Azot - %78,084

Oksijen - %20,946

Argon - %0,934

Karbondioksit - %0,033

Neon - %0,000018

Helyum - %0,00000524

Metan - %0,000002

Kripton - %0,0000114

Hidrojen - %0,0000005

Azot oksitler - %0,0000005

Ksenon - %0,000000087

Büyük Fransız bilim adamı A. Lavoisier (1743-1794), havanın bir gaz karışımı olduğunu ilk tespit eden kişiydi. Lavoisier bu gazları inceleyerek temel özelliklerini belirledi. Ancak dünya atmosferinin doğası hakkındaki fikirleri kısmen hatalıydı.

Atmosferin alt katmanı olan troposferde havanın bileşimi nispeten homojendir. Havanın oluştuğu yer olması nedeniyle meteorologlar için özellikle ilginç olan bu katmandır.

Atmosferdeki en yaygın gaz nitrojendir. Atmosferin alt katmanları bu gazın %78'ini içerir. Gaz halinde kimyasal olarak inert olan nitrat adı verilen bileşiklerdeki azot, bitki ve hayvanların metabolizmasında önemli bir rol oynar.

Hayvanlar nitrojeni doğrudan havadan ememezler. Ancak hayvanların günlük olarak yem şeklinde aldıkları gıdanın bir parçasıdır. Havadaki serbest azot, baklagiller gibi bitkilerin köklerinde bulunan bakteriler tarafından yakalanır. Bitkiler tarafından üretilen nitratlar, bu bitkilerle beslenen hayvanlar tarafından kullanılabilir hale gelir.

Biyolojik olarak atmosferdeki en aktif gaz oksijendir. Atmosferdeki içeriği (yaklaşık %21) nispeten sabittir. Bu durum, oksijenin hayvanlar tarafından sürekli kullanımının, bitkiler tarafından salınımıyla dengelenmesiyle açıklanmaktadır. Hayvanlar nefes alma işlemi sırasında oksijeni emer. Bitkiler onu fotosentezin bir yan ürünü olarak dışarı atarlar, aynı zamanda solunum yoluyla da emerler. Bu ve birbiriyle ilişkili diğer süreçlerin bir sonucu olarak, dünya atmosferindeki toplam oksijen miktarı, en azından şu anda, aşağı yukarı dengeli, yani yaklaşık olarak sabittir.

Bir meteorolog ve iklim bilimci açısından atmosferin en önemli bileşenlerinden biri karbondioksittir. Hacimce yalnızca %0,03 oranında yer kaplamasına rağmen, içeriğini değiştirmek hava durumunu kökten değiştirebilir. Daha sonra karbondioksitin önemli bir rol oynadığı temel atmosferik süreçlere daha detaylı bakacağız. Bununla birlikte, atmosferdeki karbondioksit miktarının iki katına çıkarılmasının, yani hacminin %0,06'ya çıkarılmasının, yerkürenin sıcaklığını 3°C artırabileceğini görmek artık ilginçtir. İlk bakışta bu artış önemsiz gibi görünüyor. Ancak radikal bir değişime neden olur. Geçtiğimiz yüzyıldaki büyük sanayi devriminin başlangıcından bu yana geçen yaklaşık 120 yıl boyunca insanlık, yalnızca karbondioksitin değil diğer gazların da atmosfere emisyonunu sürekli olarak artırdı. Ve karbondioksit miktarı atmosferdeki gaz 1869'dan 1940'a kadar olan dönemde Dünya üzerindeki ortalama hava sıcaklığı iki katına çıkmasa da 1°C arttı. Doğru, geçmişte Dünya'daki karbondioksit içeriğinin değiştiği varsayılıyor. Bu değişiklikler kesinlikle iklimi etkileyebilir ve bu nedenle dünya çapındaki meteorologların ve klimatologların dikkatini çekebilir.

Atmosferde katılmayan gazlar var biyolojik süreçler ancak bazıları yüksek katmanlarda enerji transferinde önemli rol oynar. Bu tür gazlar argon, neon, helyum, hidrojen, ksenon, ozon (oksijenin triatomik formu - O3) içerir.

Yukarıda sayılan gazların yanı sıra atmosferde katı ve sıvı halde pek çok madde bulunmaktadır. Yani atmosfere giriyorlar Farklı türde toz (insan endüstriyel faaliyetinin bir sonucu olarak, toprağın üst tabakası rüzgarla uçup gittiğinde) ve volkanik patlamalar sırasında ayrıca su buharı ve kükürt dioksit. Bitki örtüsünden atmosfere sayısız miktarda polen, spor ve tohum aktarılır. Atmosferde çeşitli mikroorganizmalar da bulunur. Rüzgar tüm bu yabancı maddeleri binlerce kilometre boyunca taşır. Deniz suyunun sıçramasıyla birlikte tuz kristalleri de atmosfere karışıyor.

Krakatau yanardağı 1883'te patlayarak atmosfere duman ve kül saçtı. Patlamanın olduğu bölgede gün batımında yeşil bir akşam şafağı gözlendi. Atmosfere taşınan külün, 1-3 yıl boyunca kuzey yarımkürede dünya yüzeyine ulaşmasında önemli etkisi oldu. Bu külün atmosferi bir miktar soğuttuğuna dair kanıtlar var.

Atmosfere giren çeşitli gazlar ve katı parçacıkların hava koşulları üzerinde farklı etkileri vardır. Özellikle dışarıdan gelen atmosferin bir kısmını emerler. Tuz kristalleri yoğunlaşma çekirdeği haline gelir ve su buharı tuz kristalleri ve havada asılı kalan diğer katı parçacıklar üzerinde yoğunlaştığından yağmur ve diğerlerinin oluşumuna katılır.

20. yüzyılın başına kadar meteorologlar atmosferin tamamının az çok homojen olduğunu düşünüyorlardı. Özellikle atmosferdeki hava sıcaklığının yükseklikle birlikte eşit şekilde azaldığına ikna olmuşlardı. Atmosferin katmanlı yapısı ancak 20. yüzyılın başında kuruldu.

Çeşitli balonlar ve roketler kullanılarak atmosferin yüksek katmanlarının incelenmesi - aeroloji - meteorolojinin nispeten yeni bir alanıdır. Artık rakım arttıkça atmosferin bazı fiziksel ve kimyasal özelliklerinin kökten değiştiği bilinmektedir. İlk dikey sondajlar hava sıcaklığının önemli ölçüde değiştiğini gösterdi. Ancak daha sonra atmosferin tüm katmanlarında aynı oranda değişmediği anlaşıldı. Dünya'dan uzaklaştıkça atmosferin sıcaklık değerleri de dahil olmak üzere özellikleri sürekli değişmektedir.

Konunun ele alınmasını biraz basitleştirmek için atmosfer üç ana katmana ayrılmıştır. Atmosferdeki tabakalaşma öncelikle hava sıcaklığındaki yükseklikle eşit olmayan değişikliklerin sonucudur. Alttaki iki katman bileşim açısından nispeten homojendir. Bu nedenle genellikle bir homosfer oluşturdukları söylenir.

Troposfer. Atmosferin alt katmanına troposfer denir. Bu terimin kendisi "dönme küresi" anlamına gelir ve bu katmanın türbülans özellikleriyle ilişkilidir. Hava ve iklimdeki tüm değişiklikler bu katmanda meydana gelen fiziksel süreçlerin sonucudur. 18. yüzyılda atmosferle ilgili çalışmalar sınırlı olduğundan sadece bu katmana göre, içinde keşfedilenlerin, atmosferin geri kalanında da yükseklikle birlikte hava sıcaklığındaki bir azalmanın doğal olduğuna inanılıyordu.

