მეტეოროიდი(მეტეორის სხეული) - შუალედური ზომის ციური სხეული პლანეტათაშორის მტვერსა და ასტეროიდს შორის.
აქ ცოტა ტერმინოლოგია უნდა გავიგოთ. დიდი სიჩქარით მიფრინავს დედამიწის ატმოსფეროში, ხახუნის გამო თბება და იწვის, გადაიქცევა მანათობლად. მეტეორი, ან ცეცხლოვანი ბურთი, რომელიც შეიძლება გამოიყურებოდეს როგორც მსროლელი ვარსკვლავი. დედამიწის ატმოსფეროში შემავალი მეტეოროიდის ხილულ კვალს ე.წ მეტეორიდა მეტეოროიდი, რომელიც დაეცა დედამიწის ზედაპირზე - მეტეორიტი.
მზის სისტემა სავსეა ამ პატარა კოსმოსური ნამსხვრევებით, რომლებსაც მეტეოროიდები უწოდებენ. ეს შეიძლება იყოს კომეტების მტვრის ნაწილაკები, დიდი ლოდები ან თუნდაც გატეხილი ასტეროიდების ფრაგმენტები.
მეტეორის საერთაშორისო ორგანიზაციის (IMO) ოფიციალური განმარტებით, მეტეოროიდიარის პლანეტათაშორის სივრცეში მოძრავი მყარი ობიექტი, ზომა საგრძნობლად არის ასტეროიდზე პატარა, მაგრამ ატომზე ბევრად დიდი. ბრიტანეთის სამეფო ასტრონომიულმა საზოგადოებამ წამოაყენა კიდევ ერთი ფორმულირება, რომლის მიხედვითაც მეტეოროიდი არის სხეული, რომლის დიამეტრი 100 მიკრონიდან 10 მ-მდეა.
არ არის ობიექტი, მაგრამ ფენომენი, ე.ი. მეტეოროიდის მბზინავი კვალი. გაფრინდება თუ არა ატმოსფეროდან უკან სივრცე, იწვის ის ატმოსფეროში თუ დაეცემა დედამიწაზე მეტეორიტის სახით - ამ ფენომენს მეტეორი ეწოდება.
მეტეორის გამორჩეული მახასიათებლები, გარდა მასისა და ზომისა, არის მისი სიჩქარე, აალების სიმაღლე, ბილიკის სიგრძე (ხილული გზა), სიკაშკაშის სიკაშკაშე და ქიმიური შემადგენლობა (ზემოქმედებს წვის ფერზე).
მეტეორები ხშირად გროვდება მეტეორული წვიმები - მუდმივი მასებიმეტეორები, რომლებიც ჩნდებიან წლის გარკვეულ დროს, ცის გარკვეულ მხარეზე. ცნობილია მეტეორული წვიმა ლეონიდები, კვადრატიდები და პერსეიდები. ყველა მეტეორული წვიმა წარმოიქმნება კომეტების მიერ მზის სისტემის შიდა ნაწილის გავლისას დნობის პროცესის დროს განადგურების შედეგად.
მეტეორის კვალი, როგორც წესი, ქრება რამდენიმე წამში, მაგრამ ზოგჯერ შეიძლება დარჩეს რამდენიმე წუთის განმავლობაში და ქარის გავლენის ქვეშ იმოძრაოს მეტეორის სიმაღლეზე. ზოგჯერ დედამიწა კვეთს მეტეოროიდების ორბიტას. შემდეგ, დედამიწის ატმოსფეროში გავლისას და დათბობის შემდეგ, ისინი აალდებიან სინათლის კაშკაშა ზოლებით, რომლებსაც მეტეორებს, ანუ მსროლელ ვარსკვლავებს უწოდებენ.
AT ნათელი ღამეშეგიძლიათ ნახოთ რამდენიმე მეტეორი საათში. და როდესაც დედამიწა გადის მტვრის ნაწილაკების ნაკადში, რომელიც დარჩა გამვლელი კომეტას მიერ, ყოველ საათში ათობით მეტეორის ნახვა შეიძლება.
ზოგჯერ გვხვდება მეტეოროიდების ნაჭრები, რომლებიც ატმოსფეროში მეტეორის სახით გავლის შემდეგ გადარჩნენ და ნახშირბადის ქვების სახით დაეცა მიწაზე. ისინი, როგორც წესი, მუქი ფერის და ძალიან მძიმეა. ზოგჯერ ისინი ჟანგიანივით გამოიყურებიან. ხდება ისე, რომ მეტეორიტები არღვევენ სახლების სახურავებს ან ეცემა სახლთან ახლოს. მაგრამ მეტეორიტის მოხვედრის საფრთხე ადამიანისთვის უმნიშვნელოა. მეტეორიტის ადამიანთან შეჯახების ერთადერთი დოკუმენტირებული შემთხვევა მოხდა 1954 წლის 30 ნოემბერს ალაბამას შტატში. დაახლოებით 4 კგ წონის მეტეორიტმა სახლის სახურავზე გაარღვია და ანა ელიზაბეტ ჰოჯსს მკლავზე და ბარძაყზე რიკოშეტი მიაყენა. ქალმა სისხლჩაქცევები მიიღო.
მეტეორების შესწავლის ვიზუალური და ფოტოგრაფიული მეთოდების გარდა ბოლო დროსგანვითარდა ელექტრონულ-ოპტიკური, სპექტრომეტრიული და განსაკუთრებით სარადარო ტექნოლოგიები, მეტეორის ბილიკის თვისებაზე რადიოტალღების გაფანტვისთვის. რადიო მეტეორის გახმოვანება და მეტეორის ბილიკების მოძრაობის შესწავლა მნიშვნელოვან ინფორმაციას გვაწვდის ატმოსფეროს მდგომარეობისა და დინამიკის შესახებ დაახლოებით 100 კმ სიმაღლეზე. შესაძლებელია მეტეორის რადიო არხების შექმნა.
სხეული კოსმოსური წარმოშობადიდი ციური ობიექტის ზედაპირზე დაცემა.
ნაპოვნი მეტეორიტების უმეტესობის წონა რამდენიმე გრამიდან რამდენიმე კილოგრამამდეა. ყველაზე დიდი მეტეორიტი ოდესმე აღმოჩენილი გობა(წონა დაახლოებით 60 ტონაა). ითვლება, რომ დედამიწაზე დღეში 5-6 ტონა მეტეორიტი მოდის, ანუ წელიწადში 2 ათასი ტონა.
რუსეთის მეცნიერებათა აკადემიას ახლა აქვს სპეციალური კომიტეტი, რომელიც მართავს მეტეორიტების შეგროვებას, შესწავლას და შენახვას. კომიტეტს აქვს მეტეორიტების დიდი კოლექცია.
ავარიის ადგილზე დიდი მეტეორიტიშეიძლება ჩამოყალიბდეს კრატერი(ასტრობლემა). მსოფლიოში ერთ-ერთი ყველაზე ცნობილი კრატერი - არიზონა. ვარაუდობენ, რომ დედამიწაზე ყველაზე დიდი მეტეორიტის კრატერი - Wilkes Land კრატერი ანტარქტიდაში(დიამეტრი დაახლოებით 500 კმ).
როგორ ხდება ეს
მეტეორი დედამიწის ატმოსფეროში შედის 11-დან 72 კმ/წმ სიჩქარით. ამ სიჩქარით ის იწყებს დათბობას და ანათებს. ხარჯზე აბლაცია(მეტეორიული სხეულის ნივთიერების ნაწილაკების მოახლოებული ნაკადის დაწვა და აფეთქება), სხეულის მასა, რომელიც მიაღწია ზედაპირს, შეიძლება იყოს ნაკლები, და ზოგიერთ შემთხვევაში მნიშვნელოვნად ნაკლები, ვიდრე მისი მასა ატმოსფეროს შესასვლელში. მაგალითად, პატარა სხეული, რომელიც დედამიწის ატმოსფეროში 25 კმ/წმ ან მეტი სიჩქარით შედის, თითქმის მთლიანად იწვის. ატმოსფეროში შესვლის ასეთი სიჩქარით, ათობით და ასეულობით ტონა საწყისი მასიდან, მხოლოდ რამდენიმე კილოგრამი ან თუნდაც გრამი მატერია აღწევს ზედაპირს. ატმოსფეროში მეტეოროიდის წვის კვალი გვხვდება მისი დაცემის თითქმის მთელ ტრაექტორიაზე.
თუ მეტეორის სხეული არ დაიწვა ატმოსფეროში, მაშინ, როდესაც ის შენელდება, ის კარგავს სიჩქარის ჰორიზონტალურ კომპონენტს. ეს იწვევს დაცემის ტრაექტორიის ცვლილებას. როდესაც მეტეორიტი ნელდება, მეტეორის სხეულის სიკაშკაშე იკლებს, ის კლებულობს (ხშირად მიუთითებენ, რომ დაცემის დროს მეტეორიტი თბილი იყო და არა ცხელი).
გარდა ამისა, შეიძლება მოხდეს მეტეოროიდის ფრაგმენტებად განადგურება, რაც იწვევს მეტეორულ წვიმას.
რუსეთში დიდი მეტეორიტები აღმოაჩინეს
ტუნგუსკის მეტეორიტი(ამ დროისთვის გაურკვეველია ზუსტად ტუნგუსკას ფენომენის მეტეორიტული წარმოშობა). დაეცა 1908 წლის 30 ივნისს მდინარე პოდკამენნაია ტუნგუსკას აუზში ციმბირში. მთლიანი ენერგია შეფასებულია 40-50 მეგატონამდე ტროტილის ეკვივალენტად.
ცარევსკის მეტეორიტი(მეტეორი წვიმა). დაეცა 1922 წლის 6 დეკემბერს ვოლგოგრადის რაიონის სოფელ ცარევთან. Ეს არის ქვის მეტეორიტი. შეგროვებული ფრაგმენტების საერთო მასა შეადგენს 1,6 ტონას დაახლოებით 15 კვადრატულ მეტრ ფართობზე. კმ. ყველაზე დიდი დაცემული ფრაგმენტის წონა იყო 284 კგ.
სიხოტე-ალინის მეტეორიტი(ფრაგმენტების საერთო მასა 30 ტონაა, ენერგია 20 კილოტონადაა შეფასებული). ეს იყო რკინის მეტეორიტი. დაეცა უსურის ტაიგაში 1947 წლის 12 თებერვალს.
Vitim fireball. დაეცა მამსკო-ჩუისკის რაიონის სოფლების მამას და ვიტიმსკის მახლობლად ირკუტსკის რეგიონი 2002 წლის 24-25 სექტემბრის ღამეს. მეტეორიტის აფეთქების მთლიანი ენერგია, როგორც ჩანს, შედარებით მცირეა (200 ტონა ტროტილი, საწყისი ენერგია 2,3 კილოტონა), მაქსიმალური საწყისი მასა (ატმოსფეროში წვამდე) არის 160 ტონა, ხოლო ფრაგმენტების საბოლოო მასა დაახლოებით რამდენიმე ასეული კილოგრამია.
მიუხედავად იმისა, რომ მეტეორიტები დედამიწაზე ხშირად ეცემა, მეტეორიტის აღმოჩენა საკმაოდ იშვიათი მოვლენაა. მეტეორიტის ლაბორატორია იუწყება: „სულ 250 წლის განმავლობაში რუსეთის ფედერაციის ტერიტორიაზე მხოლოდ 125 მეტეორიტი იქნა ნაპოვნი“.
დედამიწის ფორმირებასთან ერთად დაიწყო ატმოსფეროს ფორმირება. პლანეტის ევოლუციის დროს და მისი პარამეტრების მიახლოებისას თანამედროვე ღირებულებებიფუნდამენტურად ხარისხობრივი ცვლილებები მოხდა მის ქიმიურ შემადგენლობასა და ფიზიკურ თვისებებში. ევოლუციური მოდელის მიხედვით, ადრეულ ეტაპზე დედამიწა დნობის მდგომარეობაში იყო და მყარ სხეულად ჩამოყალიბდა დაახლოებით 4,5 მილიარდი წლის წინ. ეს ეტაპი აღებულია როგორც გეოლოგიური ქრონოლოგიის დასაწყისი. ამ დროიდან დაიწყო ატმოსფეროს ნელი ევოლუცია. ზოგიერთ გეოლოგიურ პროცესს (მაგალითად, ვულკანური ამოფრქვევის დროს ლავის გადმოღვრა) თან ახლდა აირების გამოყოფა დედამიწის ნაწლავებიდან. მათში შედიოდა აზოტი, ამიაკი, მეთანი, წყლის ორთქლი, CO2 ოქსიდი და CO2 ნახშირორჟანგი. მზის ულტრაიისფერი გამოსხივების გავლენის ქვეშ წყლის ორთქლი დაიშალა წყალბადად და ჟანგბადად, მაგრამ გამოთავისუფლებული ჟანგბადი რეაგირებს ნახშირბადის მონოქსიდთან და წარმოიქმნება ნახშირორჟანგი. ამიაკი დაიშალა აზოტად და წყალბადად. წყალბადი დიფუზიის პროცესში ამაღლდა და დატოვა ატმოსფერო, ხოლო მძიმე აზოტი ვერ გავიდა და თანდათან გროვდებოდა, გახდა მთავარი კომპონენტი, თუმცა მისი ნაწილი ქიმიური რეაქციების შედეგად მოლეკულებში იყო შეკრული ( სმ. ატმოსფეროს ქიმია). ულტრაიისფერი სხივების და ელექტრული გამონადენის გავლენის ქვეშ, დედამიწის თავდაპირველ ატმოსფეროში არსებული აირების ნარევი შევიდა ქიმიურ რეაქციებში, რის შედეგადაც წარმოიქმნება ორგანული ნივთიერებებიგანსაკუთრებით ამინომჟავები. პრიმიტიული მცენარეების მოსვლასთან ერთად დაიწყო ფოტოსინთეზის პროცესი, რომელსაც თან ახლდა ჟანგბადის გამოყოფა. ამ გაზმა, განსაკუთრებით ზედა ატმოსფეროში დიფუზიის შემდეგ, დაიწყო მისი ქვედა ფენების და დედამიწის ზედაპირის დაცვა სიცოცხლისთვის საშიში ულტრაიისფერი და რენტგენის გამოსხივებისგან. Მიხედვით თეორიული შეფასებებიჟანგბადის შემცველობამ, რომელიც 25000-ჯერ ნაკლებია, ვიდრე ახლაა, უკვე შეიძლება გამოიწვიოს ოზონის ფენის წარმოქმნა, რაც ახლა არის. თუმცა, ეს უკვე საკმარისია ორგანიზმების ძალიან მნიშვნელოვანი დაცვის უზრუნველსაყოფად ულტრაიისფერი სხივების მავნე ზემოქმედებისგან.
