БСЭ БСЭ - Большая Советская Энциклопедия (ЗЕ)

Б. Ю. Левин.

См. илл.

III. Строение Земли

Магнитосфера

Самой внешней и протяжённой оболочкой З. является магнитосфера — область околоземного пространства, физические свойства которой определяются магнитным полем З. и его взаимодействием с потоками заряженных частиц.

Исследования, проведённые при помощи космических зондов и искусственных спутников З., показали, что З. постоянно находится в потоке корпускулярного излучения Солнца (т. н. солнечный ветер ). Он образуется благодаря непрерывному расширению (истечению) плазмы солнечной короны и состоит из заряженных частиц (протонов, ядер и ионов гелия, а также более тяжёлых положительных ионов и электронов). У орбиты З. скорость направленного движения частиц в потоке колеблется от 300 до 800 км/сек. Солнечная плазма несёт с собой магнитное поле, напряжённость которого в среднем равна 4,8-10 -З а/м (6·10 -5 э ) .

При столкновении потока солнечной плазмы с препятствием — магнитным полем З. — образуется распространяющаяся навстречу потоку ударная волна ( рис. ), фронт которой со стороны Солнца в среднем локализован на расстоянии 13—14 радиусов З. ( R Å) от её центра. За фронтом ударной волны следует переходная область толщиной ~ 20 тыс. км, где магнитное поле солнечной плазмы становится неупорядоченным, а движение её частиц — хаотичным. температура плазмы в этой области повышается примерно с 200 тыс. градусов до ~ 10 млн. градусов.

Переходная область примыкает непосредственно к магнитосфере З., граница которой — магнитопауза — проходит там, где динамическое давление солнечного ветра уравновешивается давлением магнитного поля З.; она расположена со стороны Солнца на расстоянии ~ 10—12 R ( Å) (70—80 тыс. км ) от центра З., её толщина ~ 100 км. Напряжённость магнитного поля З. у магнитопаузы ~ 8·10 -2 а/м (10 -3э), т. е. значительно выше напряжённости поля солнечной плазмы на уровне орбиты З. Потоки частиц солнечной плазмы обтекают магнитосферу и резко искажают на значительных расстояниях от З. структуру её магнитного поля. Примерно до расстояния 3 R Åот центра З. магнитное поле ещё достаточно близко к полю магнитного диполя (напряжённость поля убывает с высотой ~ 1/ R3 Å). Регулярность поля здесь нарушают лишь магнитные аномалии (влияние наиболее крупных аномалий сказывается до высот ~0,5 R Å) над поверхностью З.). На расстояниях, превышающих 3 R Å), магнитное поле ослабевает медленнее, чем поле диполя, а его силовые линии с солнечной стороны несколько прижаты к З. Линии геомагнитного поля, выходящие из полярных областей З., отклоняются солнечным ветром на ночную сторону З. Там они образуют «хвост», или «шлейф», магнитосферы протяжённостью более 5 млн. км. Пучки магнитных силовых линий противоположного направления разделены в хвосте областью очень слабого магнитного поля (нейтральным слоем), где концентрируется горячая плазма с температурой в млн. градусов.

Магнитосфера реагирует на проявления солнечной активности, вызывающей заметные изменения в солнечном ветре и его магнитном поле. Возникает сложный комплекс явлений, получивший название магнитной бури. При бурях наблюдается непосредственное вторжение в магнитосферу частиц солнечного ветра, происходит нагрев и усиление ионизации верхних слоев атмосферы, ускорение заряженных частиц, увеличение яркости полярных сияний, возникновение электромагнитных шумов, нарушение радиосвязи на коротких волнах и т.д. В области замкнутых линий геомагнитного поля существует магнитная ловушка для заряженных частиц. Нижняя её граница определяется поглощением захваченных в ловушку частиц атмосферой на высоте несколько сот км, верхняя практически совпадает с границей магнитосферы на дневной стороне З., несколько снижаясь на ночной стороне. Потоки захваченных в ловушку частиц высоких энергий (главным образом протонов и электронов) образуют т. н. Радиационный пояс Земли. Частицы радиационного пояса представляют значительную радиационную опасность при полётах в космос.

Б. А. Тверской, Ю. Н. Дрожжин.

Атмосфера

Атмосферой, или воздушной оболочкой З., называют газовую среду, окружающую «твёрдую» З. и вращающуюся вместе с ней. Масса атмосферы составляет ~5,15·10 18 кг. Среднее давление атмосферы на поверхность З. на уровне моря. Равно 101 325 н/м 2 (это соответствует 1 атмосфере или 760 мм рт. ст .). Плотность и давление атмосферы быстро убывают с высотой (см. Барометрическая формула ): у поверхности З. средняя плотность воздуха r = 1,22 кг/м 3 (число молекул в 1 м 3n = 2,55·10 25), на высоте 10 км ( = 0,41 кг/м 3 ( n = 8,6·10 24), а на высоте 100 км r=8,8(10 -7 кг/м 3 (n=1,8·10 18). Атмосфера имеет слоистое строение, слои различаются своими физическими и химическими свойствами (температурой, химическим составом, ионизацией молекул и др.).

Принятое деление атмосферы на слои основано главным образом на изменении в ней температуры с высотой, поскольку оно отражает баланс основных энергетических процессов в атмосфере (см. Тепловой баланс атмосферы).

Нижняя часть атмосферы, содержащая около 80% всей её массы, называется тропосферой. Она распространяется до высоты 16—18 км в экваториальном поясе и до 8—10 км в полярных широтах. Температура тропосферы понижается с высотой в среднем на 0,6 К на каждые 100 м. Над тропосферой до высоты 55 км расположена стратосфера, в которой заключено почти 20% массы атмосферы. От тропосферы она отделена переходным слоем — тропопаузой, с температурой 190—220 К. До высоты ~25 км температура стратосферы несколько падает, но дальше начинает расти, достигая максимума (~270К) на высоте 50—55 км. Этот рост связан главным образом с увеличением в верхних слоях стратосферы концентрации озона, интенсивно поглощающего ультрафиолетовое излучение Солнца. Над стратосферой расположены мезосфера (до 80 км ), термосфера (от 80 км до 800—1000 км ) и экзосфера (выше 800—1000 км ). Общая масса всех этих слоев не превышает 0,5% массы атмосферы. В мезосфере, отделённой от стратосферы стратопаузой, озон исчезает, температура вновь падает до 180—200 К вблизи её верхней границы (мезопаузы). В термосфере происходит быстрый рост температуры, связанный главным образом с поглощением в ней солнечного коротковолнового излучения. Рост температуры наблюдается до высоты 200—300 км. Выше, примерно до 800—1000 км, температура остаётся постоянной (~1000К), т.к. здесь разреженная атмосфера слабо поглощает солнечное излучение.

Верхний слой атмосферы — экзосфера — крайне разрежен (у его нижней границы число протонов в 1 м 3 составляет ~ 10 11) и столкновения частиц в нём происходят редко. Скорости отдельных частиц экзосферы могут превышать критическую скорость ускользания ( вторую космическую скорость ) . Эти частицы, если им не помешают столкновения, могут, преодолев притяжение З., покинуть атмосферу и уйти в межпланетное пространство. Так происходит рассеяние ( диссипация ) атмосферы. Поэтому экзосферу называют также сферой рассеяния. Ускользают из атмосферы в межпланетное пространство главным образом атомы водорода и гелия.