Размеры атмосферы. Размер атмосферы земли. Природный газовый состав атмосферного воздуха и воздействие некоторых его компонентов на здоровье человека

Выйдите на улицу тёмной безлунной ночью. Посмотрите наверх. Если это декабрь или январь, обратите внимание на Бетельгейзе, горящую красным светом на плече Ориона, и Ригель, ярко-голубую звезду у его колена. Через месяц в созвездии Возничий появится жёлтая Капелла.

Если это июль, отыщите Вегу, голубой сапфир Лиры, или Антарес, оранжево-красное сердце Скорпиона.

Зелёных звёзд нет! В любое время года в небе можно обнаружить разные звёзды. Большинство выглядят белыми, но у самых ярких проявляется цвет. Красный, оранжевый, жёлтый, голубой – почти все цвета радуги… Но, погодите-ка, а где же зелёные? Разве не должны мы видеть и такие?

Нет. Это очень частый вопрос, и никаких зелёных звёзд мы не видим. И вот, почему.

Возьмите паяльную лампу (можно мысленно) и разогрейте брусок железа. Сначала он будет светиться красным, потом оранжевым, потом бело-голубым. Потом он расплавится. Лучше использовать прихватку.

Почему он светится? Любое вещество температуры выше абсолютного нуля (около -273 °C) испускает свет. Количество света и длина его волны зависит от температуры. Чем теплее объект, тем короче длина волны.

Холодные объекты излучают радиоволны. Очень горячие излучают ультрафиолет или рентгеновские лучи. В очень узком диапазоне температур горячие объекты будут испускать видимый свет, длины волн грубо от 300 нм до 700 нм.

Необходимо учесть, что объекты не испускают свет на одной длине волны. Они испускают фотоны в диапазоне длин волн. Если бы вы использовали некий детектор, чувствительный к длинам волн света, излучаемого объектом, а затем построили бы количество этих волн на графике, то получили бы кривобокий график под названием «характеристика излучения чёрного тела» (почему он так называется, неважно, но если вам интересно, можете поискать. Только включите фильтр поисковой выдачи. Серьёзно). Она немного похожа на колокол кривой нормального распределения, но на малых длинах волн она падает быстрее, а на больших – медленнее.

Вот примеры нескольких кривых для различных температур:

По оси х откладывается длина волны (или цвет, если хотите), и для справки на график наложен спектр видимых цветов. Можно отметить характерную колоколообразную форму. У горячих объектов пик смещается влево, к более коротким волнам.

У объекта температурой 4500 Кельвинов (порядка 4200 °C) пик находится в оранжевой части спектра. Разогрейте его до 6000 К (примерно температура Солнца, 5700 °C), и пик переместится в зелёно-голубую область. Разогрейте ещё, и пик переместиться в голубую область, или ещё дальше, к более коротким длинам волн. Самые горячие звёзды излучают большую часть света в ультрафиолете, на более коротких волнах, чем те, что мы видим невооружённым глазом.

Хм, секундочку. Если у Солнца пик находится в зелёно-голубой области, почему оно не выглядит зелёно-голубым? Это ключевой вопрос. Всё дело в том, что хотя пик приходится на зелёно-голубую область, оно испускает свет и других цветов.

Посмотрите на график объекта с температурой, близкой к солнечной. Пик приходится на зелёно-голубую область, поэтому большая часть фотонов испускается там. Но испускаются и синие, и красные фотоны. Глядя на Солнце, мы видим все эти цвета разом. Наши глаза смешивают их и выдают один цвет – белый. Да, белый. Некоторые говорят, что Солнце жёлтое, но если бы оно реально было жёлтым, тогда облака и снег тоже были бы жёлтыми (весь снег целиком, а не только та часть у вас во дворе, где гуляет собака).

Поэтому Солнце не выглядит зелёным. Но можем ли мы поиграться с температурой, чтобы получить зелёную звезду? Может быть, такую, которая чуть теплее или холоднее Солнца?