სავარაუდოა, რომ პირველადი ატმოსფერო შეიცავს უამრავ ნახშირორჟანგს. მას მოიხმარდნენ ფოტოსინთეზის დროს და მისი კონცენტრაცია უნდა შემცირებულიყო მცენარეთა სამყაროს განვითარებასთან ერთად და ასევე ზოგიერთი გეოლოგიური პროცესის დროს შთანთქმის გამო. Იმდენად, რამდენადაც სათბურის ეფექტი დაკავშირებულია ატმოსფეროში ნახშირორჟანგის არსებობასთან, მისი კონცენტრაციის რყევები ერთ-ერთია მნიშვნელოვანი მიზეზებიდედამიწის ისტორიაში ისეთი მასშტაბური კლიმატური ცვლილებები, როგორიცაა ყინულის ხანა.
იმყოფება თანამედროვე ატმოსფეროჰელიუმი ძირითადად ურანის, თორიუმის და რადიუმის რადიოაქტიური დაშლის პროდუქტია. ეს რადიოაქტიური ელემენტები ასხივებენ a-ნაწილაკებს, რომლებიც ჰელიუმის ატომების ბირთვებია. ვინაიდან ელექტრული მუხტი არ წარმოიქმნება და არ ქრება რადიოაქტიური დაშლის დროს, ყოველი a-ნაწილაკის წარმოქმნით ჩნდება ორი ელექტრონი, რომლებიც, ა-ნაწილაკებთან რეკომბინირებით, ქმნიან ნეიტრალურ ჰელიუმის ატომებს. რადიოაქტიური ელემენტებიშეიცავს სისქეში მიმოფანტულ მინერალებს კლდეებიმაშასადამე, რადიოაქტიური დაშლის შედეგად წარმოქმნილი ჰელიუმის მნიშვნელოვანი ნაწილი ინახება მათში და ძალიან ნელა გადის ატმოსფეროში. ჰელიუმის გარკვეული რაოდენობა ამოდის ეგზოსფეროში დიფუზიის გამო, მაგრამ მუდმივი შემოდინების გამო. დედამიწის ზედაპირიამ გაზის მოცულობა ატმოსფეროში თითქმის არ იცვლება. დაფუძნებული სპექტრალური ანალიზივარსკვლავების შუქი და მეტეორიტების შესწავლა, შეიძლება შეფასდეს სხვადასხვათა შედარებითი სიმრავლე ქიმიური ელემენტებისამყაროში. ნეონის კონცენტრაცია კოსმოსში დაახლოებით ათ მილიარდჯერ მეტია ვიდრე დედამიწაზე, კრიპტონი - ათ მილიონჯერ და ქსენონი - მილიონჯერ. აქედან გამომდინარეობს, რომ ამ ინერტული აირების კონცენტრაცია, რომელიც აშკარად თავდაპირველად იყო დედამიწის ატმოსფეროში და არ იყო შევსებული ქიმიური რეაქციების დროს, მნიშვნელოვნად შემცირდა, ალბათ, დედამიწის პირველადი ატმოსფეროს დაკარგვის ეტაპზეც კი. გამონაკლისს წარმოადგენს ინერტული აირი არგონი, რადგან ის კვლავ წარმოიქმნება 40 Ar იზოტოპის სახით კალიუმის იზოტოპის რადიოაქტიური დაშლის პროცესში.
ბარომეტრიული წნევის განაწილება.
ატმოსფერული აირების ჯამური წონა შეადგენს დაახლოებით 4,5 10 15 ტონას. ამრიგად, ატმოსფეროს „წონა“ ერთეულ ფართობზე, ანუ ატმოსფერული წნევა არის დაახლოებით 11 ტ/მ 2 = 1,1 კგ/სმ 2 ზღვის დონეზე. წნევა ტოლია P 0 \u003d 1033,23 გ / სმ 2 \u003d 1013,250 მბარ \u003d 760 მმ Hg. Ხელოვნება. = 1 ატმ, აღებული როგორც სტანდარტული საშუალო ატმოსფერული წნევა. ჰიდროსტატიკური წონასწორობის ატმოსფეროსთვის გვაქვს: დ პ= -rgd თ, რაც ნიშნავს, რომ სიმაღლეების ინტერვალზე საწყისი თადრე თ+დ თხდება თანასწორობა ატმოსფერული წნევის ცვლილებას შორის დ პდა ატმოსფეროს შესაბამისი ელემენტის წონა ერთეული ფართობით, r სიმკვრივით და d სისქით თ.როგორც წნევას შორის თანაფარდობა რდა ტემპერატურა თგამოყენებულია იდეალური აირის მდგომარეობის განტოლება r სიმკვრივით, რომელიც საკმაოდ გამოსაყენებელია დედამიწის ატმოსფეროსთვის: პ= r რ თ/მ, სადაც m არის მოლეკულური მასადა R = 8.3 J/(K mol) არის უნივერსალური აირის მუდმივი. შემდეგ დლოგ პ= – (მ გ/რტ) დ თ= -ბდ თ= – დ თ/H, სადაც წნევის გრადიენტი არის ლოგარითმული მასშტაბით. H-ის ორმხრივი უნდა ეწოდოს ატმოსფეროს სიმაღლის მასშტაბს.
ამ განტოლების ინტეგრირებისას იზოთერმული ატმოსფეროსთვის ( თ= const) ან თავის მხრივ, სადაც ასეთი მიახლოება მისაღებია, მიიღება სიმაღლეზე წნევის განაწილების ბარომეტრიული კანონი: პ = პ 0 ექსპლუატაცია (- თ/ჰ 0), სადაც სიმაღლის მაჩვენებელი თწარმოებული ოკეანის დონიდან, სადაც სტანდარტული საშუალო წნევაა პ 0 . გამოხატულება ჰ 0=R თ/ მგ, ეწოდება სიმაღლის სკალა, რომელიც ახასიათებს ატმოსფეროს მასშტაბს, იმ პირობით, რომ მასში ტემპერატურა ყველგან ერთნაირია (იზოთერმული ატმოსფერო). თუ ატმოსფერო არ არის იზოთერმული, მაშინ აუცილებელია ინტეგრირება ტემპერატურის ცვლილების გათვალისწინებით სიმაღლესთან და პარამეტრთან. ჰ- ატმოსფეროს ფენების ზოგიერთი ადგილობრივი მახასიათებელი, მათი ტემპერატურისა და გარემოს თვისებების მიხედვით.
სტანდარტული ატმოსფერო.
მოდელი (მთავარი პარამეტრების მნიშვნელობების ცხრილი) ატმოსფეროს ბაზაზე სტანდარტული წნევის შესაბამისი რ 0 და ქიმიურ შემადგენლობას ეწოდება სტანდარტული ატმოსფერო. უფრო ზუსტად, ეს არის ატმოსფეროს პირობითი მოდელი, რომლისთვისაც ტემპერატურის, წნევის, სიმკვრივის, სიბლანტის და ჰაერის სხვა მახასიათებლების საშუალო მნიშვნელობები 45° 32° 33І განედისთვის დადგენილია ზღვის დონიდან 2 კმ სიმაღლეზე. დონე დედამიწის ატმოსფეროს გარე საზღვრამდე. საშუალო ატმოსფეროს პარამეტრები ყველა სიმაღლეზე გამოთვლილი იყო მდგომარეობის იდეალური გაზის განტოლებისა და ბარომეტრული კანონის გამოყენებით. ვივარაუდოთ, რომ ზღვის დონეზე წნევა არის 1013,25 hPa (760 mmHg) და ტემპერატურა 288,15 K (15,0 °C). ტემპერატურის ვერტიკალური განაწილების ბუნებით, საშუალო ატმოსფერო შედგება რამდენიმე ფენისგან, რომელთაგან თითოეულში ტემპერატურა მიახლოებულია. ხაზოვანი ფუნქციასიმაღლე. ყველაზე დაბალ ფენებში - ტროპოსფეროში (h Ј 11 კმ), ტემპერატურა 6,5 ° C-ით ეცემა ყოველ კილომეტრზე ასვლისას. მაღალ სიმაღლეებზე ვერტიკალური ტემპერატურის გრადიენტის მნიშვნელობა და ნიშანი იცვლება ფენიდან ფენამდე. 790 კმ-ზე მაღლა ტემპერატურა დაახლოებით 1000 K-ია და პრაქტიკულად არ იცვლება სიმაღლესთან ერთად.
სტანდარტული ატმოსფერო არის პერიოდულად განახლებული, ლეგალიზებული სტანდარტი, რომელიც გამოცემულია ცხრილების სახით.
| ცხრილი 1. დედამიწის ატმოსფეროს სტანდარტული მოდელი. ცხრილი აჩვენებს: თ- სიმაღლე ზღვის დონიდან, რ- წნევა, თ- ტემპერატურა, r - სიმკვრივე, ნარის მოლეკულების ან ატომების რაოდენობა მოცულობის ერთეულზე, ჰ- სიმაღლის სასწორი, ლარის თავისუფალი გზის სიგრძე. წნევა და ტემპერატურა 80–250 კმ სიმაღლეზე, მიღებული რაკეტების მონაცემებით, უფრო დაბალი მნიშვნელობებია. ექსტრაპოლირებული მნიშვნელობები 250 კმ-ზე მეტი სიმაღლეებისთვის არ არის ძალიან ზუსტი. | ||||||
| თ(კმ) | პ(ბარი) | თ(°C) | რ (გ / სმ 3) | ნ(სმ -3) | ჰ(კმ) | ლ(სმ) |
| 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 | |
ტროპოსფერო.
ატმოსფეროს ყველაზე დაბალ და მკვრივ ფენას, რომელშიც ტემპერატურა სწრაფად იკლებს სიმაღლესთან ერთად, ეწოდება ტროპოსფერო. იგი შეიცავს ატმოსფეროს მთლიანი მასის 80%-მდე და ვრცელდება პოლარულ და შუა განედებზე 8-10 კმ სიმაღლემდე, ხოლო ტროპიკებში 16-18 კმ-მდე. აქ ვითარდება ამინდის ფორმირების თითქმის ყველა პროცესი, ხდება სითბოს და ტენიანობის გაცვლა დედამიწასა და მის ატმოსფეროს შორის, წარმოიქმნება ღრუბლები, ხდება სხვადასხვა მეტეოროლოგიური ფენომენი, ხდება ნისლები და ნალექები. დედამიწის ატმოსფეროს ეს ფენები კონვექციურ წონასწორობაშია და აქტიური შერევის გამო, აქვთ ერთგვაროვანი ქიმიური შემადგენლობა, ძირითადად მოლეკულური აზოტის (78%) და ჟანგბადის (21%). ბუნებრივი და ხელოვნური აეროზოლური და გაზის ჰაერის დამაბინძურებლების დიდი უმრავლესობა კონცენტრირებულია ტროპოსფეროში. ტროპოსფეროს ქვედა ნაწილის 2 კმ-მდე სისქის დინამიკა ძლიერ არის დამოკიდებული დედამიწის ქვედა ზედაპირის თვისებებზე, რომელიც განსაზღვრავს ჰაერის ჰორიზონტალურ და ვერტიკალურ მოძრაობას (ქარები) თბილი მიწიდან სითბოს გადაცემის გამო. დედამიწის ზედაპირის IR გამოსხივება, რომელიც შეიწოვება ტროპოსფეროში, ძირითადად ორთქლის წყლისა და ნახშირორჟანგის მიერ (სათბურის ეფექტი). ტემპერატურის განაწილება სიმაღლეზე დგინდება ტურბულენტური და კონვექციური შერევის შედეგად. საშუალოდ, ეს შეესაბამება ტემპერატურის ვარდნას დაახლოებით 6,5 კ/კმ სიმაღლით.
ქარის სიჩქარე ზედაპირულ სასაზღვრო ფენაში ჯერ სწრაფად იზრდება სიმაღლესთან ერთად, ხოლო მაღლა აგრძელებს მატებას 2-3 კმ/წმ-ით კილომეტრზე. ზოგჯერ ტროპოსფეროში არის ვიწრო პლანეტარული ნაკადები (30 კმ/წმ-ზე მეტი სიჩქარით), დასავლეთი შუა განედებში და აღმოსავლეთი ეკვატორთან ახლოს. მათ რეაქტიულ ნაკადებს უწოდებენ.
ტროპოპაუზა.
ტროპოსფეროს ზედა საზღვარზე (ტროპოპაუზა) ტემპერატურა აღწევს მინიმალური ღირებულებაქვედა ატმოსფეროსთვის. ეს არის გარდამავალი ფენა ტროპოსფეროსა და მის ზემოთ მდებარე სტრატოსფეროს შორის. ტროპოპაუზის სისქე ასობით მეტრიდან 1,5–2 კმ-მდეა, ხოლო ტემპერატურა და სიმაღლე, შესაბამისად, მერყეობს 190-დან 220 კმ-მდე და 8-დან 18 კმ-მდე, გეოგრაფიული გრძედისა და სეზონის მიხედვით. ზომიერ და მაღალ განედებში, ზამთარში ის 1-2 კმ-ით დაბალია, ვიდრე ზაფხულში და 8-15 კმ-ით თბილია. ტროპიკებში სეზონური ცვლილებები გაცილებით ნაკლებია (სიმაღლე 16–18 კმ, ტემპერატურა 180–200 კ). ზემოთ რეაქტიული ნაკადებიტროპოპაუზის შესაძლო რღვევა.
წყალი დედამიწის ატმოსფეროში.
დედამიწის ატმოსფეროს ყველაზე მნიშვნელოვანი მახასიათებელია წყლის ორთქლისა და წყლის მნიშვნელოვანი რაოდენობით არსებობა წვეთოვანი სახით, რაც ყველაზე ადვილად შეინიშნება ღრუბლებისა და ღრუბლის სტრუქტურების სახით. ცის ღრუბლიანი დაფარვა (in გარკვეული მომენტიან საშუალო გარკვეული პერიოდის განმავლობაში), გამოხატული 10-ბალიანი სკალით ან პროცენტულად, ეწოდება ღრუბლიანობა. ღრუბლების ფორმა განისაზღვრება საერთაშორისო კლასიფიკაციით. საშუალოდ, ღრუბლები ფარავს დედამიწის დაახლოებით ნახევარს. ღრუბლიანობა - მნიშვნელოვანი ფაქტორიაღწერს ამინდს და კლიმატს. ზამთარში და ღამით ღრუბლიანობა ხელს უშლის დედამიწის ზედაპირისა და ჰაერის ზედაპირული ფენის ტემპერატურის შემცირებას, ზაფხულში და დღის განმავლობაში ასუსტებს მზის სხივებით დედამიწის ზედაპირის გათბობას, არბილებს კლიმატს კონტინენტების შიგნით.
Ღრუბლები.
