meteoroide(corpo de meteoro) - um corpo celeste de tamanho intermediário entre a poeira interplanetária e um asteróide.
Aqui precisamos entender um pouco de terminologia. Voando em grande velocidade na atmosfera da Terra, devido ao atrito, aquece e queima, transformando-se em uma luz meteoro, ou uma bola de fogo, que pode ser vista como estrela cadente. O traço visível de um meteoróide entrando na atmosfera da Terra é chamado meteoro, e um meteoróide que caiu na superfície da Terra - meteorito.
O sistema solar está cheio desses pequenos detritos espaciais, que são chamados de meteoróides. Podem ser partículas de poeira de cometas, grandes pedregulhos ou até mesmo fragmentos de asteroides quebrados.
De acordo com a definição oficial da Organização Internacional de Meteoros (IMO), meteoroideé um objeto sólido em movimento no espaço interplanetário, o tamanho é significativamente menor que um asteróide, mas muito maior que um átomo. A British Royal Astronomical Society apresentou outra formulação, segundo a qual um meteoróide é um corpo com um diâmetro de 100 mícrons a 10 m.
não é um objeto, mas fenômeno, ou seja rastro brilhante de um meteoroide. Se ele voa para fora da atmosfera de volta para espaço, se queima na atmosfera ou cai na Terra como um meteorito - esse fenômeno é chamado de meteoro.
As características distintivas de um meteoro, além de massa e tamanho, são sua velocidade, altura de ignição, comprimento da trilha (caminho visível), brilho do brilho e composição química (afeta a cor da combustão).
Os meteoros geralmente se agrupam em chuvas de meteoros - massas constantes meteoros que aparecem em uma determinada época do ano, em um determinado lado do céu. As chuvas de meteoros Leônidas, Quadrantídeos e Perseidas são conhecidas. Todas as chuvas de meteoros são geradas por cometas como resultado da destruição durante o processo de derretimento durante a passagem da parte interna do sistema solar.
O rastro de um meteoro geralmente desaparece em questão de segundos, mas às vezes pode permanecer por minutos e se mover sob a influência do vento na altura do meteoro. Às vezes, a Terra cruza as órbitas dos meteoróides. Então, passando pela atmosfera da Terra e se aquecendo, eles se acendem com faixas brilhantes de luz, que são chamadas de meteoros, ou estrelas cadentes.
NO noite clara você pode ver vários meteoros em uma hora. E quando a Terra passa por um fluxo de partículas de poeira deixadas por um cometa, dezenas de meteoros podem ser vistos a cada hora.
Pedaços de meteoróides que sobreviveram depois de passar pela atmosfera como meteoros e caíram no chão na forma de pedras carbonizadas às vezes são encontrados. Eles geralmente são de cor escura e muito pesados. Às vezes parecem enferrujados. Acontece que os meteoritos atravessam os telhados das casas ou caem perto da casa. Mas o perigo de ser atingido por um meteorito para uma pessoa é insignificante. O único caso documentado de um meteorito atingindo uma pessoa ocorreu em 30 de novembro de 1954 no estado do Alabama. Um meteorito pesando cerca de 4 kg atravessou o telhado da casa e ricocheteou Anna Elizabeth Hodges no braço e na coxa. A mulher recebeu hematomas.
Além de métodos visuais e fotográficos de estudo de meteoros em recentemente tecnologias eletro-ópticas, espectrométricas e especialmente de radar desenvolvidas, com base na propriedade de uma trilha de meteoro para espalhar ondas de rádio. A sondagem de meteoros por rádio e o estudo do movimento das trilhas de meteoros fornecem informações importantes sobre o estado e a dinâmica da atmosfera em altitudes de cerca de 100 km. É possível criar canais de rádio de meteoros.
Corpo origem cósmica caindo na superfície de um grande objeto celeste.
A maioria dos meteoritos encontrados tem um peso de vários gramas a vários quilos. O maior meteorito já encontrado Goba(peso cerca de 60 toneladas). Acredita-se que 5-6 toneladas de meteoritos caem na Terra por dia, ou 2 mil toneladas por ano.
A Academia Russa de Ciências agora tem um comitê especial que gerencia a coleta, estudo e armazenamento de meteoritos. O comitê tem uma grande coleção de meteoritos.
No local do acidente grande meteorito pode formar cratera(astroblema). Uma das crateras mais famosas do mundo - Arizona. Supõe-se que a maior cratera de meteorito na Terra - Cratera Wilkes Land na Antártida(diâmetro de cerca de 500 km).
Como isso acontece
Um meteoro entra na atmosfera da Terra a uma velocidade de 11 a 72 km/s. Nessa velocidade, ele começa a aquecer e brilhar. à custa ablação(queimando e soprando pelo fluxo de partículas da substância do corpo meteórico), a massa do corpo que atingiu a superfície pode ser menor e, em alguns casos, significativamente menor do que sua massa na entrada da atmosfera. Por exemplo, um pequeno corpo que entra na atmosfera da Terra a uma velocidade de 25 km/s ou mais queima quase completamente. Com tal taxa de entrada na atmosfera, de dezenas e centenas de toneladas de massa inicial, apenas alguns quilos ou mesmo gramas de matéria atingem a superfície. Traços da combustão de um meteoróide na atmosfera podem ser encontrados ao longo de quase toda a trajetória de sua queda.
Se o corpo do meteoro não queimou na atmosfera, à medida que desacelera, perde o componente horizontal da velocidade. Isso leva a uma mudança na trajetória da queda. À medida que o meteorito desacelera, o brilho do corpo do meteoro diminui, esfria (frequentemente é indicado que o meteorito estava quente, não quente, durante a queda).
Além disso, pode ocorrer a destruição do meteoróide em fragmentos, o que leva a uma chuva de meteoros.
Grandes meteoritos descobertos na Rússia
meteorito de Tunguska(no momento não está claro exatamente a origem do meteorito do fenômeno Tunguska). Caiu 30 de junho de 1908 na bacia do rio Podkamennaya Tunguska na Sibéria. A energia total é estimada em 40-50 megatons de TNT.
meteorito Tsarevsky(chuva de meteoro). Caiu 06 de dezembro de 1922 perto da aldeia de Tsarev, região de Volgograd. Isso é meteorito de pedra. A massa total dos fragmentos coletados é de 1,6 toneladas em uma área de cerca de 15 metros quadrados. km. O peso do maior fragmento caído foi de 284 kg.
Meteorito Sikhote-Alin(a massa total de fragmentos é de 30 toneladas, a energia é estimada em 20 quilotons). Era um meteorito de ferro. Caiu na taiga Ussuri em 12 de fevereiro de 1947.
Bola de fogo vitim. Caiu perto das aldeias de Mama e Vitimsky, distrito de Mamsko-Chuysky região de Irkutsk na noite de 24 para 25 de setembro de 2002. A energia total da explosão do meteorito, aparentemente, é relativamente pequena (200 toneladas de TNT, com energia inicial 2,3 quilotons), a massa inicial máxima (antes da combustão na atmosfera) é de 160 toneladas e a massa final dos fragmentos é de cerca de várias centenas de quilogramas.
Embora os meteoritos caiam na Terra com frequência, a descoberta de um meteorito é uma ocorrência bastante rara. O laboratório de meteoritos relata: “No total, apenas 125 meteoritos foram encontrados no território da Federação Russa em 250 anos”.
A atmosfera começou a se formar junto com a formação da Terra. Durante a evolução do planeta e à medida que seus parâmetros se aproximam valores modernos houve mudanças fundamentalmente qualitativas em sua composição química e propriedades físicas. De acordo com o modelo evolutivo, em um estágio inicial, a Terra estava em estado fundido e se formou como um corpo sólido há cerca de 4,5 bilhões de anos. Este marco é tido como o início da cronologia geológica. Desde então, começou a lenta evolução da atmosfera. Alguns processos geológicos (por exemplo, derrames de lava durante erupções vulcânicas) foram acompanhados pela liberação de gases das entranhas da Terra. Eles incluíam nitrogênio, amônia, metano, vapor de água, óxido de CO2 e dióxido de carbono de CO2. Sob a influência da radiação ultravioleta solar, o vapor de água se decompôs em hidrogênio e oxigênio, mas o oxigênio liberado reagiu com o monóxido de carbono, formando dióxido de carbono. A amônia se decompõe em nitrogênio e hidrogênio. O hidrogênio, em processo de difusão, subiu e saiu da atmosfera, enquanto o nitrogênio mais pesado não conseguiu escapar e se acumulou gradativamente, tornando-se o principal componente, embora parte dele tenha se ligado em moléculas como resultado de reações químicas. cm. QUÍMICA DA ATMOSFERA). Sob a influência de raios ultravioleta e descargas elétricas, uma mistura de gases presentes na atmosfera original da Terra entrou em reações químicas, como resultado da formação de matéria orgânica especialmente aminoácidos. Com o advento das plantas primitivas, iniciou-se o processo de fotossíntese, acompanhado pela liberação de oxigênio. Este gás, especialmente após a difusão na atmosfera superior, começou a proteger suas camadas inferiores e a superfície da Terra da radiação ultravioleta e de raios-X com risco de vida. De acordo com estimativas teóricas, um teor de oxigênio 25.000 vezes menor do que é agora, já poderia levar à formação de uma camada de ozônio com apenas metade do que é agora. No entanto, isso já é suficiente para fornecer uma proteção muito significativa dos organismos contra os efeitos nocivos dos raios ultravioleta.