Оказывается, что не можем. Более тёплая звезда будет выдавать больше голубого цвета, а холодная – больше красного, и в любом случае наши глаза не увидят там зелёного. Вину за это нужно возлагать не на звёзды (не полностью, по крайней мере), а на нас самих.

В наших глазах есть светочувствительные клетки, колбочки и палочки. Палочки – это датчики яркости, они не различают цветов. Колбочки видят цвета, и их бывает три вида: чувствительные к красному, синему и зелёному. Когда на них падает цвет, каждая возбуждается по-разному: красный цвет возбуждает красные колбочки, а синие и зелёные остаются к нему равнодушными.

Большинство объектов не излучают и не отражают единственный цвет, поэтому колбочки возбуждаются все сразу, но в разной степени. К примеру, апельсин возбуждает красные колбочки в два раза сильнее зелёных, и оставляет синие в покое. Когда мозг получает сигнал от трёх колбочек, он говорит: «Наверно, это оранжевый объект». Если зелёные колбочки видят столько же света, сколько красные, а синие ничего не видят, мы интерпретируем цвет, как жёлтый. И так далее.

Поэтому, единственный способ для звезды выглядеть зелёной – это излучать только зелёный свет. Но из графика выше видно, что это невозможно. Любая звезда, испускающая зелёный, будет испускать также довольно много красного и голубого, что сделает её белой. Изменение температуры звезды превратит её в оранжевую, жёлтую, красную или голубую, но зелёную сделать не получится. Наши глаза просто не увидят её такой.

Поэтому зелёных звёзд не бывает. Излучаемые звёздами цвета и то, как наши глаза интерпретируют их, гарантирует это.

Но меня это не беспокоит. Если вы посмотрите в телескоп и увидите сияющую Вегу или румяный Антарес, или тёмно-оранжевый Арктур, вас это тоже не будет сильно волновать. Звёзды бывают не всех цветов, но их достаточно, и благодаря этому они удивительно прекрасны.

Звезды не отражают свет, как это делают планеты и их спутники, а излучают его. Причем ровно и постоянно. А мигание, видимое на Земле, возможно, вызвано наличием разнообразных микрочастиц в космосе, которые, попадая в световой луч, прерывают его.

Самая яркая звезда, с точки зрения землян

Со школьной скамьи известно, что Солнце - это звезда. С нашей планеты - это а по меркам Вселенной - чуть меньше средней и по размерам, и по яркости. Огромное количество звезд крупнее Солнца, но их значительно меньше.

Звездная градация

Разделять небесные светила по величине начали еще древнегреческие астрономы. Под понятием «величина» и тогда, и сейчас имеют в виду яркость свечения звезды, а не ее физическую величину.

Различаются звезды и по длине излучения. По спектру волн, а он, действительно, разнообразен, астрономы могут рассказать о химическом составе тела, температуре и даже удаленности.

Ученые спорят

Не одно десятилетие длится полемика по вопросу «почему звезды светят». Единого мнения до сих пор нет. Трудно поверить даже физикам-ядерщикам, что происходящие в звездном теле реакции, могут выделять такое огромное количество энергии, причем не останавливаясь.

Проблема проходящего в звездах, занимает ученых очень давно. Астрономы, физики, химики предпринимали попытки выяснить, что дает толчок к извержению тепловой энергии, которое сопровождается ярким излучением.

Химики полагают, что свет далекой звезды - это последствия экзотермической реакции. Она завершается выбросом значительного количества тепла. Физики утверждают, что в теле звезды не может проходить химических реакций. Ибо ни одна из них не способна идти безостановочно миллиарды лет.

Ответ на вопрос «почему звезды светят» стал немного ближе после открытия Менделеевым таблицы элементов. Теперь абсолютно по-новому стали рассматриваться химические реакции. В результате экспериментов были получены новые радиоактивные элементы, и теория радиоактивного распада становится версией номер один в бесконечном споре о свечениях звезд.