ღრუბლები არის ატმოსფეროში შეჩერებული წყლის წვეთების დაგროვება (წყლის ღრუბლები), ყინულის კრისტალები (ყინულის ღრუბლები) ან ორივე (შერეული ღრუბლები). რაც უფრო დიდი ხდება წვეთები და კრისტალები, ისინი ღრუბლებიდან ცვივა ნალექის სახით. ღრუბლები წარმოიქმნება ძირითადად ტროპოსფეროში. ისინი წარმოიქმნება ჰაერში არსებული წყლის ორთქლის კონდენსაციის შედეგად. ღრუბლის წვეთების დიამეტრი რამდენიმე მიკრონის რიგია. ღრუბლებში თხევადი წყლის შემცველობა ფრაქციებიდან რამდენიმე გრამამდეა მ3-ზე. ღრუბლები სიმაღლით გამოირჩევიან: საერთაშორისო კლასიფიკაციის მიხედვით გამოიყოფა ღრუბლების 10 გვარი: ცირუსი, ციროკუმულუსი, ციროსტრატი, ალტოკუმულუსი, ალტოსტრატი, სტრატონიმბუსი, სტრატუსი, სტრატოკუმულუსი, კუმულონიმბუსი, კუმულუსი.
სტრატოსფეროში ასევე შეიმჩნევა მარგალიტის ღრუბლები, ხოლო მეზოსფეროში - ღამის შუქი ღრუბლები.
ცირუსის ღრუბლები - გამჭვირვალე ღრუბლები თხელი თეთრი ძაფების ან ფარდების სახით აბრეშუმისებრი ბზინვარებით, რომელიც არ იძლევა ჩრდილს. ცირუსის ღრუბლები შედგება ყინულის კრისტალებისაგან და წარმოიქმნება ზედა ტროპოსფეროში ძალიან დაბალ ტემპერატურაზე. ცირუსის ღრუბლების ზოგიერთი სახეობა ამინდის ცვლილების საწინდარია.
ციროკუმულური ღრუბლები არის ზედა ტროპოსფეროში თხელი თეთრი ღრუბლების ქედები ან ფენები. ციროკუმულური ღრუბლები აგებულია პატარა ელემენტებისაგან, რომლებიც ჰგავს ფანტელებს, ტალღებს, პატარა ბურთებს ჩრდილების გარეშე და ძირითადად შედგება ყინულის კრისტალებისგან.
ციროსტრატუსის ღრუბლები - მოთეთრო გამჭვირვალე ფარდა ზედა ტროპოსფეროში, ჩვეულებრივ ბოჭკოვანი, ზოგჯერ ბუნდოვანი, რომელიც შედგება პატარა ნემსის ან სვეტოვანი ყინულის კრისტალებისგან.
Altocumulus ღრუბლები არის თეთრი, ნაცრისფერი ან თეთრ-ნაცრისფერი ღრუბლები ტროპოსფეროს ქვედა და შუა ფენების. ალტოკუმულუსის ღრუბლები ჰგავს ფენებს და ქედებს, თითქოს აგებულია ერთმანეთის ზემოთ დაყრილი ფირფიტებიდან, მომრგვალებული მასებით, ლილვებით, ფანტელებით. ალტოკუმული ღრუბლები წარმოიქმნება ინტენსიური კონვექციური აქტივობის დროს და, როგორც წესი, შედგება სუპერგაციებული წყლის წვეთებისგან.
ალტოსტრატის ღრუბლები ბოჭკოვანი ან ერთიანი სტრუქტურის მონაცრისფრო ან მოლურჯო ღრუბლებია. ალტოსტრატის ღრუბლები შეინიშნება შუა ტროპოსფეროში, რომლებიც ვრცელდება რამდენიმე კილომეტრის სიმაღლეზე და ზოგჯერ ათასობით კილომეტრზე ჰორიზონტალური მიმართულებით. ჩვეულებრივ, ალტოსტრატის ღრუბლები არის ფრონტალური ღრუბლების სისტემების ნაწილი, რომელიც დაკავშირებულია ჰაერის მასების აღმავალ მოძრაობებთან.
ნიმბოსტრატის ღრუბლები - ერთიანი ნაცრისფერი ფერის ღრუბლების დაბალი (2 კმ-დან და ზევით) ამორფული ფენა, რომელიც იწვევს მოღრუბლულ წვიმას ან თოვლს. ნიმბოსტრატის ღრუბლები - მაღალგანვითარებული ვერტიკალურად (რამდენიმე კმ-მდე) და ჰორიზონტალურად (რამდენიმე ათასი კმ), შედგება ზეგაციებული წყლის წვეთებისგან, შერეული ფიფქებით, რომლებიც ჩვეულებრივ ასოცირდება ატმოსფერულ ფრონტებთან.
სტრატუსის ღრუბლები - ქვედა იარუსის ღრუბლები ერთგვაროვანი ფენის სახით გარკვეული მონახაზების გარეშე, ნაცრისფერი ფერის. სტრატუსის ღრუბლების სიმაღლე დედამიწის ზედაპირზე 0,5–2 კმ-ია. დროდადრო წვიმა მოდის ფენის ღრუბლებიდან.
კუმულუსის ღრუბლები არის მკვრივი, ნათელი თეთრი ღრუბლები დღის განმავლობაში მნიშვნელოვანი ვერტიკალური განვითარებით (5 კმ-მდე ან მეტი). კუმულუსის ღრუბლების ზედა ნაწილები ჰგავს გუმბათებს ან კოშკებს მომრგვალებული კონტურებით. კუმულუსის ღრუბლები, როგორც წესი, წარმოიქმნება როგორც კონვექციური ღრუბლები ცივი ჰაერის მასებში.
Stratocumulus ღრუბლები - დაბალი (2 კმ-ზე ქვემოთ) ღრუბლები ნაცრისფერი ან თეთრი არაბოჭკოვანი ფენების ან მრგვალი დიდი ბლოკების ქედების სახით. სტრატოკუმულუსის ღრუბლების ვერტიკალური სისქე მცირეა. ზოგჯერ სტრატოკუმულუსის ღრუბლები იძლევა მსუბუქ ნალექს.
კუმულონიმბუსის ღრუბლები ძლიერი და მკვრივი ღრუბლებია ძლიერი ვერტიკალური განვითარებით (14 კმ სიმაღლემდე), რაც იძლევა ძლიერ ნალექს ჭექა-ქუხილით, სეტყვათ, ჭექა-ქუხილით. კუმულონიმბუსის ღრუბლები ვითარდება მძლავრი კუმულუსის ღრუბლებისგან, რომლებიც განსხვავდება მათგან ზედაშედგება ყინულის კრისტალებისგან.
სტრატოსფერო.
ტროპოპაუზის გავლით, საშუალოდ 12-დან 50 კმ-მდე სიმაღლეზე, ტროპოსფერო გადადის სტრატოსფეროში. ქვედა ნაწილში, დაახლოებით 10 კმ-ზე, ე.ი. დაახლოებით 20 კმ სიმაღლემდე, ის იზოთერმულია (ტემპერატურა დაახლოებით 220 კ). შემდეგ ის იზრდება სიმაღლესთან ერთად და აღწევს მაქსიმუმ 270 კმ-ს 50-55 კმ სიმაღლეზე. აქ არის საზღვარი სტრატოსფეროსა და მეზოსფეროს გადაფარვას შორის, რომელსაც სტრატოპაუზა ეწოდება. .
სტრატოსფეროში გაცილებით ნაკლებია წყლის ორთქლი. მიუხედავად ამისა, ხანდახან შეიმჩნევა წვრილი გამჭვირვალე დედის მარგალიტის ღრუბლები, რომლებიც ზოგჯერ ჩნდება სტრატოსფეროში 20-30 კმ სიმაღლეზე. მარგალიტის დედა ღრუბლები ჩანს ბნელ ცაზე მზის ჩასვლის შემდეგ და მზის ამოსვლამდე. ფორმაში მარგალიტის დედა ღრუბლები ცირუსის და ციროკუმული ღრუბლების მსგავსია.
შუა ატმოსფერო (მეზოსფერო).
დაახლოებით 50 კმ სიმაღლეზე მეზოსფერო იწყება ფართო ტემპერატურის მაქსიმუმის მწვერვალებით. . ამ მაქსიმუმის რეგიონში ტემპერატურის მატების მიზეზი არის ოზონის დაშლის ეგზოთერმული (ანუ, თან ახლავს სითბოს გამოყოფა) ფოტოქიმიური რეაქცია: O 3 + ჰვ® O 2 + O. ოზონი წარმოიქმნება მოლეკულური ჟანგბადის O 2 ფოტოქიმიური დაშლის შედეგად.
დაახლოებით 2+ ჰვ® O + O და ატომისა და ჟანგბადის მოლეკულის სამმაგი შეჯახების შემდგომი რეაქცია ზოგიერთ მესამე მოლეკულასთან M.
O + O 2 + M ® O 3 + M
ოზონი ხარბად შთანთქავს ულტრაიისფერ გამოსხივებას რეგიონში 2000-დან 3000Å-მდე და ეს გამოსხივება ათბობს ატმოსფეროს. ოზონი, რომელიც მდებარეობს ზედა ატმოსფეროში, არის ერთგვარი ფარი, რომელიც გვიცავს მზის ულტრაიისფერი გამოსხივების მოქმედებისგან. ამ ფარის გარეშე, დედამიწაზე სიცოცხლის განვითარება თავისთავად თანამედროვე ფორმებიძნელად შესაძლებელი იქნებოდა.
ზოგადად, მთელ მეზოსფეროში, ატმოსფეროს ტემპერატურა მცირდება მის მინიმალურ მნიშვნელობამდე, დაახლოებით 180 კ. ზედა ზღვარიმეზოსფერო (ე.წ. მეზოპაუზა, სიმაღლე დაახლოებით 80 კმ). მეზოპაუზის სიახლოვეს, 70-90 კმ სიმაღლეზე, შეიძლება გამოჩნდეს ყინულის კრისტალების ძალიან თხელი ფენა და ვულკანური და მეტეორიტის მტვრის ნაწილაკები, რომელიც შეიმჩნევა მშვენიერი ღრუბლების მშვენიერი სანახაობის სახით. მზის ჩასვლიდან ცოტა ხანში.
მეზოსფეროში, უმეტესწილად, დედამიწაზე ჩამოვარდნილი მცირე მყარი მეტეორიტის ნაწილაკები იწვება, რაც მეტეორების ფენომენს იწვევს.
მეტეორები, მეტეორიტები და ცეცხლოვანი ბურთები.
ციმციმები და სხვა ფენომენები დედამიწის ზედა ატმოსფეროში, რომელიც გამოწვეულია მასში 11 კმ/წმ სიჩქარით და მყარ კოსმოსურ ნაწილაკებზე ან სხეულებზე მაღლა, მეტეოროიდებს უწოდებენ. არის დაკვირვებული მეტეორის კაშკაშა ბილიკი; ყველაზე მძლავრ ფენომენებს, რომლებსაც ხშირად თან ახლავს მეტეორიტების დაცემა, ეწოდება ცეცხლოვანი ბურთები; მეტეორები ასოცირდება მეტეორულ წვიმებთან.
მეტეორული წვიმა:
1) მრავალჯერადი მეტეორის ფენომენი ვარდება რამდენიმე საათის ან დღის განმავლობაში ერთი სხივიდან.
2) მზის გარშემო ერთ ორბიტაზე მოძრავი მეტეოროიდების გროვა.
მეტეორების სისტემატური გამოჩენა ცის გარკვეულ რეგიონში და წლის გარკვეულ დღეებში, გამოწვეული დედამიწის ორბიტის გადაკვეთით კომპლექტის საერთო ორბიტასთან. მეტეორიტის სხეულები, მოძრაობენ დაახლოებით ერთნაირი და თანაბრად მიმართული სიჩქარით, რის გამოც მათი ბილიკები ცაში თითქოს გამოდის ერთი საერთო წერტილიდან (გასხივოსნებული). მათ დაარქვეს თანავარსკვლავედი, სადაც გასხივოსნებული მდებარეობს.
მეტეორული წვიმა ღრმა შთაბეჭდილებას ახდენს მათი განათების ეფექტებით, მაგრამ ცალკეული მეტეორები იშვიათად ჩანს. ბევრად უფრო მრავალრიცხოვანია უხილავი მეტეორები, რომლებიც ზედმეტად მცირეა იმ მომენტში, როდესაც ისინი ატმოსფეროს შთანთქავენ. ზოგიერთი ყველაზე პატარა მეტეორი, ალბათ, საერთოდ არ თბება, მაგრამ მხოლოდ ატმოსფეროს მიერ არის დაფიქსირებული. ესენი პატარა ნაწილაკებიზომით რამდენიმე მილიმეტრიდან ათიათასმეასედი მილიმეტრამდე ეწოდება მიკრომეტეორიტები. მეტეორიული ნივთიერების რაოდენობა ყოველდღიურად ატმოსფეროში შედის 100-დან 10000 ტონამდე, ამ მატერიის უმეტესი ნაწილი მიკრომეტეორიტებია.
ვინაიდან მეტეორიული მატერია ნაწილობრივ იწვის ატმოსფეროში, ის გაზის შემადგენლობაივსება სხვადასხვა ქიმიური ელემენტების კვალით. მაგალითად, ქვის მეტეორებს ლითიუმი შემოაქვს ატმოსფეროში. მეტალის მეტეორების წვა იწვევს პატარა სფერული რკინის, რკინა-ნიკელის და სხვა წვეთების წარმოქმნას, რომლებიც გადიან ატმოსფეროში და დეპონირდება დედამიწის ზედაპირზე. ისინი გვხვდება გრენლანდიასა და ანტარქტიდაში, სადაც ყინულის ფურცლები თითქმის უცვლელი რჩება წლების განმავლობაში. ოკეანოლოგები მათ პოულობენ ოკეანის ქვედა ნალექებში.
ატმოსფეროში შემავალი მეტეორის ნაწილაკების უმეტესობა დეპონირდება დაახლოებით 30 დღეში. ზოგიერთი მეცნიერი თვლის, რომ ეს კოსმოსური მტვერი თამაშობს მნიშვნელოვანი როლიჩამოყალიბებაში ასეთი ატმოსფერული მოვლენებიწვიმის მსგავსად, რადგან ის ემსახურება როგორც ბირთვს წყლის ორთქლის კონდენსაციისთვის. აქედან გამომდინარე, ვარაუდობენ, რომ ნალექი სტატისტიკურად ასოცირდება დიდ მეტეორულ წვიმასთან. თუმცა, ზოგიერთი ექსპერტი მიიჩნევს, რომ იმიტომ სრული შემოსავალიმეტეორიული მატერია ათობითჯერ აღემატება მის შეყვანას ყველაზე დიდი მეტეორული წვიმის დროსაც კი, ამ მატერიის მთლიანი რაოდენობის ცვლილება, რომელიც ხდება ერთი ასეთი წვიმის შედეგად, შეიძლება უგულებელყო.
თუმცა, ეჭვგარეშეა, რომ ყველაზე დიდი მიკრომეტეორიტები და ხილული მეტეორიტები ტოვებენ იონიზაციის გრძელ კვალს ატმოსფეროს მაღალ ფენებში, ძირითადად იონოსფეროში. ასეთი კვალი შეიძლება გამოყენებულ იქნას შორ მანძილზე რადიო კომუნიკაციებისთვის, რადგან ისინი ასახავს მაღალი სიხშირის რადიოტალღებს.