Troposferde öncelikle çeşitli enerji dönüşümleri meydana gelir. Havanın dünya yüzeyiyle sürekli teması ve uzaydan enerjinin içine girmesi nedeniyle hareket etmeye başlar. Bu katmanın üst sınırı, yükseklikle sıcaklıktaki azalmanın yerini artışın aldığı yerde - yaklaşık olarak ekvatorun 15-16 km yukarısında ve kutupların 7-8 km yukarısında bulunur. Dünyanın kendisi gibi, gezegenimizin dönüşünün etkisi altında, kutupların üzerinde bir miktar düzleşir ve ekvatorun üzerinde şişer. Ancak bu etki, atmosferde, Dünya'nın katı kabuğuna göre çok daha güçlü bir şekilde ifade edilir.

Dünya yüzeyinden troposferin üst sınırına doğru hava sıcaklığı azalır. Ekvatorun üzerinde minimum hava sıcaklığı yaklaşık -62°C, kutupların üzerinde ise yaklaşık -45°C'dir. Ancak ölçüm noktasına bağlı olarak sıcaklık biraz farklı olabilir. Böylece troposferin üst sınırındaki Java adasında hava sıcaklığı -95°C gibi rekor düşük bir seviyeye düşüyor.

Troposferin üst sınırına tropopoz denir. Atmosfer kütlesinin %75'inden fazlası tropopozun altındadır. Tropik bölgelerde atmosferin kütlesinin yaklaşık %90'ı troposferde bulunur.

Tropopoz, 1899'da belirli bir yükseklikte dikey sıcaklık profilinde bir minimumun bulunması ve ardından sıcaklığın biraz artmasıyla keşfedildi. Bu artışın başlangıcı, atmosferin bir sonraki katmanı olan stratosfere geçişi işaret ediyor.

Stratosfer. Stratosfer terimi "katman küresi" anlamına gelir ve troposferin üzerinde yer alan katmanın benzersizliği konusundaki önceki fikri yansıtır. Stratosfer, dünya yüzeyinden yaklaşık 50 km yüksekliğe kadar uzanır. Onun tuhaflığı, özellikle, tropopozdaki olağanüstü düşük değerlerine kıyasla hava sıcaklığında keskin bir artış Stratosferdeki sıcaklık yaklaşık -40 ° C'ye yükselir. Sıcaklıktaki bu artış, ana kimyasallardan biri olan ozon oluşumunun reaksiyonuyla açıklanır. Atmosferde meydana gelen reaksiyonlar.

Ozon oksijenin özel bir şeklidir. Alışılmış diatomik oksijen molekülünün (O2) aksine. Ozon triatomik moleküllerden (Oz) oluşur. Sıradan oksijenin, atmosferin üst katmanlarına giren oksijenle etkileşimi sonucu ortaya çıkar.

Ozonun büyük bir kısmı yaklaşık 25 km yükseklikte yoğunlaşmıştır, ancak genel olarak ozon tabakası neredeyse tüm stratosferi kaplayan oldukça geniş bir kabuktur. Ozonosferde ultraviyole ışınları en sık ve en güçlü şekilde atmosferik oksijenle etkileşime girer. sıradan diatomik oksijen moleküllerinin tek tek atomlara parçalanmasına neden olur. Buna karşılık, oksijen atomları sıklıkla diatomik moleküllere yeniden bağlanır ve ozon moleküllerini oluşturur. Aynı şekilde, tek tek oksijen atomları birleşerek diatomik moleküller oluşturur. Ozon oluşumunun yoğunluğunun, stratosferde yüksek ozon konsantrasyonuna sahip bir tabakanın var olması için yeterli olduğu ortaya çıktı.

Oksijenin ultraviyole ışınlarla etkileşimi, dünya atmosferindeki, Dünya'daki yaşamın sürdürülmesine katkıda bulunan faydalı süreçlerden biridir. Bu enerjinin ozon tarafından emilmesi, tam olarak karasal yaşam formlarının varlığına uygun düzeyde enerjinin yaratıldığı yer yüzeyine aşırı akışını engeller. Belki geçmişte Dünya'ya şimdikinden daha fazla miktarda enerji geldi ve bu, gezegenimizdeki birincil yaşam formlarının ortaya çıkışını etkiledi. Ancak modern canlı organizmalar, Güneş'ten gelen daha önemli miktardaki ultraviyole radyasyona dayanamazdı.

Ozonosfer atmosferden geçen kısmı emer. Sonuç olarak, ozonosferde 100 metrede yaklaşık 0,62°C'lik dikey bir hava sıcaklığı gradyanı oluşur, yani sıcaklık, stratosferin üst sınırına (stratopoza (50 km) kadar) rakımla birlikte artar.

50 ila 80 km arasındaki yüksekliklerde mezosfer adı verilen bir atmosfer katmanı vardır. "Mezosfer" kelimesi, hava sıcaklığının yükseklikle birlikte azalmaya devam ettiği "ara küre" anlamına gelir.

Mezosferin üzerinde, termosfer adı verilen katmanda, sıcaklık yaklaşık 1000°C'ye kadar yükseldikçe yeniden yükselir ve ardından çok hızlı bir şekilde -96°C'ye düşer. Ancak süresiz olarak düşmez, daha sonra sıcaklık tekrar artar.

Atmosferin ayrı katmanlara bölünmesi, her katmandaki yükseklikle birlikte sıcaklık değişikliklerinin özellikleriyle fark edilmesi oldukça kolaydır.

Daha önce bahsedilen katmanların aksine iyonosfer vurgulanmamıştır. sıcaklığa göre. İyonosferin ana özelliği atmosferik gazların yüksek derecede iyonlaşmasıdır. Bu iyonizasyon, güneş enerjisinin çeşitli gazların atomları tarafından emilmesinden kaynaklanır. Yüksek enerjili kuantum taşıyan ultraviyole ve diğer güneş ışınları, atmosfere girerek nitrojen ve oksijen atomlarını iyonize eder - dış yörüngelerde bulunan elektronlar atomlardan uzaklaştırılır. Elektronları kaybederek atom pozitif bir yük kazanır. Bir atoma bir elektron eklenirse atom negatif yüklü hale gelir. Bu nedenle iyonosfer, birçok radyo iletişiminin mümkün olduğu elektriksel nitelikte bir bölgedir.

İyonosfer D, E, F1 ve F2 harfleriyle gösterilen birkaç katmana bölünmüştür ve bu katmanların özel isimleri de vardır. Katmanlara ayrılmanın çeşitli nedenleri vardır; bunlardan en önemlisi, katmanların radyo dalgalarının geçişi üzerindeki eşitsiz etkisidir. En alttaki katman olan D, esas olarak radyo dalgalarını emer ve böylece bunların daha fazla yayılmasını önler.

En iyi incelenen E katmanı, dünya yüzeyinden yaklaşık 100 km yükseklikte yer almaktadır. Aynı zamanda onu bağımsız olarak keşfeden Amerikalı ve İngiliz bilim adamlarının adlarından dolayı Kennelly-Heaviside katmanı olarak da adlandırılmaktadır. E katmanı dev bir ayna gibi radyo dalgalarını yansıtır. Bu katman sayesinde, uzun radyo dalgaları, E katmanından yansımadan, yalnızca düz bir çizgide yayıldıklarında beklenenden daha uzak mesafelere giderler.

F katmanı da benzer özelliklere sahiptir ve buna Appleton katmanı da denir. Kennelly-Heaviside katmanıyla birlikte radyo dalgalarını karasal radyo istasyonlarına yansıtır.Bu yansıma çeşitli açılardan gerçekleşebilir. Appleton katmanı yaklaşık 240 km yükseklikte bulunur.

