Uzzīmējiet atmosfēras struktūru un sniedziet īsu aprakstu. Atmosfēra un atmosfēras parādību pasaule

Atmosfēras sastāvs. Mūsu planētas gaisa apvalks - atmosfēra aizsargā zemes virsmu no Saules ultravioletā starojuma kaitīgās ietekmes uz dzīviem organismiem. Tas arī aizsargā Zemi no kosmiskām daļiņām – putekļiem un meteorītiem.

Atmosfēra sastāv no mehāniska gāzu maisījuma: 78% no tās tilpuma ir slāpeklis, 21% ir skābeklis un mazāk nekā 1% ir hēlijs, argons, kriptons un citas inertas gāzes. Skābekļa un slāpekļa daudzums gaisā praktiski nemainās, jo slāpeklis gandrīz nesavienojas ar citām vielām, un skābeklis, kas, lai arī ļoti aktīvs un tērē elpošanai, oksidēšanai un sadegšanai, augi pastāvīgi papildina.

Līdz aptuveni 100 km augstumam šo gāzu procentuālais daudzums praktiski nemainās. Tas ir saistīts ar faktu, ka gaiss tiek pastāvīgi sajaukts.

Papildus minētajām gāzēm atmosfērā ir ap 0,03% oglekļa dioksīds, kas parasti koncentrējas tuvu zemes virsma un ir sadalīts nevienmērīgi: pilsētās, rūpniecības centros un vulkāniskās aktivitātes zonās tā daudzums palielinās.

Atmosfērā vienmēr ir noteikts daudzums piemaisījumu – ūdens tvaiku un putekļu. Ūdens tvaiku saturs ir atkarīgs no gaisa temperatūras: jo augstāka temperatūra, jo vairāk tvaiku var saturēt gaiss. Tvaika ūdens klātbūtnes dēļ gaisā ir iespējamas tādas atmosfēras parādības kā varavīksnes, saules gaismas laušana u.c.

Putekļi atmosfērā nonāk vulkānu izvirdumu, smilšu un putekļu vētru laikā, nepilnīgas kurināmā sadegšanas laikā termoelektrostacijās u.c.

Atmosfēras struktūra. Atmosfēras blīvums mainās līdz ar augstumu: tas ir augstākais uz Zemes virsmas un samazinās, ejot uz augšu. Tādējādi 5,5 km augstumā atmosfēras blīvums ir 2 reizes, bet 11 km augstumā tas ir 4 reizes mazāks nekā virsmas slānī.

Atkarībā no gāzu blīvuma, sastāva un īpašībām atmosfēra tiek sadalīta piecos koncentriskos slāņos (34. att.).

Rīsi. 34. Atmosfēras vertikālā daļa (atmosfēras stratifikācija)

1. Apakšējo slāni sauc troposfēra. Tās augšējā robeža iet 8-10 km augstumā pie poliem un 16-18 km augstumā pie ekvatora. Troposfērā ir līdz 80% no kopējās atmosfēras masas un gandrīz visi ūdens tvaiki.

Gaisa temperatūra troposfērā pazeminās līdz ar augstumu par 0,6 °C ik pēc 100 m un tās augšējā robežā ir -45-55 °C.

Gaiss troposfērā pastāvīgi tiek sajaukts un pārvietojas dažādos virzienos. Tikai šeit ir novērotas miglas, lietusgāzes, sniegputenis, pērkona negaiss, vētras un citi laika parādības.

2. Augš atrodas stratosfēra, kas sniedzas līdz 50-55 km augstumam. Gaisa blīvums un spiediens stratosfērā ir niecīgi. Plānais gaiss sastāv no tādām pašām gāzēm kā troposfērā, taču tajā ir vairāk ozona. Lielākā ozona koncentrācija tiek novērota 15-30 km augstumā. Stratosfērā temperatūra paaugstinās līdz ar augstumu un tās augšējā robežā sasniedz 0 °C un augstāk. Tas ir tāpēc, ka ozons absorbē saules īsviļņu enerģiju, izraisot gaisa sasilšanu.

3. Atrodas virs stratosfēras mezosfēra, stiepjas līdz 80 km augstumam. Tur temperatūra atkal pazeminās un sasniedz -90 °C. Gaisa blīvums tur ir 200 reizes mazāks nekā uz Zemes virsmas.

4. Virs mezosfēras atrodas termosfēra(no 80 līdz 800 km). Temperatūra šajā slānī paaugstinās: 150 km augstumā līdz 220 °C; 600 km augstumā līdz 1500 °C. Atmosfēras gāzes (slāpeklis un skābeklis) atrodas jonizētā stāvoklī. Īsviļņu saules starojuma ietekmē atsevišķi elektroni tiek atdalīti no atomu čaulām. Rezultātā šajā slānī - jonosfēra parādās uzlādētu daļiņu slāņi. To blīvākais slānis atrodas 300-400 km augstumā. Zemā blīvuma dēļ saules stari tie tur neizklīst, tāpēc debesis ir melnas, uz tām spoži spīd zvaigznes un planētas.

Jonosfērā ir polārās gaismas, rodas spēcīgas elektriskās strāvas, kas izraisa traucējumus magnētiskais lauks Zeme.

5. Virs 800 km ir ārējais apvalks - eksosfēra. Atsevišķu daļiņu kustības ātrums eksosfērā tuvojas kritiskajam - 11,2 mm/s, tāpēc atsevišķas daļiņas var pārvarēt gravitāciju un izkļūt kosmosā.

Atmosfēras nozīme. Atmosfēras loma mūsu planētas dzīvē ir ārkārtīgi liela. Bez viņas Zeme būtu mirusi. Atmosfēra aizsargā Zemes virsmu no pārmērīgas sasilšanas un atdzišanas. Tās iedarbību var pielīdzināt stikla lomai siltumnīcās: ļaujot iziet cauri saules stariem un novērst siltuma zudumus.

Atmosfēra aizsargā dzīvos organismus no Saules īsviļņu un korpuskulārā starojuma. Atmosfēra ir vide, kurā notiek laikapstākļu parādības, ar kuru ir saistīta visa cilvēka darbība. Šī apvalka izpēte tiek veikta meteoroloģiskajās stacijās. Dienu un nakti jebkuros laikapstākļos meteorologi uzrauga atmosfēras apakšējā slāņa stāvokli. Četras reizes dienā un daudzās stacijās reizi stundā mēra temperatūru, spiedienu, gaisa mitrumu, atzīmē mākoņainību, vēja virzienu un ātrumu, nokrišņu daudzumu, elektriskās un skaņas parādības atmosfērā. Meteoroloģiskās stacijas atrodas visur: Antarktīdā un tropu lietus mežos, augstos kalnos un plašos tundras plašumos. Novērojumi tiek veikti arī okeānos no īpaši būvētiem kuģiem.

Kopš 30. gadiem. XX gadsimts novērojumi sākās brīvā gaisotnē. Viņi sāka palaist radiozondes, kas paceļas līdz 25-35 km augstumam un, izmantojot radioiekārtu, pārraida uz Zemi informāciju par temperatūru, spiedienu, gaisa mitrumu un vēja ātrumu. Mūsdienās plaši tiek izmantotas arī meteoroloģiskās raķetes un satelīti. Pēdējās ir televīzijas instalācijas, kas pārraida zemes virsmas un mākoņu attēlus.

| |
5. Zemes gaisa apvalks§ 31. Atmosfēras sildīšana

Zemes atmosfēra ir mūsu planētas gāzveida apvalks. Tās apakšējā robeža iet zemes garozas un hidrosfēras līmenī, bet augšējā robeža iet uz kosmosa tuvējo zemi. Atmosfērā ir aptuveni 78% slāpekļa, 20% skābekļa, līdz 1% argona, oglekļa dioksīda, ūdeņraža, hēlija, neona un dažas citas gāzes.

Šim zemes apvalkam ir raksturīgs skaidri noteikts slāņojums. Atmosfēras slāņus nosaka vertikālais temperatūras sadalījums un dažādie gāzu blīvumi dažādos līmeņos. Ir tādi Zemes atmosfēras slāņi: troposfēra, stratosfēra, mezosfēra, termosfēra, eksosfēra. Jonosfēra ir atdalīta atsevišķi.

Līdz 80% no kopējās atmosfēras masas ir troposfēra – atmosfēras apakšējais zemes slānis. Troposfēra polārajās zonās atrodas līmenī līdz 8-10 km virs zemes virsmas, tropu zonā - maksimāli līdz 16-18 km. Starp troposfēru un stratosfēras pārklājošo slāni atrodas tropopauze - pārejas slānis. Troposfērā temperatūra pazeminās, palielinoties augstumam, un līdzīgi, palielinoties augstumam, samazinās atmosfēras spiediens. Vidējais temperatūras gradients troposfērā ir 0,6°C uz 100 m. Temperatūru dažādos šī apvalka līmeņos nosaka saules starojuma absorbcijas īpašības un konvekcijas efektivitāte. Gandrīz visa cilvēka darbība notiek troposfērā. Augstākie kalni nesniedzas tālāk par troposfēru, tikai gaisa transports var šķērsot šī apvalka augšējo robežu un atrasties stratosfērā. Liela daļa ūdens tvaiku atrodas troposfērā, kas ir atbildīga par gandrīz visu mākoņu veidošanos. Arī gandrīz visi aerosoli (putekļi, dūmi utt.), kas veidojas uz zemes virsmas, ir koncentrēti troposfērā. Troposfēras robežu apakšējā slānī ir izteiktas ikdienas temperatūras un gaisa mitruma svārstības, un vēja ātrums parasti tiek samazināts (tas palielinās, palielinoties augstumam). Troposfērā ir mainīgs gaisa biezuma sadalījums gaisa masās horizontālā virzienā, kas atšķiras pēc vairākām īpašībām atkarībā no to veidošanās zonas un apgabala. Atmosfēras frontēs - robežās starp gaisa masām - veidojas cikloni un anticikloni, kas nosaka laikapstākļus noteiktā apvidū uz noteiktu laika periodu.

Stratosfēra ir atmosfēras slānis starp troposfēru un mezosfēru. Šī slāņa robežas svārstās no 8-16 km līdz 50-55 km virs Zemes virsmas. Stratosfērā gaisa gāzu sastāvs ir aptuveni tāds pats kā troposfērā. Atšķirīga iezīme ir ūdens tvaiku koncentrācijas samazināšanās un ozona satura palielināšanās. Atmosfēras ozona slānis, kas aizsargā biosfēru no ultravioletās gaismas agresīvās iedarbības, atrodas 20 līdz 30 km līmenī. Stratosfērā temperatūra paaugstinās līdz ar augstumu, un temperatūras vērtības nosaka saules starojums, nevis konvekcija (gaisa masu kustība), kā tas ir troposfērā. Gaisa sasilšana stratosfērā ir saistīta ar ultravioletā starojuma absorbciju ozonā.

Virs stratosfēras mezosfēra stiepjas līdz 80 km līmenim. Šim atmosfēras slānim ir raksturīgs fakts, ka temperatūra pazeminās, palielinoties augstumam no 0 ° C līdz - 90 ° C. Šis ir atmosfēras aukstākais reģions.

Virs mezosfēras atrodas termosfēra līdz 500 km līmenim. No robežas ar mezosfēru līdz eksosfērai temperatūra svārstās no aptuveni 200 K līdz 2000 K. Līdz 500 km līmenim gaisa blīvums samazinās vairākus simtus tūkstošu reižu. Termosfēras atmosfēras komponentu relatīvais sastāvs ir līdzīgs troposfēras virsmas slānim, bet pieaugot augstumam vairāk skābeklis nonāk atomu stāvoklī. Noteikta daļa termosfēras molekulu un atomu atrodas jonizētā stāvoklī un ir sadalīti vairākos slāņos, un tos vieno jonosfēras jēdziens. Termosfēras raksturlielumi atšķiras plašā diapazonā atkarībā no ģeogrāfiskā platuma, saules starojuma daudzuma, gada un diennakts laika.

Atmosfēras augšējais slānis ir eksosfēra. Šis ir plānākais atmosfēras slānis. Eksosfērā daļiņu vidējais brīvais ceļš ir tik milzīgs, ka daļiņas var brīvi izkļūt starpplanētu telpā. Eksosfēras masa ir viena desmitmiljonā daļa no kopējās atmosfēras masas. Eksosfēras apakšējā robeža ir 450-800 km līmenis, un par augšējo robežu tiek uzskatīts reģions, kur daļiņu koncentrācija ir tāda pati kā kosmosā - vairākus tūkstošus kilometru no Zemes virsmas. Eksosfēra sastāv no plazmas – jonizētas gāzes. Arī eksosfērā atrodas mūsu planētas radiācijas jostas.