ატმოსფეროში შემავალი მეტეორების ენერგია ძირითადად და შესაძლოა მთლიანად მის გაცხელებაზე იხარჯება. ეს არის ატმოსფეროს სითბოს ბალანსის ერთ-ერთი უმნიშვნელოვანესი კომპონენტი.
მეტეორიტი - მყარი ბუნებრივი წარმოშობარომელიც დედამიწის ზედაპირზე კოსმოსიდან ჩამოვარდა. ჩვეულებრივ განასხვავებენ ქვის, რკინა-ქვისა და რკინის მეტეორიტებს. ეს უკანასკნელი ძირითადად რკინისა და ნიკელისგან შედგება. აღმოჩენილ მეტეორიტებს შორის უმეტესობას აქვს წონა რამდენიმე გრამიდან რამდენიმე კილოგრამამდე. აღმოჩენილთაგან ყველაზე დიდი, გობის რკინის მეტეორიტი იწონის დაახლოებით 60 ტონას და კვლავ მდებარეობს იმავე ადგილას, სადაც ის აღმოაჩინეს, სამხრეთ აფრიკა. მეტეორიტების უმეტესობა ასტეროიდების ფრაგმენტია, მაგრამ ზოგიერთი მეტეორიტი შესაძლოა დედამიწაზე მთვარედან და მარსიდანაც კი იყოს მოსული.
ცეცხლოვანი ბურთი ძალიან კაშკაშა მეტეორია, რომელსაც ზოგჯერ დღისითაც აკვირდებიან, ხშირად ტოვებს კვამლის კვალს და თან ახლავს ბგერითი მოვლენები; ხშირად მთავრდება მეტეორიტების დაცემით.
თერმოსფერო.
მეზოპაუზის ტემპერატურის მინიმუმზე ზემოთ იწყება თერმოსფერო, რომელშიც ტემპერატურა ჯერ ნელა, შემდეგ კი სწრაფად იწყებს ხელახლა მატებას. მიზეზი არის ულტრაიისფერი, მზის გამოსხივების შეწოვა 150–300 კმ სიმაღლეზე, ატომური ჟანგბადის იონიზაციის გამო: O + ჰვ® O + + ე.
თერმოსფეროში ტემპერატურა მუდმივად მატულობს დაახლოებით 400 კმ სიმაღლეზე, სადაც ის მაქსიმუმს აღწევს დღისით. მზის აქტივობა 1800 კ. მინიმალური ეპოქაში ეს შემზღუდველი ტემპერატურა შეიძლება იყოს 1000 კმ-ზე ნაკლები. 400 კმ-ზე მეტი ატმოსფერო გადადის იზოთერმულ ეგზოსფეროში. კრიტიკული დონე(ეგზოსფეროს ბაზა) მდებარეობს დაახლოებით 500 კმ სიმაღლეზე.
ავრორა და ხელოვნური თანამგზავრების მრავალი ორბიტა, ისევე როგორც ღამის ღრუბლები - ყველა ეს ფენომენი ხდება მეზოსფეროსა და თერმოსფეროში.
პოლარული შუქები.
არეულობის დროს მაღალ განედებზე მაგნიტური ველიშეინიშნება პოლარული განათება. ისინი შეიძლება გაგრძელდეს რამდენიმე წუთის განმავლობაში, მაგრამ ხშირად ჩანს რამდენიმე საათის განმავლობაში. ავრორა ძალიან განსხვავდება ფორმის, ფერისა და ინტენსივობით, რაც ზოგჯერ ძალიან სწრაფად იცვლება დროთა განმავლობაში. Დიაპაზონი ავრორებიშედგება ემისიის ხაზებისა და ზოლებისგან. ღამის ციდან ზოგიერთი გამონაბოლქვი გაძლიერებულია ავრორას სპექტრში, უპირველეს ყოვლისა, მწვანე და წითელი ხაზები l 5577 Å და l 6300 Å ჟანგბადი. ეს ხდება, რომ ამ ხაზიდან ერთი მეორეზე ბევრჯერ უფრო ინტენსიურია და ეს განსაზღვრავს ბზინვარების ხილულ ფერს: მწვანეს ან წითელს. მაგნიტური ველის დარღვევას ასევე თან ახლავს რადიოკავშირების შეფერხებები პოლარულ რეგიონებში. შეფერხება გამოწვეულია იონოსფეროს ცვლილებებით, რაც ნიშნავს, რომ მაგნიტური შტორმის დროს მოქმედებს იონიზაციის მძლავრი წყარო. დადგინდა, რომ ძლიერი მაგნიტური ქარიშხალი ხდება თანდასწრებით მზის დისკილაქების დიდი ჯგუფები. დაკვირვებებმა აჩვენა, რომ შტორმები დაკავშირებულია არა თავად ლაქებთან, არამედ მზის აფეთქებებთან, რომლებიც ჩნდება ლაქების ჯგუფის განვითარების დროს.
ავრორა არის სხვადასხვა ინტენსივობის სინათლის დიაპაზონი სწრაფი მოძრაობებით, რომლებიც შეინიშნება დედამიწის მაღალ განედებში. ვიზუალური ავრორა შეიცავს ატომური ჟანგბადის მწვანე (5577Å) და წითელ (6300/6364Å) ემისიის ხაზებს და N 2 მოლეკულურ ზოლებს, რომლებიც აღფრთოვანებულია მზის და მაგნიტოსფერული წარმოშობის ენერგიული ნაწილაკებით. ეს გამონაბოლქვი ჩვეულებრივ ვლინდება დაახლოებით 100 კმ და ზემოთ სიმაღლეზე. ტერმინი ოპტიკური ავრორა გამოიყენება ვიზუალური აურორებისა და მათი ინფრაწითელი ულტრაიისფერი გამოსხივების სპექტრის აღსანიშნავად. სპექტრის ინფრაწითელ ნაწილში გამოსხივების ენერგია მნიშვნელოვნად აღემატება ხილული რეგიონის ენერგიას. როდესაც ავრორა გამოჩნდა, ემისიები დაფიქსირდა ULF დიაპაზონში (
აურორების რეალური ფორმების კლასიფიკაცია რთულია; შემდეგი ტერმინები ყველაზე ხშირად გამოიყენება:
1. მშვიდი ერთიანი რკალი ან ზოლები. რკალი ჩვეულებრივ ვრცელდება ~ 1000 კმ-ზე გეომაგნიტური პარალელის მიმართულებით (მზისკენ პოლარულ რეგიონებში) და აქვს სიგანე ერთიდან რამდენიმე ათეულ კილომეტრამდე. ზოლი არის რკალის კონცეფციის განზოგადება, მას ჩვეულებრივ არ აქვს რეგულარული თაღოვანი ფორმა, მაგრამ იხრება S-ის სახით ან სპირალების სახით. რკალები და ზოლები განლაგებულია 100-150 კმ სიმაღლეზე.
2. ავრორას სხივები . ეს ტერმინი ეხება აურორალურ სტრუქტურას, რომელიც ვრცელდება მაგნიტის გასწვრივ ძალის ხაზები, ვერტიკალური სიგრძით რამდენიმე ათეულიდან რამდენიმე ასეულ კილომეტრამდე. ჰორიზონტალურზე სხივების სიგრძე მცირეა, რამდენიმე ათეული მეტრიდან რამდენიმე კილომეტრამდე. სხივები ჩვეულებრივ შეინიშნება რკალებში ან ცალკე სტრუქტურებად.
3. ლაქები ან ზედაპირები . ეს არის ბზინვარების იზოლირებული ადგილები, რომლებსაც არ გააჩნიათ გარკვეული ფორმა. ცალკეული ლაქები შეიძლება იყოს დაკავშირებული.
4. ფარდა. უჩვეულო ფორმაავრორა, რომელიც არის ერთგვაროვანი სიკაშკაშე, რომელიც ფარავს ცის დიდ ტერიტორიებს.
სტრუქტურის მიხედვით, ავრორები იყოფა ერთგვაროვან, პოლონურ და გაბრწყინებულებად. Გამოყენებულია სხვადასხვა ტერმინები; პულსირებადი რკალი, პულსირებადი ზედაპირი, დიფუზური ზედაპირი, გასხივოსნებული ზოლი, ფარდა და ა.შ. არსებობს ავრორას კლასიფიკაცია მათი ფერის მიხედვით. ამ კლასიფიკაციის მიხედვით, ავრორას ტიპის მაგრამ. ზედა ნაწილი ან მთლიანად წითელია (6300–6364 Å). ისინი ჩვეულებრივ ჩნდებიან 300-400 კმ სიმაღლეზე მაღალი გეომაგნიტური აქტივობის დროს.
ავრორას ტიპი ATშეღებილია ქვედა ნაწილში წითლად და ასოცირდება პირველის ზოლების ბზინვარებასთან პოზიტიური სისტემა N 2 და პირველი უარყოფითი სისტემა O 2 . ავრორას ასეთი ფორმები ჩნდება ავრორას ყველაზე აქტიურ ფაზებზე.
ზონები ავრორები – დედამიწის ზედაპირზე ფიქსირებულ წერტილზე დამკვირვებლების აზრით, ეს არის ზონები, სადაც აურორების გაჩენის მაქსიმალური სიხშირეა ღამით. ზონები განლაგებულია 67° ჩრდილოეთით და სამხრეთ გრძედიდა მათი სიგანე დაახლოებით 6°-ია. ავრორას მაქსიმალური გაჩენა, რომელიც შეესაბამება ადგილობრივი გეომაგნიტური დროის მოცემულ მომენტს, ხდება ოვალური მსგავს სარტყლებში (aurora oval), რომლებიც ასიმეტრიულად განლაგებულია ჩრდილოეთ და სამხრეთ გეომაგნიტური პოლუსების გარშემო. ავრორას ოვალი ფიქსირდება გრძედი-დროის კოორდინატებში, ხოლო ავრორა ზონა არის წერტილების ლოკუსი ოვალის შუაღამის რეგიონში გრძედი-გრძედი კოორდინატებში. ოვალური სარტყელი მდებარეობს გეომაგნიტური პოლუსიდან დაახლოებით 23°-ით ღამის სექტორში და 15°-ით დღის სექტორში.
აურორული ოვალური და ავრორა ზონები.ავრორას ოვალის მდებარეობა დამოკიდებულია გეომაგნიტურ აქტივობაზე. მაღალი გეომაგნიტური აქტივობისას ოვალური ფართოვდება. ავრორას ზონები ან აურორას ოვალური საზღვრები უკეთ არის წარმოდგენილი L 6.4-ით, ვიდრე დიპოლური კოორდინატებით. ავრორას ოვალის დღის სექტორის საზღვარზე გეომაგნიტური ველის ხაზები ემთხვევა მაგნიტოპაუზა.ხდება ავრორას ოვალის პოზიციის ცვლილება გეომაგნიტური ღერძისა და დედამიწა-მზის მიმართულების კუთხიდან გამომდინარე. აურალური ოვალური ასევე განისაზღვრება გარკვეული ენერგიების ნაწილაკების (ელექტრონები და პროტონები) ნალექის შესახებ მონაცემების საფუძველზე. მისი პოზიცია დამოუკიდებლად შეიძლება განისაზღვროს მონაცემებიდან კასპახიდღისით და მაგნიტოკუდში.
ავრორას ზონაში ავრორას გაჩენის სიხშირის ყოველდღიური ცვალებადობა აქვს მაქსიმუმს გეომაგნიტურ შუაღამისას და მინიმუმს გეომაგნიტურ შუაღამისას. ოვალის ახლოს ეკვატორულ მხარეს, ავრორას გაჩენის სიხშირე მკვეთრად მცირდება, მაგრამ დღის ვარიაციების ფორმა შენარჩუნებულია. ოვალის პოლარულ მხარეს, აუროების გაჩენის სიხშირე თანდათან მცირდება და ხასიათდება რთული დღის ცვლილებებით.
ავრორას ინტენსივობა.
ავრორას ინტენსივობა განისაზღვრება აშკარა განათების ზედაპირის გაზომვით. სიკაშკაშე ზედაპირი მე auroras გარკვეული მიმართულებით განისაზღვრება საერთო ემისია 4p მეფოტონი/(სმ 2 წმ). ვინაიდან ეს მნიშვნელობა არ არის ზედაპირის ნამდვილი სიკაშკაშე, მაგრამ წარმოადგენს ემისიას სვეტიდან, ერთეული ფოტონი/(სმ 2 სვეტი s) ჩვეულებრივ გამოიყენება ავრორას შესასწავლად. საერთო ემისიის საზომი ჩვეულებრივი ერთეულია რეილი (Rl) უდრის 10 6 ფოტონს / (სმ 2 სვეტი s). ავრორას ინტენსივობის უფრო პრაქტიკული ერთეული განისაზღვრება ერთი ხაზის ან ზოლის ემისიებიდან. მაგალითად, ავრორას ინტენსივობა განისაზღვრება სიკაშკაშის საერთაშორისო კოეფიციენტებით (ICF) მწვანე ხაზის ინტენსივობის მონაცემების მიხედვით (5577 Å); 1 kRl = I MKH, 10 kRl = II MKH, 100 kRl = III MKH, 1000 kRl = IV MKH (ავრორას მაქსიმალური ინტენსივობა). ეს კლასიფიკაცია არ შეიძლება გამოყენებულ იქნას წითელი ავრორასთვის. ეპოქის (1957-1958) ერთ-ერთი აღმოჩენა იყო ავრორას სივრცითი და დროითი განაწილების დადგენა მაგნიტურ პოლუსთან შედარებით გადაადგილებული ოვალური სახით. მარტივი იდეებიდან მაგნიტურ პოლუსთან ავრორას განაწილების წრიული ფორმის შესახებ, გააკეთა გადასვლა თანამედროვე ფიზიკამაგნიტოსფერო. აღმოჩენის პატივი ეკუთვნის ო.ხოროშევას და გ.სტარკოვს, ჯ.ფელდშტეინს, ს-ი. ავრორა ოვალური არის მზის ქარის ყველაზე ინტენსიური ზემოქმედების რეგიონი დედამიწის ზედა ატმოსფეროზე. ავრორას ინტენსივობა ყველაზე დიდია ოვალურში და მის დინამიკას მუდმივად აკონტროლებენ თანამგზავრები.
სტაბილური ავრალური წითელი რკალი.
