Специфика освоения геопространства вне биосферы

Для мезосферы характерно повышение температуры с высотой. Максимальная температура (около +50°C) отмечается на высоте примерно 60 км, а далее с увеличением высоты температура снижается до −70° или −80°C. Понижение температуры обусловлено энергичным поглощением озоном солнечной радиации (излучения).

В мезосфере чаще всего ветер дует вдоль широтных кругов; зимой ветер западный, летом - восточный. Haибольшая скорость ветра образуется на высоте 60-70 км. Летом скорость ветра составляет 50-60 м/с, а зимой - 70-80 м/с.

Летом на высотах 78-93 км в средних и высоких широтах возникают серебристые облака, которые состоят из ледяных кристалликов, так как на этих высотах чрезвычайно низкие температуры воздуха. Форма серебристых облаков свидетельствует, что на этих высотах существуют волны с длиной до нескольких десятков километров, а также крупные квазистандартные вихревые образования.

Мезосфера имеет такой же газовый состав, как и атмосферные слои, расположенные ниже нее. Газовый состав постоянный и состоит из 80% азота и 20% кислорода. Мезосфера отделяется мезопаузой от вышележащей ионосферы. Мезопауза, в основном, соответствует турбопаузе. В мезосфере метеоры начинают светиться и полностью сгорают.

В мезосфере воздух слишком разрежен (плотность воздуха на уровне моря в тысячу раз превышает таковую на высоте около 50 км), поэтому условия в мезосфере не пригодны для полётов летательных аппаратов. Разряженный воздух не может поддерживать самолёты или аэростаты, а для запуска искусственных спутников на такую низкую орбиту воздух слишком плотный.

Иногда летом в сумеречном небе можно наблюдать редкое и живописное атмосферное явление – серебристые, или мезосферные, облака. Как несложно понять из названия, возникают они в мезосфере на высоте 80-85 км над земной поверхностью и потому являются самыми высокими облаками в атмосфере.

 

Их можно увидеть обычно в летние месяцы и только тогда, когда они освещены солнцем из-за горизонта, а более низкие слои атмосферы, чем мезосфера, в это время находятся в земной тени. Впервые о серебристых облаках стало известно в 1885 году, после того, как их наблюдали Т. Бэкхаус в Германии и профессор Московского университета Витольд Цераский.

До сих пор об этом явлении немногое известно. Так, пока не ясна природа серебристых облаков, однако известно, что они состоят преимущественно изо льда. Кроме того, точно не ясно, каким образом возникают серебристые облака. Согласно одной из гипотез, летом водяной пар попадает в пограничный слой между мезосферой и термосферой. Там пар вымерзает, и появляются серебристые облака. А по другой гипотезе, водяной пар образуется, когда атомы водорода, летящие к Земле от Солнца, взаимодействуют с атомами кислорода верхних слоев атмосферы.

Интересно, что серебристые облака – это один из основных источников информации о движении воздушных масс в верхних слоях атмосферы. Это так, поскольку эти облака передвигаются крайне быстро – приблизительно со скоростью 100 м/сек.

 

 

3. Термосфера

 

Термосфе́ра — слой атмосферы, следующий за мезосферой. Начинается на высоте 80—90 км и простирается до 800 км. Температура воздуха в термосфере колеблется на разных уровнях, быстро и разрывно возрастает и может варьировать от 200 К до 2000 К, в зависимости от степени солнечной активности. Причиной является поглощение ультрафиолетового излучения Солнца на высотах 150—300 км, обусловленное ионизацией атмосферного кислорода. В нижней части термосферы рост температуры в сильной мере обусловлен энергией, выделяющейся при объединении (рекомбинации) атомов кислорода в молекулы (при этом в энергию теплового движения частиц превращается энергия солнечного УФ-излучения, поглощённая ранее при диссоциации молекул O2). На высоких широтах важный источник теплоты в термосфере — джоулево тепло, выделяемое электрическими токами магнитосферного происхождения. Этот источник вызывает значительный, но неравномерный разогрев верхней атмосферы в приполярных широтах, особенно во время магнитных бурь.

 

Из-за крайней разреженности воздуха полёты выше линии Кармана возможны только по баллистическим траекториям. Все пилотируемые орбитальные полёты (кроме полётов к Луне) проходят в термосфере, преимущественно на высотах от 200 до 500 км — ниже 200 км сильно сказывается тормозящее действие воздуха, а выше 500 км простираются радиационные пояса, оказывающие на людей вредное действие.

Беспилотные спутники тоже по большей части летают в термосфере — вывод спутника на более высокую орбиту требует бо́льших затрат энергии, кроме того, для многих целей (например, для дистанционного зондирования Земли) малая высота предпочтительнее.