É provável que a atmosfera primária continha muito dióxido de carbono. Foi consumido durante a fotossíntese, e sua concentração deve ter diminuído à medida que o mundo vegetal evoluiu, e também devido à absorção durante alguns processos geológicos. Na medida em que o efeito estufa associada à presença de dióxido de carbono na atmosfera, as flutuações na sua concentração são um dos razões importantes mudanças climáticas de grande escala na história da Terra como Era do Gelo.
presente em atmosfera moderna O hélio é principalmente um produto do decaimento radioativo do urânio, tório e rádio. Esses elementos radioativos emitem partículas a, que são os núcleos dos átomos de hélio. Como não se forma uma carga elétrica e não desaparece durante o decaimento radioativo, com a formação de cada partícula a aparecem dois elétrons que, recombinando-se com as partículas a, formam átomos de hélio neutros. elementos radioativos contidos em minerais dispersos na espessura pedras, portanto, uma parte significativa do hélio formado como resultado do decaimento radioativo é armazenado neles, escapando muito lentamente para a atmosfera. Uma certa quantidade de hélio sobe para a exosfera devido à difusão, mas devido ao influxo constante de superfície da Terra, o volume desse gás na atmosfera quase não muda. Sediada análise espectral luz das estrelas e o estudo de meteoritos, pode-se estimar a abundância relativa de vários elementos químicos no universo. A concentração de néon no espaço é cerca de dez bilhões de vezes maior do que na Terra, criptônio - dez milhões de vezes e xenônio - um milhão de vezes. Segue-se daí que a concentração desses gases inertes, aparentemente originalmente presentes na atmosfera da Terra e não reabastecidos no curso de reações químicas, diminuiu muito, provavelmente mesmo no estágio da perda da atmosfera primária da Terra. Uma exceção é o gás inerte argônio, pois ainda é formado na forma do isótopo 40 Ar no processo de decaimento radioativo do isótopo potássio.
Distribuição da pressão barométrica.
O peso total dos gases atmosféricos é de aproximadamente 4,5 10 15 toneladas Assim, o "peso" da atmosfera por unidade de área, ou pressão atmosférica, é de aproximadamente 11 t/m 2 = 1,1 kg/cm 2 ao nível do mar. Pressão igual a P 0 \u003d 1033,23 g / cm 2 \u003d 1013,250 mbar \u003d 760 mm Hg. Arte. = 1 atm, tomada como a pressão atmosférica média padrão. Para uma atmosfera em equilíbrio hidrostático, temos: d P= -rgd h, o que significa que no intervalo de alturas de h antes h+d h acontece em igualdade entre a mudança de pressão atmosférica d P e o peso do elemento correspondente da atmosfera com unidade de área, densidade r e espessura d h. Como uma razão entre a pressão R e temperatura T a equação de estado de um gás ideal com densidade r, que é bastante aplicável para a atmosfera terrestre, é usada: P= r R T/m, onde m é massa molecular, e R = 8,3 J/(K mol) é a constante universal do gás. Então dlog P= – (m g/RT)d h= -bd h= – d h/H, onde o gradiente de pressão está em uma escala logarítmica. A recíproca de H deve ser chamada de escala da altura da atmosfera.
Ao integrar esta equação para uma atmosfera isotérmica ( T= const) ou por sua vez, onde tal aproximação é aceitável, obtém-se a lei barométrica da distribuição de pressão com altura: P = P 0 exp(- h/H 0), onde a leitura da altura h produzido a partir do nível do oceano, onde a pressão média padrão é P 0. Expressão H 0=R T/ mg, é chamada de escala de altura, que caracteriza a extensão da atmosfera, desde que a temperatura nela seja a mesma em todos os lugares (atmosfera isotérmica). Se a atmosfera não for isotérmica, é necessário integrar levando em consideração a mudança de temperatura com a altura e o parâmetro H- alguma característica local das camadas da atmosfera, dependendo de sua temperatura e das propriedades do meio.
Atmosfera padrão.
Modelo (tabela de valores dos principais parâmetros) correspondente à pressão padrão na base da atmosfera R 0 e a composição química é chamada de atmosfera padrão. Mais precisamente, este é um modelo condicional da atmosfera, para o qual os valores médios de temperatura, pressão, densidade, viscosidade e outras características do ar para uma latitude de 45° 32° 33І são definidos em altitudes de 2 km abaixo do mar nível até o limite externo da atmosfera terrestre. Os parâmetros da atmosfera média em todas as altitudes foram calculados usando a equação de estado do gás ideal e a lei barométrica assumindo que ao nível do mar a pressão é 1013,25 hPa (760 mmHg) e a temperatura é 288,15 K (15,0°C). Pela natureza da distribuição vertical da temperatura, a atmosfera média consiste em várias camadas, em cada uma das quais a temperatura é aproximada Função linear altura. Na mais baixa das camadas - a troposfera (h Ј 11 km), a temperatura cai 6,5 ° C a cada quilômetro de subida. Em altitudes elevadas, o valor e o sinal do gradiente de temperatura vertical mudam de camada para camada. Acima de 790 km, a temperatura é de cerca de 1000 K e praticamente não muda com a altura.
A atmosfera padrão é uma norma legalizada, atualizada periodicamente, emitida na forma de tabelas.
| Tabela 1. MODELO DE ATMOSFERA DE TERRA PADRÃO. A tabela mostra: h- altura do nível do mar, R- pressão, T– temperatura, r – densidade, Né o número de moléculas ou átomos por unidade de volume, H- escala de altura, eué o comprimento do caminho livre. A pressão e a temperatura a uma altitude de 80 a 250 km, obtidas a partir de dados de foguetes, apresentam valores mais baixos. Valores extrapolados para alturas superiores a 250 km não são muito precisos. | ||||||
| h(km) | P(mbar) | T(°C) | r (g/cm3) | N(cm -3) | H(km) | eu(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 | |
Troposfera.
A camada mais baixa e mais densa da atmosfera, na qual a temperatura diminui rapidamente com a altura, é chamada de troposfera. Ele contém até 80% da massa total da atmosfera e se estende nas latitudes polares e médias até altitudes de 8 a 10 km e nos trópicos até 16 a 18 km. Quase todos os processos de formação de clima se desenvolvem aqui, ocorre troca de calor e umidade entre a Terra e sua atmosfera, formam-se nuvens, ocorrem vários fenômenos meteorológicos, ocorrem nevoeiros e precipitações. Essas camadas da atmosfera terrestre estão em equilíbrio convectivo e, devido à mistura ativa, possuem composição química homogênea, principalmente a partir de nitrogênio molecular (78%) e oxigênio (21%). A grande maioria dos aerossóis e gases poluentes naturais e artificiais do ar estão concentrados na troposfera. A dinâmica da parte inferior da troposfera até 2 km de espessura depende fortemente das propriedades da superfície subjacente da Terra, que determina os movimentos horizontais e verticais do ar (ventos) devido à transferência de calor de uma terra mais quente através a radiação IR da superfície terrestre, que é absorvida na troposfera, principalmente por vapor de água e dióxido de carbono (efeito estufa). A distribuição da temperatura com a altura é estabelecida como resultado da mistura turbulenta e convectiva. Em média, corresponde a uma queda de temperatura com altura de cerca de 6,5 K/km.
A velocidade do vento na camada limite da superfície aumenta rapidamente com a altura e, mais alto, continua a aumentar de 2 a 3 km/s por quilômetro. Às vezes, na troposfera existem correntes planetárias estreitas (com velocidade superior a 30 km / s), ocidentais em latitudes médias e orientais perto do equador. Eles são chamados de correntes de jato.
tropopausa.
No limite superior da troposfera (tropopausa), a temperatura atinge valor mínimo para a baixa atmosfera. Esta é a camada de transição entre a troposfera e a estratosfera acima dela. A espessura da tropopausa é de centenas de metros a 1,5-2 km, e a temperatura e altitude, respectivamente, variam de 190 a 220 K e de 8 a 18 km, dependendo da latitude geográfica e estação do ano. Em latitudes temperadas e altas, no inverno é 1-2 km mais baixo do que no verão e 8-15 K mais quente. Nos trópicos, as mudanças sazonais são muito menores (altitude 16–18 km, temperatura 180–200 K). Acima de correntes de jato possível ruptura da tropopausa.
Água na atmosfera da Terra.
A característica mais importante da atmosfera da Terra é a presença de uma quantidade significativa de vapor d'água e água na forma de gotículas, que é mais facilmente observada na forma de nuvens e estruturas de nuvens. Cobertura de nuvens do céu (em certo momento ou média em um determinado período de tempo), expressa em uma escala de 10 pontos ou em porcentagem, é chamada de nebulosidade. A forma das nuvens é determinada pela classificação internacional. Em média, as nuvens cobrem cerca de metade do globo. Nublado - fator importante descrevendo o tempo e o clima. No inverno e à noite, a nebulosidade impede a diminuição da temperatura da superfície terrestre e da camada superficial do ar, no verão e durante o dia enfraquece o aquecimento da superfície terrestre pelos raios solares, suavizando o clima dentro dos continentes.
Nuvens.