Atmosferin en dış bölgesine genellikle ekzosfer denir.

Bu terim, Dünya'ya yakın uzayın eteklerinin varlığını ifade eder. Uzayın tam olarak nerede bitip başladığını belirlemek zordur, çünkü rakımla birlikte atmosferik gazların yoğunluğu giderek azalır ve kendisi yavaş yavaş içinde yalnızca tek tek moleküllerin bulunduğu neredeyse bir boşluğa dönüşür. Atmosfer gazları dünya yüzeyinden uzaklaştıkça gezegenden gelen çekim kuvveti giderek azalır ve belirli bir yükseklikten itibaren dünyanın çekim alanını terk etme eğilimi gösterir. Zaten yaklaşık 320 km yükseklikte atmosferin yoğunluğu o kadar düşüktür ki moleküller birbirleriyle çarpışmadan 1 km'den fazla yol kat edebilirler. Atmosferin en dış kısmı, 480 ila 960 km arasındaki rakımlarda bulunan üst sınır görevi görüyor.

Atmosfer, gaz bileşimindeki değişikliklerle katmanlara bölünebilir. Bu değişim, dünyanın yerçekimi alanının, ağır gazların atomlarını ve moleküllerini, daha hafif gazların atomları ve moleküllerine göre dünya yüzeyine daha yakın tutmasından kaynaklanmaktadır.

Homosfer. Yaklaşık 80 km yüksekliğe kadar atmosferin bileşimi nispeten homojendir. Atmosferin bu kısmına "homosfer" denir ("homo", "aynı" anlamına gelir).

Heterosfer. Homosferin hemen üzerinde diatomik nitrojen moleküllerinden (N2) ve belirli miktarda aynı oksijen moleküllerinden (02) oluşan bir katman vardır. Bu katman yaklaşık 240 km yüksekliğe kadar uzanır. Bunun üstünde moleküler nitrojen ve moleküler oksijen nadirdir. İkincisi burada yalnızca atomik durumda (O) bulunur ve atmosferin alt katmanlarının olağan durum özelliğinde değildir. Atomik oksijen tabakası yaklaşık 960 km'ye kadar uzanır.

Daha da yüksekte, atomik oksijen tabakasının hemen üzerinde üçüncü bir gaz tabakası vardır. Helyum (He) atomlarından oluşur ve 2400 km yüksekliğe kadar uzanır. Son olarak helyum tabakasının üzerinde bir hidrojen (H) tabakası bulunur.

Tüm bu katmanlar “heterosfer” adı altında birleştirilmiştir (“hetero”, “farklı” anlamına gelir). Ardışık katmanların gazları giderek daha az atom ağırlığına sahiptir. Her katmanın kalınlığı, Dünya'nın ilgili yüksekliklerdeki yerçekimi alanının yoğunluğuna ve gazları Dünya'nın yakınında tutma yeteneğine bağlıdır. Hidrojen ve helyum, atmosferin en üst katmanlarında ihmal edilebilir miktarlarda bulunurken, daha ağır atomlar ve özellikle oksijen ve nitrojen molekülleri, dünya yüzeyinden daha küçük bir mesafede kolaylıkla tutulabilir.

Öncelikle troposferde meydana gelen olaylara odaklanacağız. Bu katmanda atmosferik hareketlerin enerjisinin kaynağı emilir. Bunu daha net hayal edebilmek için, bu radyasyonun gelişindeki değişikliklere nasıl tepki verdiğini düşünelim. Güneş'ten yayılan (radyasyon) ile hareket eden ve Dünya'ya ulaşan dev bir ısı motoru olarak düşünülebilir. Dünyanın farklı bölgeleri eşit olmayan şekilde ısındığından aralarında atmosfer basıncında farklılıklar meydana gelir. Bu basınç farklılıkları havanın bir bölgeden diğerine hareket etmesine ve dolayısıyla rüzgarın, fırtınanın ve sonuçta gezegenimizdeki her şeyin oluşmasına neden olur.

Fiziksel bir cisim olarak herhangi bir gazın, bir kap içine alınmadığı sürece hiçbir şeklinin olmadığı bilinmektedir. Gaz, içinde bulunduğu kabın duvarları ile sınırlı, oldukça hareketli ve kolayca sıkıştırılabilen bir ortamdır. Atmosferde her zaman üstteki katmanlarda bulunan hava moleküllerinin baskısı altındadır.

Gaz molekülleri, gaza verilen ısının etkisi altında sürekli hareket eder. Hareketli gaz molekülleri birbirleriyle ve bulundukları kabın duvarlarıyla çarpışır. Hava moleküllerinin davranışı genellikle Boyle-Mariotte ve Gay-Lussac yasaları ile tanımlanır.

Sıcaklık, basınç ve hacimdeki değişikliklere diğer tüm gazlarla tamamen aynı şekilde tepki verir. Bu nedenle meteorologlar atmosferi fizikten bilinen genel gaz yasalarını kullanarak incelerler.

Atmosfer ve içerdiği tüm yabancı maddeler, yerçekimi nedeniyle Dünya'ya yakın tutulur. Dünyanın yerçekimi havanın ağırlığını belirler, yani gezegenin yüzeyinde atmosferik basınç oluşturur. Bu basınç, toplam alanı 510 milyon km2 olan dünya yüzeyinin her santimetrekaresinde yaşanmaktadır. Atmosferin toplam ağırlığı yaklaşık 5.000.000.000 milyon ton olduğundan, dünya yüzeyinin her santimetre karesine yaklaşık 1 kg'lık bir kuvvetle etki eder.

Deniz seviyesinde hava yoğunluğu yaklaşık 1,3 kg/m3 olup, rakım arttıkça basınç gibi hızla azalır.

Hava kolayca sıkıştırılabilen ve kural olarak kimyasal olarak kararlı bir ortamdır. Moleküllerin belirli ağırlığı ve gazlı ortamın sıkıştırılabilirliği nedeniyle atmosferi oluşturan moleküllerin çoğu, birkaç kilometreye eşit olan alt katmanda bulunur. Bu nedenle, genel olarak birkaç bin kilometre yüksekliğe kadar uzansa da, atmosferin toplam kütlesinin en az yarısı 6 km'ye kadar olan yüksekliklerde bulunur. Atmosferin dikey sütununda bulunan gaz moleküllerinin ağırlığı, yerdeki nesnelerin çoğunu dünya yüzeyine bastırır. Ancak 6 km'nin üzerinde gaz moleküllerinin sayısı alt katmanlara göre azalsa da burada da oldukça fazla sayıda var.

Atmosfer(Yunan atmosferinden - buhar ve spharia - top) - Dünya'nın onunla birlikte dönen hava kabuğu. Atmosferin gelişimi, gezegenimizde meydana gelen jeolojik ve jeokimyasal süreçlerin yanı sıra canlı organizmaların faaliyetleriyle de yakından ilişkiliydi.

Hava topraktaki en küçük gözeneklere nüfuz ettiğinden ve suda bile çözündüğünden atmosferin alt sınırı Dünya yüzeyiyle çakışır.

2000-3000 km yükseklikteki üst sınır yavaş yavaş uzaya geçmektedir.

Oksijen içeren atmosfer sayesinde Dünya'da yaşam mümkündür. Atmosferdeki oksijen insanların, hayvanların ve bitkilerin solunum sürecinde kullanılır.

Eğer atmosfer olmasaydı Dünya Ay kadar sessiz olurdu. Sonuçta ses, hava parçacıklarının titreşimidir. Gökyüzünün mavi rengi, atmosferden geçen güneş ışınlarının sanki bir mercekten geçiyormuş gibi bileşen renklerine ayrışmasıyla açıklanmaktadır. Bu durumda en çok mavi ve mavi renklerin ışınları saçılır.