Современная гипотеза

Свет далекой звезды не давал «уснуть» Сванте Аррениусу - шведскому ученому. В начале прошлого века он перевернул идею излучения звездами тепла, разработав концепцию Она состояла в следующем. Основной источник энергии в теле звезды - атомы водорода, постоянно участвующие в химических реакциях друг с другом, образуют гелий, который значительно тяжелее своего предшественника. Процессы превращения происходят из-за давления газа большой плотности и дикой для нашего понимания температурой (15 000 000̊С).

Гипотеза пришлась по вкусу многим ученым. Вывод был однозначен: звезды на ночном небе светятся, потому что внутри происходит реакция синтеза и выделяемой при этом энергии больше чем достаточно. Также стало понятно, что соединение водорода может идти безостановочно много миллиардов лет подряд.

Итак, почему звезды светят? Энергия, которая выделяется в ядре, передается во внешнюю газовую оболочку и происходит видимое нам излучение. Сегодня ученые практически уверены, что «дорога» луча от ядра к оболочке занимает более сотни тысяч лет. До Земли луч от звезды тоже идет достаточно долго. Если излучение от Солнца доходит до Земли за восемь минут, звезды поярче - Проксимы Центавры - почти за пять лет, то свет остальных может идти десятки и сотни лет.

Ещё одно «почему»

Почему звезды излучают свет теперь понятно. Почему он мерцает? Свечение, идущее от звезды, на самом деле ровное. Это происходит из-за гравитации, которая притягивает выталкиваемый звездой газ обратно. Мерцание звезды - это своеобразная погрешность. Человеческий глаз видит звезду через несколько слоев воздуха, который пребывает в постоянном движении. Звездный луч, проходя через эти слои, кажется мерцающим.

Так как атмосфера непрестанно движется, горячие и холодные потоки воздуха, проходя друг под другом, образуют завихрения. Это приводит к искривлению светового луча. тоже изменяется. Причина в неравномерности концентрации доходящего до нас луча. Смещается и сама звездная картина. Виной этому явлению являются, проходящие в атмосфере, например, порывы ветра.

Разноцветные звезды

В безоблачную погоду ночное небо радует глаз ярким многоцветием. Насыщенно-оранжевая окраска у и Арктур, а вот Антарес и Бетельгейзе - нежно-красные. Сириус и Вега молочно-белого оттенка, с голубым отливом - Регул и Спика. Знаменитые гиганты - Альфа Центавра и Капелла - сочно желтые.

Почему звезды светят по-разному? Цвет звезды зависит от ее внутренней температуры. Самые «холодные» - красные. На их поверхности всего 4 000̊С. с поверхностным нагревом до 30 000̊С - считаются самыми горячими.

Космонавты рассказывают, что на самом деле звезды свет ровно и ярко, а подмигивают они только землянам...

Толщина атмосферы - примерно 120 км от поверхности Земли. Суммарная масса воздуха в атмосфере - (5,1-5,3)·10 18 кг. Из них масса сухого воздуха составляет 5,1352 ±0,0003·10 18 кг, общая масса водяных паров в среднем равна 1,27·10 16 кг.

Тропопауза

Переходный слой от тропосферы к стратосфере, слой атмосферы, в котором прекращается снижение температуры с высотой.

Стратосфера

Слой атмосферы, располагающийся на высоте от 11 до 50 км. Характерно незначительное изменение температуры в слое 11-25 км (нижний слой стратосферы) и повышение её в слое 25-40 км от −56,5 до 0,8 ° (верхний слой стратосферы или область инверсии). Достигнув на высоте около 40 км значения около 273 К (почти 0 °C), температура остаётся постоянной до высоты около 55 км. Эта область постоянной температуры называется стратопаузой и является границей между стратосферой и мезосферой .

Стратопауза

Пограничный слой атмосферы между стратосферой и мезосферой. В вертикальном распределении температуры имеет место максимум (около 0 °C).