Video prezentācija - Zemes atmosfēras slāņi:

Saistītie materiāli:

Zemes atmosfēra ir planētas gāzveida apvalks. Atmosfēras apakšējā robeža iet tuvu zemes virsmai (hidrosfēra un zemes garoza), bet augšējā robeža ir apgabals, kas saskaras ar kosmosu (122 km). Atmosfērā ir daudz dažādu elementu. Galvenie no tiem ir: 78% slāpekļa, 20% skābekļa, 1% argona, oglekļa dioksīda, neona gallija, ūdeņraža utt. Interesanti fakti Varat apskatīties raksta beigās vai noklikšķinot uz.

Atmosfērā ir skaidri noteikti gaisa slāņi. Gaisa slāņi cits no cita atšķiras pēc temperatūras, gāzu atšķirības un to blīvuma un. Jāpiebilst, ka stratosfēras un troposfēras slāņi aizsargā Zemi no saules starojuma. Augstākajos slāņos dzīvs organisms var saņemties letāla deva ultravioletais saules spektrs. Lai ātri pārietu uz vēlamo atmosfēras slāni, noklikšķiniet uz atbilstošā slāņa:

Troposfēra un tropopauze

Troposfēra - temperatūra, spiediens, augstums

Augšējā robeža ir aptuveni 8-10 km. Mērenajos platuma grādos tas ir 16 - 18 km, bet polārajos platuma grādos tas ir 10 - 12 km. Troposfēra- Tas ir zemākais galvenais atmosfēras slānis. Šis slānis satur vairāk nekā 80% no kopējās atmosfēras gaisa masas un gandrīz 90% no visa ūdens tvaiku. Tieši troposfērā rodas konvekcija un turbulence, veidojas un notiek cikloni. Temperatūra samazinās, palielinoties augstumam. Gradients: 0,65°/100 m Apsildāma zeme un ūdens silda apkārtējo gaisu. Uzkarsētais gaiss paceļas, atdziest un veido mākoņus. Temperatūra slāņa augšējās robežās var sasniegt – 50/70 °C.

Tieši šajā slānī notiek klimatisko laika apstākļu izmaiņas. Tiek saukta troposfēras apakšējā robeža zemes līmenī, jo tajā ir daudz gaistošu mikroorganismu un putekļu. Vēja ātrums palielinās, palielinoties augstumam šajā slānī.

Tropopauze

Tas ir troposfēras pārejas slānis uz stratosfēru. Šeit temperatūras samazināšanās atkarība, palielinoties augstumam, apstājas. Tropopauze - minimālais augstums, kur vertikālais temperatūras gradients nokrītas līdz 0,2°C/100 m Tropopauzes augstums ir atkarīgs no spēcīgiem klimatiskajiem apstākļiem, piemēram, cikloniem. Tropopauzes augstums samazinās virs cikloniem un palielinās virs anticikloniem.

Stratosfēra un stratopauze

Stratosfēras slāņa augstums ir aptuveni 11 līdz 50 km. 11 - 25 km augstumā ir nelielas temperatūras izmaiņas. 25 - 40 km augstumā tas tiek novērots inversija temperatūra, no 56,5 paaugstinās līdz 0,8°C. No 40 km līdz 55 km temperatūra saglabājas 0°C. Šo apgabalu sauc - Stratopauze.

Stratosfērā tiek novērota saules starojuma ietekme uz gāzes molekulām, kas sadalās atomos. Šajā slānī gandrīz nav ūdens tvaiku. Mūsdienu virsskaņas komerciālās lidmašīnas stabilu lidojuma apstākļu dēļ lido augstumā līdz 20 km. Liela augstuma laikapstākļi paceļas 40 km augstumā. Šeit ir stabilas gaisa straumes, to ātrums sasniedz 300 km/h. Arī koncentrēts šajā slānī ozons, slānis, kas absorbē ultravioletos starus.

Mezosfēra un mezopauze - sastāvs, reakcijas, temperatūra

Mezosfēras slānis sākas aptuveni 50 km augstumā un beidzas 80 - 90 km augstumā. Temperatūra pazeminās, pieaugot augstumam, aptuveni 0,25-0,3°C/100 m Galvenais enerģētiskais efekts šeit ir starojuma siltuma apmaiņa. Sarežģīti fotoķīmiskie procesi, kas ietver brīvie radikāļi(ir 1 vai 2 nepāra elektroni), jo viņi īsteno spīdēt atmosfēra.

Gandrīz visi meteori sadeg mezosfērā. Zinātnieki nosauca šo zonu - Ignorosfēra. Šo zonu ir grūti izpētīt, jo aerodinamiskā aviācija šeit ir ļoti slikta gaisa blīvuma dēļ, kas ir 1000 reižu mazāks nekā uz Zemes. Un mākslīgo pavadoņu palaišanai blīvums joprojām ir ļoti augsts. Pētījumi tiek veikti, izmantojot laikapstākļu raķetes, taču tā ir perversija. Mezopauze pārejas slānis starp mezosfēru un termosfēru. Tam ir vismaz -90°C temperatūra.

Karmana līnija

Kabatas līnija sauc par robežu starp Zemes atmosfēru un kosmosu. Saskaņā ar Starptautiskās Aviācijas federācijas (FAI) datiem šīs robežas augstums ir 100 km. Šī definīcija tika dota par godu amerikāņu zinātniekam Teodoram fon Karmanam. Viņš konstatēja, ka aptuveni šajā augstumā atmosfēras blīvums ir tik zems, ka aerodinamiskā aviācija šeit kļūst neiespējama, jo lidmašīnas ātrumam jābūt lielākam bēgšanas ātrums. Šādā augstumā skaņas barjeras jēdziens zaudē nozīmi. Šeit lidmašīnu var vadīt tikai ar reaktīvo spēku palīdzību.

Termosfēra un termopauze

Šī slāņa augšējā robeža ir aptuveni 800 km. Temperatūra paaugstinās līdz aptuveni 300 km augstumam, kur tā sasniedz aptuveni 1500 K. Augstāk temperatūra paliek nemainīga. Šajā slānī notiek aurora- Rodas saules starojuma ietekmes uz gaisu rezultātā. Šo procesu sauc arī par atmosfēras skābekļa jonizāciju.

Zemā gaisa retuma dēļ lidojumi virs Karmanas līnijas ir iespējami tikai pa ballistiskajām trajektorijām. Visi pilotēti orbitālie lidojumi (izņemot lidojumus uz Mēnesi) notiek šajā atmosfēras slānī.

Eksosfēra - blīvums, temperatūra, augstums

Eksosfēras augstums pārsniedz 700 km. Šeit gāze ir ļoti reta, un process notiek izkliedēšana— daļiņu noplūde starpplanētu telpā. Šādu daļiņu ātrums var sasniegt 11,2 km/sek. Augstums saules aktivitāte noved pie šī slāņa biezuma paplašināšanās.

• Gāzes apvalks nelido kosmosā gravitācijas dēļ. Gaiss sastāv no daļiņām, kurām ir sava masa. No gravitācijas likuma mēs varam secināt, ka katrs objekts ar masu tiek piesaistīts Zemei.
• Buys-Ballot likums nosaka, ka, ja atrodaties ziemeļu puslodē un stāvat ar muguru pret vēju, tad zona atradīsies labajā pusē augsts spiediens, un kreisajā pusē - zems. Dienvidu puslodē viss būs otrādi.

ATMOSFĒRA
gāzveida apvalks, kas ieskauj debess ķermeni. Tās īpašības ir atkarīgas no konkrētā debess ķermeņa lieluma, masas, temperatūras, griešanās ātruma un ķīmiskā sastāva, un tos nosaka arī tā veidošanās vēsture no tā rašanās brīža. Zemes atmosfēru veido gāzu maisījums, ko sauc par gaisu. Tās galvenās sastāvdaļas ir slāpeklis un skābeklis proporcijā aptuveni 4:1. Cilvēku galvenokārt ietekmē atmosfēras apakšējo 15-25 km stāvoklis, jo tieši šajā apakšējā slānī koncentrējas lielākā gaisa daļa. Zinātni, kas pēta atmosfēru, sauc par meteoroloģiju, lai gan šīs zinātnes priekšmets ir arī laikapstākļi un to ietekme uz cilvēku. Mainās arī atmosfēras augšējo slāņu stāvoklis, kas atrodas augstumā no 60 līdz 300 un pat 1000 km no Zemes virsmas. Šeit attīstās spēcīgi vēji, vētras un notiek pārsteidzošas elektriskās parādības, piemēram, polārblāzmas. Daudzas no uzskaitītajām parādībām ir saistītas ar saules starojuma plūsmu, kosmisko starojumu un Zemes magnētisko lauku. Augstie atmosfēras slāņi ir arī ķīmiskā laboratorija, jo tur apstākļos, kas ir tuvu vakuumam, dažas atmosfēras gāzes spēcīgas saules enerģijas plūsmas ietekmē nonāk ķīmiskās reakcijās. Zinātni, kas pēta šīs savstarpēji saistītās parādības un procesus, sauc par augstas atmosfēras fiziku.
ZEMES ATMOSFĒRAS VISPĀRĒJĀS RAKSTUROJUMS
Izmēri. Līdz brīdim, kad zondējošās raķetes un mākslīgie pavadoņi pētīja atmosfēras ārējos slāņus attālumos, kas vairākas reizes pārsniedza Zemes rādiusu, tika uzskatīts, ka, attālinoties no zemes virsmas, atmosfēra pakāpeniski kļūst retāka un vienmērīgi pāriet starpplanētu telpā. . Tagad ir noskaidrots, ka enerģijas plūsmas no Saules dziļajiem slāņiem iekļūst kosmosā tālu aiz Zemes orbītas, līdz pat Saules sistēmas ārējām robežām. Šī t.s Saules vējš plūst ap Zemes magnētisko lauku, veidojot iegarenu "dobumu", kurā koncentrējas Zemes atmosfēra. Zemes magnētiskais lauks ir manāmi sašaurināts dienas pusē, kas vērsta pret Sauli, un veido garu mēli, kas, iespējams, sniedzas ārpus Mēness orbītas, pretējā, nakts pusē. Zemes magnētiskā lauka robežu sauc par magnetopauzi. Dienas pusē šī robeža stiepjas aptuveni septiņu Zemes rādiusu attālumā no virsmas, bet paaugstinātas Saules aktivitātes periodos tā izrādās vēl tuvāk Zemes virsmai. Magnetopauze ir arī robeža zemes atmosfēra, kuras ārējo apvalku sauc arī par magnetosfēru, jo tajā koncentrējas lādētas daļiņas (joni), kuru kustību nosaka Zemes magnētiskais lauks. Atmosfēras gāzu kopējais svars ir aptuveni 4,5 * 1015 tonnas. Tādējādi atmosfēras “svars” uz laukuma vienību jeb atmosfēras spiediens ir aptuveni 11 tonnas/m2 jūras līmenī.
Dzīves jēga. No iepriekš minētā izriet, ka Zemi no starpplanētu telpas atdala spēcīgs aizsargslānis. Kosmosu caurstrāvo spēcīgs Saules ultravioletais un rentgena starojums un vēl spēcīgāks kosmiskais starojums, un šāda veida starojums ir postošs visam dzīvajam. Atmosfēras ārējā malā starojuma intensitāte ir nāvējoša, bet lielu daļu no tās saglabā atmosfēra tālu no Zemes virsmas. Šī starojuma absorbcija izskaidro daudzas atmosfēras augsto slāņu īpašības un jo īpaši tur notiekošās elektriskās parādības. Atmosfēras zemākais, piezemes slānis ir īpaši svarīgs cilvēkiem, kas dzīvo Zemes cieto, šķidro un gāzveida apvalku saskares punktā. "Cietās" Zemes augšējo apvalku sauc par litosfēru. Apmēram 72% no Zemes virsmas klāj okeāna ūdeņi, kas veido lielāko daļu hidrosfēras. Atmosfēra robežojas gan ar litosfēru, gan ar hidrosfēru. Cilvēks dzīvo gaisa okeāna dibenā un tuvu vai virs ūdens okeāna līmeņa. Šo okeānu mijiedarbība ir viens no svarīgākajiem faktoriem, kas nosaka atmosfēras stāvokli.
Savienojums. Atmosfēras apakšējie slāņi sastāv no gāzu maisījuma (skat. tabulu). Papildus tabulā uzskaitītajām, nelielu piemaisījumu veidā gaisā ir arī citas gāzes: ozons, metāns, tādas vielas kā oglekļa monoksīds (CO), slāpekļa un sēra oksīdi, amonjaks.