Atmosfer, güneşin canlı organizmalar üzerinde zararlı etkisi olan ultraviyole radyasyonunun çoğunu hapseder. Aynı zamanda ısıyı Dünya yüzeyine yakın tutarak gezegenimizin soğumasını önler.

Atmosferin yapısı

Atmosferde yoğunluk bakımından farklılık gösteren birkaç katman ayırt edilebilir (Şekil 1).

Troposfer

Troposfer- kutupların üzerinde kalınlığı 8-10 km, ılıman enlemlerde - 10-12 km ve ekvatorun üstünde - 16-18 km olan atmosferin en alt katmanı.

Pirinç. 1. Dünya atmosferinin yapısı

Troposferdeki hava, dünya yüzeyi yani kara ve su tarafından ısıtılır. Dolayısıyla bu katmandaki hava sıcaklığı yükseklikle birlikte her 100 m'de ortalama 0,6 °C azalır ve troposferin üst sınırında -55 °C'ye ulaşır. Aynı zamanda troposferin üst sınırındaki ekvator bölgesinde hava sıcaklığı -70 ° C'dir ve bölgede Kuzey Kutbu-65°C.

Atmosfer kütlesinin yaklaşık% 80'i troposferde yoğunlaşır, neredeyse tüm su buharı bulunur, fırtınalar, fırtınalar, bulutlar ve yağışlar meydana gelir ve havanın dikey (konveksiyon) ve yatay (rüzgar) hareketi meydana gelir.

Havanın esas olarak troposferde oluştuğunu söyleyebiliriz.

Stratosfer

Stratosfer- Troposferin üzerinde 8 ila 50 km yükseklikte bulunan atmosfer katmanı. Bu katmanda gökyüzünün rengi mor görünür, bu da havanın inceliğiyle açıklanır, bu nedenle güneş ışınları neredeyse hiç dağılmaz.

Stratosfer atmosfer kütlesinin %20'sini içerir. Bu katmandaki hava nadirdir, neredeyse hiç su buharı yoktur ve bu nedenle neredeyse hiç bulut ve yağış oluşmaz. Ancak stratosferde hızı 300 km/saat'e ulaşan sabit hava akımları gözlemleniyor.

Bu katman konsantre ozon(ozon perdesi, ozonosfer), ultraviyole ışınları emerek Dünya'ya ulaşmasını engelleyen ve böylece gezegenimizdeki canlı organizmaları koruyan bir katmandır. Ozon sayesinde stratosferin üst sınırındaki hava sıcaklığı -50 ila 4-55 °C arasında değişmektedir.

Mezosfer ve stratosfer arasında bir geçiş bölgesi vardır - stratopoz.

Mezosfer

Mezosfer- 50-80 km yükseklikte bulunan atmosfer katmanı. Buradaki hava yoğunluğu Dünya yüzeyine göre 200 kat daha azdır. Mezosferde gökyüzünün rengi siyah görünür ve gün boyunca yıldızlar görünür. Hava sıcaklığı -75 (-90)°C'ye düşer.

80 km yükseklikte başlıyor termosfer. Bu katmandaki hava sıcaklığı keskin bir şekilde 250 m yüksekliğe yükselir ve ardından sabit hale gelir: 150 km yükseklikte 220-240 ° C'ye ulaşır; 500-600 km yükseklikte 1500 °C'yi aşıyor.

Mezosferde ve termosferde, kozmik ışınların etkisi altında, gaz molekülleri yüklü (iyonize) atom parçacıklarına parçalanır, bu nedenle atmosferin bu kısmına denir. iyonosfer- 50 ila 1000 km yükseklikte bulunan, esas olarak iyonize oksijen atomları, nitrojen oksit molekülleri ve serbest elektronlardan oluşan çok seyrekleştirilmiş bir hava tabakası. Bu katman, yüksek elektrifikasyon ile karakterize edilir ve uzun ve orta radyo dalgaları, tıpkı bir ayna gibi ondan yansıtılır.

Auroralar iyonosferde ortaya çıkıyor - Güneş'ten uçan elektrik yüklü parçacıkların etkisi altında seyrekleşmiş gazların parıltısı - ve keskin dalgalanmalar gözlemleniyor manyetik alan.

Ekzosfer

Ekzosfer- atmosferin 1000 km'nin üzerinde bulunan dış katmanı. Gaz parçacıkları burada yüksek hızla hareket ettiğinden ve uzaya saçılabildiğinden bu katmana saçılma küresi de denir.

Atmosfer bileşimi

Atmosfer, azot (%78,08), oksijen (%20,95), karbondioksit (%0,03), argon (%0,93), az miktarda helyum, neon, ksenon, kripton (%0,01), ozon ve diğer gazlar, ancak içerikleri ihmal edilebilir düzeydedir (Tablo 1). Dünya havasının modern bileşimi yüz milyon yıldan daha uzun bir süre önce oluşturuldu, ancak keskin bir şekilde artan insan üretim faaliyeti yine de bunun değişmesine yol açtı. Şu anda CO 2 içeriğinde yaklaşık %10-12 civarında bir artış var.

Atmosferi oluşturan gazlar çeşitli fonksiyonel roller üstlenirler. Bununla birlikte, bu gazların asıl önemi, öncelikle radyant enerjiyi çok güçlü bir şekilde absorbe etmeleri ve dolayısıyla Dünya yüzeyinin ve atmosferinin sıcaklık rejimi üzerinde önemli bir etkiye sahip olmaları gerçeğiyle belirlenir.

Tablo 1. Dünya yüzeyine yakın kuru atmosferik havanın kimyasal bileşimi

	Hacim konsantrasyonu. %	Molekül ağırlığı, birimler
Oksijen
Karbon dioksit
nitröz oksit
	0'dan 0,00001'e
Kükürt dioksit	yazın 0'dan 0,000007'ye; kışın 0'dan 0,000002'ye
	0'dan 0,000002'ye	46,0055/17,03061
Azog dioksit
Karbonmonoksit

Azot, Atmosferdeki en yaygın gazdır ve kimyasal olarak aktif değildir.

Oksijen Azotun aksine kimyasal olarak çok aktif bir elementtir. Oksijenin spesifik işlevi, heterotrofik organizmaların, kayaların ve volkanlar tarafından atmosfere yayılan az oksitlenmiş gazların organik maddesinin oksidasyonudur. Oksijen olmasaydı ölü organik maddelerin ayrışması olmazdı.

Karbondioksitin atmosferdeki rolü son derece büyüktür. Yanma süreçleri, canlı organizmaların solunumu ve çürüme sonucu atmosfere girer ve her şeyden önce fotosentez sırasında organik madde oluşumunun ana yapı malzemesidir. Ek olarak, karbondioksitin kısa dalga güneş ışınımını iletme ve termal uzun dalga ışınımının bir kısmını absorbe etme yeteneği büyük önem taşımaktadır, bu da sözde yaratacaktır. Sera etkisi Aşağıda tartışılacak olan.

Atmosfer süreçleri, özellikle stratosferin termal rejimi de şunlardan etkilenir: ozon. Bu gaz, Güneş'ten gelen ultraviyole radyasyonun doğal bir soğurucusu olarak görev yapar ve soğurma Güneş radyasyonu havanın ısınmasına neden olur. Ortalama aylık değerler genel içerik Atmosferdeki ozon, enlem ve yılın zamanına bağlı olarak 0,23-0,52 cm aralığında değişmektedir (bu, ozon tabakasının yer basıncı ve sıcaklıktaki kalınlığıdır). Ekvatordan kutuplara doğru ozon içeriğinde bir artış ve en az sonbaharda, en fazla ise ilkbaharda olmak üzere yıllık bir döngü vardır.