Nuvens são acumulações de gotículas de água suspensas na atmosfera (nuvens de água), cristais de gelo (nuvens de gelo) ou ambos (nuvens mistas). À medida que gotas e cristais se tornam maiores, eles caem das nuvens na forma de precipitação. As nuvens se formam principalmente na troposfera. Resultam da condensação do vapor de água contido no ar. O diâmetro das gotas de nuvens é da ordem de vários mícrons. O conteúdo de água líquida nas nuvens é de frações a vários gramas por m3. As nuvens se distinguem pela altura: De acordo com a classificação internacional, existem 10 gêneros de nuvens: cirrus, cirrocumulus, cirrostratus, altocumulus, altostratus, stratonimbus, stratus, stratocumulus, cumulonimbus, cumulus.
Na estratosfera, nuvens de madrepérola também são observadas, e na mesosfera - nuvens noctilucentes.
Nuvens cirros - nuvens transparentes na forma de finos fios brancos ou véus com um brilho sedoso, não dando sombra. As nuvens cirrus são compostas de cristais de gelo e se formam na troposfera superior a temperaturas muito baixas. Alguns tipos de nuvens cirrus servem como precursores de mudanças climáticas.
Nuvens Cirrocumulus são cristas ou camadas de finas nuvens brancas na troposfera superior. Nuvens Cirrocumulus são construídas a partir de pequenos elementos que parecem flocos, ondulações, pequenas bolas sem sombras e consistem principalmente em cristais de gelo.
Nuvens Cirrostratus - um véu translúcido esbranquiçado na troposfera superior, geralmente fibroso, às vezes embaçado, consistindo de pequenas agulhas ou cristais de gelo colunares.
Nuvens altocúmulos são nuvens brancas, cinzentas ou branco-acinzentadas das camadas inferiores e médias da troposfera. Nuvens de altocúmulos parecem camadas e cristas, como se fossem construídas a partir de placas dispostas umas sobre as outras, massas arredondadas, eixos, flocos. Nuvens de altocúmulos se formam durante intensa atividade convectiva e geralmente consistem em gotículas de água super-resfriadas.
As nuvens altostratus são nuvens acinzentadas ou azuladas de estrutura fibrosa ou uniforme. Nuvens altostratus são observadas na troposfera média, estendendo-se por vários quilômetros de altura e às vezes milhares de quilômetros na direção horizontal. Normalmente, as nuvens altostratus fazem parte de sistemas de nuvens frontais associadas a movimentos ascendentes de massas de ar.
Nuvens Nimbostratus - uma camada amorfa baixa (a partir de 2 km) de nuvens de cor cinza uniforme, dando origem a chuva ou neve nublada. Nuvens Nimbostratus - altamente desenvolvidas verticalmente (até vários km) e horizontalmente (vários milhares de km), consistem em gotas de água super-resfriadas misturadas com flocos de neve, geralmente associadas a frentes atmosféricas.
Nuvens Stratus - nuvens da camada inferior na forma de uma camada homogênea sem contornos definidos, de cor cinza. A altura das nuvens stratus acima da superfície da Terra é de 0,5 a 2 km. A garoa ocasional cai das nuvens stratus.
As nuvens cumulus são nuvens brancas densas e brilhantes durante o dia com desenvolvimento vertical significativo (até 5 km ou mais). As partes superiores das nuvens cumulus parecem cúpulas ou torres com contornos arredondados. As nuvens cumulus geralmente se formam como nuvens de convecção em massas de ar frio.
Nuvens Stratocumulus - nuvens baixas (abaixo de 2 km) na forma de camadas não fibrosas cinzentas ou brancas ou cumes de grandes blocos redondos. A espessura vertical das nuvens estratocúmulos é pequena. Ocasionalmente, as nuvens estratocúmulos dão precipitação leve.
As nuvens cumulonimbus são nuvens poderosas e densas com forte desenvolvimento vertical (até uma altura de 14 km), dando chuvas fortes com trovoadas, granizo, rajadas. Nuvens cumulonimbus se desenvolvem a partir de poderosas nuvens cumulus, diferindo delas topo formado por cristais de gelo.
Estratosfera.
Através da tropopausa, em média em altitudes de 12 a 50 km, a troposfera passa para a estratosfera. Na parte inferior, por cerca de 10 km, ou seja, até alturas de cerca de 20 km, é isotérmica (temperatura de cerca de 220 K). Em seguida, aumenta com a altitude, atingindo um máximo de cerca de 270 K a uma altitude de 50 a 55 km. Aqui está o limite entre a estratosfera e a mesosfera sobrejacente, chamada de estratopausa. .
Há muito menos vapor de água na estratosfera. No entanto, nuvens de madrepérola finas e translúcidas são ocasionalmente observadas, ocasionalmente aparecendo na estratosfera a uma altura de 20 a 30 km. Nuvens de madrepérola são visíveis no céu escuro após o pôr do sol e antes do nascer do sol. Em forma, as nuvens de madrepérola se assemelham a nuvens cirros e cirrocúmulos.
Atmosfera média (mesosfera).
A uma altitude de cerca de 50 km, a mesosfera começa com o pico de uma ampla temperatura máxima. . A razão para o aumento da temperatura na região deste máximo é uma reação fotoquímica exotérmica (ou seja, acompanhada pela liberação de calor) de decomposição do ozônio: O 3 + hv® O 2 + O. O ozônio surge como resultado da decomposição fotoquímica do oxigênio molecular O 2
Cerca de 2+ hv® O + O e a reação subsequente de uma colisão tripla de um átomo e uma molécula de oxigênio com alguma terceira molécula M.
O + O 2 + M ® O 3 + M
O ozônio absorve avidamente a radiação ultravioleta na região de 2.000 a 3.000Å, e essa radiação aquece a atmosfera. O ozônio, localizado na alta atmosfera, serve como uma espécie de escudo que nos protege da ação da radiação ultravioleta do Sol. Sem este escudo, o desenvolvimento da vida na Terra em sua formas modernas dificilmente seria possível.
Em geral, em toda a mesosfera, a temperatura da atmosfera diminui para o seu valor mínimo de cerca de 180 K para limite superior mesosfera (chamada mesopausa, altura de cerca de 80 km). Nas proximidades da mesopausa, em altitudes de 70 a 90 km, pode aparecer uma camada muito fina de cristais de gelo e partículas de poeira vulcânica e de meteoritos, observada na forma de um belo espetáculo de nuvens noctilucentes. logo após o pôr do sol.
Na mesosfera, em sua maioria, pequenas partículas sólidas de meteoritos que caem sobre a Terra são queimadas, causando o fenômeno dos meteoros.
Meteoros, meteoritos e bolas de fogo.
Flares e outros fenômenos na atmosfera superior da Terra causados pela intrusão nela a uma velocidade de 11 km / s e acima de partículas ou corpos cósmicos sólidos são chamados de meteoróides. Há um rastro de meteoro brilhante observado; os fenômenos mais poderosos, muitas vezes acompanhados pela queda de meteoritos, são chamados bolas de fogo; meteoros estão associados a chuvas de meteoros.
chuva de meteoros:
1) o fenômeno da queda de vários meteoros ao longo de várias horas ou dias de um radiante.
2) um enxame de meteoróides movendo-se em uma órbita ao redor do Sol.
O aparecimento sistemático de meteoros em uma determinada região do céu e em determinados dias do ano, causado pela interseção da órbita da Terra com a órbita comum do conjunto corpos de meteoritos, movendo-se com velocidades aproximadamente iguais e igualmente direcionadas, devido às quais seus caminhos no céu parecem sair de um ponto comum (radiante). Eles são nomeados após a constelação onde o radiante está localizado.
Chuvas de meteoros causam uma impressão profunda com seus efeitos de iluminação, mas meteoros individuais raramente são vistos. Muito mais numerosos são os meteoros invisíveis, pequenos demais para serem vistos no momento em que são engolidos pela atmosfera. Alguns dos menores meteoros provavelmente não aquecem, mas são capturados apenas pela atmosfera. Esses pequenas partículas com tamanhos de alguns milímetros a dez milésimos de milímetro são chamados de micrometeoritos. A quantidade de matéria meteórica que entra na atmosfera todos os dias é de 100 a 10.000 toneladas, sendo a maior parte dessa matéria micrometeoritos.
Como a matéria meteórica queima parcialmente na atmosfera, sua composição do gás reabastecido com vestígios de vários elementos químicos. Por exemplo, meteoros de pedra trazem lítio para a atmosfera. A combustão de meteoros metálicos leva à formação de minúsculas esféricas de ferro, ferro-níquel e outras gotículas que passam pela atmosfera e se depositam na superfície da Terra. Eles podem ser encontrados na Groenlândia e na Antártida, onde as camadas de gelo permanecem quase inalteradas por anos. Oceanologistas os encontram em sedimentos do fundo do oceano.
A maioria das partículas de meteoros que entram na atmosfera são depositadas em aproximadamente 30 dias. Alguns cientistas acreditam que essa poeira cósmica desempenha papel importante em moldar tal fenômenos atmosféricos, como a chuva, porque serve de núcleo para a condensação do vapor de água. Portanto, assume-se que a precipitação está estatisticamente associada a grandes chuvas de meteoros. No entanto, alguns especialistas acreditam que porque renda total de matéria meteórica é muitas dezenas de vezes maior do que sua entrada, mesmo com a maior chuva de meteoros, a mudança na quantidade total dessa matéria que ocorre como resultado de uma dessas chuvas pode ser desprezada.
No entanto, não há dúvida de que os maiores micrometeoritos e meteoritos visíveis deixam longos vestígios de ionização nas altas camadas da atmosfera, principalmente na ionosfera. Esses traços podem ser usados para comunicações de rádio de longa distância, pois refletem ondas de rádio de alta frequência.