Мезосфера

Атмосфера Земли

Граница атмосферы Земли

Термосфера

Верхний предел - около 800 км. Температура растёт до высот 200-300 км, где достигает значений порядка 1500 К, после чего остаётся почти постоянной до больших высот. Под действием ультрафиолетовой и рентгеновской солнечной радиации и космического излучения происходит ионизация воздуха («полярные сияния ») - основные области ионосферы лежат внутри термосферы. На высотах свыше 300 км преобладает атомарный кислород. Верхний предел термосферы в значительной степени определяется текущей активностью Солнца . В периоды низкой активности - например, в 2008-2009 гг - происходит заметное уменьшение размеров этого слоя .

Термопауза

Область атмосферы прилегающая сверху к термосфере. В этой области поглощение солнечного излучения незначительно и температура фактически не меняется с высотой.

Экзосфера (сфера рассеяния)

До высоты 100 км атмосфера представляет собой гомогенную хорошо перемешанную смесь газов. В более высоких слоях распределение газов по высоте зависит от их молекулярных масс, концентрация более тяжёлых газов убывает быстрее по мере удаления от поверхности Земли. Вследствие уменьшения плотности газов температура понижается от 0 °C в стратосфере до −110 °C в мезосфере. Однако кинетическая энергия отдельных частиц на высотах 200-250 км соответствует температуре ~150 °C. Выше 200 км наблюдаются значительные флуктуации температуры и плотности газов во времени и пространстве.

На высоте около 2000-3500 км экзосфера постепенно переходит в так называемый ближнекосмический вакуум , который заполнен сильно разрежёнными частицами межпланетного газа, главным образом атомами водорода. Но этот газ представляет собой лишь часть межпланетного вещества. Другую часть составляют пылевидные частицы кометного и метеорного происхождения. Кроме чрезвычайно разрежённых пылевидных частиц, в это пространство проникает электромагнитная и корпускулярная радиация солнечного и галактического происхождения.

На долю тропосферы приходится около 80 % массы атмосферы, на долю стратосферы - около 20 %; масса мезосферы - не более 0,3 %, термосферы - менее 0,05 % от общей массы атмосферы. На основании электрических свойств в атмосфере выделяют нейтросферу и ионосферу. В настоящее время считают, что атмосфера простирается до высоты 2000-3000 км.

В зависимости от состава газа в атмосфере выделяют гомосферу и гетеросферу . Гетеросфера - это область, где гравитация оказывает влияние на разделение газов, так как их перемешивание на такой высоте незначительно. Отсюда следует переменный состав гетеросферы. Ниже её лежит хорошо перемешанная, однородная по составу часть атмосферы, называемая гомосфера . Граница между этими слоями называется турбопаузой , она лежит на высоте около 120 км.

Физиологические и другие свойства атмосферы

Уже на высоте 5 км над уровнем моря у нетренированного человека появляется кислородное голодание и без адаптации работоспособность человека значительно снижается. Здесь кончается физиологическая зона атмосферы. Дыхание человека становится невозможным на высоте 9 км, хотя примерно до 115 км атмосфера содержит кислород.

Атмосфера снабжает нас необходимым для дыхания кислородом. Однако вследствие падения общего давления атмосферы по мере подъёма на высоту соответственно снижается и парциальное давление кислорода.

В разреженных слоях воздуха распространение звука оказывается невозможным. До высот 60-90 км ещё возможно использование сопротивления и подъёмной силы воздуха для управляемого аэродинамического полёта. Но начиная с высот 100-130 км знакомые каждому лётчику понятия числа М и звукового барьера теряют свой смысл: там проходит условная линия Кармана , за которой начинается область чисто баллистического полёта, управлять которым можно, лишь используя реактивные силы.

На высотах выше 100 км атмосфера лишена и другого замечательного свойства - способности поглощать, проводить и передавать тепловую энергию путём конвекции (т. е. с помощью перемешивания воздуха). Это значит, что различные элементы оборудования, аппаратуры орбитальной космической станции не смогут охлаждаться снаружи так, как это делается обычно на самолёте, - с помощью воздушных струй и воздушных радиаторов. На такой высоте, как и вообще в космосе, единственным способом передачи тепла является тепловое излучение .