ATMOSFĒRAS SASTĀVS

Augstajos atmosfēras slāņos Saules cietā starojuma ietekmē mainās gaisa sastāvs, kas noved pie skābekļa molekulu sadalīšanās atomos. Atomu skābeklis ir atmosfēras augsto slāņu galvenā sastāvdaļa. Visbeidzot, atmosfēras slāņos, kas atrodas vistālāk no Zemes virsmas, galvenās sastāvdaļas ir vieglākās gāzes – ūdeņradis un hēlijs. Tā kā lielākā daļa vielas ir koncentrēta zemākajos 30 km, gaisa sastāva izmaiņām augstumā virs 100 km nav manāmas ietekmes uz kopējo atmosfēras sastāvu.
Enerģijas apmaiņa. Saule ir galvenais Zemei piegādātās enerģijas avots. Attālumā apm. 150 miljonus km attālumā no Saules Zeme saņem aptuveni vienu divu miljardu daļu no tās izstarotās enerģijas, galvenokārt redzamajā spektra daļā, ko cilvēki sauc par "gaismu". Lielāko daļu šīs enerģijas absorbē atmosfēra un litosfēra. Zeme arī izstaro enerģiju, galvenokārt garo viļņu infrasarkanā starojuma veidā. Tādā veidā tiek izveidots līdzsvars starp enerģiju, kas tiek saņemta no Saules, Zemes un atmosfēras sildīšanu un apgriezto siltumenerģijas plūsmu, kas izplūst kosmosā. Šī līdzsvara mehānisms ir ārkārtīgi sarežģīts. Putekļu un gāzes molekulas izkliedē gaismu, daļēji atstarojot to kosmosā. Vēl vairāk ienākošā starojuma atspoguļo mākoņi. Daļu enerģijas tieši absorbē gāzes molekulas, bet galvenokārt akmeņi, veģetācija un virszemes ūdeņi. Atmosfērā esošie ūdens tvaiki un oglekļa dioksīds pārraida redzamo starojumu, bet absorbē infrasarkano starojumu. Siltumenerģija uzkrājas galvenokārt atmosfēras zemākajos slāņos. Līdzīgs efekts rodas siltumnīcā, kad stikls ļauj iekļūt gaismā un augsne uzsilst. Tā kā stikls ir salīdzinoši necaurredzams infrasarkanajam starojumam, siltumnīcā uzkrājas siltums. Apakšējo atmosfēras slāņu sasilšanu ūdens tvaiku un oglekļa dioksīda klātbūtnes dēļ bieži sauc par siltumnīcas efektu. Mākoņainībai ir nozīmīga loma siltuma uzturēšanā atmosfēras zemākajos slāņos. Ja mākoņi kļūst skaidrāki vai gaiss kļūst caurspīdīgāks, temperatūra neizbēgami pazeminās, jo Zemes virsma brīvi izstaro siltumenerģiju apkārtējā telpā. Ūdens uz Zemes virsmas absorbē saules enerģiju un iztvaiko, pārvēršoties gāzē – ūdens tvaikos, kas nogādā milzīgu enerģijas daudzumu atmosfēras zemākajos slāņos. Kad ūdens tvaiki kondensējas un veidojas mākoņi vai migla, šī enerģija izdalās siltuma veidā. Apmēram puse saules enerģijas, kas sasniedz zemes virsmu, tiek tērēta ūdens iztvaikošanai un nonāk atmosfēras zemākajos slāņos. Tādējādi siltumnīcas efekta un ūdens iztvaikošanas dēļ atmosfēra sasilst no apakšas. Tas daļēji izskaidro tā cirkulācijas augsto aktivitāti salīdzinājumā ar Pasaules okeāna cirkulāciju, kas tiek uzkarsēta tikai no augšas un tāpēc ir daudz stabilāka par atmosfēru.
Skatīt arī METEOROLOĢIJA UN KLIMATOLOĢIJA. Papildus vispārējai atmosfēras sildīšanai saules gaismas ietekmē dažu tās slāņu ievērojama uzsilšana notiek saules ultravioletā un rentgena starojuma dēļ. Struktūra. Salīdzinot ar šķidrumiem un cietām vielām, in gāzveida vielas pievilkšanās spēks starp molekulām ir minimāls. Palielinoties attālumam starp molekulām, gāzes spēj izplesties bezgalīgi, ja nekas tās neliedz. Atmosfēras apakšējā robeža ir Zemes virsma. Stingri sakot, šī barjera ir nepārvarama, jo gāzu apmaiņa notiek starp gaisu un ūdeni un pat starp gaisu un akmeņiem, taču šajā gadījumā šos faktorus var neņemt vērā. Tā kā atmosfēra ir sfērisks apvalks, tai nav sānu robežu, bet ir tikai apakšējā robeža un augšējā (ārējā) robeža, kas ir atvērta no starpplanētu telpas puses. Caur ārējo robežu izplūst dažas neitrālas gāzes, kā arī no apkārtējās kosmosa ieplūst viela. Lielāko daļu uzlādēto daļiņu, izņemot augstas enerģijas kosmiskos starus, vai nu uztver magnetosfēra, vai arī tā atgrūž. Atmosfēru ietekmē arī gravitācijas spēks, kas notur gaisa čaulu pie Zemes virsmas. Atmosfēras gāzes saspiež ar pašu svaru. Šī saspiešana ir maksimālā pie atmosfēras apakšējās robežas, tāpēc gaisa blīvums šeit ir vislielākais. Jebkurā augstumā virs zemes virsmas gaisa saspiešanas pakāpe ir atkarīga no virsējās gaisa kolonnas masas, tāpēc ar augstumu gaisa blīvums samazinās. Spiediens, kas vienāds ar virsējās gaisa kolonnas masu uz laukuma vienību, ir tieši atkarīgs no blīvuma un līdz ar to arī samazinās līdz ar augstumu. Ja atmosfēra būtu "ideāla gāze" ar nemainīgu sastāvu neatkarīgi no augstuma, nemainīgu temperatūru un pastāvīgu gravitācijas spēku, kas uz to iedarbojas, tad spiediens samazinātos 10 reizes uz katriem 20 km augstumā. Reālā atmosfēra nedaudz atšķiras no ideāla gāze līdz aptuveni 100 km augstumam, un tad spiediens samazinās lēnāk līdz ar augstumu, mainoties gaisa sastāvam. Nelielas izmaiņas Aprakstītais modelis ietver arī gravitācijas spēka samazināšanos ar attālumu no Zemes centra, kas ir apm. 3% par katriem 100 km augstumā. Atšķirībā no atmosfēras spiediena temperatūra nepārtraukti nepazeminās līdz ar augstumu. Kā parādīts attēlā. 1, tas samazinās līdz aptuveni 10 km augstumam un pēc tam atkal sāk pieaugt. Tas notiek, kad ultravioleto saules starojumu absorbē skābeklis. Tādējādi veidojas ozona gāze, kuras molekulas sastāv no trim skābekļa atomiem (O3). Tas arī absorbē ultravioleto starojumu, un tādējādi šis atmosfēras slānis, ko sauc par ozonosfēru, sasilst. Augstāk temperatūra atkal pazeminās, jo tur ir daudz mazāk gāzes molekulu, un attiecīgi samazinās enerģijas absorbcija. Vēl augstākos slāņos temperatūra atkal paaugstinās, jo atmosfērā absorbē visīsākā viļņa ultravioleto un rentgena starojumu no Saules. Šī spēcīgā starojuma ietekmē notiek atmosfēras jonizācija, t.i. gāzes molekula zaudē elektronu un iegūst pozitīvu elektrisko lādiņu. Šādas molekulas kļūst par pozitīvi lādētiem joniem. Pateicoties brīvo elektronu un jonu klātbūtnei, šis atmosfēras slānis iegūst elektriskā vadītāja īpašības. Tiek uzskatīts, ka temperatūra turpina pieaugt līdz augstumam, kur plānā atmosfēra pāriet starpplanētu telpā. Vairāku tūkstošu kilometru attālumā no Zemes virsmas, iespējams, dominēs temperatūra no 5000 ° C līdz 10 000 ° C Lai gan molekulām un atomiem ir ļoti liels kustības ātrums un līdz ar to augsta temperatūra, šī retinātā gāze nav. karsts” parastajā nozīmē . Tā kā lielos augstumos esošo molekulu skaits ir neliels, to kopskaits siltumenerģijaļoti mazs. Tādējādi atmosfēru veido atsevišķi slāņi (t.i., virkne koncentrisku čaulu jeb sfēru), kuru atdalīšana ir atkarīga no tā, kura īpašība rada vislielāko interesi. Balstoties uz vidējās temperatūras sadalījumu, meteorologi ir izstrādājuši ideālās “vidējās atmosfēras” uzbūves diagrammu (sk. 1. att.).