A energia dos meteoros que entram na atmosfera é gasta principalmente, e talvez completamente, em seu aquecimento. Este é um dos componentes menores do equilíbrio térmico da atmosfera.
meteorito - sólido origem natural que caiu na superfície da Terra do espaço. Geralmente distinguem meteoritos de pedra, ferro-pedra e ferro. Estes últimos são compostos principalmente de ferro e níquel. Entre os meteoritos encontrados, a maioria tem um peso de vários gramas a vários quilos. O maior dos encontrados, o meteorito de ferro Goba pesa cerca de 60 toneladas e ainda se encontra no mesmo local onde foi descoberto, em África do Sul. A maioria dos meteoritos são fragmentos de asteróides, mas alguns meteoritos podem ter chegado à Terra da Lua e até mesmo de Marte.
Uma bola de fogo é um meteoro muito brilhante, às vezes observado mesmo durante o dia, muitas vezes deixando para trás um rastro de fumaça e acompanhado por fenômenos sonoros; muitas vezes termina com a queda de meteoritos.
Termosfera.
Acima da temperatura mínima da mesopausa, inicia-se a termosfera, em que a temperatura, primeiro lentamente e depois rapidamente, começa a subir novamente. O motivo é a absorção de radiação ultravioleta, solar em altitudes de 150 a 300 km, devido à ionização do oxigênio atômico: O + hv®O++ e.
Na termosfera, a temperatura sobe continuamente até uma altura de cerca de 400 km, onde atinge um máximo durante o dia atividade solar 1800 K. Na época do mínimo, esta temperatura limite pode ser inferior a 1000 K. Acima de 400 km, a atmosfera passa para uma exosfera isotérmica. Nível Crítico(a base da exosfera) está localizada a uma altitude de cerca de 500 km.
Auroras e muitas órbitas de satélites artificiais, bem como nuvens noctilucentes - todos esses fenômenos ocorrem na mesosfera e na termosfera.
Luzes polares.
Em altas latitudes durante distúrbios campo magnético luzes polares são observadas. Eles podem durar vários minutos, mas geralmente são visíveis por várias horas. As auroras variam muito em forma, cor e intensidade, as quais às vezes mudam muito rapidamente ao longo do tempo. Alcance auroras consiste em linhas e bandas de emissão. Algumas das emissões do céu noturno são realçadas no espectro da aurora, principalmente as linhas verdes e vermelhas de l 5577 Å e l 6300 Å de oxigênio. Acontece que uma dessas linhas é muitas vezes mais intensa que a outra, e isso determina a cor visível do brilho: verde ou vermelho. Distúrbios no campo magnético também são acompanhados por interrupções nas comunicações de rádio nas regiões polares. A ruptura é causada por mudanças na ionosfera, o que significa que durante tempestades magnéticas opera uma poderosa fonte de ionização. Foi estabelecido que fortes tempestades magnéticas ocorrem na presença de disco solar grandes grupos de manchas. As observações mostraram que as tempestades estão associadas não às manchas em si, mas a erupções solares que aparecem durante o desenvolvimento de um grupo de manchas.
As auroras são uma faixa de luz de intensidade variável com movimentos rápidos observados nas regiões de alta latitude da Terra. A aurora visual contém linhas de emissão verde (5577Å) e vermelha (6300/6364Å) de oxigênio atômico e bandas moleculares de N 2, que são excitadas por partículas energéticas de origem solar e magnetosférica. Essas emissões geralmente são exibidas a uma altitude de cerca de 100 km e acima. O termo aurora óptica é usado para se referir às auroras visuais e seu espectro de emissão de infravermelho a ultravioleta. A energia da radiação na parte infravermelha do espectro excede significativamente a energia da região visível. Quando as auroras apareceram, foram observadas emissões na faixa ULF (
As formas reais das auroras são difíceis de classificar; Os seguintes termos são mais comumente usados:
1. Arcos ou listras uniformes calmos. O arco geralmente se estende por ~1000 km na direção do paralelo geomagnético (em direção ao Sol nas regiões polares) e tem uma largura de uma a várias dezenas de quilômetros. Uma tira é uma generalização do conceito de arco, geralmente não tem uma forma arqueada regular, mas se dobra na forma de um S ou na forma de espirais. Arcos e bandas estão localizados em altitudes de 100 a 150 km.
2. Raios de aurora . Este termo refere-se a uma estrutura auroral estendida ao longo linhas de força, com um comprimento vertical de várias dezenas a várias centenas de quilômetros. O comprimento dos raios ao longo da horizontal é pequeno, de várias dezenas de metros a vários quilômetros. Os raios são geralmente observados em arcos ou como estruturas separadas.
3. Manchas ou superfícies . Estas são áreas isoladas de brilho que não têm certa forma. Pontos individuais podem estar relacionados.
4. Véu. forma incomum aurora, que é um brilho uniforme que cobre grandes áreas do céu.
De acordo com a estrutura, as auroras são divididas em homogêneas, polidas e radiantes. São usados vários termos; arco pulsante, superfície pulsante, superfície difusa, faixa radiante, cortinas, etc. Existe uma classificação das auroras de acordo com sua cor. De acordo com esta classificação, as auroras do tipo MAS. A parte superior ou totalmente vermelha (6300–6364 Å). Eles geralmente aparecem em altitudes de 300 a 400 km durante alta atividade geomagnética.
Tipo Aurora NO são pintados na parte inferior em vermelho e estão associados ao brilho das listras do primeiro sistema positivo N 2 e o primeiro sistema negativo O 2 . Tais formas de aurora aparecem durante as fases mais ativas das auroras.
Zonas auroras – estas são zonas de máxima frequência de ocorrência de auroras à noite, segundo observadores em um ponto fixo na superfície da Terra. As zonas estão localizadas a 67° norte e latitude sul, e sua largura é de cerca de 6°. A ocorrência máxima de auroras, correspondente a um dado momento do tempo geomagnético local, ocorre em cinturões ovais (aurora oval), que se localizam assimetricamente ao redor dos pólos geomagnéticos norte e sul. A aurora oval é fixada em coordenadas de latitude-tempo, e a zona auroral é o locus de pontos na região da meia-noite da oval em coordenadas de latitude-longitude. O cinturão oval está localizado a aproximadamente 23° do pólo geomagnético no setor noturno e 15° no setor diurno.
Zonas ovais e auroras aurorais. A localização da aurora oval depende da atividade geomagnética. O oval torna-se mais largo em alta atividade geomagnética. Zonas de aurora ou limites ovais de aurora são melhor representadas por L 6.4 do que por coordenadas de dipolo. As linhas de campo geomagnético no limite do setor diurno da aurora oval coincidem com magnetopausa. Há uma mudança na posição da aurora oval dependendo do ângulo entre o eixo geomagnético e a direção Terra-Sol. O oval auroral também é determinado com base em dados sobre a precipitação de partículas (elétrons e prótons) de certas energias. Sua posição pode ser determinada independentemente a partir de dados caspakh no lado diurno e na cauda magnética.
A variação diária na frequência de ocorrência de auroras na zona de auroras tem um máximo à meia-noite geomagnética e um mínimo ao meio-dia geomagnético. No lado quase equatorial do oval, a frequência de ocorrência de auroras diminui drasticamente, mas a forma das variações diurnas é mantida. No lado polar do oval, a frequência de ocorrência de auroras diminui gradualmente e é caracterizada por mudanças diurnas complexas.
Intensidade das auroras.
Intensidade da Aurora determinado pela medição da superfície de luminância aparente. Superfície de brilho EU auroras em uma determinada direção é determinada pela emissão total 4p EU fóton/(cm2s). Como este valor não é o verdadeiro brilho da superfície, mas representa a emissão da coluna, a unidade fóton/(cm 2 coluna s) é normalmente usada no estudo das auroras. A unidade usual para medir a emissão total é Rayleigh (Rl) igual a 10 6 fótons / (cm 2 colunas s). Uma unidade mais prática de intensidade da aurora é determinada a partir das emissões de uma única linha ou faixa. Por exemplo, a intensidade das auroras é determinada pelos coeficientes internacionais de brilho (ICF) de acordo com os dados de intensidade da linha verde (5577 Å); 1 kRl = I MKH, 10 kRl = II MKH, 100 kRI = III MKH, 1000 kRI = IV MKH (intensidade máxima da aurora). Esta classificação não pode ser usada para auroras vermelhas. Uma das descobertas da época (1957-1958) foi o estabelecimento da distribuição espacial e temporal das auroras na forma de um oval deslocado em relação ao pólo magnético. A partir de ideias simples sobre a forma circular da distribuição das auroras em relação ao pólo magnético, fez a transição para física moderna magnetosfera. A honra da descoberta pertence a O. Khorosheva e G. Starkov, J. Feldshtein, S-I. A aurora oval é a região do impacto mais intenso do vento solar na atmosfera superior da Terra. A intensidade das auroras é maior no oval, e sua dinâmica é monitorada continuamente por satélites.
Arcos vermelhos aurorais estáveis.