სტაბილური აურალური წითელი რკალი, სხვაგვარად უწოდებენ შუა გრძედის წითელ რკალს ან M-რკალი, არის ქვევიზუალური (თვალის მგრძნობელობის ზღვარს ქვემოთ) განიერი რკალი, რომელიც გადაჭიმულია აღმოსავლეთიდან დასავლეთისკენ ათასობით კილომეტრზე და აკრავს, შესაძლოა, მთელ დედამიწას. რკალის გრძივი სიგრძეა 600 კმ. სტაბილური აურორული წითელი რკალიდან გამონაბოლქვი თითქმის მონოქრომატულია წითელ ხაზებში l 6300 Å და l 6364 Å. ბოლო დროს ასევე დაფიქსირდა სუსტი ემისიის ხაზები l 5577 Å (OI) და l 4278 Å (N + 2). მუდმივი წითელი რკალი კლასიფიცირდება როგორც ავრორა, მაგრამ ისინი ჩნდებიან ბევრად უფრო მაღალ სიმაღლეებზე. ქვედა ზღვარი მდებარეობს 300 კმ სიმაღლეზე, ზედა ზღვარი დაახლოებით 700 კმ. წყნარი წითელი რკალის ინტენსივობა l 6300 Å ემისიაში მერყეობს 1-დან 10 kRl-მდე (ტიპიური მნიშვნელობა არის 6 kRl). თვალის მგრძნობელობის ბარიერი ამ ტალღის სიგრძეზე არის დაახლოებით 10 kR, ამიტომ რკალი იშვიათად შეინიშნება ვიზუალურად. თუმცა, დაკვირვებებმა აჩვენა, რომ მათი სიკაშკაშე არის >50 kR ღამის 10%. რკალების ჩვეულებრივი სიცოცხლე დაახლოებით ერთი დღეა და ისინი იშვიათად ჩნდებიან მომდევნო დღეებში. რადიოტალღები თანამგზავრებიდან ან რადიო წყაროებიდან, რომლებიც კვეთენ სტაბილურ აურორულ წითელ რკალებს, ექვემდებარება ცინტილაციებს, რაც მიუთითებს ელექტრონის სიმკვრივის არაერთგვაროვნების არსებობაზე. წითელი რკალების თეორიული ახსნა არის ის, რომ რეგიონის გაცხელებული ელექტრონები ფიონოსფეროები იწვევს ჟანგბადის ატომების ზრდას. სატელიტური დაკვირვებები აჩვენებს ელექტრონის ტემპერატურის ზრდას გეომაგნიტური ველის ხაზების გასწვრივ, რომლებიც კვეთენ მდგრად ავრორულ წითელ რკალებს. ამ რკალების ინტენსივობა დადებითად არის დაკავშირებული გეომაგნიტურ აქტივობასთან (შტორმებთან), ხოლო რკალების გაჩენის სიხშირე დადებითად არის დაკავშირებული მზის მზის ლაქების აქტივობასთან.
ავრორას შეცვლა.
ავრორას ზოგიერთი ფორმა განიცდის კვაზი-პერიოდულ და თანმიმდევრულ დროებით ინტენსივობის ცვალებადობას. ამ ავრორას, უხეშად სტაციონარული გეომეტრიით და ფაზაში წარმოქმნილი სწრაფი პერიოდული ვარიაციებით, ცვალებადი ავრორები ეწოდება. ისინი კლასიფიცირდება როგორც ავრორა ფორმები რავრორას საერთაშორისო ატლასის მიხედვით ცვალებადი ავრორას უფრო დეტალური ქვედანაყოფი:
რ 1 (პულსირებადი ავრორა) არის ბზინვარება, რომელსაც აქვს სიკაშკაშის ერთიანი ფაზის ცვალებადობა ავრორას მთელ ფორმაში. განმარტებით, იდეალურ პულსირებულ ავრორაში პულსაციის სივრცითი და დროითი ნაწილები შეიძლება გამოიყოს, ე.ი. სიკაშკაშე მე(r,t)= მე ს(რ)· მე თ(ტ). ტიპიურ ავრორაში რ 1, პულსაციები ხდება 0,01-დან 10 ჰც-მდე დაბალი ინტენსივობის სიხშირით (1-2 kR). ავრორების უმეტესობა რ 1 არის ლაქები ან რკალი, რომლებიც პულსირებენ რამდენიმე წამის განმავლობაში.
რ 2 (ცეცხლოვანი ავრორა). ეს ტერმინი ჩვეულებრივ გამოიყენება ისეთი მოძრაობების აღსანიშნავად, როგორიცაა ალი, რომელიც ავსებს ცას და არა ერთი ფორმის აღსაწერად. ავრორები რკალის ფორმისაა და ჩვეულებრივ 100 კმ სიმაღლიდან მაღლა მოძრაობენ. ეს ავრორები შედარებით იშვიათია და უფრო ხშირად ჩნდება ავრორას გარეთ.
რ 3 (მოციმციმე ავრორა). ეს არის ავრორები სიკაშკაშის სწრაფი, არარეგულარული ან რეგულარული ვარიაციით, რაც ცაში მბჟუტავი ალის შთაბეჭდილებას ტოვებს. ისინი ჩნდებიან ავრორას დაშლამდე ცოტა ხნით ადრე. ხშირად შეინიშნება ცვალებადობის სიხშირე რ 3 უდრის 10 ± 3 ჰც.
ტერმინი ნაკადი ავრორა, რომელიც გამოიყენება პულსირებული ავრორას სხვა კლასისთვის, აღნიშნავს სიკაშკაშის არარეგულარულ ვარიაციებს, რომლებიც სწრაფად მოძრაობენ ჰორიზონტალურად რკალებსა და ავრორას ზოლებში.
ცვალებადი ავრორა ერთ-ერთი მზის ხმელეთის ფენომენია, რომელიც თან ახლავს გეომაგნიტური ველის პულსაციას და აურორალური რენტგენის გამოსხივებას, რომელიც გამოწვეულია მზის და მაგნიტოსფერული წარმოშობის ნაწილაკების ნალექით.
პოლარული ქუდის ბზინვარება ხასიათდება დიდი ინტენსივობაპირველი უარყოფითი სისტემის ზოლები N + 2 (l 3914 Å). ჩვეულებრივ, ეს N + 2 ზოლები ხუთჯერ უფრო ინტენსიურია, ვიდრე მწვანე ხაზი OI l 5577 Å; პოლარული ქუდის ბზინვის აბსოლუტური ინტენსივობა არის 0.1-დან 10 kRl-მდე (ჩვეულებრივ 1-3 kRl). ამ ავრორასთან, რომელიც ჩნდება PCA-ს პერიოდში, ერთგვაროვანი სიკაშკაშე ფარავს მთელ პოლარულ თავსახურს 60°-მდე გეომაგნიტურ განედებამდე 30-დან 80 კმ-მდე სიმაღლეზე. იგი წარმოიქმნება ძირითადად მზის პროტონებისა და d- ნაწილაკებისგან 10-100 მევ ენერგიით, რომლებიც ქმნიან იონიზაციის მაქსიმუმს ამ სიმაღლეებზე. ავრორას ზონებში არის ბზინვარების სხვა სახეობა, რომელსაც მანტიის ავრორა ეწოდება. ამ ტიპის ბზინვარებისთვის, ყოველდღიური ინტენსივობის მაქსიმალური მიკუთვნება დილის საათები, არის 1–10 kRl, ხოლო ინტენსივობის მინიმუმი ხუთჯერ სუსტია. მანტიის ავრორაზე დაკვირვებები ცოტაა და მათი ინტენსივობა დამოკიდებულია გეომაგნიტურ და მზის აქტივობაზე.
ატმოსფერული სიკაშკაშეგანისაზღვრება, როგორც პლანეტის ატმოსფეროს მიერ წარმოქმნილი და გამოსხივებული რადიაცია. ეს არის ატმოსფეროს არათერმული გამოსხივება, გარდა ავრორას, ელვისებური გამონადენისა და მეტეორის ბილიკების გამოსხივებისა. ეს ტერმინი გამოიყენება დედამიწის ატმოსფეროს მიმართ (ღამის სიკაშკაშე, ბინდი და დღის სიკაშკაშე). ატმოსფერული სიკაშკაშე არის ატმოსფეროში არსებული სინათლის მხოლოდ მცირე ნაწილი. სხვა წყაროებია ვარსკვლავური შუქი, ზოდიაქოს სინათლე და მზისგან გაფანტული შუქი. ზოგჯერ ატმოსფეროს სიკაშკაშე შეიძლება იყოს მთლიანი სინათლის 40%-მდე. ატმოსფერული სიკაშკაშე ხდება ატმოსფერული ფენებიგანსხვავებული სიმაღლე და სისქე. ატმოსფერული სიკაშკაშის სპექტრი მოიცავს ტალღის სიგრძეებს 1000 Å-დან 22,5 μm-მდე. ჰაერის გამოსხივების მთავარი ხაზია l 5577 Å, რომელიც ჩნდება 90-100 კმ სიმაღლეზე 30-40 კმ სისქის ფენაში. სიკაშკაშის გამოჩენა განპირობებულია შამპენის მექანიზმით, რომელიც დაფუძნებულია ჟანგბადის ატომების რეკომბინაციაზე. სხვა ემისიის ხაზებია l 6300 Å, ჩნდება დისოციაციური O + 2 რეკომბინაციის და ემისიის NI l 5198/5201 Å და NI l 5890/5896 Å.
ატმოსფერული სიკაშკაშის ინტენსივობა იზომება Rayleighs-ში. სიკაშკაშე (რეილიში) უდრის 4 rb-ს, სადაც c არის გამოსხივებული ფენის განათების კუთხოვანი ზედაპირი 10 6 ფოტონის ერთეულებში/(სმ 2 sr s). სიკაშკაშის ინტენსივობა დამოკიდებულია გრძედიზე (განსხვავებულად სხვადასხვა გამონაბოლქვისთვის) და ასევე იცვლება დღის განმავლობაში მაქსიმუმ შუაღამისას. დადებითი კორელაცია აღინიშნა ჰაერის ნათებაზე l 5577 Å ემისია რიცხვთან მზის ლაქებიხოლო მზის გამოსხივების ნაკადი ტალღის სიგრძეზე 10,7 სმ.ატმოსფეროს სიკაშკაშე შეინიშნება სატელიტური ექსპერიმენტების დროს. კოსმოსიდან ის დედამიწის გარშემო სინათლის რგოლს ჰგავს და მომწვანო ფერი აქვს.
ოზონოსფერო.
20-25 კმ სიმაღლეზე, ოზონის O 3 უმნიშვნელო რაოდენობის მაქსიმალური კონცენტრაცია (ჟანგბადის შემცველობის 2×10-7-მდე!), რომელიც ხდება მზის ულტრაიისფერი გამოსხივების ზემოქმედებით დაახლოებით 10-დან 50-მდე სიმაღლეზე. კმ, მიღწეულია, იცავს პლანეტას მაიონებელი მზის გამოსხივებისგან. ოზონის მოლეკულების უკიდურესად მცირე რაოდენობის მიუხედავად, ისინი იცავენ დედამიწაზე არსებულ მთელ სიცოცხლეს მზის მოკლე ტალღის (ულტრაიისფერი და რენტგენის) გამოსხივების მავნე ზემოქმედებისგან. თუ ყველა მოლეკულას მოაქვთ ატმოსფეროს ძირში, მიიღებთ ფენას არაუმეტეს 3-4 მმ სისქისა! 100 კმ სიმაღლეზე იზრდება მსუბუქი აირების წილი, ხოლო ძალიან მაღალ სიმაღლეზე ჭარბობს ჰელიუმი და წყალბადი; ბევრი მოლეკულა იშლება ცალკეულ ატომებად, რომლებიც იონიზდებიან მზის მყარი გამოსხივების გავლენის ქვეშ, ქმნიან იონოსფეროს. ჰაერის წნევა და სიმკვრივე დედამიწის ატმოსფეროში სიმაღლესთან ერთად მცირდება. ტემპერატურის განაწილებიდან გამომდინარე, დედამიწის ატმოსფერო იყოფა ტროპოსფერო, სტრატოსფერო, მეზოსფერო, თერმოსფერო და ეგზოსფერო. .
20-25 კმ სიმაღლეზე მდებარეობს ოზონის შრე. ოზონი წარმოიქმნება ჟანგბადის მოლეკულების დაშლის შედეგად მზის ულტრაიისფერი გამოსხივების შთანთქმის დროს, ტალღის სიგრძე 0,1–0,2 მიკრონზე ნაკლები. თავისუფალი ჟანგბადი ერწყმის O 2 მოლეკულებს და აყალიბებს O 3 ოზონს, რომელიც ხარბად შთანთქავს 0,29 მიკრონზე მოკლე ულტრაიისფერ შუქს. ოზონის მოლეკულები O 3 ადვილად ნადგურდება მოკლე ტალღის გამოსხივებით. ამიტომ, მიუხედავად მისი იშვიათია, ოზონის შრე ეფექტურად შთანთქავს მზის ულტრაიისფერ გამოსხივებას, რომელიც გავიდა უფრო მაღალ და გამჭვირვალე ატმოსფერულ ფენებში. ამის წყალობით დედამიწაზე ცოცხალი ორგანიზმები დაცულნი არიან მზის ულტრაიისფერი გამოსხივების მავნე ზემოქმედებისგან.
იონოსფერო.
მზის გამოსხივება ატმოსფეროს ატომებსა და მოლეკულებს იონიზებს. იონიზაციის ხარისხი მნიშვნელოვანი ხდება უკვე 60 კილომეტრის სიმაღლეზე და სტაბილურად იზრდება დედამიწიდან დაშორებისას. ატმოსფეროს სხვადასხვა სიმაღლეზე ხდება სხვადასხვა მოლეკულების დისოციაციის და შემდგომი იონიზაციის თანმიმდევრული პროცესები. სხვადასხვა ატომებიდა იონები. ძირითადად, ეს არის ჟანგბადის მოლეკულები O 2, აზოტი N 2 და მათი ატომები. ამ პროცესების ინტენსივობიდან გამომდინარე, 60 კილომეტრზე მაღლა მდებარე ატმოსფეროს სხვადასხვა ფენებს იონოსფერულ ფენებს უწოდებენ. , და მათი მთლიანობა არის იონოსფერო . ქვედა ფენას, რომლის იონიზაცია უმნიშვნელოა, ნეიტროსფერო ეწოდება.
დამუხტული ნაწილაკების მაქსიმალური კონცენტრაცია იონოსფეროში მიიღწევა 300-400 კმ სიმაღლეზე.
იონოსფეროს შესწავლის ისტორია.