Troposfēra ir zemākais atmosfēras slānis, kas stiepjas līdz pirmajam termiskajam minimumam (tā sauktajai tropopauzei). Troposfēras augšējā robeža ir atkarīga no ģeogrāfiskā platuma (tropos - 18-20 km, mērenā platuma grādos - apmēram 10 km) un gada laika. ASV Nacionālais laikapstākļu dienests veica zondēšanu netālu no Dienvidpola un atklāja sezonālās tropopauzes augstuma izmaiņas. Martā tropopauze atrodas apm. 7,5 km. No marta līdz augustam vai septembrim notiek vienmērīga troposfēras atdzišana, un tās robeža uz īsu laiku augustā vai septembrī paceļas līdz aptuveni 11,5 km augstumam. Pēc tam no septembra līdz decembrim strauji samazinās un sasniedz zemāko pozīciju - 7,5 km, kur saglabājas līdz martam, svārstoties tikai 0,5 km robežās. Tieši troposfērā galvenokārt veidojas laikapstākļi, kas nosaka cilvēka eksistences apstākļus. Lielākā daļa atmosfēras ūdens tvaiku ir koncentrēti troposfērā, un tāpēc šeit galvenokārt veidojas mākoņi, lai gan daži, kas sastāv no ledus kristāliem, atrodas augstākos slāņos. Troposfēru raksturo turbulence un spēcīgas gaisa straumes (vēji) un vētras. Augšējā troposfērā ir spēcīgas gaisa plūsmas stingri noteiktā virzienā. Turbulenti virpuļi, līdzīgi maziem virpuļiem, veidojas berzes un dinamiskas mijiedarbības ietekmē starp lēnām un ātri kustīgām gaisa masām. Tā kā šajos augstajos līmeņos parasti nav mākoņu segas, šo turbulenci sauc par "dzidra gaisa turbulenci".
Stratosfēra. Atmosfēras augšējais slānis bieži tiek kļūdaini aprakstīts kā slānis ar relatīvi nemainīgu temperatūru, kur vēji pūš vairāk vai mazāk vienmērīgi un kur meteoroloģiskie elementi mainās maz. Stratosfēras augšējie slāņi uzsilst, kad skābeklis un ozons absorbē saules ultravioleto starojumu. Stratosfēras augšējā robeža (stratopauze) ir vieta, kur temperatūra nedaudz paaugstinās, sasniedzot vidējo maksimumu, kas bieži vien ir salīdzināma ar gaisa virsmas slāņa temperatūru. Pamatojoties uz novērojumiem, kas veikti, izmantojot lidmašīnas un balonus, kas paredzēti lidošanai pastāvīgos augstumos, stratosfērā ir konstatēti nemierīgi traucējumi un spēcīgi vēji, kas pūš dažādos virzienos. Tāpat kā troposfērā, šeit ir spēcīgi gaisa virpuļi, kas ir īpaši bīstami ātrgaitas ātrumam. lidmašīna. Spēcīgi vēji, ko sauc par strūklu plūsmām, pūš šaurās zonās gar mēreno platuma grādu polu robežām. Tomēr šīs zonas var pārvietoties, pazust un atkal parādīties. Strūklas plūsmas parasti iekļūst tropopauzē un parādās troposfēras augšējā daļā, bet to ātrums strauji samazinās, samazinoties augstumam. Iespējams, ka daļa no stratosfērā nonākušās enerģijas (galvenokārt tērēta ozona veidošanai) ietekmē procesus troposfērā. Īpaši aktīva sajaukšana ir saistīta ar atmosfēras frontes, kur tika reģistrētas plašas stratosfēras gaisa plūsmas krietni zem tropopauzes un troposfēras gaiss tika ievilkts apakšējā stratosfērā. Ievērojams progress panākts atmosfēras apakšējo slāņu vertikālās struktūras izpētē, pateicoties radiozondu palaišanas tehnoloģijai 25-30 km augstumā. Mezosfēra, kas atrodas virs stratosfēras, ir apvalks, kurā līdz 80–85 km augstumam temperatūra pazeminās līdz minimālajām vērtībām atmosfērai kopumā. Ieraksts zemas temperatūras līdz -110°C tika reģistrētas ar meteoroloģiskām raķetēm, kas tika palaistas no amerikāņu un kanādiešu instalācijas Fort Čērčilā (Kanāda). Mezosfēras augšējā robeža (mezopauze) aptuveni sakrīt ar Saules rentgena un īsviļņu ultravioletā starojuma aktīvās absorbcijas apgabala apakšējo robežu, ko pavada gāzes sasilšana un jonizācija. Polārajos reģionos vasarā mezopauzes laikā bieži parādās mākoņu sistēmas, kas aizņem lielu platību, bet kurām ir neliela vertikālā attīstība. Šādi naktī mirdzoši mākoņi bieži atklāj liela mēroga viļņiem līdzīgas gaisa kustības mezosfērā. Šo mākoņu sastāvs, mitruma un kondensācijas kodolu avoti, dinamika un saikne ar meteoroloģiskie faktori vēl nav pietiekami izpētīti. Termosfēra ir atmosfēras slānis, kurā temperatūra nepārtraukti paaugstinās. Tā jauda var sasniegt 600 km. Spiediens un līdz ar to arī gāzes blīvums pastāvīgi samazinās līdz ar augstumu. Netālu no zemes virsmas 1 m3 gaisa satur apm. 2,5 x 1025 molekulas, aptuveni augstumā. 100 km, termosfēras apakšējos slāņos - aptuveni 1019, 200 km augstumā, jonosfērā - 5 * 10 15 un, pēc aprēķiniem, augstumā apm. 850 km - aptuveni 1012 molekulas. Starpplanētu telpā molekulu koncentrācija ir 10 8-10 9 uz 1 m3. Augstumā apm. 100 km molekulu skaits ir mazs, un tās reti saduras viena ar otru. Vidējais attālums, ko veic haotiski kustīga molekula pirms sadursmes ar citu līdzīgu molekulu, tiek saukts par tās vidējo brīvo ceļu. Slānis, kurā šī vērtība palielinās tik daudz, ka starpmolekulāru vai starpatomu sadursmju iespējamību var neņemt vērā, atrodas uz robežas starp termosfēru un pārklājošo apvalku (eksosfēru), un to sauc par termisko pauzi. Termopauze atrodas aptuveni 650 km attālumā no zemes virsmas. Noteiktā temperatūrā molekulas ātrums ir atkarīgs no tās masas: vieglākas molekulas pārvietojas ātrāk nekā smagākas. Atmosfēras lejasdaļā, kur brīvais ceļš ir ļoti īss, gāzu atdalīšanās pēc to molekulmasas nav manāma, taču tā ir izteikta virs 100 km. Turklāt Saules ultravioletā un rentgena starojuma ietekmē skābekļa molekulas sadalās atomos, kuru masa ir puse no molekulas masas. Tāpēc, attālinoties no Zemes virsmas, atomu skābeklis iegūst vairāk augstāka vērtība kā daļa no atmosfēras un augstumā apm. 200 km kļūst par tā galveno sastāvdaļu. Augstāk, aptuveni 1200 km attālumā no Zemes virsmas, dominē vieglās gāzes - hēlijs un ūdeņradis. Atmosfēras ārējais apvalks sastāv no tiem. Šī atdalīšana pēc svara, ko sauc par difūzo stratifikāciju, ir līdzīga maisījumu atdalīšanai, izmantojot centrifūgu. Eksosfēra ir atmosfēras ārējais slānis, kas veidojas, pamatojoties uz temperatūras izmaiņām un neitrālās gāzes īpašībām. Molekulas un atomi eksosfērā gravitācijas ietekmē griežas ap Zemi ballistiskās orbītās. Dažas no šīm orbītām ir paraboliskas un atgādina šāviņu trajektorijas. Molekulas var griezties ap Zemi un eliptiskās orbītās, piemēram, satelīti. Dažām molekulām, galvenokārt ūdeņradim un hēlijam, ir atvērtas trajektorijas un tās nonāk kosmosā (2. att.).

SAULES UN ZEMES SAVIENOJUMI UN TO IETEKME UZ ATMOSFĒRU
Atmosfēras plūdmaiņas. Saules un Mēness pievilcība atmosfērā izraisa plūdmaiņas, kas līdzīgas zemes un jūras plūdmaiņām. Bet atmosfēras plūdmaiņām ir būtiska atšķirība: atmosfēra visspēcīgāk reaģē uz Saules pievilcību, savukārt zemes garoza un okeāns visspēcīgāk reaģē uz Mēness piesaisti. Tas izskaidrojams ar to, ka atmosfēru silda Saule, un papildus gravitācijai notiek spēcīgs termiskais paisums. Kopumā atmosfēras un jūras plūdmaiņu veidošanās mehānismi ir līdzīgi, izņemot to, ka, lai prognozētu gaisa reakciju uz gravitācijas un termiskām ietekmēm, ir jāņem vērā tā saspiežamība un temperatūras sadalījums. Nav pilnīgi skaidrs, kāpēc pusdienu (12 stundu) saules plūdmaiņas atmosfērā dominē pār ikdienas saules un pusdienu Mēness plūdmaiņas, lai gan pēdējo divu procesu virzītājspēki ir daudz spēcīgāki. Iepriekš tika uzskatīts, ka atmosfērā rodas rezonanse, kas pastiprina svārstības ar 12 stundu periodu. Tomēr novērojumi, kas veikti, izmantojot ģeofizikālās raķetes, liecina, ka šādai rezonansei nav temperatūras iemeslu. Risinot šo problēmu, iespējams, ir jāņem vērā visas atmosfēras hidrodinamiskās un termiskās īpašības. Zemes virspusē pie ekvatora, kur plūdmaiņu svārstību ietekme ir maksimāla, tas nodrošina atmosfēras spiediena izmaiņas par 0,1%. Paisuma vēja ātrums ir apm. 0,3 km/h. Atmosfēras sarežģītās termiskās struktūras (īpaši minimālās temperatūras klātbūtnes mezopauzē) dēļ paisuma gaisa straumes pastiprinās, un, piemēram, 70 km augstumā to ātrums ir aptuveni 160 reizes lielāks nekā zemes virsmas, kam ir svarīgas ģeofizikas sekas. Tiek uzskatīts, ka jonosfēras apakšējā daļā (E slānis) plūdmaiņu svārstības jonizēto gāzi pārvieto vertikāli Zemes magnētiskajā laukā, un tāpēc šeit rodas elektriskās strāvas. Šīs nepārtraukti jaunās straumju sistēmas uz Zemes virsmas ir izveidotas ar traucējumiem magnētiskajā laukā. Magnētiskā lauka ikdienas svārstības diezgan labi saskan ar aprēķinātajām vērtībām, kas sniedz pārliecinošus pierādījumus par labu “atmosfēras dinamo” plūdmaiņu mehānismu teorijai. Jonosfēras apakšējā daļā (E slānī) radītajām elektriskām strāvām kaut kur ir jānovirzās, un tāpēc ķēde ir jāpabeidz. Analoģija ar dinamo kļūst pilnīga, ja pretimbraucošo kustību uzskatām par dzinēja darbu. Tiek pieņemts, ka elektriskās strāvas apgrieztā cirkulācija notiek augstākajā jonosfēras slānī (F), un šī pretplūsma var izskaidrot dažas šī slāņa īpatnības. Visbeidzot, plūdmaiņu efektam vajadzētu radīt arī horizontālas plūsmas E slānī un tādējādi arī F slānī.
Jonosfēra. Mēģinot izskaidrot polārblāzmu rašanās mehānismu, zinātnieki 19. gs. ierosināja, ka atmosfērā ir zona ar elektriski lādētām daļiņām. 20. gadsimtā eksperimentāli tika iegūti pārliecinoši pierādījumi par radioviļņus atstarojoša slāņa eksistenci 85 līdz 400 km augstumā. Tagad ir zināms, ka tā elektriskās īpašības ir atmosfēras gāzes jonizācijas rezultāts. Tāpēc šo slāni parasti sauc par jonosfēru. Ietekme uz radioviļņiem galvenokārt rodas brīvo elektronu klātbūtnes dēļ jonosfērā, lai gan radioviļņu izplatīšanās mehānisms ir saistīts ar lielu jonu klātbūtni. Pēdējie ir interesanti arī, pētot atmosfēras ķīmiskās īpašības, jo tie ir aktīvāki nekā neitrālie atomi un molekulas. Ķīmiskajām reakcijām, kas notiek jonosfērā, ir liela nozīme tās enerģijas un elektriskā līdzsvarā.
Normāla jonosfēra. Novērojumi, kas veikti, izmantojot ģeofizikālās raķetes un satelītus, ir snieguši daudz jaunas informācijas, kas liecina, ka atmosfēras jonizācija notiek saules starojuma ietekmē plašs diapazons. Tā galvenā daļa (vairāk nekā 90%) ir koncentrēta redzamajā spektra daļā. Ultravioleto starojumu, kam ir īsāks viļņa garums un lielāka enerģija nekā violetajiem gaismas stariem, izstaro ūdeņradis Saules iekšējā atmosfērā (hromosfērā), bet rentgena starus, kuriem ir vēl lielāka enerģija, izstaro Saules ārējā apvalka gāzes. (korona). Normāls (vidējais) jonosfēras stāvoklis ir saistīts ar pastāvīgu spēcīgu starojumu. Parastā jonosfērā notiek regulāras izmaiņas Zemes ikdienas rotācijas un sezonālām saules staru krišanas leņķu atšķirībām pusdienlaikā, taču notiek arī neparedzamas un pēkšņas jonosfēras stāvokļa izmaiņas.
Traucējumi jonosfērā. Kā zināms, uz Saules notiek spēcīgi cikliski atkārtoti traucējumi, kas maksimumu sasniedz ik pēc 11 gadiem. Starptautiskā ģeofizikālā gada (IGY) programmas novērojumi sakrita ar visaugstākās Saules aktivitātes periodu visā sistemātiskās darbības periodā. meteoroloģiskie novērojumi, t.i. no 18. gadsimta sākuma. Augstas aktivitātes periodos dažu Saules apgabalu spilgtums palielinās vairākas reizes, un tie izstaro spēcīgus ultravioletā un rentgena starojuma impulsus. Šādas parādības sauc par saules uzliesmojumiem. Tie ilgst no vairākām minūtēm līdz vienai līdz divām stundām. Uzliesmojuma laikā izplūst saules gāze (galvenokārt protoni un elektroni), un elementārdaļiņas izplūst kosmosā. Elektromagnētiskais un korpuskulārais starojums no Saules šādu uzliesmojumu laikā spēcīgi ietekmē Zemes atmosfēru. Sākotnējā reakcija tiek novērota 8 minūtes pēc uzliesmojuma, kad Zemi sasniedz intensīvs ultravioletais un rentgena starojums. Tā rezultātā strauji palielinās jonizācija; Rentgenstari iekļūst atmosfērā līdz jonosfēras apakšējai robežai; elektronu skaits šajos slāņos palielinās tik daudz, ka radiosignāli tiek gandrīz pilnībā absorbēti (“dzēsti”). Papildu starojuma absorbcija izraisa gāzes uzsilšanu, kas veicina vēja attīstību. Jonizētā gāze ir elektrības vadītājs, un, pārvietojoties Zemes magnētiskajā laukā, rodas dinamo efekts un elektriskā strāva. Šādas straumes savukārt var radīt ievērojamus traucējumus magnētiskajā laukā un izpausties magnētisko vētru veidā. Šis sākuma posms aizņem tikai īss laiks, kas atbilst saules uzliesmojuma ilgumam. Spēcīgu saules uzliesmojumu laikā kosmosā ieplūst paātrinātu daļiņu plūsma. Kad tas ir vērsts pret Zemi, sākas otrā fāze, kurai ir liela ietekme uz atmosfēras stāvokli. Daudzi dabas parādības, starp kurām slavenākās ir polārblāzmas, liecina, ka Zemi sasniedz ievērojams skaits lādētu daļiņu (sk. arī AURORAS). Tomēr šo daļiņu atdalīšanās procesi no Saules, to trajektorijas starpplanētu telpā un mijiedarbības mehānismi ar Zemes magnētisko lauku un magnetosfēru vēl nav pietiekami izpētīti. Problēma kļuva sarežģītāka pēc tam, kad 1958. gadā Džeimss Van Allens atklāja čaulas, kas sastāv no lādētām daļiņām, ko satur ģeomagnētiskais lauks. Šīs daļiņas pārvietojas no vienas puslodes uz otru, griežoties spirālēs ap magnētiskā lauka līnijām. Netālu no Zemes augstumā atkarībā no lauka līniju formas un daļiņu enerģijas atrodas “atspīdumu punkti”, kuros daļiņas maina kustības virzienu uz pretējo (3. att.). Tā kā magnētiskā lauka stiprums samazinās līdz ar attālumu no Zemes, orbītas, kurās šīs daļiņas pārvietojas, kļūst nedaudz izkropļotas: elektroni tiek novirzīti uz austrumiem, bet protoni - uz rietumiem. Tāpēc tie tiek izplatīti jostu veidā visā pasaulē.