Arco vermelho auroral constante, também chamado de arco vermelho de latitude média ou Arco M, é um amplo arco subvisual (abaixo do limite de sensibilidade do olho), que se estende de leste a oeste por milhares de quilômetros e circunda, possivelmente, toda a Terra. A extensão latitudinal do arco é de 600 km. A emissão do arco vermelho auroral estável é quase monocromática nas linhas vermelhas l 6300 Å e l 6364 Å. Recentemente, linhas de emissão fracas l 5577 Å (OI) e l 4278 Å (N + 2) também foram relatadas. Arcos vermelhos persistentes são classificados como auroras, mas aparecem em altitudes muito mais altas. O limite inferior está localizado a uma altitude de 300 km, o limite superior é de cerca de 700 km. A intensidade do arco vermelho auroral silencioso na emissão de l 6300 Å varia de 1 a 10 kRl (um valor típico é 6 kRl). O limiar de sensibilidade do olho neste comprimento de onda é de cerca de 10 kR, de modo que os arcos raramente são observados visualmente. No entanto, as observações mostraram que seu brilho é >50 kR em 10% das noites. A vida útil normal dos arcos é de cerca de um dia e raramente aparecem nos dias seguintes. Ondas de rádio de satélites ou fontes de rádio que cruzam arcos vermelhos aurorais estáveis estão sujeitas a cintilações, indicando a existência de heterogeneidades de densidade eletrônica. A explicação teórica dos arcos vermelhos é que os elétrons aquecidos da região F ionosferas causam um aumento nos átomos de oxigênio. Observações de satélite mostram um aumento na temperatura dos elétrons ao longo das linhas de campo geomagnético que cruzam arcos vermelhos aurorais estáveis. A intensidade desses arcos correlaciona-se positivamente com a atividade geomagnética (tempestades), e a frequência de ocorrência de arcos correlaciona-se positivamente com a atividade das manchas solares.
Mudando a aurora.
Algumas formas de auroras experimentam variações de intensidade temporal quase periódicas e coerentes. Essas auroras, com uma geometria aproximadamente estacionária e rápidas variações periódicas ocorrendo em fase, são chamadas de auroras mutáveis. Eles são classificados como auroras formulários R de acordo com o Atlas Internacional de Auroras Uma subdivisão mais detalhada das auroras em mudança:
R 1 (aurora pulsante) é um brilho com variações de fase uniformes em toda a forma da aurora. Por definição, em uma aurora pulsante ideal, as partes espaciais e temporais da pulsação podem ser separadas, ou seja, brilho EU(r,t)= eu(r)· ISTO(t). Em uma aurora típica R 1, as pulsações ocorrem com uma frequência de 0,01 a 10 Hz de baixa intensidade (1–2 kR). A maioria das auroras R 1 são pontos ou arcos que pulsam com um período de vários segundos.
R 2 (aurora ardente). Este termo geralmente é usado para se referir a movimentos como chamas que enchem o céu, e não para descrever uma única forma. As auroras são em forma de arco e geralmente se movem para cima de uma altura de 100 km. Essas auroras são relativamente raras e ocorrem com mais frequência fora das auroras.
R 3 (aurora piscando). São auroras com variações rápidas, irregulares ou regulares de brilho, dando a impressão de uma chama bruxuleante no céu. Eles aparecem pouco antes do colapso da aurora. Frequência de variação comumente observada R 3 é igual a 10 ± 3 Hz.
O termo streaming aurora, usado para outra classe de auroras pulsantes, refere-se a variações irregulares de brilho movendo-se rapidamente horizontalmente em arcos e faixas de auroras.
A mudança da aurora é um dos fenômenos solar-terrestre que acompanha as pulsações do campo geomagnético e a radiação auroral de raios X causada pela precipitação de partículas de origem solar e magnetosférica.
O brilho da calota polar é caracterizado por grande intensidade bandas do primeiro sistema negativo N + 2 (l 3914 Å). Normalmente, essas bandas N + 2 são cinco vezes mais intensas do que a linha verde OI l 5577 Å; a intensidade absoluta do brilho da calota polar é de 0,1 a 10 kRl (geralmente 1-3 kRl). Com essas auroras, que aparecem durante os períodos PCA, um brilho uniforme cobre toda a calota polar até a latitude geomagnética de 60° em altitudes de 30 a 80 km. É gerado principalmente por prótons solares e partículas d com energias de 10 a 100 MeV, que criam um máximo de ionização nessas alturas. Existe outro tipo de brilho nas zonas de aurora, chamado aurora do manto. Para este tipo de brilho auroral, a intensidade máxima diária atribuível a horas da manhã, é de 1 a 10 kRl, e a intensidade mínima é cinco vezes mais fraca. As observações de auroras do manto são poucas e sua intensidade depende da atividade geomagnética e solar.
Brilho atmosféricoé definida como a radiação produzida e emitida pela atmosfera de um planeta. Esta é a radiação não térmica da atmosfera, com exceção da emissão de auroras, descargas de raios e emissão de rastros de meteoros. Este termo é usado em relação à atmosfera da Terra (brilho noturno, brilho crepuscular e brilho diurno). O brilho atmosférico é apenas uma fração da luz disponível na atmosfera. Outras fontes são a luz das estrelas, a luz zodiacal e a luz diurna do sol. Às vezes, o brilho da atmosfera pode ser de até 40% da quantidade total de luz. O brilho atmosférico ocorre em camadas atmosféricas altura e espessura variáveis. O espectro de brilho atmosférico cobre comprimentos de onda de 1000 Å a 22,5 µm. A principal linha de emissão no airglow é l 5577 Å, que aparece a uma altura de 90–100 km em uma camada de 30–40 km de espessura. A aparência do brilho se deve ao mecanismo de Champen baseado na recombinação de átomos de oxigênio. Outras linhas de emissão são l 6300 Å, aparecendo no caso de recombinação dissociativa O + 2 e emissão NI l 5198/5201 Å e NI l 5890/5896 Å.
A intensidade do brilho atmosférico é medida em Rayleighs. O brilho (em Rayleighs) é igual a 4 rb, onde c é a superfície angular da luminância da camada emissora em unidades de 10 6 fótons/(cm 2 sr s). A intensidade do brilho depende da latitude (diferente para diferentes emissões) e também varia durante o dia com um máximo próximo à meia-noite. Uma correlação positiva foi observada para o brilho do ar na emissão de l 5577 Å com o número manchas solares e o fluxo de radiação solar no comprimento de onda de 10,7 cm.O brilho da atmosfera é observado durante experimentos de satélite. Do espaço sideral, parece um anel de luz ao redor da Terra e tem uma cor esverdeada.
Ozonosfera.
Em altitudes de 20–25 km, a concentração máxima de uma quantidade desprezível de ozônio O 3 (até 2×10–7 do conteúdo de oxigênio!), que ocorre sob a ação da radiação ultravioleta solar em altitudes de cerca de 10 a 50 km, é atingido, protegendo o planeta da radiação solar ionizante. Apesar do número extremamente pequeno de moléculas de ozônio, elas protegem toda a vida na Terra dos efeitos nocivos da radiação de ondas curtas (ultravioleta e raios X) do Sol. Se você precipitar todas as moléculas na base da atmosfera, obterá uma camada de não mais de 3 a 4 mm de espessura! Em altitudes acima de 100 km, a proporção de gases leves aumenta, e em altitudes muito elevadas predominam o hélio e o hidrogênio; muitas moléculas se dissociam em átomos separados, que, sendo ionizados sob a influência da forte radiação solar, formam a ionosfera. A pressão e a densidade do ar na atmosfera da Terra diminuem com a altura. Dependendo da distribuição da temperatura, a atmosfera da Terra é dividida em troposfera, estratosfera, mesosfera, termosfera e exosfera. .
A uma altitude de 20-25 km está localizado camada de ozônio. O ozônio é formado devido ao decaimento das moléculas de oxigênio durante a absorção da radiação ultravioleta solar com comprimentos de onda menores que 0,1-0,2 mícron. O oxigênio livre combina-se com as moléculas de O 2 e forma o ozônio O 3, que absorve avidamente toda a luz ultravioleta menor que 0,29 mícron. As moléculas de ozônio O 3 são facilmente destruídas pela radiação de ondas curtas. Portanto, apesar de sua rarefação, a camada de ozônio absorve efetivamente a radiação ultravioleta do Sol, que passou por camadas atmosféricas mais altas e transparentes. Graças a isso, os organismos vivos na Terra são protegidos dos efeitos nocivos da luz ultravioleta do sol.
Ionosfera.
A radiação solar ioniza os átomos e moléculas da atmosfera. O grau de ionização torna-se significativo já a uma altitude de 60 quilômetros e aumenta constantemente com a distância da Terra. Em diferentes altitudes na atmosfera, ocorrem sucessivos processos de dissociação de várias moléculas e subsequente ionização. vários átomos e íons. Basicamente, são moléculas de oxigênio O 2, nitrogênio N 2 e seus átomos. Dependendo da intensidade desses processos, várias camadas da atmosfera situadas acima de 60 quilômetros são chamadas de camadas ionosféricas. , e sua totalidade é a ionosfera . A camada inferior, cuja ionização é insignificante, é chamada de neutrosfera.
A concentração máxima de partículas carregadas na ionosfera é alcançada em altitudes de 300 a 400 km.
História do estudo da ionosfera.