История образования атмосферы

Согласно наиболее распространённой теории, атмосфера Земли во времени пребывала в трёх различных составах. Первоначально она состояла из лёгких газов (водорода и гелия), захваченных из межпланетного пространства. Это так называемая первичная атмосфера (около четырех миллиардов лет назад). На следующем этапе активная вулканическая деятельность привела к насыщению атмосферы и другими газами, кроме водорода (углекислым газом, аммиаком , водяным паром). Так образовалась вторичная атмосфера (около трех миллиардов лет до наших дней). Эта атмосфера была восстановительной. Далее процесс образования атмосферы определялся следующими факторами:

утечка легких газов (водорода и гелия) в межпланетное пространство ;
химические реакции, происходящие в атмосфере под влиянием ультрафиолетового излучения, грозовых разрядов и некоторых других факторов.

Постепенно эти факторы привели к образованию третичной атмосферы , характеризующейся гораздо меньшим содержанием водорода и гораздо большим - азота и углекислого газа (образованы в результате химических реакций из аммиака и углеводородов).

Азот

Образование большого количества азота N 2 обусловлено окислением аммиачно-водородной атмосферы молекулярным кислородом О 2 , который стал поступать с поверхности планеты в результате фотосинтеза, начиная с 3 млрд лет назад. Также азот N 2 выделяется в атмосферу в результате денитрификации нитратов и других азотсодержащих соединений. Азот окисляется озоном до NO в верхних слоях атмосферы.

Азот N 2 вступает в реакции лишь в специфических условиях (например, при разряде молнии). Окисление молекулярного азота озоном при электрических разрядах в малых количествах используется в промышленном изготовлении азотных удобрений. Окислять его с малыми энергозатратами и переводить в биологически активную форму могут цианобактерии (сине-зелёные водоросли) и клубеньковые бактерии, формирующие ризобиальный симбиоз с бобовыми растениями, т. н. сидератами.

Кислород

Состав атмосферы начал радикально меняться с появлением на Земле живых организмов , в результате фотосинтеза , сопровождающегося выделением кислорода и поглощением углекислого газа. Первоначально кислород расходовался на окисление восстановленных соединений - аммиака, углеводородов, закисной формы железа , содержавшейся в океанах и др. По окончании данного этапа содержание кислорода в атмосфере стало расти. Постепенно образовалась современная атмосфера, обладающая окислительными свойствами. Поскольку это вызвало серьёзные и резкие изменения многих процессов, протекающих в атмосфере , литосфере и биосфере , это событие получило название Кислородная катастрофа .

Благородные газы

Загрязнение атмосферы

В последнее время на эволюцию атмосферы стал оказывать влияние человек . Результатом его деятельности стал постоянный значительный рост содержания в атмосфере углекислого газа из-за сжигания углеводородного топлива, накопленного в предыдущие геологические эпохи. Громадные количества СО 2 потребляются при фотосинтезе и поглощаются мировым океаном. Этот газ поступает в атмосферу благодаря разложению карбонатных горных пород и органических веществ растительного и животного происхождения, а также вследствие вулканизма и производственной деятельности человека. За последние 100 лет содержание СО 2 в атмосфере возросло на 10 %, причём основная часть (360 млрд тонн) поступила в результате сжигания топлива. Если темпы роста сжигания топлива сохранятся, то в ближайшие 200-300 лет количество СО 2 в атмосфере удвоится и может привести к глобальным изменениям климата .

Сжигание топлива - основной источник и загрязняющих газов (СО , , SO 2). Диоксид серы окисляется кислородом воздуха до SO 3 в верхних слоях атмосферы, который в свою очередь взаимодействует с парами воды и аммиака, а образующиеся при этом серная кислота (Н 2 SO 4) и сульфат аммония ((NH 4) 2 SO 4) возвращаются на поверхность Земли в виде т. н. кислотных дождей. Использование двигателей внутреннего сгорания приводит к значительному загрязнению атмосферы оксидами азота, углеводородами и соединениями свинца (тетраэтилсвинец Pb(CH 3 CH 2) 4)).

