersebut terbakar dan berkurang, gas-gas ini sendiri naik dari permukaan bumi untuk ketinggian ini tidak bisa.
Adapun meteorit Tunguska dan meteorit yang jatuh pada musim gugur 2002 di wilayah Irkutsk Rusia di lembah Sungai Vitim, meteorit ini juga, kemungkinan besar, hanya berlian besar. Karena massanya yang besar, meteorit ini tidak sempat terbakar habis di atmosfer. Setelah terbang ke tanah dan tidak dihancurkan oleh aliran udara, menabrak permukaan yang keras dengan kekuatan yang sangat besar, blok berlian ini hancur menjadi potongan-potongan kecil. Diketahui bahwa berlian adalah bahan yang keras tetapi rapuh yang tidak bekerja dengan baik pada benturan. Karena berlian memiliki konduktivitas termal yang tinggi, seluruh badan meteorit dipanaskan sampai suhu pembakaran sebelum tumbukan. Setelah hancur berkeping-keping dan memantul dari Bumi, setiap fragmen, setelah bersentuhan dengan oksigen di udara, segera terbakar, melepaskan sejumlah energi pada saat yang bersamaan. Dan hanya ada ledakan besar. Lagi pula, ledakan bukanlah hasil dari kejutan mekanis yang kuat, karena untuk beberapa alasan biasanya diyakini dalam astronomi, tetapi hasil dari reaksi kimia aktif, dan tidak masalah di mana itu terjadi di Bumi, di Jupiter, seperti selama ada sesuatu untuk bereaksi. Semua karbon yang terbakar membentuk karbon dioksida, yang larut ke atmosfer. Karena itu, mereka tidak menemukan sisa-sisa meteor di tempat-tempat tersebut. Sangat mungkin bahwa di wilayah ledakan meteorit ini, sisa-sisa hewan yang mati tidak hanya karena gelombang kejut, tetapi juga karena mati lemas dengan karbon monoksida dapat ditemukan. Dan tidak aman bagi orang untuk mengunjungi tempat-tempat ini segera setelah ledakan. karbon monoksida mungkin tetap berada di dataran rendah. Hipotesis meteorit Tunguska ini memberikan penjelasan untuk hampir semua anomali yang diamati setelah ledakan. Jika meteorit ini jatuh ke dalam reservoir, maka air tidak akan membiarkan semua pecahannya benar-benar terbakar, dan kita dapat memiliki deposit berlian lainnya. Omong-omong, semua deposit berlian terletak di lapisan permukaan tipis Bumi, praktis hanya di permukaannya. Kehadiran karbon dalam meteorit juga dikonfirmasi oleh hujan meteor yang terjadi pada tanggal 8 Oktober 1871 di Chicago, ketika, untuk beberapa alasan yang tidak diketahui, rumah-rumah terbakar dan bahkan jalur peluncuran logam meleleh. Saat ribuan orang meninggal karena mati lemas, letaknya cukup jauh dari lokasi kebakaran.
Jatuh pada planet atau satelit dari planet yang tidak memiliki atmosfer dan gas aktif, pecahan meteorit tersebut yang belum "terbakar" sebagian akan menutupi permukaan planet atau satelit tersebut. Mungkin itu sebabnya satelit alami kita, Bulan, memantulkan cahaya dari Matahari dengan sangat baik, karena berlian juga memiliki indeks bias yang tinggi. Dan sistem sinar kawah bulan, misalnya, Tycho, Copernicus, jelas terdiri dari bahan transparan dan tentu saja bukan es, karena suhu di permukaan Bulan yang diterangi adalah + 120 ° C.
Berlian juga menunjukkan sifat fluoresensi ketika terkena radiasi elektromagnetik panjang gelombang pendek. Mungkinkah sifat ini akan memberikan penjelasan tentang asal usul ekor komet saat mendekati Matahari, sumber radiasi gelombang pendek yang kuat?