A hipótese da existência de uma camada condutora na atmosfera superior foi apresentada em 1878 pelo cientista inglês Stuart para explicar as características do campo geomagnético. Então, em 1902, independentemente um do outro, Kennedy nos EUA e Heaviside na Inglaterra apontaram que, para explicar a propagação das ondas de rádio a longas distâncias, é necessário supor a existência de regiões com alta condutividade nas altas camadas de a atmosfera. Em 1923, o acadêmico M.V. Shuleikin, considerando as características da propagação de ondas de rádio de várias frequências, chegou à conclusão de que existem pelo menos duas camadas refletivas na ionosfera. Então, em 1925, os pesquisadores ingleses Appleton e Barnet, bem como Breit e Tuve, provaram experimentalmente pela primeira vez a existência de regiões que refletem ondas de rádio e lançaram as bases para seu estudo sistemático. Desde então, vem sendo realizado um estudo sistemático das propriedades dessas camadas, geralmente chamadas de ionosfera, desempenhando um papel significativo em uma série de fenômenos geofísicos que determinam a reflexão e absorção de ondas de rádio, o que é muito importante para a prática propósitos, em particular, para garantir comunicações de rádio confiáveis.
Na década de 1930, começaram as observações sistemáticas do estado da ionosfera. Em nosso país, por iniciativa de M.A. Bonch-Bruevich, foram criadas instalações para sua sondagem pulsada. Muitos foram explorados propriedades gerais ionosfera, alturas e concentração de elétrons de suas camadas principais.
Em altitudes de 60 a 70 km, observa-se a camada D; em altitudes de 100 a 120 km, a camada E, em altitudes, em altitudes de 180-300 km dupla camada F 1 e F 2. Os principais parâmetros dessas camadas são dados na Tabela 4.
| Tabela 4 | ||||||
| região da ionosfera | Altura máxima, km | Ti , K | Dia | Noite ne , cm-3 | a΄, ρm 3 s – 1 | |
| min ne , cm-3 | Máx. ne , 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 (inverno) | 220–280 | 1000–2000 | 6 10 5 | 25 10 5 | ~10 5 | 2 10-10 |
| F 2 (verão) | 250–320 | 1000–2000 | 2 10 5 | 8 10 5 | ~3 10 5 | 10 –10 |
| neé a concentração eletrônica, e é a carga eletrônica, Tié a temperatura do íon, a΄ é o coeficiente de recombinação (que determina a ne e sua mudança ao longo do tempo) | ||||||
As médias são fornecidas, pois variam para diferentes latitudes, horas do dia e estações do ano. Esses dados são necessários para garantir comunicações de rádio de longo alcance. Eles são usados na seleção de frequências de operação para vários links de rádio de ondas curtas. Conhecer sua mudança dependendo do estado da ionosfera em diferentes momentos do dia e em diferentes estações é extremamente importante para garantir a confiabilidade das comunicações de rádio. A ionosfera é uma coleção de camadas ionizadas da atmosfera terrestre, começando em altitudes de cerca de 60 km e estendendo-se a altitudes de dezenas de milhares de km. A principal fonte de ionização da atmosfera terrestre é a radiação ultravioleta e de raios X do Sol, que ocorre principalmente na cromosfera solar e na coroa. Além disso, o grau de ionização da atmosfera superior é afetado por fluxos corpusculares solares que ocorrem durante as erupções solares, bem como raios cósmicos e partículas de meteoros.
Camadas ionosféricas
são áreas na atmosfera onde valores máximos concentração de elétrons livres (ou seja, seu número por unidade de volume). Elétrons livres eletricamente carregados e (em menor grau, íons menos móveis) resultantes da ionização de átomos de gases atmosféricos, interagindo com ondas de rádio (ou seja, oscilações eletromagnéticas), podem mudar sua direção, refletindo ou refratando-os e absorvendo sua energia. Como resultado, ao receber estações de rádio distantes, vários efeitos podem ocorrer, por exemplo, desvanecimento do rádio, aumento da audibilidade de estações distantes, apagões etc. fenômenos.
Métodos de pesquisa.
Os métodos clássicos de estudar a ionosfera da Terra são reduzidos à sondagem de pulsos - enviando pulsos de rádio e observando seus reflexos de várias camadas da ionosfera, medindo o tempo de atraso e estudando a intensidade e a forma dos sinais refletidos. Medindo as alturas de reflexão dos pulsos de rádio em diferentes frequências, determinando as frequências críticas de várias regiões (a frequência portadora do pulso de rádio para a qual essa região da ionosfera se torna transparente é chamada de frequência crítica), é possível determinar a valor da densidade eletrônica nas camadas e as alturas efetivas para determinadas frequências e escolha as frequências ideais para determinados caminhos de rádio. Com o desenvolvimento da tecnologia de foguetes e o advento da era espacial dos satélites artificiais da Terra (AES) e outros nave espacial, tornou-se possível medir diretamente os parâmetros do plasma do espaço próximo à Terra, cuja parte inferior é a ionosfera.
Medições de densidade eletrônica realizadas a partir de foguetes especialmente lançados e ao longo de trajetórias de voo de satélite confirmaram e refinaram dados previamente obtidos por métodos terrestres sobre a estrutura da ionosfera, a distribuição da densidade eletrônica com altura em diferentes regiões da Terra, e tornaram possível para obter valores de densidade eletrônica acima do máximo principal - a camada F. Anteriormente, era impossível fazer isso por métodos de sondagem baseados em observações de pulsos de rádio de comprimento de onda curto refletidos. Verificou-se que em algumas regiões do globo existem regiões bastante estáveis com baixa densidade eletrônica, “ventos ionosféricos” regulares, processos ondulatórios peculiares surgem na ionosfera que carregam distúrbios ionosféricos locais a milhares de quilômetros do local de sua excitação, e muito mais. A criação de dispositivos receptores especialmente altamente sensíveis permitiu realizar nas estações de sondagem pulsada da ionosfera a recepção de sinais pulsados parcialmente refletidos das regiões mais baixas da ionosfera (estação de reflexões parciais). A utilização de potentes instalações de pulso nas faixas de comprimento de onda metro e decímetro com o uso de antenas que permitem uma alta concentração de energia irradiada possibilitou a observação de sinais dispersos pela ionosfera em várias alturas. O estudo das características dos espectros desses sinais, espalhados incoerentemente por elétrons e íons do plasma ionosférico (para isso, foram utilizadas estações de espalhamento incoerente de ondas de rádio) possibilitou determinar a concentração de elétrons e íons, seus equivalentes temperatura em várias altitudes até altitudes de vários milhares de quilômetros. Descobriu-se que a ionosfera é suficientemente transparente para as frequências utilizadas.
A concentração de cargas elétricas (a densidade eletrônica é igual à do íon) na ionosfera da Terra a uma altura de 300 km é de cerca de 106 cm–3 durante o dia. Um plasma dessa densidade reflete ondas de rádio com mais de 20 m, enquanto transmite ondas mais curtas.
Distribuição vertical típica da densidade eletrônica na ionosfera para condições diurnas e noturnas.
Propagação de ondas de rádio na ionosfera.
A recepção estável das estações de radiodifusão de longo alcance depende das frequências utilizadas, bem como da hora do dia, estação do ano e, além disso, da atividade solar. A atividade solar afeta significativamente o estado da ionosfera. As ondas de rádio emitidas de uma estação terrestre viajam em linha reta, assim como todos os tipos de oscilações eletromagnéticas. No entanto, deve-se levar em consideração que tanto a superfície da Terra quanto as camadas ionizadas de sua atmosfera servem como uma espécie de placas de um enorme capacitor, agindo sobre elas como a ação de espelhos sobre a luz. Refletidas a partir delas, as ondas de rádio podem viajar muitos milhares de quilômetros, curvando-se ao redor do globo em enormes saltos de centenas e milhares de quilômetros, refletindo alternadamente de uma camada de gás ionizado e da superfície da Terra ou da água.
Na década de 1920, acreditava-se que as ondas de rádio menores que 200 m geralmente não eram adequadas para comunicações de longa distância devido à forte absorção. Os primeiros experimentos de recepção de ondas curtas de longo alcance através do Atlântico entre a Europa e a América foram realizados físico inglês Oliver Heaviside e o engenheiro elétrico americano Arthur Kennelly. Independentemente um do outro, eles sugeriram que em algum lugar ao redor da Terra existe uma camada ionizada da atmosfera que pode refletir ondas de rádio. Foi chamada de camada Heaviside - Kennelly e depois - ionosfera.
De acordo com ideias modernas a ionosfera consiste em elétrons livres carregados negativamente e íons carregados positivamente, principalmente oxigênio molecular O + e óxido nítrico NO + . Íons e elétrons são formados como resultado da dissociação de moléculas e ionização átomos neutros gás por raios-x solares e radiação ultravioleta. Para ionizar um átomo, é necessário informá-lo da energia de ionização, cuja principal fonte para a ionosfera é a radiação ultravioleta, de raios X e corpuscular do Sol.