Dažas sekas atmosfēras sildīšanai ar Sauli. Saules enerģija ietekmē visu atmosfēru. Jostas, ko veido lādētas daļiņas Zemes magnētiskajā laukā un rotē ap to, jau tika minētas iepriekš. Šīs jostas ir vistuvāk zemes virsmai subpolārajos reģionos (sk. 3. att.), kur novērojamas polārblāzmas. 1. attēlā redzams, ka Kanādas polārblāzmas reģionos termosfēras temperatūra ir ievērojami augstāka nekā ASV dienvidrietumos. Visticamāk, ka notvertās daļiņas daļu savas enerģijas izdala atmosfērā, īpaši saduroties ar gāzes molekulām atstarošanas punktu tuvumā, un atstāj savas iepriekšējās orbītas. Tādā veidā tiek uzkarsēti augstie atmosfēras slāņi polārblāzmas zonā. Vēl viena lieta svarīgs atklājums tika darīts, pētot mākslīgo pavadoņu orbītas. Smitsona astrofizikas observatorijas astronoms Luidži Jakja uzskata, ka nelielās novirzes šajās orbītās ir saistītas ar atmosfēras blīvuma izmaiņām, to sildot Saulei. Viņš ierosināja, ka jonosfērā vairāk nekā 200 km augstumā pastāv maksimālais elektronu blīvums, kas neatbilst saules pusdienlaikam, bet berzes spēku ietekmē attiecībā pret to aizkavējas par aptuveni divām stundām. Šajā laikā atmosfēras blīvuma vērtības, kas raksturīgas 600 km augstumam, tiek novērotas apm. 950 km. Turklāt maksimālais elektronu blīvums piedzīvo neregulāras svārstības, ko izraisa īslaicīgi Saules ultravioletā un rentgena starojuma uzliesmojumi. L. Iacchia atklāja arī īslaicīgas gaisa blīvuma svārstības, kas atbilst saules uzliesmojumiem un magnētiskā lauka traucējumiem. Šīs parādības skaidrojamas ar Saules izcelsmes daļiņu iekļūšanu Zemes atmosfērā un to slāņu uzkaršanu, kur riņķo satelīti.
ATMOSFĒRAS ELEKTROENERĢIJA
Atmosfēras virsmas slānī neliela molekulu daļa ir pakļauta jonizācijai kosmisko staru, radioaktīvo iežu starojuma un rādija (galvenokārt radona) sabrukšanas produktu ietekmē pašā gaisā. Jonizācijas laikā atoms zaudē elektronu un iegūst pozitīvu lādiņu. Brīvais elektrons ātri savienojas ar citu atomu, veidojot negatīvi lādētu jonu. Šādiem sapārotajiem pozitīvajiem un negatīvajiem joniem ir molekulu izmēri. Molekulas atmosfērā mēdz grupēties ap šiem joniem. Vairākas molekulas kopā ar jonu veido kompleksu, ko parasti sauc par "gaismo jonu". Atmosfērā atrodas arī molekulu kompleksi, kurus meteoroloģijā dēvē par kondensācijas kodoliem, ap kuriem, gaisam piesātinot ar mitrumu, sākas kondensācijas process. Šie kodoli ir sāls un putekļu daļiņas, kā arī piesārņotāji, kas izplūst gaisā no rūpnieciskiem un citiem avotiem. Šādiem kodoliem bieži pievienojas vieglie joni, veidojot "smagos jonus". Reibumā elektriskais lauks vieglie un smagie joni pārvietojas no vienas atmosfēras zonas uz otru, pārnesot elektriskos lādiņus. Lai gan atmosfēru parasti neuzskata par elektriski vadošu, tai ir zināma vadītspēja. Tāpēc lādēts ķermenis, kas palicis gaisā, lēnām zaudē lādiņu. Atmosfēras vadītspēja palielinās līdz ar augstumu, jo palielinās kosmiskā starojuma intensitāte, samazinās jonu zudumi pie zemāka spiediena (un tādējādi garāks vidējais brīvais ceļš) un smago kodolu skaits. Atmosfēras vadītspēja savu maksimālo vērtību sasniedz apm. 50 km, t.s "kompensācijas līmenis". Zināms, ka starp Zemes virsmu un “kompensācijas līmeni” pastāv nemainīga vairāku simtu kilovoltu potenciālu starpība, t.i. pastāvīgs elektriskais lauks. Izrādījās, ka potenciālā starpība starp noteiktu punktu, kas atrodas gaisā vairāku metru augstumā un Zemes virsmu, ir ļoti liela - vairāk nekā 100 V. Atmosfērā ir pozitīvs lādiņš, un zemes virsma ir negatīvi lādēta. . Tā kā elektriskais lauks ir apgabals, kura katrā punktā ir noteikta potenciāla vērtība, mēs varam runāt par potenciāla gradientu. Skaidrā laikā dažu zemāko metru robežās atmosfēras elektriskā lauka stiprums ir gandrīz nemainīgs. Sakarā ar gaisa elektriskās vadītspējas atšķirībām virsmas slānī potenciālais gradients ir pakļauts ikdienas svārstībām, kuru gaita dažādās vietās ievērojami atšķiras. Ja nav vietējo gaisa piesārņojuma avotu – virs okeāniem, augstu kalnos vai polārajos reģionos – skaidrā laikā iespējamā gradienta variācijas diennakts laikā ir vienādas. Gradienta lielums ir atkarīgs no universālā jeb Griničas vidējā laika (UT) un maksimumu sasniedz 19 stundās. E. Appletons ierosināja, ka šī maksimālā elektriskā vadītspēja, iespējams, sakrīt ar lielāko pērkona negaisa aktivitāti planētas mērogā. Zibens spērieni pērkona negaisa laikā nes negatīvu lādiņu uz Zemes virsmu, jo visaktīvāko gubu negaisa mākoņu pamatnēs ir ievērojams negatīvs lādiņš. Negaisa mākoņu virsotnēm ir pozitīvs lādiņš, kas, pēc Holcera un Saksona aprēķiniem, negaisa laikā notek no to galotnēm. Bez pastāvīgas papildināšanas lādiņš uz zemes virsmas tiktu neitralizēts ar atmosfēras vadītspēju. Pieņēmumu, ka potenciālo starpību starp zemes virsmu un "kompensācijas līmeni" uztur pērkona negaiss, apstiprina statistikas dati. Piemēram, upes ielejā tiek novērots maksimālais negaisu skaits. Amazones. Visbiežāk pērkona negaiss tur notiek dienas beigās, t.i. Labi. 19:00 pēc Griničas laika, kad potenciālais gradients ir maksimālais jebkur pasaulē. Turklāt potenciālā gradienta diennakts variācijas līkņu formas sezonālās variācijas pilnībā saskan ar datiem par negaisu globālo izplatību. Daži pētnieki apgalvo, ka Zemes elektriskā lauka avots varētu būt ārējā izcelsme, jo tiek uzskatīts, ka jonosfērā un magnetosfērā pastāv elektriskie lauki. Šis apstāklis, iespējams, izskaidro ļoti šauru, iegarenu polārblāzmu formu parādīšanos, kas līdzīgas kulisiem un arkām
(sk. arī AURORA LIGHTS). Atmosfēras potenciālā gradienta un vadītspējas dēļ lādētas daļiņas sāk pārvietoties starp “kompensācijas līmeni” un Zemes virsmu: pozitīvi lādēti joni virzienā uz Zemes virsmu, bet negatīvi lādētie – uz augšu no tās. Šīs strāvas stiprums ir apm. 1800 A. Lai gan šī vērtība šķiet liela, jāatceras, ka tā ir sadalīta pa visu Zemes virsmu. Strāvas stiprums gaisa kolonnā ar pamatplatību 1 m2 ir tikai 4 * 10 -12 A. No otras puses, strāvas stiprums zibens izlādes laikā var sasniegt vairākus ampērus, lai gan, protams, šāds izlādei ir īss ilgums - no sekundes daļas līdz veselai sekundei vai nedaudz vairāk ar atkārtotiem triecieniem. Zibens rada lielu interesi ne tikai kā savdabīga dabas parādība. Tas ļauj novērot elektrisko izlādi gāzveida vidē pie vairāku simtu miljonu voltu sprieguma un vairāku kilometru attāluma starp elektrodiem. 1750. gadā B. Franklins ierosināja Londonas Karaliskajai biedrībai veikt eksperimentu ar dzelzs stieni, kas uzstādīts uz izolējošas pamatnes un uzstādīts uz augsta torņa. Viņš paredzēja, ka pērkona mākonim tuvojoties tornim, sākotnēji neitrālā stieņa augšējā galā koncentrēsies pretējās zīmes lādiņš, bet apakšējā galā tiks koncentrēts tādas pašas zīmes lādiņš kā mākoņa pamatnē. . Ja elektriskā lauka stiprums zibens izlādes laikā palielinās pietiekami, lādiņš no stieņa augšējā gala daļēji ieplūdīs gaisā, un stienis iegūs tādas pašas zīmes lādiņu kā mākoņa pamatne. Franklina ierosinātais eksperiments netika veikts Anglijā, bet to 1752. gadā veica Marlī netālu no Parīzes. Viņš izmantoja 12 m garu dzelzs stieni, kas tika ievietots stikla pudelē (kas kalpoja kā izolators), bet nenolika to uz torņa 10. maijā viņa palīgs ziņoja, ka tad, kad pērkona mākonis bija virs stieņa, parādījās dzirksteles, kad pie tā tika atvests iezemēts vads, nezinot par veiksmīgo eksperimentu, kas tika veikts Francijā , tā paša gada jūnijā veica savu slaveno eksperimentu ar pūķi un novēroja elektriskās dzirksteles pie tam piesietā stieples galā. Nākamajā gadā, pētot no stieņa savāktos lādiņus, Franklins atklāja, ka negaisa mākoņu pamati. parasti bija negatīvi lādēti. Detalizētāki zibens pētījumi kļuva iespējami 19. gadsimta beigās, pateicoties fotografēšanas metožu uzlabošanai, īpaši pēc aparāta ar rotējošiem objektīviem, kas ļāva fiksēt strauji attīstošos procesus. Šāda veida kameras tika plaši izmantotas dzirksteļu izlādes pētījumos. Ir noskaidrots, ka ir vairāki zibens veidi, no kuriem visizplatītākie ir lineārie, plakanie (mākoņos) un lodveida (gaisa izlādes). Lineārais zibens ir dzirksteles izlāde starp mākoni un zemes virsmu, kas seko kanālam ar lejup vērstiem zariem. Plakans zibens notiek negaisa mākonī un parādās kā izkliedētas gaismas uzplaiksnījumi. Lodveida zibens gaisa izplūdes, sākot no negaisa mākoņa, bieži ir vērstas horizontāli un nesasniedz zemes virsmu.