ატმოსფეროს ზედა ნაწილში გამტარი ფენის არსებობის ჰიპოთეზა წამოაყენა 1878 წელს ინგლისელმა მეცნიერმა სტიუარტმა გეომაგნიტური ველის თავისებურებების ასახსნელად. შემდეგ 1902 წელს, ერთმანეთისგან დამოუკიდებლად, კენედიმ აშშ-ში და ჰევისიდმა ინგლისში აღნიშნეს, რომ რადიოტალღების შორ მანძილზე გავრცელების ასახსნელად აუცილებელია ვივარაუდოთ მაღალი გამტარობის მქონე რეგიონების არსებობა მაღალ ფენებში. ატმოსფერო. 1923 წელს აკადემიკოსი მ.ვ.შულეიკინი, სხვადასხვა სიხშირის რადიოტალღების გავრცელების თავისებურებების გათვალისწინებით, მივიდა დასკვნამდე, რომ იონოსფეროში სულ მცირე ორი ამრეკლავი ფენაა. შემდეგ, 1925 წელს, ინგლისელმა მკვლევარებმა Appleton-მა და Barnet-მა, ასევე Breit-მა და Tuve-მ, პირველად ექსპერიმენტულად დაამტკიცეს რეგიონების არსებობა, რომლებიც ასახავს რადიოტალღებს და ჩაუყარეს საფუძველი მათ სისტემატურ შესწავლას. მას შემდეგ ჩატარდა ამ ფენების თვისებების სისტემატური შესწავლა, რომელსაც ზოგადად იონოსფერო უწოდებენ, რომელიც მნიშვნელოვან როლს ასრულებს მთელ რიგ გეოფიზიკურ მოვლენებში, რომლებიც განსაზღვრავენ რადიოტალღების ასახვას და შთანთქმას, რაც ძალზე მნიშვნელოვანია პრაქტიკისთვის. მიზნებს, კერძოდ, საიმედო რადიოკავშირის უზრუნველყოფას.
1930-იან წლებში დაიწყო იონოსფეროს მდგომარეობის სისტემატური დაკვირვება. ჩვენს ქვეყანაში, M.A. Bonch-Bruevich- ის ინიციატივით, შეიქმნა ინსტალაციები მისი პულსირებული ჟღერადობისთვის. ბევრი გამოკვლეულია ზოგადი თვისებებიიონოსფერო, სიმაღლეები და მისი ძირითადი ფენების ელექტრონების კონცენტრაცია.
60-70 კმ სიმაღლეზე შეიმჩნევა D ფენა, 100-120 კმ სიმაღლეზე, ე, სიმაღლეზე, 180–300 კმ სიმაღლეზე ორმაგი ფენა ფ 1 და ფ 2. ამ ფენების ძირითადი პარამეტრები მოცემულია ცხრილში 4.
| ცხრილი 4 | ||||||
| იონოსფეროს რეგიონი | მაქსიმალური სიმაღლე, კმ | თ ი , კ | Დღეს | Ღამე ნე , სმ -3 | a΄, ρm 3 s – 1 | |
| წთ ნე , სმ -3 | მაქს ნე , სმ -3 | |||||
| დ | 70 | 20 | 100 | 200 | 10 | 10 –6 |
| ე | 110 | 270 | 1.5 10 5 | 3 10 5 | 3000 | 10 –7 |
| ფ 1 | 180 | 800–1500 | 3 10 5 | 5 10 5 | – | 3 10 -8 |
| ფ 2 (ზამთარი) | 220–280 | 1000–2000 | 6 10 5 | 25 10 5 | ~10 5 | 2 10 –10 |
| ფ 2 (ზაფხული) | 250–320 | 1000–2000 | 2 10 5 | 8 10 5 | ~ 3 10 5 | 10 –10 |
| ნეარის ელექტრონის კონცენტრაცია, e არის ელექტრონის მუხტი, თ იარის იონის ტემპერატურა, a' არის რეკომბინაციის კოეფიციენტი (რომელიც განსაზღვრავს ნედა დროთა განმავლობაში იცვლება) | ||||||
საშუალოები მოცემულია, რადგან ისინი განსხვავდება სხვადასხვა განედებზე, დღის დროზე და სეზონზე. ასეთი მონაცემები აუცილებელია შორ მანძილზე რადიო კომუნიკაციების უზრუნველსაყოფად. ისინი გამოიყენება სხვადასხვა მოკლე ტალღის რადიო ბმულების ოპერაციული სიხშირეების არჩევისას. მათი ცვლილების ცოდნა დღის სხვადასხვა დროს და სხვადასხვა სეზონში იონოსფეროს მდგომარეობიდან გამომდინარე ძალზე მნიშვნელოვანია რადიოკავშირების საიმედოობის უზრუნველსაყოფად. იონოსფერო არის დედამიწის ატმოსფეროს იონიზებული ფენების ერთობლიობა, რომელიც იწყება დაახლოებით 60 კმ სიმაღლეზე და ვრცელდება ათიათასობით კმ სიმაღლეებამდე. დედამიწის ატმოსფეროს იონიზაციის ძირითად წყაროს წარმოადგენს მზის ულტრაიისფერი და რენტგენის გამოსხივება, რომელიც ძირითადად მზის ქრომოსფეროსა და გვირგვინის ფენებში ხდება. გარდა ამისა, ზედა ატმოსფეროს იონიზაციის ხარისხზე გავლენას ახდენს მზის კორპუსკულური ნაკადები, რომლებიც წარმოიქმნება მზის ანთებების დროს, ასევე კოსმოსური სხივებიდა მეტეორის ნაწილაკები.
იონოსფერული ფენები
არის ადგილები ატმოსფეროში, სადაც მაქსიმალური მნიშვნელობებითავისუფალი ელექტრონების კონცენტრაცია (ანუ მათი რაოდენობა მოცულობის ერთეულზე). ელექტრონულად დამუხტულ თავისუფალ ელექტრონებს და (ნაკლებად მოძრავ იონებს) ატმოსფერული აირის ატომების იონიზაციის შედეგად, რადიოტალღებთან (ანუ ელექტრომაგნიტურ რხევებთან) ურთიერთქმედების შედეგად, შეუძლიათ შეცვალონ მიმართულება, ასახონ ან გარდატეხონ და აღიქვან მათი ენერგია. შედეგად, შორეული რადიოსადგურების მიღებისას შეიძლება მოხდეს სხვადასხვა ეფექტები, მაგალითად, რადიოს გაქრობა, შორეული სადგურების სმენის გაზრდა, გათიშვებიდა ა.შ. ფენომენებს.
Კვლევის მეთოდები.
დედამიწიდან იონოსფეროს შესწავლის კლასიკური მეთოდები დაყვანილია პულსის ჟღერადობამდე - რადიო პულსების გაგზავნა და მათი ასახვა იონოსფეროს სხვადასხვა ფენებიდან დაყოვნების დროის გაზომვით და ასახული სიგნალების ინტენსივობისა და ფორმის შესწავლით. სხვადასხვა სიხშირეზე რადიო პულსის ასახვის სიმაღლეების გაზომვით, სხვადასხვა რეგიონის კრიტიკული სიხშირის განსაზღვრით (რადიო პულსის გადამზიდავი სიხშირე, რომლისთვისაც იონოსფეროს ეს რეგიონი გამჭვირვალე ხდება, ეწოდება კრიტიკული სიხშირე), შესაძლებელია განისაზღვროს ელექტრონის სიმკვრივის მნიშვნელობა ფენებში და ეფექტური სიმაღლეები მოცემული სიხშირეებისთვის და აირჩიეთ ოპტიმალური სიხშირე მოცემული რადიო ბილიკებისთვის. სარაკეტო ტექნოლოგიების განვითარებით და დედამიწის ხელოვნური თანამგზავრების (AES) კოსმოსური ეპოქის დადგომასთან ერთად კოსმოსური ხომალდი, შესაძლებელი გახდა უშუალოდ დედამიწის მახლობლად მდებარე კოსმოსური პლაზმის პარამეტრების გაზომვა, რომლის ქვედა ნაწილია იონოსფერო.
ელექტრონის სიმკვრივის გაზომვები, რომლებიც განხორციელდა სპეციალურად გაშვებული რაკეტებიდან და სატელიტური ფრენის ბილიკების გასწვრივ, დაადასტურა და დახვეწა ადრე მიღებული მონაცემები იონოსფეროს სტრუქტურის შესახებ სახმელეთო მეთოდებით, ელექტრონის სიმკვრივის განაწილება სიმაღლეზე დედამიწის სხვადასხვა რეგიონზე და შესაძლებელი გახადა. ელექტრონის სიმკვრივის მნიშვნელობების მისაღებად მთავარ მაქსიმუმზე - ფენაზე ფ. ადრე შეუძლებელი იყო ამის გაკეთება ხმოვანი მეთოდებით, რომელიც დაფუძნებული იყო ასახული მოკლე ტალღის რადიო იმპულსების დაკვირვებაზე. აღმოჩნდა, რომ დედამიწის ზოგიერთ რეგიონში არის საკმაოდ სტაბილური რეგიონები დაბალი ელექტრონების სიმკვრივით, რეგულარული „იონოსფერული ქარები“, იონოსფეროში წარმოიქმნება თავისებური ტალღური პროცესები, რომლებიც ატარებენ ადგილობრივ იონოსფერულ დარღვევებს მათი აგზნების ადგილიდან ათასობით კილომეტრში. გაცილებით მეტი. განსაკუთრებით მგრძნობიარე მიმღები მოწყობილობების შექმნამ შესაძლებელი გახადა იონოსფეროს იმპულსური ჟღერადობის სადგურებში განეხორციელებინა იმპულსური სიგნალების მიღება ნაწილობრივ ასახული იონოსფეროს ყველაზე დაბალი რეგიონებიდან (ნაწილობრივი ასახვის სადგური). მძლავრი იმპულსური დანადგარების გამოყენებამ მეტრისა და დეციმეტრის ტალღის სიგრძის დიაპაზონში ანტენების გამოყენებით, რომლებიც გამოსხივებული ენერგიის მაღალი კონცენტრაციის საშუალებას იძლევა, შესაძლებელი გახადა იონოსფეროს მიერ მიმოფანტული სიგნალების დაკვირვება სხვადასხვა სიმაღლეებზე. ამ სიგნალების სპექტრის მახასიათებლების შესწავლამ, არათანმიმდევრულად მიმოფანტული იონოსფერული პლაზმის ელექტრონებითა და იონებით (ამისთვის გამოიყენებოდა რადიოტალღების არათანმიმდევრული გაფანტვის სადგურები) შესაძლებელი გახადა ელექტრონების და იონების კონცენტრაციის დადგენა, მათი ექვივალენტი. ტემპერატურა სხვადასხვა სიმაღლეზე რამდენიმე ათასი კილომეტრის სიმაღლეზე. აღმოჩნდა, რომ იონოსფერო საკმარისად გამჭვირვალეა გამოყენებული სიხშირეებისთვის.
ელექტრული მუხტების კონცენტრაცია (ელექტრონული სიმკვრივე იონის ტოლია) დედამიწის იონოსფეროში 300 კმ სიმაღლეზე არის დაახლოებით 106 სმ–3 დღის განმავლობაში. ამ სიმკვრივის პლაზმა ასახავს 20 მ-ზე მეტ რადიოტალღებს, ხოლო გადასცემს უფრო მოკლეს.
ელექტრონის სიმკვრივის ტიპიური ვერტიკალური განაწილება იონოსფეროში დღისა და ღამის პირობებისთვის.
რადიოტალღების გავრცელება იონოსფეროში.
გრძელვადიანი სამაუწყებლო სადგურების სტაბილური მიღება დამოკიდებულია გამოყენებული სიხშირეებზე, ასევე დღის დროზე, სეზონზე და, გარდა ამისა, მზის აქტივობაზე. მზის აქტივობა მნიშვნელოვნად მოქმედებს იონოსფეროს მდგომარეობაზე. სახმელეთო სადგურიდან გამოსხივებული რადიო ტალღები მოძრაობენ სწორი ხაზით, ისევე როგორც ყველა სახის ელექტრომაგნიტური რხევები. ამასთან, გასათვალისწინებელია, რომ როგორც დედამიწის ზედაპირი, ასევე მისი ატმოსფეროს იონიზებული ფენები ემსახურება თითქოს უზარმაზარი კონდენსატორის ფირფიტებს, რომლებიც მოქმედებს მათზე, როგორც სარკეების მოქმედება სინათლეზე. მათგან ასახული, რადიოტალღებს შეუძლია მრავალი ათასი კილომეტრის გავლა, ასობით და ათასობით კილომეტრის უზარმაზარი ნახტომებით, მონაცვლეობით არეკლილი იონიზებული აირის ფენიდან და დედამიწის ან წყლის ზედაპირიდან.
გასული საუკუნის 20-იან წლებში ითვლებოდა, რომ 200 მ-ზე მოკლე რადიოტალღები ზოგადად არ იყო შესაფერისი შორ მანძილზე კომუნიკაციისთვის ძლიერი შთანთქმის გამო. ევროპასა და ამერიკას შორის ატლანტის ოკეანის გასწვრივ მოკლე ტალღების შორ მანძილზე მიღებაზე პირველი ექსპერიმენტები ჩატარდა ინგლისელი ფიზიკოსიოლივერ ჰევისაიდი და ამერიკელი ელექტრო ინჟინერი არტურ კენელი. ერთმანეთისგან დამოუკიდებლად, მათ ვარაუდობდნენ, რომ სადღაც დედამიწის გარშემო არის ატმოსფეროს იონიზებული ფენა, რომელსაც შეუძლია რადიოტალღების ასახვა. მას ეწოდა ჰევისიდის ფენა - კენელი, შემდეგ კი - იონოსფერო.
Მიხედვით თანამედროვე იდეებიიონოსფერო შედგება უარყოფითად დამუხტული თავისუფალი ელექტრონებისა და დადებითად დამუხტული იონებისგან, ძირითადად მოლეკულური ჟანგბადი O+ და აზოტის ოქსიდი NO+. იონები და ელექტრონები წარმოიქმნება მოლეკულების დისოციაციის და იონიზაციის შედეგად ნეიტრალური ატომებიგაზი მზის რენტგენის და ულტრაიისფერი გამოსხივებით. ატომის იონიზაციისთვის აუცილებელია მისი იონიზაციის ენერგიის ინფორმირება, რომლის მთავარი წყარო იონოსფეროსთვის არის მზის ულტრაიისფერი, რენტგენის და კორპუსკულური გამოსხივება.