Enquanto a camada de gás da Terra é iluminada pelo Sol, mais e mais elétrons são continuamente formados nela, mas, ao mesmo tempo, alguns dos elétrons, colidindo com íons, se recombinam, formando novamente partículas neutras. Após o pôr do sol, a produção de novos elétrons quase para e o número de elétrons livres começa a diminuir. Quanto mais elétrons livres na ionosfera, melhor as ondas são refletidas por ela alta frequência. Com uma diminuição na concentração de elétrons, a passagem de ondas de rádio só é possível em faixas de baixa frequência. É por isso que à noite, como regra, é possível receber estações distantes apenas nas faixas de 75, 49, 41 e 31 m. Os elétrons são distribuídos de forma desigual na ionosfera. A uma altitude de 50 a 400 km, existem várias camadas ou regiões de densidade eletrônica aumentada. Essas áreas transitam suavemente umas para as outras e afetam a propagação das ondas de rádio HF de diferentes maneiras. A camada superior da ionosfera é indicada pela letra F. Aqui está o mais alto grau de ionização (a fração de partículas carregadas é de cerca de 10-4). Ele está localizado a uma altitude de mais de 150 km acima da superfície da Terra e desempenha o principal papel refletor na propagação de longo alcance de ondas de rádio de bandas de HF de alta frequência. Nos meses de verão, a região F se divide em duas camadas - F 1 e F 2. A camada F1 pode ocupar alturas de 200 a 250 km, e a camada F 2 parece “flutuar” na faixa de altitude de 300 a 400 km. Normalmente camada F 2 é ionizado muito mais forte do que a camada F 1 . camada noturna F 1 desaparece e camada F 2 permanece, perdendo lentamente até 60% do seu grau de ionização. Abaixo da camada F, em altitudes de 90 a 150 km, há uma camada E, cuja ionização ocorre sob a influência da radiação de raios X suaves do Sol. O grau de ionização da camada E é menor que o da camada F, durante o dia, a recepção de estações de bandas de baixa frequência HF de 31 e 25 m ocorre quando os sinais são refletidos da camada E. Normalmente, são estações localizadas a uma distância de 1.000 a 1.500 km. À noite em uma camada E a ionização diminui acentuadamente, mas mesmo neste momento continua a desempenhar um papel significativo na recepção de sinais de estações nas bandas 41, 49 e 75 m.
De grande interesse para recepção de sinais de bandas de HF de alta frequência de 16, 13 e 11 m são os que surgem na área E camadas intermediárias (nuvens) de ionização fortemente aumentada. A área dessas nuvens pode variar de alguns a centenas de quilômetros quadrados. Essa camada de ionização aumentada é chamada de camada esporádica. E e denotado Es. As nuvens Es podem se mover na ionosfera sob a influência do vento e atingir velocidades de até 250 km/h. No verão, nas latitudes médias durante o dia, a origem das ondas de rádio devido às nuvens Es ocorre de 15 a 20 dias por mês. Perto do equador, está quase sempre presente, e em altas latitudes costuma aparecer à noite. Às vezes, em anos de baixa atividade solar, quando não há passagem para as bandas de alta frequência de HF, estações distantes aparecem repentinamente com boa intensidade nas bandas de 16, 13 e 11 m, cujos sinais foram repetidamente refletidos de Es.
A região mais baixa da ionosfera é a região D localizadas em altitudes entre 50 e 90 km. Há relativamente poucos elétrons livres aqui. Da área D ondas longas e médias são bem refletidas, e os sinais das estações de baixa frequência HF são fortemente absorvidos. Após o pôr do sol, a ionização desaparece muito rapidamente e torna-se possível receber estações distantes nas faixas de 41, 49 e 75 m, cujos sinais são refletidos das camadas F 2 e E. Camadas separadas da ionosfera desempenham um papel importante na propagação de sinais de rádio HF. O impacto nas ondas de rádio se deve principalmente à presença de elétrons livres na ionosfera, embora o mecanismo de propagação das ondas de rádio esteja associado à presença de íons grandes. Estes últimos também interessam ao estudo propriedades quimicas atmosfera, porque são mais ativos do que átomos e moléculas neutras. As reações químicas que ocorrem na ionosfera desempenham um papel importante em seu equilíbrio energético e elétrico.
ionosfera normal. Observações realizadas com a ajuda de foguetes e satélites geofísicos forneceram muitas informações novas, indicando que a ionização da atmosfera ocorre sob a influência da radiação solar de amplo espectro. Sua parte principal (mais de 90%) está concentrada na parte visível do espectro. Radiação ultravioleta de menor comprimento de onda e mais energia que os raios de luz violeta, é emitido pelo hidrogênio da parte interna da atmosfera do Sol (cromosfera), e os raios X, que têm energia ainda maior, são emitidos por gases escudo exterior Sol (coroa).
O estado normal (médio) da ionosfera é devido à radiação poderosa constante. Mudanças regulares ocorrem na ionosfera normal sob a influência de rotação diária Terra e diferenças sazonais no ângulo de incidência dos raios do sol ao meio-dia, mas também há mudanças imprevisíveis e abruptas no estado da ionosfera.
Distúrbios na ionosfera.
Como se sabe, poderosas manifestações de atividade repetidas ciclicamente ocorrem no Sol, que atingem um máximo a cada 11 anos. As observações no âmbito do programa do Ano Geofísico Internacional (AGI) coincidiram com o período de maior atividade solar para todo o período de observações meteorológicas sistemáticas, ou seja, desde o início do século XVIII. Durante períodos de alta atividade, o brilho de algumas áreas do Sol aumenta várias vezes e o poder da radiação ultravioleta e de raios X aumenta acentuadamente. Tais fenômenos são chamados de explosões solares. Eles duram de vários minutos a uma ou duas horas. Durante uma erupção, o plasma solar entra em erupção (principalmente prótons e elétrons), e partículas elementares correm para o espaço sideral. A radiação eletromagnética e corpuscular do Sol nos momentos de tais erupções tem forte impacto para a atmosfera da Terra.
A reação inicial é notada 8 minutos após o flash, quando intensa radiação ultravioleta e de raios X atinge a Terra. Como resultado, a ionização aumenta acentuadamente; os raios X penetram na atmosfera até o limite inferior da ionosfera; o número de elétrons nessas camadas aumenta tanto que os sinais de rádio são quase completamente absorvidos ("extintos"). A absorção adicional de radiação causa aquecimento do gás, o que contribui para o desenvolvimento de ventos. O gás ionizado é um condutor elétrico e, quando se move no campo magnético da Terra, aparece um efeito dínamo e é gerada uma corrente elétrica. Tais correntes podem, por sua vez, causar perturbações perceptíveis no campo magnético e se manifestar na forma de tempestades magnéticas.
A estrutura e a dinâmica da atmosfera superior são essencialmente determinadas por processos termodinamicamente fora de equilíbrio associados à ionização e dissociação por radiação solar, processos químicos, excitação de moléculas e átomos, sua desativação, colisão e outros processos elementares. Neste caso, o grau de não equilíbrio aumenta com a altura à medida que a densidade diminui. Até altitudes de 500 a 1.000 km, e muitas vezes ainda mais altas, o grau de desequilíbrio para muitas características da atmosfera superior é suficientemente pequeno, o que permite usar hidrodinâmica clássica e hidromagnética com permissão para reações químicas para descrevê-la.
A exosfera é a camada externa da atmosfera da Terra, começando em altitudes de várias centenas de quilômetros, da qual átomos de hidrogênio leves e em movimento rápido podem escapar para o espaço sideral.
Eduardo Kononovich
Literatura:
Pudovkin M.I. Fundamentos da física solar. São Petersburgo, 2001
Eris Chaisson, Steve McMillan Astronomia hoje. Prentice Hall Inc. Upper Saddle River, 2002
Materiais online: http://ciencia.nasa.gov/
Quando um corpo meteoróide entra na atmosfera terrestre, ocorrem muitos fenômenos interessantes, que apenas mencionaremos. A velocidade de qualquer corpo cósmico sempre ultrapassa 11,2 km/s e pode chegar a 40 km/s nas proximidades da Terra com sua direção arbitrária. A velocidade linear da Terra ao se mover ao redor do Sol é em média 30 km/s, então a velocidade máxima de colisão do meteoróide com a atmosfera da Terra pode chegar a aproximadamente 70 km/s (em trajetórias opostas).
Primeiro, o corpo interage com uma atmosfera superior muito rarefeita, onde as distâncias entre as moléculas de gás são maiores que seu diâmetro. Obviamente, as interações com as moléculas da atmosfera superior praticamente não afetam a velocidade e o estado de um corpo bastante massivo. Mas se a massa do corpo for pequena (comparável à massa de uma molécula ou a exceder em 2-3 ordens de magnitude), ela poderá desacelerar completamente já nas camadas superiores da atmosfera e se estabelecerá lentamente na superfície da Terra. superfície sob a influência da gravidade. Acontece que dessa forma, ou seja, na forma de poeira, a maior parte da matéria cósmica sólida cai para a Terra. Já foi calculado que de 100 a 1000 toneladas de matéria extraterrestre entram na Terra diariamente, mas apenas 1% dessa quantidade é representada por grandes fragmentos que podem atingir sua superfície.
Três forças principais atuam sobre um corpo em movimento suficientemente grande: desaceleração, gravidade e expulsão (força de Arquimedes), que determinam sua trajetória. A desaceleração efetiva dos maiores objetos começa apenas em camadas densas da atmosfera, em altitudes inferiores a 100 km.