Zibens izlāde parasti sastāv no trim vai vairāk atkārtotām izlādēm - impulsiem, kas seko vienam un tam pašam ceļam. Intervāli starp secīgiem impulsiem ir ļoti īsi, no 1/100 līdz 1/10 s (tas izraisa zibens mirgošanu). Kopumā zibspuldze ilgst apmēram sekundi vai mazāk. Tipisku zibens attīstības procesu var raksturot šādi. Pirmkārt, vāji apgaismota līdera izlāde steidzas no augšas uz zemes virsmu. Kad viņš to sasniedz, no zemes uz augšu pa līdera ierīkoto kanālu iziet spilgti mirdzoša atgriešanās jeb galvenā izlāde. Vadošā izlāde, kā likums, pārvietojas zigzaga veidā. Tās izplatīšanās ātrums svārstās no simts līdz vairākiem simtiem kilometru sekundē. Savā ceļā tas jonizē gaisa molekulas, izveidojot kanālu ar paaugstinātu vadītspēju, pa kuru reversā izlāde virzās uz augšu ar ātrumu, kas aptuveni simts reizes lielāks par vadošās izlādes ātrumu. Kanāla izmēru ir grūti noteikt, taču tiek lēsts, ka vadošās izlādes diametrs ir 1-10 m, un reversās izlādes diametrs ir vairāki centimetri. Zibens izlādes rada radio traucējumus, izstarojot radioviļņus plašā diapazonā – no 30 kHz līdz īpaši zemām frekvencēm. Vislielākā radioviļņu emisija, iespējams, ir diapazonā no 5 līdz 10 kHz. Šādi zemfrekvences radiotraucējumi ir “koncentrēti” telpā starp jonosfēras apakšējo robežu un zemes virsmu un var izplatīties tūkstošiem kilometru attālumā no avota.
IZMAIŅAS ATMOSFĒRĀ
Meteorītu un meteorītu ietekme. Lai gan meteoru lietus dažkārt rada dramatisku gaismas izpausmi, atsevišķus meteorus var redzēt reti. Daudz vairāk ir neredzamo meteoru, kas ir pārāk mazi, lai būtu redzami, kad tie absorbējas atmosfērā. Daži no mazākajiem meteoriem, iespējams, nemaz nesakarst, bet tos uztver tikai atmosfēra. Šie smalkas daļiņas ar izmēriem no dažiem milimetriem līdz desmit tūkstošdaļām milimetru sauc par mikrometeorītiem. Meteoriskā materiāla daudzums, kas katru dienu nonāk atmosfērā, svārstās no 100 līdz 10 000 tonnām, un lielākā daļa šī materiāla nāk no mikrometeorītiem. Tā kā meteoriskā viela atmosfērā daļēji sadedzina, tās gāzes sastāvs tiek papildināts ar dažādu ķīmisko elementu pēdām. Piemēram, akmeņaini meteori atmosfērā ievada litiju. Metāla meteoru sadegšana izraisa sīku sfērisku dzelzs, dzelzs-niķeļa un citu pilienu veidošanos, kas iziet cauri atmosfērai un nosēžas uz zemes virsmas. Tos var atrast Grenlandē un Antarktīdā, kur ledus loksnes gadiem ilgi saglabājas gandrīz nemainīgas. Okeanologi tos atrod okeāna dibena nogulumos. Lielākā daļa meteoru daļiņu, kas nonāk atmosfērā, nogulsnējas aptuveni 30 dienu laikā. Daži zinātnieki uzskata, ka šiem kosmiskajiem putekļiem ir liela nozīme tādu veidošanā atmosfēras parādības, piemēram, lietus, jo tie kalpo kā ūdens tvaiku kondensācijas kodoli. Tāpēc tiek pieņemts, ka nokrišņi ir statistiski saistīti ar lielām meteoru lietusgāzēm. Tomēr daži eksperti uzskata, ka, tā kā kopējais meteoriskā materiāla uzņemtais daudzums ir daudz desmitiem reižu lielāks nekā tā uzņemtais daudzums pat ar lielāko meteoru lietu, izmaiņas kopējais skaits var neņemt vērā šīs vielas daudzumu, kas rodas viena šāda lietus rezultātā. Taču nav šaubu, ka lielākie mikrometeorīti un, protams, redzamie meteorīti atstāj garas jonizācijas pēdas augstajos atmosfēras slāņos, galvenokārt jonosfērā. Šādas pēdas var izmantot tālsatiksmes radio sakariem, jo ​​tās atspoguļo augstfrekvences radioviļņus. Meteoru enerģija, kas nonāk atmosfērā, tiek tērēta galvenokārt un, iespējams, pilnībā tās sildīšanai. Šī ir viena no mazākajām atmosfēras termiskā līdzsvara sastāvdaļām.
Rūpnieciskas izcelsmes oglekļa dioksīds. IN Oglekļa periods Uz Zemes bija plaši izplatīta koksnes veģetācija. Liela daļa augu absorbētā oglekļa dioksīda tajā laikā uzkrājās ogļu atradnēs un naftu saturošos nogulumos. Cilvēks ir iemācījies izmantot milzīgās šo minerālu rezerves kā enerģijas avotu un tagad strauji atgriež oglekļa dioksīdu vielu apritē. Fosilais stāvoklis, iespējams, ir apm. 4*10 13 tonnas oglekļa. Pēdējā gadsimta laikā cilvēce ir sadedzinājusi tik daudz fosilā kurināmā, ka aptuveni 4*10 11 tonnas oglekļa no jauna nonākušas atmosfērā. Šobrīd ir apm. 2 * 10 12 tonnas oglekļa, un nākamajos simts gados fosilā kurināmā sadedzināšanas dēļ šis skaitlis var dubultoties. Tomēr ne viss ogleklis paliks atmosfērā: daļa no tā izšķīst okeāna ūdeņos, daļa tiks absorbēta augos, bet daļa tiks saistīta akmeņu dēdēšanas procesā. Pagaidām nav iespējams paredzēt, cik daudz oglekļa dioksīda atradīsies atmosfērā vai tieši kādu ietekmi tas atstās uz zemeslodes klimatu. Tomēr tiek uzskatīts, ka jebkurš tā satura pieaugums izraisīs sasilšanu, lai gan nav obligāti, ka sasilšana būtiski ietekmētu klimatu. Oglekļa dioksīda koncentrācija atmosfērā, saskaņā ar mērījumu rezultātiem, manāmi palielinās, lai gan lēnā tempā. Klimata dati par Svalbāru un Mazās Amerikas staciju Ross ledus šelfā Antarktīdā liecina par augošiem vidējiem rādītājiem gada temperatūra aptuveni 50 gadu laikā par 5° un 2,5° C.
Kosmiskā starojuma iedarbība. Augstas enerģijas kosmiskajiem stariem mijiedarbojoties ar atsevišķām atmosfēras sastāvdaļām, veidojas radioaktīvie izotopi. Starp tiem izceļas 14C oglekļa izotops, kas uzkrājas augu un dzīvnieku audos. Mērot radioaktivitāti organiskām vielām, kuras ilgstoši nav apmainījušās ar oglekli ar vidi, var noteikt to vecumu. Radiooglekļa metode ir pierādījusi sevi kā visdrošāko fosilo organismu un materiālās kultūras objektu datēšanas veidu, kuru vecums nepārsniedz 50 tūkstošus gadu. Citus radioaktīvos izotopus ar ilgu pussabrukšanas periodu var izmantot, lai datētu simtiem tūkstošu gadu vecus materiālus, ja var atrisināt ārkārtīgi zema radioaktivitātes līmeņa mērīšanas pamatproblēmu.
(sk. arī RADIOOGĻA RATIŅŠ).
ZEMES ATMOSFĒRAS IZCELSME
Atmosfēras veidošanās vēsture vēl nav pilnībā ticami rekonstruēta. Tomēr ir konstatētas dažas iespējamās izmaiņas tā sastāvā. Atmosfēras veidošanās sākās uzreiz pēc Zemes veidošanās. Ir diezgan pamatoti iemesli uzskatīt, ka Zemes evolūcijas procesā un iegūstot mūsdienu mērogiem tuvus izmērus un masu, tā gandrīz pilnībā zaudēja savu sākotnējo atmosfēru. Tiek uzskatīts, ka agrīnā stadijā Zeme bija izkususi un apm. Pirms 4,5 miljardiem gadu tā izveidojās ciets. Šis pagrieziena punkts tiek uzskatīts par ģeoloģiskās hronoloģijas sākumu. Kopš tā laika ir notikusi lēna atmosfēras evolūcija. Dažus ģeoloģiskos procesus, piemēram, lavas izliešanu vulkāna izvirdumu laikā, pavadīja gāzu izdalīšanās no Zemes zarnām. Iespējams, ka tie ietvēra slāpekli, amonjaku, metānu, ūdens tvaikus, oglekļa monoksīdu un dioksīdu. Saules ultravioletā starojuma ietekmē ūdens tvaiki sadalījās ūdeņradī un skābeklī, bet izdalītais skābeklis reaģēja ar oglekļa monoksīdu, veidojot oglekļa dioksīdu. Amonjaks sadalās slāpeklī un ūdeņradi. Difūzijas procesā ūdeņradis pacēlās augšā un atstāja atmosfēru, un smagāks slāpeklis nevarēja iztvaikot un pakāpeniski uzkrājās, kļūstot par tā galveno sastāvdaļu, lai gan daļa no tā saistījās ķīmisko reakciju laikā. Reibumā ultravioletie stari un elektriskās izlādes, gāzu maisījums, kas, iespējams, atrodas Zemes sākotnējā atmosfērā, iesaistījās ķīmiskās reakcijās, kuru rezultātā veidojās organiskās vielas, jo īpaši aminoskābes. Līdz ar to dzīvība varēja rasties atmosfērā, kas būtiski atšķiras no mūsdienu. Līdz ar primitīvo augu parādīšanos sākās fotosintēzes process (sk. arī FOTOSINTĒZE), ko pavadīja brīvā skābekļa izdalīšanās. Šī gāze, īpaši pēc difūzijas atmosfēras augšējos slāņos, sāka aizsargāt savus apakšējos slāņus un Zemes virsmu no dzīvībai bīstamā ultravioletā un rentgena starojuma. Tiek lēsts, ka tikai 0,00004 mūsdienu skābekļa tilpuma klātbūtne var izraisīt slāņa veidošanos ar uz pusi mazāku ozona koncentrāciju, kas tomēr nodrošināja ļoti nozīmīgu aizsardzību pret ultravioletajiem stariem. Iespējams arī, ka primārajā atmosfērā bija daudz oglekļa dioksīda. Tas tika izlietots fotosintēzes laikā, un tā koncentrācija noteikti ir samazinājusies, attīstoties augu pasaulei, kā arī absorbcijas dēļ noteiktu ģeoloģisko procesu laikā. Jo siltumnīcas efekts saistībā ar oglekļa dioksīda klātbūtni atmosfērā, daži zinātnieki uzskata, ka tā koncentrācijas svārstības ir viena no svarīgus iemeslus tādas liela mēroga klimata pārmaiņas Zemes vēsturē kā ledus laikmeti. Mūsdienu atmosfērā esošais hēlijs, iespējams, lielākoties ir produkts radioaktīvā sabrukšana urāns, torijs un rādijs. Šie radioaktīvie elementi izstaro alfa daļiņas, kas ir hēlija atomu kodoli. Tā kā radioaktīvās sabrukšanas laikā netiek radīts vai zaudēts elektriskais lādiņš, katrai alfa daļiņai ir divi elektroni. Rezultātā tas savienojas ar tiem, veidojot neitrālus hēlija atomus. Radioaktīvos elementus satur iežos izkliedēti minerāli, tāpēc ievērojama daļa radioaktīvās sabrukšanas rezultātā radušās hēlija tajos tiek aizturēta, ļoti lēni izplūstot atmosfērā. Noteikts hēlija daudzums difūzijas dēļ paceļas uz augšu eksosfērā, bet, pateicoties pastāvīgai pieplūdei no zemes virsmas, šīs gāzes tilpums atmosfērā ir nemainīgs. Pamatojoties uz spektrālā analīze Zvaigžņu gaisma un meteorītu izpēte var novērtēt dažādu ķīmisko elementu relatīvo pārpilnību Visumā. Neona koncentrācija kosmosā ir aptuveni desmit miljardus reižu lielāka nekā uz Zemes, kriptona – desmit miljonus reižu, bet ksenona – miljons reižu. No tā izriet, ka šo inerto gāzu, kas sākotnēji atradās Zemes atmosfērā un ķīmisko reakciju laikā netika papildinātas, koncentrācija ievērojami samazinājās, iespējams, pat tajā posmā, kad Zeme zaudēja primāro atmosfēru. Izņēmums ir inertās gāzes argons, jo 40Ar izotopa veidā tas joprojām veidojas kālija izotopa radioaktīvās sabrukšanas laikā.
OPTISKĀS PARĀDĪBAS
Optisko parādību dažādība atmosfērā ir saistīta ar dažādu iemeslu dēļ. Visbiežāk sastopamās parādības ir zibens (skatīt iepriekš) un ļoti iespaidīgās ziemeļu un dienvidu polārblāzmas (sk. arī AURORA). Turklāt īpaši interesanti ir varavīksne, gal, parhēlijs (viltus saule) un loki, vainags, oreols un Brokena spoki, mirāžas, Sv. Elmo uguns, mirdzoši mākoņi, zaļie un krepuskulārie stari. Varavīksne ir skaistākā atmosfēras parādība. Parasti šī ir milzīga arka, kas sastāv no daudzkrāsainām svītrām, kas tiek novērota, kad Saule apgaismo tikai daļu debess un gaiss ir piesātināts ar ūdens pilieniem, piemēram, lietus laikā. Daudzkrāsainie loki ir sakārtoti spektrālā secībā (sarkana, oranža, dzeltena, zaļa, zila, indigo, violeta), bet krāsas gandrīz nekad nav tīras, jo svītras pārklājas viena ar otru. Parasti varavīksnes fiziskās īpašības ievērojami atšķiras, un tāpēc tās ir ļoti dažādas pēc izskata. Viņu kopīga iezīme ir tas, ka loka centrs vienmēr atrodas uz taisnas līnijas, kas novilkta no Saules līdz novērotājam. Galvenā varavīksne ir loka, kas sastāv no spilgtākajām krāsām - sarkana no ārpuses un violeta no iekšpuses. Dažreiz ir redzams tikai viens loks, bet bieži vien galvenās varavīksnes ārpusē parādās sānu loks. Tam nav tik spilgtas krāsas kā pirmajai, un sarkanās un purpursarkanās svītras tajā mainās vietām: sarkanā atrodas iekšpusē. Galvenās varavīksnes veidošanās ir izskaidrojama ar dubultu refrakciju (sk. arī OPTIKA) un vienu iekšējo staru atstarošanos saules gaisma(skat. 5. att.). Iekļūstot ūdens pilē (A), gaismas stars tiek lauzts un sadalīts, it kā iziet caur prizmu. Tad tas sasniedz pilienam pretējo virsmu (B), atstarojas no tā un atstāj pilienu ārpusē (C). Šajā gadījumā gaismas stars tiek lauzts otro reizi, pirms tas sasniedz novērotāju. Sākotnējais baltais stars sadalās staros dažādas krāsas ar novirzes leņķi 2°. Veidojot sekundāro varavīksni, notiek saules staru dubultā refrakcija un dubultā atstarošana (sk. 6. att.). Šajā gadījumā gaisma tiek lauzta, iekļūstot pilē caur tā apakšējo daļu (A), un atstarojas no piliena iekšējās virsmas vispirms punktā B, tad punktā C. Punktā D gaisma tiek lauzta, atstājot pilienu novērotāja virzienā.