Высокая температура воздуха в термосфере не страшна летательным аппаратам, поскольку из-за сильной разреженности воздуха он практически не взаимодействует с обшивкой летательного аппарата, то есть плотности воздуха недостаточно для того, чтобы нагреть физическое тело, так как количество молекул очень мало и частота их столкновений с обшивкой судна (соответственно и передачи тепловой энергии) невелика. Исследования термосферы проводятся также с помощью суборбитальных геофизических ракет.

В термосфере наблюдаются полярные сияния. В высоких широтах во время возмущений магнитного поля наблюдаются полярные сияния. Они могут продолжаться несколько минут, но часто видимы в течение нескольких часов. Полярные сияния сильно различаются по форме, цвету и интенсивности, причем все эти характеристики иногда очень быстро меняются во времени. Спектр полярных сияний состоит из эмиссионных линий и полос. В спектре сияний усиливаются некоторые из эмиссий ночного неба, прежде всего зеленая и красная линии l 5577 Å и l 6300 Å кислорода. Бывает, что одна из этих линий во много раз интенсивнее другой, и это определяет видимый цвет сияния: зеленый или красный. Возмущения магнитного поля сопровождаются также нарушениями радиосвязи в полярных районах. Причиной нарушения являются изменения в ионосфере, которые означают, что во время магнитных бурь действует мощный источник ионизации. Установлено, что сильные магнитные бури происходят при наличии вблизи центра солнечного диска больших групп пятен. Наблюдения показали, что бури связаны не с самими пятнами, а с солнечными вспышками, которые появляются во время развития группы пятен.

 

Полярные сияния – это световая гамма изменяющейся интенсивности с быстрыми движениями, наблюдаемая в высокоширотных районах Земли. Визуальное полярное сияние содержит зеленую 5577Å) и красную (6300/6364Å) эмиссионные линии атомарного кислорода и молекулярные полосы N2, которые возбуждаются энергичными частицами солнечного и магнитосферного происхождения. Эти эмиссии обычно высвечиваются на высоте около 100 км и выше. Термин оптическое полярное сияние используется для обозначения визуальных полярных сияний и их эмиссионного спектра от инфракрасной до ультрафиолетовой области. Энергия излучения в инфракрасной части спектра существенно превосходит энергию видимой области. При появлении полярных сияний наблюдались эмиссии в диапазоне УНЧ (< 30 кГц), включая УНЧ-хоры и УНЧ-шипения. Термин радиоаврора используется для обозначения авроральной активности, создающей неоднородности ионизации, ориентированные вдоль силовых линий поля на авроральных высотах, которые являются причиной обратного рассеяния радиоволн.

 

 

4. Ионосфера

 

Ионосфера - сильно ионизированные, т.е. содержащие большое число электронов и ионов, слои атмосферы. Ионизация атмосферы вызывается воздействием Солнца, главным образом его ультрафиолетовым излучением. Степень ионизации меняется с высотой не монотонно: с ростом высоты ионизация сначала повышается, затем, достигнув некоторого максимума, начинает уменьшаться, после чего, достигнув минимального значения, снова увеличивается, достигает максимума и т.д. Ионосферу можно считать состоящей из нескольких отдельных ионизированных слоев. На большой высоте, где ультрафиолетовое излучение Солнца еще не ослаблено поглощением в атмосфере, лежит сильно ионизированный слой, а ниже - более слабо ионизированные слои.

Ионосфера играет существенную роль при распространении радиоволн, особенно средне- и коротковолнового диапазонов. В результате преломлении радиоволн в ионосфере в отдельных ее слоях происходит сильное искривление путей их распространения, так что волны, не достигшие той высоты, на которой находится максимум ионизации данного слоя, настолько изменяют направление, что снова возвращаются к поверхности Земли. При этом слои ионосферы, лежащие на разной высоте, неодинаково влияют на распространение волн различной длины.

Самый нижний слой ионосферы - слой D - лежит на высоте примерно 60-90 км над Землей. Днем концентрация электронов в нем достигает около 1•103 электронов в 1см3 (ночью этот слой исчезает). Слой D играет существенную роль, главным образом, при распространении длинных волн, вызывая заметное их поглощение, обусловленное частными соударениями электронов с молекулами атмосферы, плотность которой на высотах этого слоя еще значительна.

Следующий слой E, расположенный на высоте 100-120 км (концентрация электронов 1•103 в 1см3), влияет на распространение средних волн, вызывая их преломление и заставляя их следовать за кривизной Земли. В дневные часы, когда ионизация выше, слой E иногда влияет и на распространение коротких волн.

Примерно на высоте слоя E нерегулярно появляется и исчезает более сильно ионизированный слой, названный спорадическим слоем Es (он был обнаружен М.Л.Бонч-Бруевичем в 1934 г.). Ионизация слоя может достигать таких больших значений, что он вызывает отражение не только коротких, но и ультракоротких (метровых) волн.