O movimento de um meteoróide, como qualquer corpo sólido em ambiente gasoso com alta velocidade, caracterizada pelo número de Mach - a razão entre a velocidade do corpo e a velocidade do som. Este número varia em diferentes altitudes de voo do meteoróide, mas muitas vezes excede 50. Uma onda de choque é formada na frente do meteoróide na forma de gases atmosféricos altamente comprimidos e aquecidos. A superfície do próprio corpo como resultado da interação com eles
Se a massa do corpo não for muito pequena e não muito grande, e sua velocidade estiver na faixa de 11 km / s a 22 km / s (isso é possível em trajetórias "alcançando" a Terra), então ele tempo para desacelerar na atmosfera sem queimar. Depois disso, o meteoróide se move a uma velocidade tal que a ablação não é mais eficaz e pode atingir a superfície da Terra inalterada. Se a massa do corpo não for muito grande, uma diminuição adicional em sua velocidade continuará até que a força de resistência do ar seja igual à força da gravidade, e sua queda quase vertical comece a uma velocidade de 50-150 m / s. A maioria dos meteoritos caiu na Terra com tais velocidades. Com uma grande massa, o meteoróide não tem tempo para queimar ou desacelerar fortemente e colide com a superfície em velocidade cósmica. Neste caso, ocorre uma explosão, causada pela transição de um grande energia cinética corpos em energia térmica, mecânica e outros tipos de energia, e uma cratera explosiva é formada na superfície da Terra. Como resultado, uma parte significativa do meteorito e da superfície da Terra sujeita ao impacto derrete e evapora.
Este artigo se concentrará naqueles meteoros e meteoritos que, voando para a atmosfera da Terra, ou queimam muito rapidamente em grandes altitudes, formando uma trilha de curto prazo no céu noturno chamada starfall, ou, colidindo com a Terra, explodem como, por exemplo, exemplo, Tunguska. Ao mesmo tempo, nem um nem outro, como se sabe e comumente se acredita, não deixa produtos sólidos de combustão.
Meteoros queimam ao menor contato com a atmosfera. A sua combustão já termina a uma altitude de 80 km. A concentração de oxigênio nesta altitude é baixa e chega a 0,004 g/m 3 , e a atmosfera rarefeita tem uma pressão P = 0,000012 kg/m 2 e não pode fornecer atrito suficiente para aquecer instantaneamente todo o volume do corpo do meteoro a uma temperatura suficiente para sua combustão. Afinal, um corpo não aquecido não pode inflamar. Por que, então, ocorre a ignição em grandes altitudes e uma combustão tão rápida e uniforme de meteoros? Que condições são necessárias para isso?
Uma das condições para a ignição e combustão rápida de um meteoro deve ser a presença de uma temperatura suficientemente alta de seu corpo antes de entrar na atmosfera. Para fazer isso, deve ser bem aquecido com antecedência em todo o volume pelo sol. Então, para que todo o volume do meteoro pudesse aquecer em condições espaciais devido à diferença de temperaturas de luz e sombra, e ao entrar em contato com a atmosfera, também teria tempo para espalhar rapidamente mais calor do atrito em todo o corpo, a substância do meteoro deve ter alta condutividade térmica.
A próxima condição para a combustão de um meteoro, deixando uma trilha de fogo, deve ser a preservação da força do corpo durante a combustão. Uma vez que, tendo voado para a atmosfera, embora rarefeito, o meteoro ainda experimenta cargas do fluxo que se aproxima, e se seu corpo amolecer com a temperatura, ele será simplesmente desintegrado pelo fluxo em partes separadas e observaremos um feixe voador de fogos de artifício .
Mais distante. Como muitas substâncias, tanto metais quanto não metais, queimam, começaremos nossa discussão sobre a composição da substância do meteoro desde o primeiro elemento. sistema periódico, hidrogênio. Vamos supor que este corpo consiste em hidrogênio sólido ou seus compostos sólidos, por exemplo, água gelada. Tendo aquecido a altas temperaturas, este corpo simplesmente evaporará antes da ignição, mesmo no espaço. Se, no entanto, presumirmos que um corpo contendo hidrogênio se incendiou e queimou na atmosfera, certamente deixará um rastro branco de vapor d'água, como resultado do processo de combustão do hidrogênio no oxigênio. Então pudemos ver um rastro branco de "starfall" durante o dia, sob certa iluminação do sol. Assim, esses meteoros não podem conter ou conter hidrogênio em grandes quantidades. E o gelo no espaço sideral não pode existir, pois de acordo com as propriedades termodinâmicas da água a uma pressão cósmica de P = 0,001 m de água. Arte. o ponto de ebulição está próximo do zero absoluto, que é -273 ° C, não existe essa temperatura no sistema solar. Se o gelo entrar no espaço sideral do sistema solar, ele evaporará imediatamente do calor de uma poderosa tocha - o Sol. Assumimos ainda que nossos meteoros são compostos de metais ou suas ligas. Os metais têm boa condutividade térmica, o que atende aos requisitos acima. Mas quando aquecidos, os metais perdem sua força e queimam com a formação de óxidos, óxidos, ou seja, as escórias sólidas são bastante pesadas, que, ao cair, certamente seriam fixadas por pessoas no chão, como granizo, por exemplo. Mas em nenhum outro lugar um fenômeno tão ativo foi observado, de modo que, mesmo após uma poderosa "queda de estrelas", um granizo de escória caiu em algum lugar e, afinal, mais de 3 mil toneladas de matéria voam para nós todos os dias. Embora fragmentos individuais de meteoritos metálicos e não metálicos ainda sejam encontrados, mas isso é uma raridade e com o fenômeno diário de "starfall" esses achados são insignificantes. Assim, nossos meteoros também não contêm metais.
Qual substância pode atender a todos esses requisitos? Nomeadamente:
1. Possui alta condutividade térmica;
2. Manter a resistência em altas temperaturas;
3. Reage ativamente com uma atmosfera rarefeita em grandes altitudes;
4. Não forme escórias sólidas durante a queima;
Existe tal substância - é carbono. Além disso, localizado na fase cristalina mais dura chamada diamante. É o diamante que atende a todos esses requisitos. Se o carbono estiver em qualquer uma de suas outras fases, ele não atenderá ao nosso segundo requisito, a saber, manter a resistência em altas temperaturas. É o diamante que os astrônomos confundem com gelo ao observar "queda de estrelas".
Além disso, para queimar em uma concentração de oxigênio inferior a 0,004 g / m 3 um corpo pesando 1 g. você precisa voar cerca de 13.000 km., voa cerca de 40 km. Muito provavelmente, o rastro luminoso do meteoro não é resultado de sua combustão no oxigênio da atmosfera, mas o resultado da reação de redução de carbono com hidrogênio, na qual também se formam gases. Nessas alturas, CH 4, C 2 H 2, C 6 H 6 estão presentes em pequenas quantidades, CO, CO 2 também estão presentes nessas alturas, isso indica que o carbono nessas alturas queima e é reduzido, esses gases sobem de a superfície da Terra a essas alturas não pode.
Quanto ao meteorito de Tunguska e ao meteorito que caiu no outono de 2002 na região de Irkutsk, na Rússia, no vale do rio Vitim, esses meteoritos também são, provavelmente, apenas diamantes enormes. Devido à sua grande massa, esses meteoritos não tiveram tempo de queimar completamente na atmosfera. Tendo voado para o chão e não sendo destruído pelo fluxo de ar, atingindo uma superfície dura com muita força, esse bloco de diamante se desintegrou em pequenos pedaços. Sabe-se que o diamante é um material duro, mas quebradiço, que não funciona bem no impacto. Como o diamante tem uma alta condutividade térmica, todo o corpo do meteorito foi aquecido à temperatura de combustão antes do impacto. Tendo se desintegrado em pequenos pedaços e ricocheteado na Terra, cada fragmento, tendo entrado em contato com o oxigênio do ar, imediatamente queimou, liberando uma certa quantidade de energia ao mesmo tempo. E houve apenas uma grande explosão. Afinal, uma explosão não é o resultado de um forte choque mecânico, como por algum motivo se acredita comumente na astronomia, mas o resultado de uma reação química ativa, e não importa onde ocorreu na Terra, em Júpiter, como desde que haja algo para reagir. Todo o carbono queimado formou dióxido de carbono, que se dissolveu na atmosfera. Portanto, eles não encontram resquícios de meteoros nesses locais. É bem possível que na região da explosão desses meteoritos, restos de animais que morreram não só de onda de choque mas também por asfixia por monóxido de carbono. E não é seguro que as pessoas visitem esses lugares imediatamente após a explosão. pode permanecer nas terras baixas monóxido de carbono. Esta hipótese do meteorito de Tunguska fornece uma explicação para quase todas as anomalias observadas após a explosão. Se este meteorito cair em um reservatório, a água não queimará completamente todos os fragmentos e poderemos ter outro depósito de diamantes. Todos os depósitos de diamantes, a propósito, estão localizados em uma fina camada superficial da Terra, praticamente apenas em sua superfície. A presença de carbono em meteoritos também é confirmada pela chuva de meteoros que ocorreu em 8 de outubro de 1871 em Chicago, quando, por algum motivo desconhecido, casas pegaram fogo e até mesmo uma rampa de metal derreteu. Quando milhares de pessoas morreram de asfixia, localizado longe o suficiente dos incêndios.
Caindo em planetas ou satélites de planetas que não possuem atmosfera e gases ativos, fragmentos desses meteoritos que não "se queimaram" cobrirão parcialmente a superfície desses planetas ou satélites. Talvez seja por isso que nosso satélite natural, a Lua, reflete tão bem a luz do Sol, porque um diamante também tem um alto índice de refração. E sistemas de raios crateras lunares, por exemplo, Tycho, Copernicus, consistem claramente em placers de material transparente e certamente não de gelo, já que a temperatura na superfície iluminada da Lua é + 120 ° C.
Os diamantes também exibem a propriedade de fluorescência quando expostos à radiação eletromagnética de comprimento de onda curto. Talvez esta propriedade dê uma explicação da origem das caudas dos cometas ao se aproximarem do Sol, uma poderosa fonte de radiação de ondas curtas?