Saullēktā un saulrietā novērotājs redz varavīksni loka formā, kas vienāda ar pusi apļa, jo varavīksnes ass ir paralēla horizontam. Ja Saule atrodas augstāk virs horizonta, varavīksnes loks ir mazāks par pusi no apkārtmēra. Kad Saule paceļas virs 42° virs horizonta, varavīksne pazūd. Visur, izņemot augstos platuma grādus, varavīksne nevar parādīties pusdienlaikā, kad Saule ir pārāk augstu. Interesanti ir novērtēt attālumu līdz varavīksnei. Lai gan šķiet, ka daudzkrāsains loks atrodas vienā plaknē, tā ir ilūzija. Patiesībā varavīksnei ir milzīgs dziļums, un to var iedomāties kā doba konusa virsmu, kura augšpusē atrodas novērotājs. Konusa ass savieno Sauli, novērotāju un varavīksnes centru. Novērotājs izskatās it kā gar šī konusa virsmu. Divi cilvēki nekad nevar redzēt tieši tādu pašu varavīksni. Protams, jūs varat novērot būtībā vienu un to pašu efektu, taču abas varavīksnes ieņem dažādas pozīcijas un veido dažādas ūdens pilieni. Kad lietus vai aerosols veido varavīksni, pilns optiskais efekts tiek panākts, apvienojot visus ūdens pilienus, kas šķērso varavīksnes konusa virsmu ar novērotāju virsotnē. Katra piliena loma ir īslaicīga. Varavīksnes konusa virsma sastāv no vairākiem slāņiem. Ātri šķērsojot tos un izejot cauri virknei kritisko punktu, katrs piliens acumirklī sadala saules staru visā spektrā stingri noteiktā secībā - no sarkanā līdz violets. Daudzi pilieni tādā pašā veidā krustojas ar konusa virsmu, tādējādi varavīksne novērotājam šķiet nepārtraukta gan gar tās loku, gan pāri. Halos ir balti vai zaigojoši gaismas loki un apļi ap Saules vai Mēness disku. Tie rodas gaismas laušanas vai atstarošanas dēļ ar ledus vai sniega kristāliem atmosfērā. Kristāli, kas veido oreolu, atrodas uz iedomāta konusa virsmas ar asi, kas vērsta no novērotāja (no konusa augšdaļas) uz Sauli. Noteiktos apstākļos atmosfēra var būt piesātināta ar maziem kristāliem, no kuriem daudzas veido taisnu leņķi ar plakni, kas iet caur Sauli, novērotāju un šiem kristāliem. Šādas sejas atstaro ienākošos gaismas starus ar novirzi 22°, veidojot oreolu, kas iekšpusē ir sarkanīgs, bet var sastāvēt arī no visām spektra krāsām. Retāk sastopams oreols ar 46° leņķa rādiusu, kas atrodas koncentriski ap 22° halo. Tās iekšpusei ir arī sarkanīga nokrāsa. Iemesls tam ir arī gaismas laušana, kas šajā gadījumā notiek uz kristālu malām, veidojot taisnus leņķus. Šāda oreola gredzena platums pārsniedz 2,5°. Gan 46 grādu, gan 22 grādu halo parasti ir spilgtākie gredzena augšdaļā un apakšā. Retais 90 grādu halo ir vāji mirdzošs, gandrīz bezkrāsains gredzens, kam ir kopīgs centrs ar diviem citiem oreoliem. Ja tas ir krāsains, gredzena ārpusē būs sarkana krāsa. Šāda veida halo rašanās mehānisms nav pilnībā izprotams (7. att.).

Parhelia un loki. Parhelic aplis (vai viltus saules aplis) - balts gredzens centrēts zenīta punktā, iet cauri Saulei paralēli horizontam. Tās veidošanās iemesls ir saules gaismas atstarošana no ledus kristālu virsmu malām. Ja kristāli ir pietiekami vienmērīgi sadalīti gaisā, kļūst redzams pilns aplis. Parhēlijas jeb viltus saules ir spilgti gaismas plankumi, kas atgādina Sauli un veidojas parheliskā apļa krustošanās punktos ar oreoliem, kuru leņķa rādiuss ir 22°, 46° un 90°. Visbiežāk sastopamais un spilgtākais parhēlijs veidojas krustojumā ar 22 grādu oreolu, kas parasti ir iekrāsots gandrīz visās varavīksnes krāsās. Daudz retāk tiek novērotas viltus saules krustojumos ar 46 un 90 grādu oreoliem. Parhēliju, kas rodas krustojumos ar 90 grādu oreoliem, sauc par parantēliju vai viltus pretsaulēm. Dažreiz ir redzams arī antelis (pretsaule) - spilgts plankums, kas atrodas uz parhēlija gredzena tieši pretī Saulei. Tiek pieņemts, ka šīs parādības cēlonis ir dubultā iekšējā saules gaismas atstarošana. Atstarotais stars iet pa to pašu ceļu kā krītošais stars, bet pretējā virzienā. Gandrīz zenīta loks, ko dažreiz nepareizi sauc par 46 grādu oreola augšējo pieskares loku, ir 90° vai mazāks loks, kura centrs atrodas zenītā un atrodas aptuveni 46° virs Saules. Tas ir reti redzams un tikai dažas minūtes, tam ir spilgtas krāsas, sarkanā krāsa aprobežojas ar loka ārējo pusi. Gandrīz zenīta loka ir ievērojama ar savu krāsu, spilgtumu un skaidrām kontūrām. Vēl viens interesants un ļoti rets halo tipa optiskais efekts ir Lowitz loka. Tie rodas kā parhēlijas turpinājums krustpunktā ar 22 grādu oreolu, stiepjas no oreola ārējās puses un ir nedaudz ieliektas pret Sauli. Bālganās gaismas kolonnas, tāpat kā dažādi krusti, dažkārt ir redzamas rītausmā vai krēslā, īpaši polārajos reģionos, un var pavadīt gan Sauli, gan Mēnesi. Reizēm tiek novēroti Mēness oreoli un citi efekti, kas līdzīgi iepriekš aprakstītajiem, un visizplatītākā Mēness oreola (gredzens ap Mēnesi) leņķa rādiuss ir 22°. Tāpat kā viltus saules, var rasties viltus pavadoņi. Koronas jeb kroņi ir mazi koncentriski krāsu gredzeni ap Sauli, Mēnesi vai citiem spilgtiem objektiem, kas ik pa laikam tiek novēroti, kad gaismas avots atrodas aiz caurspīdīgiem mākoņiem. Korona rādiuss ir mazāks par oreola rādiusu un ir apm. 1-5°, zilais vai violetais gredzens atrodas vistuvāk Saulei. Korona rodas, kad gaismu izkliedē mazi ūdens pilieni, veidojot mākoni. Dažreiz vainags parādās kā gaismas plankums (vai halo), kas ieskauj Sauli (vai Mēnesi), kas beidzas ar sarkanīgu gredzenu. Citos gadījumos ārpus oreola ir redzami vismaz divi koncentriski gredzeni ar lielāku diametru, ļoti vāji krāsoti. Šo parādību pavada varavīksnes mākoņi. Dažreiz ļoti augstu mākoņu malām ir spilgtas krāsas.
Gloria (halos).Īpašos apstākļos notiek neparastas atmosfēras parādības. Ja Saule atrodas aiz novērotāja un tās ēna tiek projicēta uz tuvējiem mākoņiem vai miglas priekškaru, noteiktā atmosfēras stāvoklī ap cilvēka galvas ēnu var redzēt krāsainu gaismas apli - halo. Parasti šāds oreols veidojas sakarā ar gaismas atstarošanu no rasas pilieniem uz zāliena. Glorias diezgan bieži sastopamas arī ap ēnu, ko lidmašīna meta uz apakšējiem mākoņiem.
Brokenas spoki. Dažos zemeslodes apgabalos, kad novērotāja ēna, kas atrodas kalnā saullēktā vai saulrietā, atpaliek no viņa uz mākoņiem, kas atrodas nelielā attālumā, tiek atklāts pārsteidzošs efekts: ēna iegūst kolosālus izmērus. Tas notiek gaismas atstarošanas un laušanas dēļ ar sīkiem ūdens pilieniem miglā. Aprakstītā parādība tiek saukta par "Brokena spoku" pēc virsotnes Harca kalnos Vācijā.
Mirāžas- optiskais efekts, ko izraisa gaismas laušana, ejot cauri dažāda blīvuma gaisa slāņiem, un kas izteikts virtuāla attēla izskatā. Šajā gadījumā attāli objekti var izskatīties pacelti vai nolaisti attiecībā pret to faktisko stāvokli, kā arī var būt izkropļoti un iegūt neregulāras, fantastiskas formas. Mirāžas bieži tiek novērotas karstā klimatā, piemēram, virs smilšainiem līdzenumiem. Bieži sastopamas zemākas mirāžas, kad attāla, gandrīz līdzena tuksneša virsma iegūst atklāta ūdens izskatu, it īpaši, ja to skatās no neliela paaugstinājuma vai vienkārši atrodas virs sakarsēta gaisa slāņa. Šī ilūzija parasti rodas uz apsildāma asfalta ceļa, kas izskatās kā ūdens virsma tālu priekšā. Patiesībā šī virsma ir debesu atspulgs. Zem acu līmeņa šajā “ūdenī” var parādīties objekti, parasti apgriezti otrādi. Virs apsildāmās zemes virsmas veidojas “gaisa slāņa kūka”, kur zemei ​​vistuvāk esošais slānis ir karstākais un tik retināts, ka caur to ejošie gaismas viļņi tiek izkropļoti, jo to izplatīšanās ātrums mainās atkarībā no vides blīvuma. . Augšējās mirāžas ir retāk sastopamas un gleznainākas nekā apakšējās. Tāli objekti (bieži atrodas aiz jūras horizonta) debesīs parādās otrādi, un dažreiz augšā parādās arī tā paša objekta vertikāls attēls. Šī parādība ir raksturīga aukstajos reģionos, īpaši, ja ir ievērojama temperatūras inversija, kad virs aukstāka slāņa ir siltāks gaisa slānis. Šis optiskais efekts izpaužas kā sarežģītas gaismas viļņu frontes izplatīšanās shēmas gaisa slāņos ar neviendabīgu blīvumu. Ik pa laikam notiek ļoti neparastas mirāžas, īpaši polārajos reģionos. Kad mirāžas notiek uz zemes, koki un citas ainavas sastāvdaļas ir apgrieztas otrādi. Visos gadījumos augšējās mirāžās objekti ir redzami skaidrāk nekā apakšējās. Ja divu gaisa masu robeža ir vertikāla plakne, dažreiz tiek novērotas sānu mirāžas.
Svētā Elmo uguns. Dažas optiskās parādības atmosfērā (piemēram, mirdzums un visizplatītākā meteoroloģiskā parādība- zibens) pēc būtības ir elektriski. Daudz retāk sastopamas St. Elmo ugunis – gaiši zilas vai purpursarkanas otas garumā no 30 cm līdz 1 m vai vairāk, parasti uz mastu galotnēm vai kuģu pagalmu galos jūrā. Dažkārt šķiet, ka visa kuģa takelāža ir klāta ar fosforu un spīd. Svētā Elmo uguns dažreiz parādās kalnu virsotnēs, kā arī augstu ēku smailēs un asos stūros. Šī parādība ir otu elektriskās izlādes elektrisko vadītāju galos, kad elektriskā lauka stiprums atmosfērā ap tiem ievērojami palielinās. Will-o'-the-wisps ir vājš zilgans vai zaļgans mirdzums, kas dažreiz tiek novērots purvos, kapsētās un kriptās. Tie bieži izskatās kā sveces liesma, kas pacelta apmēram 30 cm virs zemes, klusi deg, nedod siltumu un mirkli lidinās virs objekta. Gaisma šķiet pilnīgi netverama un, kad novērotājs tuvojas, šķiet, ka tā pārvietojas uz citu vietu. Šīs parādības iemesls ir organisko atlieku sadalīšanās un purva gāzes metāna (CH4) vai fosfīna (PH3) spontāna sadegšana. Will-o'-the-wisps ir dažādas formas, dažreiz pat sfērisks. Zaļais stars - smaragdzaļas saules gaismas uzplaiksnījums brīdī, kad pēdējais Saules stars pazūd aiz horizonta. Saules gaismas sarkanā sastāvdaļa pazūd vispirms, visas pārējās seko secībā, un pēdējā paliek smaragdzaļā. Šī parādība notiek tikai tad, ja virs horizonta paliek tikai pati Saules diska mala, pretējā gadījumā rodas krāsu sajaukums. Krepuskulārie stari ir atšķirīgi saules gaismas stari, kas kļūst redzami, jo tie apgaismo putekļus augstajos atmosfēras slāņos. Mākoņu ēnas veido tumšas svītras, un stari izplatās starp tām. Šis efekts rodas, kad Saule atrodas zemu pie horizonta pirms rītausmas vai pēc saulrieta.