სანამ დედამიწის გაზის გარსი ანათებს მზეს, მასში მუდმივად წარმოიქმნება უფრო მეტი ელექტრონები, მაგრამ ამავდროულად, ზოგიერთი ელექტრონი, რომელიც ეჯახება იონებს, ხელახლა აერთიანებს და კვლავ ქმნის ნეიტრალურ ნაწილაკებს. მზის ჩასვლის შემდეგ ახალი ელექტრონების გამომუშავება თითქმის ჩერდება და თავისუფალი ელექტრონების რაოდენობა კლებას იწყებს. რაც უფრო მეტი თავისუფალი ელექტრონია იონოსფეროში, მით უკეთესად აისახება მისგან ტალღები მაღალი სიხშირე. ელექტრონის კონცენტრაციის შემცირებით, რადიოტალღების გავლა შესაძლებელია მხოლოდ დაბალი სიხშირის დიაპაზონში. ამიტომ ღამით, როგორც წესი, შორეული სადგურების მიღება მხოლოდ 75, 49, 41 და 31 მ დიაპაზონშია შესაძლებელი, იონოსფეროში ელექტრონები არათანაბრად ნაწილდება. 50-დან 400 კმ-მდე სიმაღლეზე არის ელექტრონის გაზრდილი სიმკვრივის რამდენიმე ფენა ან რეგიონი. ეს უბნები შეუფერხებლად გადადის ერთმანეთში და გავლენას ახდენს HF რადიოტალღების გავრცელებაზე სხვადასხვა გზით. იონოსფეროს ზედა ფენა აღინიშნება ასოებით ფ. აქ არის იონიზაციის უმაღლესი ხარისხი (დამუხტული ნაწილაკების ფრაქცია დაახლოებით 10-4-ია). იგი მდებარეობს დედამიწის ზედაპირიდან 150 კმ-ზე მეტ სიმაღლეზე და ასრულებს მთავარ ამრეკლავ როლს მაღალი სიხშირის HF ზოლების რადიოტალღების შორ მანძილზე გავრცელებაში. ზაფხულის თვეებში F რეგიონი ორ ფენად იყოფა - ფ 1 და ფ 2. F1 ფენას შეუძლია დაიკავოს სიმაღლე 200-დან 250 კმ-მდე, ხოლო ფენა ფ 2, როგორც ჩანს, "ცურავს" 300-400 კმ სიმაღლის დიაპაზონში. ჩვეულებრივ ფენა ფ 2 იონიზირებულია ბევრად უფრო ძლიერი ვიდრე ფენა ფერთი . ღამის ფენა ფ 1 ქრება და ფენა ფრჩება 2, რომელიც ნელ-ნელა კარგავს იონიზაციის ხარისხის 60%-მდე. F ფენის ქვემოთ, 90-დან 150 კმ-მდე სიმაღლეზე, არის ფენა ე, რომლის იონიზაცია ხდება მზის რბილი რენტგენის გამოსხივების გავლენით. E ფენის იონიზაციის ხარისხი უფრო დაბალია ვიდრე ფ, დღის განმავლობაში, 31 და 25 მ დაბალი სიხშირის HF ზოლების სადგურების მიღება ხდება, როდესაც სიგნალები აისახება ფენიდან. ე. ჩვეულებრივ, ეს არის სადგურები, რომლებიც მდებარეობს 1000-1500 კმ მანძილზე. ღამით ფენად ეიონიზაცია მკვეთრად მცირდება, მაგრამ ამ დროსაც კი ის აგრძელებს მნიშვნელოვან როლს 41, 49 და 75 მ ზოლების სადგურებიდან სიგნალების მიღებაში.
დიდი ინტერესია მაღალი სიხშირის HF ზოლების 16, 13 და 11 მ სიგნალების მისაღებად, რომლებიც წარმოიქმნება ტერიტორიაზე. ეძლიერ გაზრდილი იონიზაციის შუალედური (ღრუბლები). ამ ღრუბლების ფართობი შეიძლება განსხვავდებოდეს რამდენიმე ასობით კვადრატულ კილომეტრამდე. გაზრდილი იონიზაციის ფენას სპორადული ფენა ეწოდება. ედა აღნიშნა ეს. Es ღრუბლებს შეუძლიათ იონოსფეროში გადაადგილება ქარის გავლენით და მიაღწიონ სიჩქარეს 250 კმ/სთ-მდე. ზაფხულში, შუა განედებში დღისით, რადიოტალღების წარმოშობა Es ღრუბლების გამო ხდება თვეში 15-20 დღე. ეკვატორთან ახლოს, ის თითქმის ყოველთვის იმყოფება, ხოლო მაღალ განედებზე ის ჩვეულებრივ ღამით ჩნდება. ზოგჯერ, მზის დაბალი აქტივობის წლებში, როდესაც არ არის გადასასვლელი მაღალი სიხშირის HF ზოლებზე, შორეული სადგურები მოულოდნელად ჩნდება კარგი ხმამაღალი ზოლებით 16, 13 და 11 მ ზოლებზე, რომელთა სიგნალები არაერთხელ აისახა Es-დან.
იონოსფეროს ყველაზე დაბალი რეგიონია რეგიონი დმდებარეობს 50-დან 90 კმ-მდე სიმაღლეზე. აქ შედარებით ცოტა თავისუფალი ელექტრონებია. ტერიტორიიდან დგრძელი და საშუალო ტალღები კარგად აისახება და დაბალი სიხშირის HF სადგურების სიგნალები ძლიერად შეიწოვება. მზის ჩასვლის შემდეგ იონიზაცია ძალიან სწრაფად ქრება და შესაძლებელი ხდება შორეული სადგურების მიღება 41, 49 და 75 მ დიაპაზონში, რომელთა სიგნალები აისახება ფენებიდან. ფ 2 და ე. იონოსფეროს ცალკეული ფენები მნიშვნელოვან როლს თამაშობენ HF რადიოსიგნალების გავრცელებაში. რადიოტალღებზე ზემოქმედება ძირითადად განპირობებულია იონოსფეროში თავისუფალი ელექტრონების არსებობით, თუმცა რადიოტალღების გავრცელების მექანიზმი დაკავშირებულია დიდი იონების არსებობასთან. ეს უკანასკნელი ასევე საინტერესოა კვლევისთვის ქიმიური თვისებებიატმოსფერო, რადგან ისინი უფრო აქტიურები არიან ვიდრე ნეიტრალური ატომები და მოლეკულები. იონოსფეროში მომხდარი ქიმიური რეაქციები მნიშვნელოვან როლს ასრულებს მის ენერგეტიკულ და ელექტრულ ბალანსში.
ნორმალური იონოსფერო. გეოფიზიკური რაკეტების და თანამგზავრების დახმარებით განხორციელებულმა დაკვირვებებმა ბევრი ახალი ინფორმაცია მოგვცა, რაც იმაზე მიუთითებს, რომ ატმოსფეროს იონიზაცია ხდება მზის ფართო სპექტრის გამოსხივების გავლენის ქვეშ. მისი ძირითადი ნაწილი (90%-ზე მეტი) კონცენტრირებულია სპექტრის ხილულ ნაწილში. ულტრაიისფერი გამოსხივება უფრო მოკლე ტალღის სიგრძით და მეტი ენერგიავიდრე იისფერი სინათლის სხივები, გამოიყოფა წყალბადი მზის ატმოსფეროს შიდა ნაწილიდან (ქრომოსფერო), ხოლო რენტგენის სხივები, რომლებსაც კიდევ უფრო მეტი ენერგია აქვთ, გამოიყოფა გაზებით. გარე გარსიმზე (გვირგვინი).
იონოსფეროს ნორმალური (საშუალო) მდგომარეობა განპირობებულია მუდმივი ძლიერი გამოსხივებით. რეგულარული ცვლილებები ხდება ნორმალურ იონოსფეროში გავლენის ქვეშ ყოველდღიური როტაციადედამიწა და სეზონური განსხვავებები მზის სხივების დაცემის კუთხით შუადღისას, მაგრამ ასევე არის არაპროგნოზირებადი და მკვეთრი ცვლილებები იონოსფეროს მდგომარეობაში.
დარღვევები იონოსფეროში.
როგორც ცნობილია, მზეზე ვლინდება აქტივობის ძლიერი ციკლურად განმეორებითი გამოვლინებები, რომლებიც მაქსიმუმს აღწევს ყოველ 11 წელიწადში. საერთაშორისო გეოფიზიკური წლის (IGY) პროგრამის ფარგლებში დაკვირვებები დაემთხვა მზის ყველაზე მაღალი აქტივობის პერიოდს სისტემატური მეტეოროლოგიური დაკვირვებების მთელი პერიოდის განმავლობაში, ე.ი. მე-18 საუკუნის დასაწყისიდან. მაღალი აქტივობის პერიოდში მზეზე ზოგიერთი უბნის სიკაშკაშე რამდენჯერმე იზრდება, ულტრაიისფერი და რენტგენის გამოსხივების ძალა მკვეთრად იზრდება. ასეთ მოვლენებს მზის ანთებები ეწოდება. ისინი გრძელდება რამდენიმე წუთიდან ერთ ან ორ საათამდე. აფეთქების დროს მზის პლაზმა ამოიფრქვევა (ძირითადად პროტონები და ელექტრონები) და ელემენტარული ნაწილაკები გარე სივრცეში შედიან. მზის ელექტრომაგნიტური და კორპუსკულური გამოსხივება ასეთი აფეთქების მომენტებში აქვს ძლიერი გავლენადედამიწის ატმოსფეროსკენ.
საწყისი რეაქცია აღინიშნება ციმციმის შემდეგ 8 წუთის შემდეგ, როდესაც ინტენსიური ულტრაიისფერი და რენტგენის გამოსხივება აღწევს დედამიწას. შედეგად, იონიზაცია მკვეთრად იზრდება; რენტგენის სხივები ატმოსფეროში იონოსფეროს ქვედა საზღვრამდე აღწევს; ამ ფენებში ელექტრონების რაოდენობა იმდენად იზრდება, რომ რადიოსიგნალები თითქმის მთლიანად შეიწოვება („ჩაქრება“). რადიაციის დამატებითი შთანთქმა იწვევს გაზის გათბობას, რაც ხელს უწყობს ქარის განვითარებას. იონიზებული გაზი არის ელექტრული გამტარი და როდესაც ის მოძრაობს დედამიწის მაგნიტურ ველში, ჩნდება დინამოს ეფექტი და წარმოიქმნება ელექტრული დენი. ასეთმა დინებმა შეიძლება გამოიწვიოს მაგნიტური ველის შესამჩნევი აშლილობა და გამოვლინდეს მაგნიტური ქარიშხლის სახით.
ზედა ატმოსფეროს სტრუქტურა და დინამიკა არსებითად განისაზღვრება თერმოდინამიკურად არათანაბარი პროცესებით, რომლებიც დაკავშირებულია იონიზაციასთან და დისოციაციასთან მზის გამოსხივებით, ქიმიური პროცესებით, მოლეკულების და ატომების აგზნებასთან, მათ დეაქტივაციასთან, შეჯახებასთან და სხვა ელემენტარულ პროცესებთან. ამ შემთხვევაში წონასწორობის ხარისხი იზრდება სიმაღლესთან ერთად სიმკვრივის კლებასთან ერთად. 500-1000 კმ სიმაღლემდე და ხშირად უფრო მაღალიც კი, არათანაბარი ხარისხი ზედა ატმოსფეროს მრავალი მახასიათებლისთვის საკმარისად მცირეა, რაც საშუალებას იძლევა გამოიყენოს კლასიკური და ჰიდრომაგნიტური ჰიდროდინამიკა ქიმიური რეაქციების დასახასიათებლად.
ეგზოსფერო არის დედამიწის ატმოსფეროს გარე ფენა, რომელიც იწყება რამდენიმე ასეული კილომეტრის სიმაღლეზე, საიდანაც მსუბუქი, სწრაფად მოძრავი წყალბადის ატომებს შეუძლიათ კოსმოსში გაქცევა.
ედვარდ კონონოვიჩი
ლიტერატურა:
პუდოვკინი M.I. მზის ფიზიკის საფუძვლები. პეტერბურგი, 2001 წ
ერის ჩეისონი, სტივ მაკმილანი ასტრონომია დღეს. Prentice Hall Inc. ზემო უნაგირი მდინარე, 2002 წ
ონლაინ მასალები: http://ciencia.nasa.gov/
როდესაც მეტეოროიდის სხეული დედამიწის ატმოსფეროში შედის, ბევრი საინტერესო მოვლენა ხდება, რომლებსაც მხოლოდ აღვნიშნავთ. სიჩქარე ნებისმიერი კოსმოსური სხეულიყოველთვის აღემატება 11,2 კმ/წმ-ს და შეუძლია მიაღწიოს 40 კმ/წმ-ს დედამიწის სიახლოვეს თავისი თვითნებური მიმართულებით. მზის გარშემო მოძრაობისას დედამიწის წრფივი სიჩქარე საშუალოდ 30 კმ/წმ-ია, ამიტომ მეტეოროიდის დედამიწის ატმოსფეროს შეჯახების მაქსიმალური სიჩქარე შეიძლება მიაღწიოს დაახლოებით 70 კმ/წმ-ს (საპირისპირო ტრაექტორიებზე).
პირველი, სხეული ურთიერთქმედებს ძალიან იშვიათი ზედა ატმოსფეროსთან, სადაც გაზის მოლეკულებს შორის მანძილი უფრო დიდია, ვიდრე მისი დიამეტრი. ცხადია, ზედა ატმოსფეროს მოლეკულებთან ურთიერთქმედება პრაქტიკულად არ მოქმედებს საკმაოდ მასიური სხეულის სიჩქარეზე და მდგომარეობაზე. მაგრამ თუ სხეულის მასა მცირეა (შედარებულია მოლეკულის მასასთან ან აღემატება მას სიდიდის 2-3 ბრძანებით), მაშინ მას შეუძლია მთლიანად შეანელოს უკვე ატმოსფეროს ზედა ფენებში და ნელ-ნელა დასახლდება დედამიწაზე. ზედაპირი გრავიტაციის გავლენის ქვეშ. გამოდის, რომ ამ გზით, ანუ მტვრის სახით, მყარი კოსმოსური მატერიის ლომის წილი დედამიწას ეცემა. უკვე გამოთვლილია, რომ დედამიწაზე ყოველდღიურად 100-დან 1000 ტონამდე არამიწიერი მატერია შედის, მაგრამ ამ რაოდენობის მხოლოდ 1% არის წარმოდგენილი დიდი ფრაგმენტებით, რომლებსაც შეუძლიათ მის ზედაპირამდე მიაღწიონ.
მოძრავ საკმარისად დიდ სხეულზე მოქმედებს სამი ძირითადი ძალა: შენელება, გრავიტაცია და განდევნა (არქიმედეს ძალა), რომელიც განსაზღვრავს მის ტრაექტორიას. ყველაზე დიდი ობიექტების ეფექტური შენელება იწყება მხოლოდ ატმოსფეროს მკვრივ ფენებში, 100 კმ-ზე ნაკლებ სიმაღლეზე.