Выше слоя E лежит еще более сильно ионизированная область, имеющая максимумы ионизации на высотах 180-220 км (слой F1) и 200-500 км (слой F2). Первый максимум (слой F1) отчетливо наблюдается только днем в летние месяцы, концентрация электронов в нем достигает 5•105 на 1см3. Максимальная концентрация электронов в слое F2 составляет примерно 2•106 на 1см3. Короткие волны, достигнув этих слоев, преломляются в них и снова возвращаются на Землю, часто на очень большом расстоянии от передающей радиостанции. Поскольку коэффициент преломления в ионосфере уменьшается с увеличением частоты волн (укорочением волны), ультракороткие волны не испытывают в ионосфере заметного преломления. Только лежащие в длинноволновой части этого диапазона волны (6-10 м) заметно преломляются в ионосфере при наличии сильной ионизации, например в спорадическом слое Es.

Поскольку ионизация атмосферы вызывается воздействием Солнца, то степень ионизации и высота, на которой лежат ее максимумы, для различных слоев ионосферы существенно зависят от времени суток и года, а также от уровня солнечной активности. Наиболее сильна эта зависимость для слоя F2, определяющего условия распространения коротких волн; вследствие этого особенно сильно изменяются в течение суток и в течение года условия дальнего приема коротких волн.

 

 

5. Экзосфера

 

Экзосфера (сфера рассеяния) - внешний, наиб, разряжённый слой верх, атмосферы Земли (см. Атмосфера верхняя ),в к-ром длины свободного пробега частиц так велики, что они могут диссипировать (рассеиваться) в межпланетное пространство, если их тепловая скорость превышает параболическую (вторую космическую) -469-512_07-30.jpg Вблизи основания Э. 469-512_07-31.jpg Быстрее всего диссипируют атомы H и Не; скорость диссипации увеличивается с ростом темп-ры. Рассеяние частиц компенсируется их поступлением в Э. снизу из термосферы.

В зависимости от абс. величин и направлений скоростей, приобретённых диссипирующими частицами при их последнем соударении с др. частицами, они могут двигаться по параболич., гиперболич. или эллиптич. траекториям. При движении по эллиптич. орбитам частицы возвращаются в Э., а при др. типах траекторий - уходят в космос. Ниж. граница Э. в период пониженной солнечной активности находится на высоте ~ 450-500 км, а в период повышенной - до 750 км. Верх, граница Э. (т. н. геокорона) отстоит от Земли на неск. тысяч км (иногда геокороной наз. всю Э.).

Средняя плотность вблизи основания Э. ~10-15 - 10-16 г/см3, причём над освещённой Солнцем (дневной) стороной Земли она в неск. раз выше, чем над неосвещённой (ночной). Под действием космич. лучей, УФ- и рентг. излучения Солнца атм. газы в Э. ионизуются. У начала Э. отношение концентраций заряженных и нейтральных частиц близко к 1, а в верх, половине Э. газ почти полностью ионизован. Ионизованные частицы могут длительное время удерживаться магн. полем Земли, тогда как время нахождения внутри Э. нейтральных атомов H и Не ограничено фотоионизацией. Нижняя и средняя части Э. в осн. состоят из атомов О, H и Не; с увеличением высоты быстро растёт относит, концентрация лёгких газов. При низком уровне солнечной активности Э. выше 1500- 2000 км почти полностью состоит из ионов H, а при высоком - из ионов Не и H. В зависимости от уровня солнечной активности газокинетич. темп-pa Э. ~1500- 3000 К (чем выше активность, тем выше темп-pa); темп-ра слабо растёт с высотой.

 

 

6. Магнитосфера

 

Магнитосфера -  область пространства, окружающего планету, в котором магнитное поле планеты преобладает над солнечным ветром и управляет поведением плазмы (заряженных частиц) внутри него. Граница магнитосферы называется магнитопаузой, вне которой находится турбулентная магнитная область, называемая магнитной оболочкой. По направлению от планеты солнечный поток вытягивает магнитосферу в длинный конусообразный магнитный хвост. Меркурий, Земля и гигантские планеты имеют магнитосферы. Магнитосфера Земли содержит пояса  Ван Аллена, состоящие из заряженных частиц.

Магнитосфера — это область, в которой может быть обнаружено магнитное попе Земли. Она была бы симметричной, если бы не было электрически заряженных частиц от Солнца, которые искажают ее форму в виде слезы. Частицы встречаются с магнитным полем Земли на границе ударного фронта. За ней есть область турбулентности, а внутри турбулентной области находится магнитопауза, граница магнитного поля. Пояса Ван Аллена (3) — это две зоны радиации в магнитопаузе. Внутренний пояс состоит из частиц высокой энергии, производимой космическими лучами, а внешний пояс — из солнечных электронов.

 

 

3. Нижние слои литосферы

 

Литосфера – каменная оболочка Земли, включающая земную кору и часть верхней мантии, простирается до атеносферы и имеет мощность 150-200 км.

В состав биосферы входит земная кора, включая осадочный, «гранитный», «базальтовый» слои, которые и отделяются от верхней мантии границей биосферы.