Atmosfēra (no grieķu valodas ατμός — “tvaiks” un σφαῖρα — “sfēra”) ir debess ķermeņa gāzes apvalks, ko ap to notur gravitācija. Atmosfēra ir planētas gāzveida apvalks, kas sastāv no dažādu gāzu, ūdens tvaiku un putekļu maisījuma. Atmosfēra apmainās ar vielu starp Zemi un Kosmosu. Zeme saņem kosmiskos putekļus un meteorītu materiālus un zaudē vieglākās gāzes: ūdeņradi un hēliju. Zemes atmosfēru cauri un cauri iekļūst spēcīgs Saules starojums, kas nosaka planētas virsmas termisko režīmu, izraisot atmosfēras gāzu molekulu disociāciju un atomu jonizāciju.

Zemes atmosfērā ir skābeklis, ko vairums dzīvo organismu izmanto elpošanai, un oglekļa dioksīds, ko fotosintēzes laikā patērē augi, aļģes un zilaļģes. Atmosfēra ir arī planētas aizsargslānis, kas pasargā tās iedzīvotājus no saules ultravioletā starojuma.

Visiem masīvajiem ķermeņiem – planētām – ir atmosfēra. zemes tips, gāzes giganti.

Atmosfēras sastāvs

Atmosfēra ir gāzu maisījums, kas sastāv no slāpekļa (78,08%), skābekļa (20,95%), oglekļa dioksīda (0,03%), argona (0,93%), neliela daudzuma hēlija, neona, ksenona, kriptona (0,01%), 0,038% oglekļa dioksīda, un neliels daudzumsūdeņradis, hēlijs, citas cēlgāzes un piesārņotāji.

Mūsdienu Zemes gaisa sastāvs tika izveidots pirms vairāk nekā simts miljoniem gadu, taču strauji pieaugošā cilvēka ražošanas aktivitāte tomēr noveda pie tā izmaiņām. Pašlaik CO 2 saturs palielinās par aptuveni 10-12%. Atmosfērā esošās gāzes pilda dažādas funkcionālās lomas. Taču šo gāzu galveno nozīmi galvenokārt nosaka tas, ka tās ļoti spēcīgi absorbē starojuma enerģiju un tādējādi būtiski ietekmē Zemes virsmas un atmosfēras temperatūras režīmu.

Sākotnējais sastāvs Planētas atmosfēra parasti ir atkarīga no saules ķīmiskajām un temperatūras īpašībām planētu veidošanās laikā un pēc tam izplūstot ārējās gāzes. Tad gāzes apvalka sastāvs attīstās dažādu faktoru ietekmē.

Veneras un Marsa atmosfēra galvenokārt sastāv no oglekļa dioksīda ar nelielām slāpekļa, argona, skābekļa un citu gāzu piedevām. Zemes atmosfēra lielākoties ir tajā dzīvojošo organismu produkts. Zemas temperatūras gāzu milži - Jupiters, Saturns, Urāns un Neptūns - var aizturēt galvenokārt zemas molekulmasas gāzes - ūdeņradi un hēliju. Augstas temperatūras gāzes giganti, piemēram, Osiris vai 51 Pegasi b, gluži pretēji, nespēj to noturēt un to atmosfēras molekulas ir izkliedētas telpā. Šis process notiek lēni un pastāvīgi.

slāpeklis, Visizplatītākā gāze atmosfērā, tā ir ķīmiski neaktīva.

Skābeklis, atšķirībā no slāpekļa, ir ķīmiski ļoti aktīvs elements. Skābekļa īpašā funkcija ir heterotrofu organismu organisko vielu, iežu un nepietiekami oksidētu gāzu oksidēšana, ko atmosfērā izdala vulkāni. Bez skābekļa nenotiktu mirušo organisko vielu sadalīšanās.

Atmosfēras struktūra

Atmosfēras struktūra sastāv no divām daļām: iekšējās - troposfēras, stratosfēras, mezosfēras un termosfēras jeb jonosfēras, bet ārējās - magnetosfēras (eksosfēras).

1) Troposfēra– tā ir atmosfēras apakšējā daļa, kurā koncentrējas 3/4 t.i.. ~ 80% no visas Zemes atmosfēras. Tās augstumu nosaka zemes virsmas un okeāna sasilšanas radīto vertikālo (augšupējo vai lejupejošo) gaisa plūsmu intensitāte, tāpēc troposfēras biezums pie ekvatora ir 16–18 km, mērenā platuma grādos 10–11 km, un stabos – līdz 8 km. Gaisa temperatūra troposfērā augstumā pazeminās par 0,6ºС uz katriem 100 m un svārstās no +40 līdz -50ºС.

2) Stratosfēra atrodas virs troposfēras un tā augstums ir līdz 50 km no planētas virsmas. Temperatūra augstumā līdz 30 km ir nemainīga -50ºС. Tad tas sāk celties un 50 km augstumā sasniedz +10ºС.

Biosfēras augšējā robeža ir ozona ekrāns.

Ozona slānis ir atmosfēras slānis stratosfērā, kas atrodas plkst dažādi augstumi no Zemes virsmas un ar maksimālo ozona blīvumu 20-26 km augstumā.

Ozona slāņa augstums pie poliem tiek lēsts 7-8 km, pie ekvatora 17-18 km, un maksimālais augstums ozona klātbūtne – 45-50 km. Saules skarbā ultravioletā starojuma dēļ dzīvība virs ozona vairoga nav iespējama. Ja jūs saspiežat visas ozona molekulas, jūs iegūsit ~ 3 mm slāni ap planētu.

3) Mezosfēra– šī slāņa augšējā robeža atrodas līdz 80 km augstumam. Tās galvenā iezīme ir straujš temperatūras kritums -90ºС pie augšējās robežas. Šeit tiek reģistrēti noktilucenti mākoņi, kas sastāv no ledus kristāliem.

4) jonosfēra (termosfēra) - atrodas līdz 800 km augstumam, un to raksturo ievērojams temperatūras pieaugums:

150 km temperatūra +240ºС,

200 km temperatūra +500ºС,

600 km temperatūra +1500ºС.

Saules ultravioletā starojuma ietekmē gāzes atrodas jonizētā stāvoklī. Jonizācija ir saistīta ar gāzu mirdzumu un polārblāzmu parādīšanos.

Jonosfērai ir iespēja atkārtoti atspoguļot radioviļņus, kas nodrošina liela attāluma radiosakarus uz planētas.

5) Eksosfēra– atrodas virs 800 km un stiepjas līdz 3000 km. Šeit temperatūra ir virs 2000ºС. Gāzes kustības ātrums tuvojas kritiskajam ~ 11,2 km/sek. Dominējošie atomi ir ūdeņradis un hēlijs, kas ap Zemi veido gaišu vainagu, kas stiepjas līdz 20 000 km augstumam.

Atmosfēras funkcijas

1) Termoregulācijas - laika apstākļi un klimats uz Zemes ir atkarīgi no siltuma un spiediena sadalījuma.

2) Dzīvības uzturēšana.

3) Troposfērā notiek globālas vertikālas un horizontālas gaisa masu kustības, kas nosaka ūdens ciklu un siltuma apmaiņu.

4) Gandrīz visus virsmas ģeoloģiskos procesus izraisa atmosfēras, litosfēras un hidrosfēras mijiedarbība.

5) Aizsargājošs - atmosfēra aizsargā zemi no kosmosa, saules starojuma un meteorītu putekļiem.

Atmosfēras funkcijas. Bez atmosfēras dzīvība uz Zemes nebūtu iespējama. Cilvēks dienā patērē 12-15 kg. gaisu, ik minūti ieelpojot no 5 līdz 100 litriem, kas ievērojami pārsniedz vidējo ikdienas vajadzību pēc pārtikas un ūdens. Turklāt atmosfēra droši aizsargā cilvēku no briesmām, kas viņu apdraud no kosmosa: tā neļauj meteorītiem iziet cauri, kosmiskais starojums. Bez ēdiena cilvēks var dzīvot piecas nedēļas, bez ūdens – piecas dienas, bez gaisa – piecas minūtes. Normālai cilvēka dzīvei ir nepieciešams ne tikai gaiss, bet arī zināma tā tīrība. No gaisa kvalitātes ir atkarīga cilvēku veselība, floras un faunas stāvoklis, būvkonstrukciju un konstrukciju izturība un izturība. Piesārņots gaiss ir postošs ūdeņiem, zemei, jūrām un augsnēm. Atmosfēra nosaka gaismu un regulē zemes termiskos režīmus, veicina siltuma pārdali uz globuss. Gāzes apvalks aizsargā Zemi no pārmērīgas dzesēšanas un sildīšanas. Ja mūsu planētu neielenktu gaisa apvalks, tad vienas dienas laikā temperatūras svārstību amplitūda sasniegtu 200 C. Atmosfēra glābj visu uz Zemes dzīvojošo no postošajiem ultravioletajiem, rentgena un kosmiskajiem stariem. Gaismas izplatīšanā lielu lomu spēlē atmosfēra. Tās gaiss sadala saules starus miljonos mazos staros, izkliedē tos un rada vienmērīgu apgaismojumu. Atmosfēra kalpo kā skaņu diriģents.