Atmosferin karakteristik bir özelliği, ana gazların (azot, oksijen, argon) içeriğinin rakımla birlikte biraz değişmesidir: 65 km yükseklikte atmosferdeki nitrojen içeriği% 86, oksijen - 19, argon - 0,91'dir. 95 km yükseklikte - nitrojen 77, oksijen - 21,3, argon -% 0,82. Atmosfer havasının bileşiminin dikey ve yatay olarak sabitliği, karıştırılmasıyla korunur.

Havada gazların yanı sıra su buharı Ve katı parçacıklar.İkincisi hem doğal hem de yapay (antropojenik) kökene sahip olabilir. Bunlar polen, küçük tuz kristalleri, yol tozu ve aerosol yabancı maddeleridir. Güneş ışınları pencereden içeri girdiğinde çıplak gözle görülebilir.

Özellikle şehirlerin ve büyük sanayi merkezlerinin havasında, yakıtın yanması sırasında oluşan zararlı gaz emisyonlarının ve bunların safsızlıklarının aerosollere eklendiği çok sayıda partikül partikül bulunmaktadır.

Atmosferdeki aerosol konsantrasyonu, havanın şeffaflığını belirler ve bu, Dünya yüzeyine ulaşan güneş ışınımını etkiler. En büyük aerosoller yoğunlaşma çekirdekleridir (enlem. yoğunlaşma- sıkıştırma, kalınlaşma) - su buharının su damlacıklarına dönüşmesine katkıda bulunur.

Su buharının önemi öncelikle dünya yüzeyinden gelen uzun dalga termal radyasyonu geciktirmesiyle belirlenir; büyük ve küçük nem döngülerinin ana bağlantısını temsil eder; su yataklarının yoğunlaşması sırasında hava sıcaklığını artırır.

Atmosferdeki su buharı miktarı zamana ve mekana göre değişir. Bu nedenle, dünya yüzeyindeki su buharı konsantrasyonu tropik bölgelerde %3 ile Antarktika'da %2-10 (15) arasında değişmektedir.

Ilıman enlemlerde atmosferin dikey sütunundaki ortalama su buharı içeriği yaklaşık 1,6-1,7 cm'dir (bu, yoğunlaşmış su buharı tabakasının kalınlığıdır). Atmosferin farklı katmanlarındaki su buharına ilişkin bilgiler çelişkilidir. Örneğin, 20 ila 30 km arasındaki rakım aralığında özgül nemin rakımla birlikte güçlü bir şekilde arttığı varsayılmıştır. Ancak sonraki ölçümler stratosferin daha fazla kuru olduğunu gösteriyor. Görünen o ki, stratosferdeki özgül nem yüksekliğe çok az bağlıdır ve 2-4 mg/kg'dır.

Troposferdeki su buharı içeriğinin değişkenliği, buharlaşma, yoğunlaşma ve yatay taşınma işlemlerinin etkileşimi ile belirlenir. Su buharının yoğunlaşması sonucu bulutlar oluşur ve yağışlar yağmur, dolu ve kar şeklinde düşer.

Suyun faz geçiş süreçleri ağırlıklı olarak troposferde meydana gelir, bu nedenle sedefli ve gümüşi olarak adlandırılan stratosferdeki (20-30 km yükseklikte) ve mezosferdeki (mezopozun yakınında) bulutlar nispeten nadir görülürken, troposferik bulutlar genellikle tüm dünya yüzeyinin yaklaşık %50'sini kaplar.

Havada bulunabilecek su buharı miktarı hava sıcaklığına bağlıdır.

-20 ° C sıcaklıkta 1 m3 hava 1 g'dan fazla su içeremez; 0 °C'de - en fazla 5 g; +10 °C'de - en fazla 9 g; +30 °C'de - en fazla 30 g su.

Çözüm: Hava sıcaklığı ne kadar yüksek olursa, o kadar fazla su buharı içerebilir.

Hava olabilir zengin Ve doymamış su buharı. Yani, +30 °C sıcaklıkta 1 m3 hava 15 g su buharı içeriyorsa, hava su buharına doymamış demektir; 30 g ise - doymuş.

Mutlak nem 1 m3 havada bulunan su buharı miktarıdır. Gram cinsinden ifade edilir. Mesela “mutlak nem 15” derlerse bu 1 mL’de 15 gr su buharı var demektir.

Bağıl nem- bu, 1 m3 havadaki gerçek su buharı içeriğinin, belirli bir sıcaklıkta 1 m L'de bulunabilen su buharı miktarına oranıdır (yüzde olarak). Örneğin, radyo bağıl nemin %70 olduğunu bildiren bir hava durumu raporu yayınlıyorsa bu, havanın o sıcaklıkta tutabileceği su buharının %70'ini içerdiği anlamına gelir.

Bağıl nem ne kadar yüksek olursa, yani Hava doygunluğa ne kadar yakınsa yağış olasılığı da o kadar yüksektir.

Ekvator bölgesinde her zaman yüksek (% 90'a kadar) bağıl hava nemi gözlenir, çünkü orada hava sıcaklığı yıl boyunca yüksek kalır ve okyanusların yüzeyinden büyük buharlaşma meydana gelir. Polar bölgelerde bağıl nem de yüksektir, ancak düşük sıcaklıklarda az miktarda su buharı bile havayı doymuş veya doygunluğa yakın hale getirir. Ilıman enlemlerde bağıl nem mevsimlere göre değişir; kışın daha yüksek, yazın daha düşüktür.

Çöllerdeki bağıl hava nemi özellikle düşüktür: 1 m 1 hava, belirli bir sıcaklıkta mümkün olandan iki ila üç kat daha az su buharı içerir.

Bağıl nemi ölçmek için bir higrometre kullanılır (Yunanca higros - ıslak ve metreco - ölçerim).

Doymuş hava soğuduğunda aynı miktarda su buharını tutamaz; kalınlaşır (yoğunlaşır), sis damlacıklarına dönüşür. Sis yaz aylarında açık ve serin bir gecede görülebilir.

Bulutlar- bu aynı sistir, ancak dünya yüzeyinde değil, belli bir yükseklikte oluşur. Hava yükseldikçe soğur ve içindeki su buharı yoğunlaşır. Ortaya çıkan küçük su damlacıkları bulutları oluşturur.

Bulut oluşumu aynı zamanda şunları içerir: parçacık madde Troposferde asılı kaldı.

Bulutlar, oluşum koşullarına bağlı olarak farklı şekillere sahip olabilir (Tablo 14).

En alçak ve en ağır bulutlar stratus'tur. Dünya yüzeyinden 2 km yükseklikte bulunurlar. 2 ila 8 km yükseklikte daha pitoresk kümülüs bulutları gözlemlenebilir. En yüksek ve en hafifleri sirüs bulutlarıdır. Dünya yüzeyinden 8 ila 18 km yükseklikte bulunurlar.