Аэрозольное загрязнение атмосферы обусловлено как естественными причинами (извержение вулканов, пыльные бури, унос капель морской воды и пыльцы растений и др.), так и хозяйственной деятельностью человека (добыча руд и строительных материалов, сжигание топлива, изготовление цемента и т. п.). Интенсивный широкомасштабный вынос твёрдых частиц в атмосферу - одна из возможных причин изменений климата планеты.

См. также

Jacchia (модель атмосферы)

Примечания

Ссылки

Литература

В. В. Парин, Ф. П. Космолинский, Б. А. Душков «Космическая биология и медицина» (издание 2-е, переработанное и дополненное), М.: «Просвещение», 1975, 223 стр.
Н. В. Гусакова «Химия окружающей среды», Ростов-на-Дону: Феникс, 2004, 192 с ISBN 5-222-05386-5
Соколов В. А. Геохимия природных газов, М., 1971;
МакИвен М., Филлипс Л. Химия атмосферы, М., 1978;
Уорк K., Уорнер С. Загрязнение воздуха. Источники и контроль, пер. с англ., М.. 1980;
Мониторинг фонового загрязнения природных сред. в. 1, Л., 1982.

Земля
История Земли	Возраст Земли Геологическая история Земли Геохронологическая шкала История жизни на Земле Оледенение Земли Парадокс слабого молодого Солнца Теория гигантского столкновения Хронология эволюции
География и геология	Австралия Азия Антарктида Африка Европа Северная Америка Южная Америка Атлантический океан Индийский океан Северный Ледовитый океан

Тропосфера

Её верхняя граница находится на высоте 8-10 км в полярных, 10-12 км в умеренных и 16-18 км в тропических широтах; зимой ниже, чем летом. Нижний, основной слой атмосферы содержит более 80 % всей массы атмосферного воздуха и около 90 % всего имеющегося в атмосфере водяного пара. В тропосфере сильно развиты турбулентность и конвекция, возникают облака, развиваются циклоны и антициклоны. Температура убывает с ростом высоты со средним вертикальным градиентом 0,65°/100 м

Тропопауза

Стратосфера

Слой атмосферы, располагающийся на высоте от 11 до 50 км. Характерно незначительное изменение температуры в слое 11-25 км (нижний слой стратосферы) и повышение её в слое 25-40 км от −56,5 до 0,8 °С (верхний слой стратосферы или область инверсии). Достигнув на высоте около 40 км значения около 273 К (почти 0 °C), температура остаётся постоянной до высоты около 55 км. Эта область постоянной температуры называется стратопаузой и является границей между стратосферой и мезосферой.

Стратопауза

Мезосфера

Мезосфера начинается на высоте 50 км и простирается до 80-90 км. Температура с высотой понижается со средним вертикальным градиентом (0,25-0,3)°/100 м. Основным энергетическим процессом является лучистый теплообмен. Сложные фотохимические процессы с участием свободных радикалов, колебательно возбуждённых молекул и т. д. обусловливают свечение атмосферы.

Мезопауза

Переходный слой между мезосферой и термосферой. В вертикальном распределении температуры имеет место минимум (около -90 °C).

Линия Кармана

Высота над уровнем моря, которая условно принимается в качестве границы между атмосферой Земли и космосом. Линия Кармана находится на высоте 100 км над уровнем моря.

Граница атмосферы Земли

Термосфера

Верхний предел - около 800 км. Температура растёт до высот 200-300 км, где достигает значений порядка 1500 К, после чего остаётся почти постоянной до больших высот. Под действием ультрафиолетовой и рентгеновской солнечной радиации и космического излучения происходит ионизация воздуха («полярные сияния») - основные области ионосферы лежат внутри термосферы. На высотах свыше 300 км преобладает атомарный кислород. Верхний предел термосферы в значительной степени определяется текущей активностью Солнца. В периоды низкой активности происходит заметное уменьшение размеров этого слоя.

Термопауза

Экзосфера (сфера рассеяния)

Атмосферные слои до высоты 120 км

Экзосфера - зона рассеяния, внешняя часть термосферы, расположенная выше 700 км. Газ в экзосфере сильно разрежен, и отсюда идёт утечка его частиц в межпланетное пространство (диссипация).