მეტეოროიდის მოძრაობა, როგორც ნებისმიერი მყარი სხეული შიგნით აირისებრი გარემომაღალი სიჩქარით, ახასიათებს მახის რიცხვი - სხეულის სიჩქარის შეფარდება ხმის სიჩქარესთან. ეს რიცხვი იცვლება მეტეოროიდის ფრენის სხვადასხვა სიმაღლეზე, მაგრამ ხშირად აღემატება 50-ს. დარტყმითი ტალღა წარმოიქმნება მეტეოროიდის წინ ძლიერ შეკუმშული და გახურებული ატმოსფერული აირების სახით. თავად სხეულის ზედაპირი მათთან ურთიერთქმედების შედეგად
თუ სხეულის მასა არ არის ძალიან მცირე და არც ისე დიდი და მისი სიჩქარე 11 კმ/წმ-დან 22 კმ/წმ-მდეა (ეს შესაძლებელია დედამიწასთან „დაეწიოს“ ტრაექტორიებზე), მაშინ მას აქვს. დროა შენელდეს ატმოსფეროში დაწვის გარეშე. ამის შემდეგ მეტეოროიდი მოძრაობს ისეთი სიჩქარით, რომლითაც აბლაცია აღარ არის ეფექტური და შეუძლია უცვლელად მიაღწიოს დედამიწის ზედაპირს. თუ სხეულის მასა არ არის ძალიან დიდი, მაშინ მისი სიჩქარის შემდგომი შემცირება გრძელდება მანამ, სანამ ჰაერის წინააღმდეგობის ძალა არ გაუტოლდება მიზიდულობის ძალას და მისი თითქმის ვერტიკალური დაცემა იწყება 50-150 მ/წმ სიჩქარით. მეტეორიტების უმეტესობა ასეთი სიჩქარით დაეცა დედამიწას. დიდი მასით, მეტეოროიდს არ აქვს დრო, რომ არც დაიწვას ან ძლიერად შეანელოს და კოსმოსური სიჩქარით ეჯახება ზედაპირს. ამ შემთხვევაში ხდება აფეთქება, რომელიც გამოწვეულია დიდის გადასვლით კინეტიკური ენერგიასხეულები გადაიქცევა თერმულ, მექანიკურ და სხვა სახის ენერგიად და დედამიწის ზედაპირზე წარმოიქმნება ფეთქებადი კრატერი. შედეგად, მეტეორიტისა და დედამიწის ზედაპირის მნიშვნელოვანი ნაწილი დნება და აორთქლდება.
ეს სტატია ყურადღებას გაამახვილებს იმ მეტეორებსა და მეტეორიტებზე, რომლებიც დედამიწის ატმოსფეროში ფრენისას ან ძალიან სწრაფად იწვებიან მაღალ სიმაღლეზე, ქმნიან მოკლევადიანი ბილიკს ღამის ცაზე, რომელსაც ეწოდება ვარსკვლავური ვარდნა, ან, დედამიწასთან შეჯახებისას, აფეთქებენ. მაგალითად, ტუნგუსკა. ამავდროულად, არც ერთი და არც მეორე, როგორც ცნობილია და საყოველთაოდ ითვლება, არ ტოვებს მყარი წვის პროდუქტებს.
მეტეორი იწვის ატმოსფეროს ოდნავი შეხებისას. მათი წვა უკვე 80 კმ სიმაღლეზე მთავრდება. ჟანგბადის კონცენტრაცია ამ სიმაღლეზე დაბალია და შეადგენს 0,004 გ/მ 3-ს, ხოლო იშვიათ ატმოსფეროს აქვს წნევა P = 0,000012 კგ/მ 2 და ვერ უზრუნველყოფს საკმარის ხახუნს მეტეორის სხეულის მთლიანი მოცულობის მყისიერად გასათბობად საკმარის ტემპერატურამდე. მისი წვისთვის. გახურებულ სხეულს ხომ აალება არ შეუძლია. მაშ, რატომ ხდება აალება დიდ სიმაღლეებზე და მეტეორების ასეთი სწრაფი და თანაბარი წვა? რა პირობებია საჭირო ამისათვის?
მეტეორის აალების და სწრაფი წვის ერთ-ერთი პირობა უნდა იყოს მისი სხეულის საკმარისად მაღალი ტემპერატურის არსებობა ატმოსფეროში შესვლამდე. ამისათვის ის წინასწარ კარგად უნდა გაათბოს მთელი მოცულობით მზისგან. შემდეგ, იმისათვის, რომ მეტეორის მთელ მოცულობას შეეძლოს კოსმოსურ პირობებში დათბობა სინათლისა და ჩრდილის ტემპერატურების განსხვავების გამო და როდესაც იგი ატმოსფეროსთან შეხებაში მოხვდება, მას ასევე ექნება დრო, რომ სწრაფად გავრცელდეს დამატებითი ხახუნის სითბო მთელ სხეულში, მეტეორის ნივთიერებას უნდა ჰქონდეს მაღალი თბოგამტარობა.
მეტეორის წვის შემდეგი პირობა, თანაბრად ტოვებს ცეცხლის ბილიკი, უნდა იყოს სხეულის სიძლიერის შენარჩუნება წვის დროს. ვინაიდან, ატმოსფეროში ჩაფრენის შემდეგ, თუმცა იშვიათია, მეტეორი მაინც განიცდის დატვირთვას მომავალი დინებისგან და თუ მისი სხეული დარბილდება ტემპერატურისგან, ის უბრალოდ დაიშლება ნაკადის შედეგად ცალკეულ ნაწილებად და ჩვენ დავაკვირდებით ფეიერვერკების მფრინავ ლიფს. .
Უფრო. ვინაიდან მრავალი ნივთიერება, როგორც ლითონი, ასევე არალითონი იწვის, მეტეორის ნივთიერების შემადგენლობის განხილვას პირველივე ელემენტიდან დავიწყებთ. პერიოდული სისტემა, წყალბადი. დავუშვათ, რომ ეს სხეული შედგება მყარი წყალბადის ან მისი მყარი ნაერთებისგან, მაგალითად, წყლის ყინულისგან. მაღალ ტემპერატურამდე გაცხელების შემდეგ, ეს სხეული უბრალოდ აორთქლდება აალებამდე, თუნდაც სივრცეში. მიუხედავად ამისა, თუ ვივარაუდებთ, რომ წყალბადის შემცველი სხეული ატმოსფეროში აალდა და დაიწვა, მაშინ ის აუცილებლად დატოვებს წყლის ორთქლის თეთრ კვალს ჟანგბადში წყალბადის წვის პროცესის შედეგად. შემდეგ ჩვენ შეგვიძლია დავინახოთ „ვარსკვლავების“ თეთრი კვალი დღის განმავლობაში, მზის გარკვეული განათების ქვეშ. ამრიგად, ეს მეტეორები არ შეიძლება შეიცავდეს ან შეიცავდეს წყალბადს დიდი რაოდენობით. და გარე სივრცეში ყინული საერთოდ ვერ იარსებებს, რადგან წყლის თერმოდინამიკური თვისებების მიხედვით კოსმოსური წნევით P = 0,001 მ წყალი. Ხელოვნება. დუღილის წერტილი ახლოს არის აბსოლუტურ ნულთან, ეს არის -273 ° C, მზის სისტემაში ასეთი ტემპერატურა არ არის. თუ ყინული მზის სისტემის გარე სივრცეში მოხვდება, ის მაშინვე აორთქლდება მძლავრი ჩირაღდნის - მზის სითბოსგან. ჩვენ ასევე ვივარაუდებთ, რომ ჩვენი მეტეორები შედგება ლითონებისგან ან მათი შენადნობებისგან. ლითონებს აქვთ კარგი თბოგამტარობა, რომელიც აკმაყოფილებს ზემოაღნიშნულ მოთხოვნებს. მაგრამ გაცხელებისას ლითონები კარგავენ ძალას და იწვებიან ოქსიდების, ოქსიდების, ე.ი. მყარი წიდები საკმაოდ მძიმეა, რომელსაც დაცემისას ხალხი აუცილებლად დააფიქსირებდა მიწაზე, მაგალითად სეტყვას. მაგრამ სხვაგან არსად დაფიქსირებულა ასეთი აქტიური ფენომენი, რომ მძლავრი "ვარსკვლავების" შემდეგაც კი სადღაც წიდის სეტყვა ჩამოვარდა და ბოლოს და ბოლოს, ყოველდღიურად 3 ათას ტონაზე მეტი მატერია დაფრინავს ჩვენში. მართალია, მეტეორიტების მეტეორიტების ცალკეული ფრაგმენტები მაინც არის ნაპოვნი, მაგრამ ეს იშვიათობაა და ყოველდღიური ფენომენის "ვარსკვლავების" გამო ეს აღმოჩენები უმნიშვნელოა. ამრიგად, ჩვენი მეტეორები ასევე არ შეიცავს ლითონებს.
რა ნივთიერებას შეუძლია დააკმაყოფილოს ყველა ეს მოთხოვნა? კერძოდ:
1. აქვს მაღალი თბოგამტარობა;
2. სიძლიერის შენარჩუნება მაღალ ტემპერატურაზე;
3. აქტიური რეაგირება იშვიათ ატმოსფეროზე მაღალ სიმაღლეზე;
4. წვის დროს არ წარმოიქმნას მყარი წიდები;
არსებობს ასეთი ნივთიერება - ეს არის ნახშირბადი. უფრო მეტიც, ის მდებარეობს უმძიმეს კრისტალურ ფაზაში, რომელსაც ბრილიანტი ეწოდება. ეს არის ბრილიანტი, რომელიც აკმაყოფილებს ყველა ამ მოთხოვნას. თუ ნახშირბადი მის რომელიმე სხვა ფაზაშია, მაშინ ის ვერ დააკმაყოფილებს ჩვენს მეორე მოთხოვნას, კერძოდ, სიძლიერის შენარჩუნებას მაღალ ტემპერატურაზე. ეს არის ბრილიანტი, რომელსაც ასტრონომები ყინულს ურევენ „ვარსკვლავების ვარდნაზე“ დაკვირვებისას.
გარდა ამისა, იმისათვის, რომ დაიწვას ჟანგბადის კონცენტრაცია 0,004 გ/მ 3-ზე ნაკლები, სხეულის წონა 1 გ. თქვენ უნდა იფრინოთ დაახლოებით 13000 კმ., დაფრინავს დაახლოებით 40 კმ. დიდი ალბათობით, მეტეორიდან მანათობელი ბილიკი არ არის ატმოსფეროს ჟანგბადში მისი წვის შედეგი, არამედ წყალბადთან ნახშირბადის შემცირების რეაქციის შედეგი, რომელშიც ასევე წარმოიქმნება აირები. ამ სიმაღლეებზე CH 4, C 2 H 2, C 6 H 6 არის მცირე რაოდენობით, CO, CO 2 ასევე არის ამ სიმაღლეებზე, ეს იმაზე მეტყველებს, რომ ნახშირბადი ამ სიმაღლეებზე იწვის და მცირდება, თავად ეს აირები ამოდის. დედამიწის ზედაპირი ამ სიმაღლეებამდე არ შეიძლება.
რაც შეეხება ტუნგუსკას მეტეორიტს და მეტეორიტს, რომელიც დაეცა 2002 წლის შემოდგომაზე რუსეთის ირკუტსკის ოლქში, მდინარე ვიტიმის ხეობაში, ეს მეტეორიტები ასევე, სავარაუდოდ, მხოლოდ უზარმაზარი ბრილიანტია. დიდი მასის გამო ამ მეტეორიტებს ატმოსფეროში სრულად დაწვის დრო არ ჰქონდათ. მიწაზე აფრენის შემდეგ და ჰაერის ნაკადის შედეგად არ განადგურდა, მყარ ზედაპირს ძალიან დიდი ძალით დაეჯახა, ალმასის ეს ბლოკი დაიშალა პატარა ნაჭრებად. ცნობილია, რომ ბრილიანტი არის მყარი, მაგრამ მყიფე მასალა, რომელიც კარგად არ მუშაობს დარტყმაზე. იმის გამო, რომ ალმასს აქვს მაღალი თბოგამტარობა, მეტეორიტის მთელი სხეული თბებოდა წვის ტემპერატურამდე დარტყმამდე. წვრილ ნაჭრებად დაშლისა და დედამიწაზე გადმოსვლის შემდეგ, თითოეული ფრაგმენტი, რომელიც შეხებაში შევიდა ჰაერის ჟანგბადთან, მაშინვე დაიწვა და ამავე დროს გამოუშვა გარკვეული რაოდენობის ენერგია. და იყო მხოლოდ უზარმაზარი აფეთქება. ყოველივე ამის შემდეგ, აფეთქება არ არის ძლიერი მექანიკური დარტყმის შედეგი, რადგან რატომღაც მას ასტრონომიაში სჯერათ, არამედ აქტიური ქიმიური რეაქციის შედეგია და არ აქვს მნიშვნელობა სად მოხდა ის დედამიწაზე, იუპიტერზე, როგორც სანამ არის რაიმე საპასუხო რეაქცია. მთელი დამწვარი ნახშირბადი წარმოქმნის ნახშირორჟანგს, რომელიც იხსნება ატმოსფეროში. ამიტომ ისინი ამ ადგილებში მეტეორის ნარჩენებს ვერ პოულობენ. სავსებით შესაძლებელია, რომ ამ მეტეორიტების აფეთქების რეგიონში, ცხოველების ნაშთები, რომლებიც დაიღუპნენ არა მხოლოდ დარტყმის ტალღაარამედ ნახშირბადის მონოქსიდის ასფიქსიისგან. და ხალხისთვის უსაფრთხო არ არის ამ ადგილების მონახულება აფეთქების შემდეგ. შეიძლება დარჩეს დაბლობში ნახშირბადის მონოქსიდი. ტუნგუსკას მეტეორიტის ეს ჰიპოთეზა ხსნის აფეთქების შემდეგ დაფიქსირებულ თითქმის ყველა ანომალიას. თუ ეს მეტეორიტი წყალსაცავში ჩავარდება, მაშინ წყალი მთლიანად არ დაწვავს ყველა ფრაგმენტს და შეიძლება კიდევ ერთი ალმასის საბადო გვქონდეს. ყველა ალმასის საბადო, სხვათა შორის, მდებარეობს დედამიწის თხელ ზედაპირულ ფენაში, პრაქტიკულად მხოლოდ მის ზედაპირზე. მეტეორიტებში ნახშირბადის არსებობას ასევე ადასტურებს მეტეორული წვიმა, რომელიც მოხდა 1871 წლის 8 ოქტომბერს ჩიკაგოში, როდესაც გაურკვეველი მიზეზების გამო სახლები აალდა და ლითონის სრიალიც კი გადნებოდა. როდესაც ათასობით ადამიანი დაიღუპა დახრჩობისგან, ხანძრისგან საკმარისად შორს.
ატმოსფერო და აქტიური გაზების არმქონე პლანეტებზე ან პლანეტების თანამგზავრებზე დაცემა, ამ მეტეორიტების ფრაგმენტები, რომლებიც არ „დამწვარია“, ნაწილობრივ დაფარავს ამ პლანეტების ან თანამგზავრების ზედაპირს. შესაძლოა ამიტომაცაა, რომ ჩვენი ბუნებრივი თანამგზავრი მთვარე ასე კარგად ირეკლავს მზის სინათლეს, რადგან ალმასს ასევე აქვს მაღალი გარდატეხის ინდექსი. და სხივური სისტემები მთვარის კრატერებიმაგალითად, ტიხო, კოპერნიკი, აშკარად შედგება გამჭვირვალე მასალისგან და, რა თქმა უნდა, არა ყინულისგან, რადგან მთვარის განათებულ ზედაპირზე ტემპერატურაა + 120 ° C.
ბრილიანტები ასევე ავლენენ ფლუორესცენციის თვისებას მოკლე ტალღის სიგრძის ელექტრომაგნიტური გამოსხივების ზემოქმედებისას. იქნებ ეს თვისება მოგცემთ ახსნას კომეტების კუდების წარმოშობის შესახებ მზესთან, მოკლე ტალღის გამოსხივების მძლავრ წყაროსთან მიახლოებისას?