Aileler	Bulut çeşitleri	Dış görünüş
A. Üst bulutlar - 6 km'nin üzerinde	I. Cirrus	İplik benzeri, lifli, beyaz
	II. Dairesel kümülüs	Küçük pullardan ve buklelerden oluşan katmanlar ve çıkıntılar, beyaz
	III. Sirostratüs	Şeffaf beyazımsı peçe
B. Orta seviye bulutlar - 2 km'nin üzerinde	IV. Altokümülüs	Beyaz ve gri renkteki katmanlar ve sırtlar
	V. Alt tabakalı	Sütlü gri renkte pürüzsüz örtü
B. Alçak bulutlar - 2 km'ye kadar	VI. Nimbostratus	Katı şekilsiz gri katman
	VII. Stratokümülüs	Şeffaf olmayan katmanlar ve gri renkli sırtlar
	VIII. Katmanlı	Şeffaf olmayan gri örtü
D. Dikey gelişim bulutları - alttan üste doğru	IX. Kümülüs	Kulüpler ve kubbeler parlak beyazdır, kenarları rüzgarda yırtılmıştır
	X. Kümülonimbus	Koyu kurşun renginde kümülüs şeklindeki güçlü kütleler

Atmosfer koruması

Ana kaynaklar endüstriyel işletmeler ve otomobillerdir. Büyük şehirlerde ana ulaşım yollarındaki gaz kirliliği sorunu çok ciddidir. Bu yüzden birçok durumda büyük şehirlerÜlkemiz de dahil olmak üzere tüm dünyada, araç egzoz gazlarının toksisitesinin çevresel kontrolü uygulamaya konmuştur. Uzmanlara göre havadaki duman ve toz, güneş enerjisinin dünya yüzeyine ulaşmasını yarı yarıya azaltabilir ve bu da doğal koşulların değişmesine yol açabilir.

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

Birincil atmosferin çok fazla karbondioksit içermesi muhtemeldir. Fotosentez sırasında tükendi ve bitki dünyası geliştikçe ve ayrıca belirli jeolojik süreçler sırasında emilim nedeniyle konsantrasyonu azalmış olmalı. Sera etkisi atmosferdeki karbondioksit varlığıyla ilişkili olduğundan konsantrasyonundaki dalgalanmalar, buzul çağları gibi Dünya tarihindeki büyük ölçekli iklim değişikliklerinin önemli nedenlerinden biridir.

G.V. Voitkevich, 1980'de Dünya ve Venüs tarihinin başlangıcında var olan koşulları karşılaştırarak, Dünya'nın orijinal atmosferinin şu anda Venüs'tekiyle neredeyse aynı olduğu sonucuna varıyor. Dünya atmosferinin orijinal bileşiminin, Dünya'da fotosentez ve karbonatların bulunmadığı koşullara karşılık geldiğini varsaymaktadır.

Böylece Dünya'yı oluşturan maddenin gazdan arındırılması ve gazların yayılması, Dünya'nın orijinal atmosferinin bileşimini belirledi. Dünya hiçbir zaman tamamen erimediğinden ve yüzeyinin suyun kaynama noktasının üzerinde sıcaklıklara sahip olma ihtimali düşük olduğundan (yani küresel bir etki), orijinal atmosferinin bileşimi, kendileri de uçucu olan veya madde üretebilen elementler tarafından belirleniyordu. uçucu bileşikler: H, O, N, C, F, S, P, CI, Br ve inert gazlar. Bu uçucu elementlerin hemen hemen hepsinin yer kabuğunda kozmik bolluğuna kıyasla bir eksikliği vardır. Bu özellikle He, Ne, H, N, C için geçerlidir. Görünüşe göre bu elementler Dünya'nın büyümesi sırasında kaybolmuştur. P, S, C1 gibi diğer hafif uçucu elementler, öncelikle biraz daha ağırdır ve ikinci olarak, yer kabuğunun kayalarıyla, özellikle tortul kayalarla reaksiyona giren kimyasal olarak çok aktif uçucu bileşikler oluştururlar.

Atmosfere salınan uçucu elementlerin bileşiminin son aşamalar Dünya'nın birikmesi ve modern volkanizma veya fumarol aktivitesi fenomeni sırasında gelenler yaklaşık olarak aynı kalır. 1967'de E.K. Markhinin, volkanik gazların ve fumarollerin bileşimi hakkında veriler sağlar; buradan karbon içeren gazların, emisyonların bolluğu açısından sudan sonra ikinci sırada olduğu açıktır.

Dünyanın orijinal atmosferinin böyle bir dizi gazdan oluştuğunu kabul edersek (HC1, HF ve diğerleri gibi kimyasal olarak aktif olanlar hariç), o zaman görünüşe göre G.V. Voitkevich orijinal atmosferin bileşimini oldukça doğru bir şekilde tanımlıyor. Modern Venüslü ve görünüşe göre Marslı ile Dünya'nın. H. Holland, Ts. Sagan, M. Shidlovsky ve diğerlerinin, Dünya'nın keskin bir şekilde azalan başlangıç ​​​​atmosferi (CH 4, Hg, NH 3) hakkındaki yargıları, ne kozmokimyasal açıdan ne de teorik hesaplamalarla doğrulanmamıştır. Atmosferdeki H 2 , CH 4 , NH 3'ün ömrü, yalnızca kendi başlarına kolayca dağılmakla kalmayıp, aynı zamanda fotokimyasal işlemler nedeniyle çok hızlı bir şekilde ayrışır. 1975-1976'da J. Walker Venüs ve Dünya'daki maddenin anında ve kademeli olarak gazdan arındırılması modellerini karşılaştırdı ve bunların hiçbiri indirgeyici bir atmosfere yol açmadı.

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

Birincil atmosferin çok fazla karbondioksit içermesi muhtemeldir. Fotosentez sırasında tükendi ve bitki dünyası geliştikçe ve ayrıca belirli jeolojik süreçler sırasında emilim nedeniyle konsantrasyonu azalmış olmalı. Çünkü Sera etkisi Atmosferdeki karbondioksit varlığına bağlı olarak konsantrasyonundaki dalgalanmalar, Dünya tarihindeki bu kadar büyük ölçekli iklim değişikliklerinin önemli nedenlerinden biridir. buz Devri.

Modern atmosferde bulunan helyum çoğunlukla uranyum, toryum ve radyumun radyoaktif bozunmasının bir ürünüdür. Bu radyoaktif elementler, helyum atomlarının çekirdeği olan parçacıklar yayar. Radyoaktif bozunma sırasında elektrik yükü ne oluşmadığı ne de yok olduğu için, her a parçacığının oluşumuyla iki elektron ortaya çıkar ve bunlar a parçacıklarıyla yeniden birleşerek nötr helyum atomları oluşturur. Radyoaktif elementler kayalarda dağılmış minerallerde bulunur, bu nedenle radyoaktif bozunma sonucu oluşan helyumun önemli bir kısmı içlerinde tutularak çok yavaş bir şekilde atmosfere kaçar. Difüzyon nedeniyle belirli bir miktar helyum ekzosfere doğru yükselir, ancak dünya yüzeyinden sürekli akış nedeniyle bu gazın atmosferdeki hacmi neredeyse değişmeden kalır. Yıldız ışığının spektral analizine ve meteoritlerin incelenmesine dayanarak, çeşitli yıldızların göreceli bolluğunu tahmin etmek mümkündür. kimyasal elementler evrende. Uzaydaki neon konsantrasyonu Dünya'dakinden yaklaşık on milyar kat, kripton - on milyon kat ve ksenon - bir milyon kat daha fazladır. Buradan, görünüşe göre başlangıçta Dünya atmosferinde bulunan ve kimyasal reaksiyonlar sırasında yenilenmeyen bu inert gazların konsantrasyonunun, muhtemelen Dünyanın birincil atmosferini kaybetmesi aşamasında bile büyük ölçüde azaldığı sonucu çıkıyor. Bunun bir istisnası, inert gaz argonudur, çünkü 40 Ar izotopu formunda, potasyum izotopunun radyoaktif bozunması sırasında hala oluşmaktadır.

Barometrik basınç dağılımı.