На высоте около 2000-3500 км экзосфера постепенно переходит в так называемый ближнекосмический вакуум, который заполнен сильно разреженными частицами межпланетного газа, главным образом атомами водорода. Но этот газ представляет собой лишь часть межпланетного вещества. Другую часть составляют пылевидные частицы кометного и метеорного происхождения. Кроме чрезвычайно разреженных пылевидных частиц, в это пространство проникает электромагнитная и корпускулярная радиация солнечного и галактического происхождения.

В зависимости от состава газа в атмосфере выделяют гомосферу и гетеросферу. Гетеросфера - это область, где гравитация оказывает влияние на разделение газов, так как их перемешивание на такой высоте незначительно. Отсюда следует переменный состав гетеросферы. Ниже её лежит хорошо перемешанная, однородная по составу часть атмосферы, называемая гомосфера. Граница между этими слоями называется турбопаузой, она лежит на высоте около 120 км.

Точный размер атмосферы неизвестен, так как ее верхняя граница четко не прослеживается. Однако строение атмосферы изучено достаточно для того чтобы каждый мог получить представление о том, как устроена газовая оболочка нашей планеты.

Ученые, изучающие физику атмосферы, определяют ее как область вокруг Земли, которая вращается вместе с планетой. ФАИ дает следующее определение :

граница между космосом и атмосферой проходит по линии Кармана. Линия эта, по определению той же организации — это высота над уровнем моря, находящаяся на высоте 100 км.

Все, что выше этой линии – космическое пространство. В межпланетное пространство атмосфера переходит постепенно, именно поэтому существуют разные представления о ее размерах.

С нижней границей атмосферы все гораздо проще – она проходит по поверхности земной коры и водной поверхности Земли – гидросфере. При этом граница, можно сказать, сливается с земной и водной поверхностью, так как частицы там также растворены частички воздуха.

Какие слои атмосферы входят в размер Земли

Интересный факт : зимой она находится ниже, летом – выше.

Именно в этом слое возникает турбулентность, антициклоны и циклоны, образуются облака. Именно эта сфера отвечает за формирование погоды, в ней расположено примерно 80% всех воздушных масс.

Тропопаузой называют слой, в котором с высотой не происходит снижение температуры. Выше тропопаузы, на высоте выше 11 и до 50 км находится . В стратосфере располагается слой озона, который, как известно, защищает планету от ультрафиолетовых лучей. Воздух в этом слое разряжен, эти объясняется характерный фиолетовый оттенок неба. Скорость воздушных потоков здесь может достигать 300 км/час. Между стратосферой и мезосферой находится стратопауза – пограничная сфера, в которой имеет место температурный максимум.

Следующий слой – . Она простирается до высот 85-90 километров. Цвет неба в мезосфере – черный, поэтому звезды можно наблюдать даже утром и днем. Там происходят сложнейшие фотохимические процессы, в ходе которых возникает свечение атмосферы.

Между мезосферой и следующим слоем, находится мезопауза. Его определяют как переходный слой, в котором наблюдается температурный минимум. Выше, на высоте 100 километров над уровнем моря, находится линия Кармана. Выше этой линии находятся термосфера (предел высоты 800км) и экзосфера, которую также называют «зоной рассеивания». Она на высоте примерно 2-3 тысячи километров переходит в ближнекосмический вакуум.

Учитывая то, что верхний слой атмосферы четко не прослеживается, точный ее размер высчитать невозможно. Кроме того, в разных странах существуют организации, придерживающиеся разных мнений на этот счет. Надо отметить, что линию Кармана можно считать границей земной атмосферы лишь условно, так как разные источники используют разные отметки границ. Так, в некоторых источниках можно найти сведения о том, что верхняя граница проходит на высоте 2500-3000 км.

NASA для расчетов использует отметку 122 километра. Не так давно были проведены эксперименты, которые уточнили границу, как расположенную на отметке 118км.