Верхняя атмосфера

Cтраница 3

А с запускаемых в верхнюю атмосферу ракет показывают, что интенсивность континуума ниже той, которую можно было ожидать на основании прежних измерений в области более длинных волн. Белл [10] рассматривал столь низкую температуру как результат добавления к общему поглощению линейчатого поглощения и считал, что эта температура, возможно, приближается к граничной температуре Солнца. Рассмотрение табл. 9 показывает, что эта граничная температура близка к величине температуры возбуждения, полученной из линейчатого спектра Солнца. [31]

Важность химических процессов в верхней атмосфере в принципе хорошо установлена. Я хочу привести несколько примеров того, каким О бразом часть проблем верхней атмосферы была бы уже сегодня решена, если бы некоторые наши данные были подробно рассмотрены специалистами того профиля, который представлен на этом симпозиуме. [32]

Следовательно, в нижней части верхней атмосферы ( мезосфера, нижняя термосфера), где плотность газа еще достаточно высока, возмущенное солнечной радиацией состояние газа приближается к состоянию локального теплового равновесия из-за высокой частоты упругих столкновений. Однако по мере падения плотности с высотой частота упругих релаксационных столкновений также уменьшается, и, соответственно, ослабевают внешние воздействия; при этом динамический перенос надтепловых и возбужденных частиц из нижележащих областей приводят к значительным возмущениям состояния атмосферного газа. [33]

Рассмотрим химически активную газовую смесь верхней атмосферы, состоящую из N компонентов. Переменные состояния являются функциями времени t и пространственных координат х, у, z в относительной системе координат, неподвижной относительно планеты. [34]

Имеется перевод: Раткпифф Ц. А. Физика верхней атмосферы. [35]

Проведено моделирование структуры и энергетики верхней атмосферы Земли в области высот 70 - 400 км. Наряду с учетом вклада основных источников нагрева, включая поглощение солнечного ультрафиолетового излучения и каналов охлаждения в инфракрасном диапазоне, выполнено детальное описание диффузионных процессов на основе систематического использования соотношений Стефана-Максвелла для многокомпонентной молекулярной диффузии и градиентных соотношений для турбулентных потоков тепла и вещества в турбулентной многокомпонентной смеси. [36]

Процессы диссоциации молекулярного азота в верхней атмосфере Титана являются важным источником сверхтепловых атомов азота. Образующиеся при диссоциации атомы азота характеризуются избытком кинетической энергии и, соответственно, играют существенную роль в динамических процессах формирования горячей азотной короны и нетеплового потока ухода газа в магнитосферу. [37]

Изотоп 14С непрерывно образуется в верхней атмосфере Земли под действием космических лучей. Затем в виде СО2 благодаря процессу фотосинтеза углерод попадает в деревья, где его изотопы спонтанно распадаются с известными из ядерной физики скоростями. [38]

Распределение по высоте концентраций малых компонентов в средней атмосфере Земли. Концентрации указаны в виде отношения смеси ( по объему, т.е. относительно единичного объема, образованного суммой основных компонентов N2 O2 и Аг. Индексами д, н, у, в обозначены соответственно содержания компонентов днем, ночью, VTDOM и вечеоом. Согласно Солнечно-земные исследования. 1981. [39]

Затухание ВГВ служит важным энергетическим источником верхней атмосферы. [40]

Воздействие солнечного и корпускулярных излучений на верхнюю атмосферу приводит к ионизации и свечению верхней атмосферы. Свечение на высотах около 100 км подразделяют на ночное, сумеречное и дневное. Свечение атмосферы ночью связано с образованием возбужденных атомов и молекул в результате химических реакций. Обычно возбужденные частицы образуются в результате процессов ионизации, диссоциации, в ионно-молекулярных реакциях и при столкновениях с другими возбужденными частицами. Свечение состоит из непрерывного спектра и линий ( эмиссий) атомов и молекул и наблюдается от ИК до УФ области спектра. Большинство эмиссий образуется на высотах около 100 км и наблюдается с космических кораблей как единый светящийся слой. На низких широтах и высотах около 250 км наблюдается также свечение более слабого второго слоя. [41]

Оценки величины турбулентной диффузии в атмосфере Сатурна на основе данных измерений содержаний Н2 - СЯ4 и Не. а - Зависимость от величины D плотности молекулярного водорода Н2 на высоте, соответствующей вертикальной оптической толщине в метане т. Сш на линии La на уровне гомопаузы Сатурна. измеренному распределению газов отвечает величина DT - 2 - 108 см2 / с. заштрихованная область на оси абсцисс соответствует возможной погрешности в определении высоты уровня iCm 1. [42]

На 1.3.9 показаны профили температуры и плотности верхней атмосферы Сатурна. В средней атмосфере температура практически такая же как на Юпитере, она составляет около 140 К. В то же время, средняя экзо-сферная температура на Сатурне ( 600 - 800 К) лишь немного ниже, чем на Юпитере, где она примерно 1ШК; почти такая же, как у Сатурна, экзосферная температура Урана, и даже на далеком Нептуне она достигает 500 К. [43]

Нестационарные потоки различных видов энергии определяют изменение состояния верхней атмосферы. Наиболее существенным из них является сосредоточенный в области длин волн А короче 300 нм поток УФ и рентгеновского излучений, который составляет около 1 % полного солнечного потока. Большая часть этого излучения с А 240 - 300 нм проникает до высот 20 - 40 км, где вызывает диссоциацию озона и появление так называемого озонового слоя. [44]

Изменение по высоте концентрации и состава нейтральных частиц верхней атмосферы определяет основные закономерности изменения параметров ионосферы: степени ионизации, ионного состава и эффективного коэффициента рекомбинации. Высокая концентрация нейтральных атомов и молекул yVm, а следовательно, и высокая частота столкновения с ними электронов вызывает сильное поглощение радиоволн ( пропорциональное произведению Nmi /): что нередко прерывает коротковолновую радиосвязь. В волноводе между поверхностью Земли и jD - слоем, могут распространяться длинные и сверхдлинные радиоволны. Ночью электронная концентрация в области D существенно падает и соответственно уменьшается поглощение радиоволн, поэтому раньше считали, что ночью слой D исчезает. Продолжительность подобных возмущений обычно 20 - 90 минут. На высоких широтах иногда возникает более длительное ( до нескольких дней) и значительное поглощение. Здесь повышение концентрации определяется в основном протонами солнечных космических лучей ( с энергиями в несколько МэВ), которые проникают в ионосферу только в районе геомагнитных полюсов ( полярных шапок), где магнитные силовые линии разомкнуты. [45]

Страницы: 1 2 3 4