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

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

Standart atmosfer.

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

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

Tablo 1. Dünya atmosferinin standart modeli

Tablo 1. DÜNYA ATMOSFERİNİN STANDART MODELİ. Tablo şunları gösterir: H– deniz seviyesinden yükseklik, R- basınç, T– sıcaklık, r – yoğunluk, N– birim hacim başına molekül veya atom sayısı, H– yükseklik ölçeği, ben– serbest yol uzunluğu. Roket verilerinden elde edilen 80-250 km yükseklikteki basınç ve sıcaklık daha düşük değerlere sahiptir. 250 km'nin üzerindeki rakımlara ilişkin ekstrapolasyonla elde edilen değerler pek doğru değildir.
H(km)	P(mbar)	T(°C)	R (g/cm3)	N(cm –3)	H(km)	ben(santimetre)
0	1013	288	1,22 10 –3	2,55 10 19	8,4	7,4·10 –6
1	899	281	1.11·10 –3	2,31 10 19		8.1·10 –6
2	795	275	1.01·10 –3	2.10 10 19		8,9·10 –6
3	701	268	9.1·10 –4	1,89 10 19		9.9·10 –6
4	616	262	8.2·10 –4	1,70 10 19		1.1·10 –5
5	540	255	7,4·10 –4	1,53 10 19	7,7	1,2·10 –5
6	472	249	6,6·10 –4	1,37 10 19		1,4·10 –5
8	356	236	5,2·10 -4	1,09 10 19		1,7·10 –5
10	264	223	4.1·10 –4	8,6 10 18	6,6	2,2·10 –5
15	121	214	1,93·10 –4	4,0 10 18		4,6·10 –5
20	56	214	8,9·10 –5	1,85 10 18	6,3	1,0·10 –4
30	12	225	1,9·10 –5	3,9 10 17	6,7	4,8·10 –4
40	2,9	268	3,9·10 –6	7,6 10 16	7,9	2,4·10 –3
50	0,97	276	1,15·10 –6	2,4 10 16	8,1	8,5·10 –3
60	0,28	260	3,9·10 –7	7,7 10 15	7,6	0,025
70	0,08	219	1.1·10 –7	2,5 10 15	6,5	0,09
80	0,014	205	2,7·10 –8	5,0 10 14	6,1	0,41
90	2,8·10 –3	210	5,0·10 –9	9.10 13	6,5	2,1
100	5,8·10 –4	230	8,8·10 –10	1,8 10 13	7,4	9
110	1,7·10 –4	260	2.1·10 –10	5,4 10 12	8,5	40
120	6.10 –5	300	5.6·10 –11	1,8 10 12	10,0	130
150	5.10 –6	450	3.2·10 –12	9 10 10	15	1,8 10 3
200	5.10 –7	700	1.6·10 –13	5 10 9	25	3 10 4
250	9.10 –8	800	3.10 –14	8 10 8	40	3.10 5
300	4.10 –8	900	8.10 –15	3 10 8	50
400	8.10 –9	1000	1.10 –15	5 10 7	60
500	2.10 –9	1000	2.10 –16	1.10 7	70
700	2.10 –10	1000	2.10 –17	1 10 6	80
1000	1.10 –11	1000	1.10 –18	1.10 5	80

Troposfer.

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

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

Tropopoz.

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

Dünya atmosferinde su.

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

Bulutlar.

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

Stratosferde ve mezosferde sedefli bulutlar da gözlenir gece parlayan bulutlar.

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Stratosfer.

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

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

Orta atmosfer (mezosfer).

Yaklaşık 50 km yükseklikte mezosfer geniş sıcaklık maksimumunun zirvesinden başlar. . Bu maksimum bölgede sıcaklığın artmasının nedeni ekzotermiktir (yani ısının açığa çıkmasıyla birlikte) fotokimyasal reaksiyon ozon ayrışması: O 3 + hv® O 2 + O. Ozon, moleküler oksijen O 2'nin fotokimyasal ayrışmasının bir sonucu olarak ortaya çıkar.

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

O + O 2 + M ® O 3 + M

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

Genel olarak, mezosfer boyunca atmosfer sıcaklığı, mezosferin üst sınırında (mezopoz adı verilen, yaklaşık 80 km rakım) minimum değeri olan yaklaşık 180 K'ye düşer. Mezopozun yakınında, 70-90 km yükseklikte, çok ince bir buz kristalleri tabakası ve volkanik ve göktaşı tozu parçacıkları görünebilir ve gece parlayan bulutlardan oluşan güzel bir manzara şeklinde gözlemlenebilir. gün batımından kısa bir süre sonra.

Mezosferde, Dünya'ya düşen ve meteor olayına neden olan küçük katı göktaşı parçacıkları çoğunlukla yanar.

Meteorlar, meteorlar ve ateş topları.

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

Meteor yağmuru:

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

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

Göktaşlarının gökyüzünün belirli bir bölgesinde ve yılın belirli günlerinde sistematik olarak ortaya çıkması, Dünya yörüngesinin, yaklaşık olarak aynı ve aynı yönde hızlarda hareket eden birçok göktaşı gövdesinin ortak yörüngesi ile kesişmesi nedeniyle meydana gelir. gökyüzündeki yolları ortak bir noktadan çıkıyor gibi görünüyor (parlak). Radyantın bulunduğu takımyıldızın adını alırlar.

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

Meteorik madde atmosferde kısmen yandığından, gaz bileşimi eser miktarda çeşitli kimyasal elementlerle doldurulur. Örneğin kayalık meteorlar lityumun atmosfere salınmasına neden olur. Metal meteorların yanması, atmosferden geçerek dünya yüzeyine yerleşen küçük küresel demir, demir-nikel ve diğer damlacıkların oluşmasına yol açar. Buz tabakalarının yıllarca neredeyse hiç değişmeden kaldığı Grönland ve Antarktika'da bulunabilirler. Oşinologlar bunları okyanusun dibindeki çökeltilerde buluyor.

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

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

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

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

Bolide çok parlak bir meteordur, bazen gündüz bile görülebilmektedir ve çoğu zaman geride bırakılmaktadır. duman izi ve ses olgusunun eşlik ettiği; genellikle meteorların düşmesiyle sona erer.

Termosfer.

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

Termosferde sıcaklık sürekli olarak yaklaşık 400 km yüksekliğe kadar yükselir ve gün içinde maksimuma ulaşır. güneş aktivitesi 1800 K. Minimum çağ sırasında bu sınırlayıcı sıcaklık 1000 K'den az olabilir. 400 km'nin üzerinde atmosfer izotermal bir eksosfere dönüşür. Kritik seviye (ekzosferin tabanı) yaklaşık 500 km yüksekliktedir.

Kutup ışıkları ve yapay uyduların birçok yörüngesinin yanı sıra gece parlayan bulutlar - tüm bu olaylar mezosferde ve termosferde meydana gelir.

Kutup ışıkları.

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

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

Auroraların gerçek formlarını sınıflandırmak zordur; En sık kullanılan terimler şunlardır:

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

2. Aurora ışınları . Bu terim, manyetik alan çizgileri boyunca uzanan, dikey uzunluğu birkaç on ila birkaç yüz kilometre arasında değişen bir kutup ışığı yapısını ifade eder. Işınların yatay kapsamı birkaç on metreden birkaç kilometreye kadar küçüktür. Işınlar genellikle yaylar halinde veya ayrı yapılar halinde gözlenir.

3. Lekeler veya yüzeyler . Bunlar, belirli bir şekle sahip olmayan, izole edilmiş parıltılı alanlardır. Bireysel noktalar birbirine bağlanabilir.

4. Peçe. Gökyüzünün geniş alanlarını kaplayan tekdüze bir parıltı olan alışılmadık bir aurora biçimi.

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

Aurora tipi İÇİNDE alt kısımda kırmızı renklidir ve birinci pozitif sistem N 2 ile birinci negatif sistem O 2'nin bantlarının parıltısıyla ilişkilendirilir. Bu tür aurora biçimleri, auroraların en aktif aşamalarında ortaya çıkar.

Bölgeler kutup ışıkları – Dünya yüzeyinde sabit bir noktadaki gözlemcilere göre bunlar, geceleri kutup ışıklarının maksimum frekansına sahip bölgelerdir. Bölgeler 67° kuzey ve güney enlemlerinde bulunur ve genişlikleri yaklaşık 6°'dir. Jeomanyetik yerel zamanın belirli bir anına karşılık gelen auroraların maksimum oluşumu, kuzey ve güney jeomanyetik kutupların etrafında asimetrik olarak konumlanan oval benzeri kuşaklarda (oval auroralar) meydana gelir. Aurora ovali enlem – zaman koordinatlarında sabittir ve aurora bölgesi ovalin gece yarısı bölgesinin enlem – boylam koordinatlarındaki noktalarının geometrik yeridir. Oval kuşak, gece sektöründe jeomanyetik kutba yaklaşık 23°, gündüz sektöründe ise 15° uzaklıkta yer almaktadır.

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

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

Auroraların yoğunluğu.

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

Kararlı kutup ışığı kırmızı yayları.

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

Aurora'yı değiştiriyorum.

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

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

R 2 (ateşli aurora). Terim genellikle farklı bir formu tanımlamaktan ziyade gökyüzünü dolduran alevler gibi hareketleri ifade etmek için kullanılır. Auroralar yay şeklindedir ve genellikle 100 km yükseklikten yukarıya doğru hareket ederler. Bu auroralar nispeten nadirdir ve auroranın dışında daha sık meydana gelir.

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

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

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

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

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

Hava parıltısının yoğunluğu Rayleigh cinsinden ölçülür. Parlaklık (Rayleigh cinsinden) 4 rv'ye eşittir; burada b, 10 6 foton/(cm2 ster·s) cinsinden yayan katmanın açısal yüzey parlaklığıdır. Parıltının yoğunluğu enleme bağlıdır (farklı emisyonlar için farklıdır) ve ayrıca gün boyunca maksimum gece yarısına yakın olacak şekilde değişir. 1 5577 Å emisyonundaki hava parıltısı ile güneş lekelerinin sayısı ve 10,7 cm dalga boyundaki güneş radyasyonu akışı ile pozitif bir korelasyon kaydedildi.Uydu deneyleri sırasında hava parıltısı gözlendi. Uzaydan bakıldığında Dünya'nın etrafında bir ışık halkası olarak görünür ve yeşilimsi bir renge sahiptir.

Ozonosfer.

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

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

İyonosfer.

Güneşten gelen radyasyon atmosferdeki atomları ve molekülleri iyonize eder. İyonlaşma derecesi 60 kilometre yükseklikte zaten önemli hale gelir ve Dünya'dan uzaklaştıkça giderek artar. Atmosferdeki farklı yüksekliklerde, çeşitli moleküllerin ardışık ayrışma süreçleri ve ardından çeşitli atom ve iyonların iyonlaşması meydana gelir. Bunlar esas olarak oksijen O2, nitrojen N2 molekülleri ve bunların atomlarıdır. Bu süreçlerin yoğunluğuna bağlı olarak atmosferin 60 kilometrenin üzerinde yer alan çeşitli katmanlarına iyonosferik katmanlar adı verilmektedir. , ve onların bütünlüğü iyonosferdir . İyonizasyonu önemsiz olan alt katmana nötrosfer denir.

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

İyonosfer çalışmasının tarihi.

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

1930'larda iyonosferin durumuna ilişkin sistematik gözlemler başladı. Ülkemizde M.A. Bonch-Bruevich'in girişimiyle nabız ölçümü için tesisler oluşturuldu. Birçoğu incelendi Genel Özellikler iyonosfer, ana katmanlarının yükseklikleri ve elektron konsantrasyonu.

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

Tablo 4.

Tablo 4.
İyonosferik bölge	Maksimum yükseklik, km	T ben , k	Gün		Gece hayır , cm –3	a΄, ρm 3 sn – 1
			dk. hayır , cm –3	Maksimum hayır , 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 (kış)	220–280	1000–2000	6 10 5	25 10 5	~10 5	2.10 –10
F 2 (yaz)	250–320	1000–2000	2.10 5	8 10 5	~3·10 5	10 –10
hayır– elektron konsantrasyonu, e – elektron yükü, T ben– iyon sıcaklığı, a΄ – rekombinasyon katsayısı (değeri belirler) hayır ve zamanla değişimi)

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

İyonosferik katmanlar

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

Araştırma Yöntemleri.

İyonosferi Dünya'dan incelemenin klasik yöntemleri, darbe sondajına kadar iner - radyo darbeleri göndermek ve bunların iyonosferin çeşitli katmanlarından yansımalarını gözlemlemek, gecikme süresini ölçmek ve yansıyan sinyallerin yoğunluğunu ve şeklini incelemek. Çeşitli frekanslarda radyo darbelerinin yansıma yüksekliklerini ölçerek, çeşitli alanların kritik frekanslarını belirleyerek (kritik frekans, iyonosferin belirli bir bölgesinin şeffaf hale geldiği radyo darbesinin taşıyıcı frekansıdır), belirlemek mümkündür. katmanlardaki elektron konsantrasyonunun değerini ve belirli frekanslar için etkin yükseklikleri belirleyin ve belirli radyo yolları için en uygun frekansları seçin. Roket teknolojisinin gelişmesi ve yapay Dünya uydularının (AES) ve diğerlerinin uzay çağının ortaya çıkmasıyla birlikte uzay aracı alt kısmı iyonosfer olan Dünya'ya yakın uzay plazmasının parametrelerini doğrudan ölçmek mümkün hale geldi.

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

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

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

İyonosferde radyo dalgalarının yayılması.

Uzun mesafeli yayın istasyonlarının istikrarlı alımı, kullanılan frekanslara, günün saatine, mevsime ve ayrıca güneş aktivitesine bağlıdır. Güneş aktivitesi iyonosferin durumunu önemli ölçüde etkiler. Yer istasyonundan yayılan radyo dalgaları, tüm elektromanyetik dalga türleri gibi düz bir çizgide hareket eder. Ancak hem Dünya'nın yüzeyinin hem de atmosferinin iyonize katmanlarının büyük bir kapasitörün plakaları görevi gördüğünü ve aynaların ışık üzerindeki etkisi gibi onlara etki ettiğini hesaba katmak gerekir. Onlardan yansıyan radyo dalgaları binlerce kilometre yol kat edebilir, yüzlerce ve binlerce kilometrelik büyük sıçramalarla dünyayı çevreleyebilir, dönüşümlü olarak iyonize gaz katmanından ve Dünya veya su yüzeyinden yansabilir.

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

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

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

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

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

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

İyonosferin normal (ortalama) durumu, sürekli güçlü radyasyondan kaynaklanmaktadır. Normal iyonosferde, etkisi altında düzenli değişiklikler meydana gelir. günlük rotasyon Geliş açısında toprak ve mevsimsel farklılıklar Güneş ışınlarıöğle saatlerinde ancak iyonosferin durumunda öngörülemeyen ve ani değişiklikler de meydana gelir.

İyonosferdeki bozukluklar.

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

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

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

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

Edward Kononoviç

Edebiyat:

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