Содержание

Y

Семинар «Вселенная»

Методы изучения Вселенной.

основные методы астрономических исследований:

наблюдения (визуальные, фотографические, фотометрические, спектроскопические и т.д.), - наблюдательная астрономия

измерения, вычисления и космические эксперименты – теоретическая астрономия.

1) Наблюдение: Наблюдательная астрономия — область астрономии, связанная с получением наблюдательных данных о небесных объектах с применением телескопов и других астрономических приборов. Как наука, астрономия практически лишена возможности проведения экспериментов с объектами Вселенной, что несколько компенсируется возможностью наблюдать и исследовать огромное число примеров астрономических явлений. Подобные наблюдения позволяют, например, прослеживать некоторые закономерности проявляемых объектами свойств. Один из самых древних методов познания вселенной.

Для каждого объекта можно получать различные типы данных. Координаты, определяемые методами сферической астрономии, определяют положение источника на небесной сфере. Видимая звёздная величина показывает, насколько ярким кажется источник при наблюдении с Земли. Относительная яркость источника в различных частях спектра даёт информацию о температуре и физических свойствах объектАтмосфера Измерение спектров позволяет судить о химическом составе исследуемого объектАтмосфера

Инструменты для наблюдений:

Телескопы, астрофотография, блинк-компоратор, спектрограф, фотоэлектрическая фотометрия.

Разделы: Оптическая астрономия изучает видимое излучение с длиной волн от 400 нм до 700 нм

Теоретическая астрономия – раздел астрономии, занимающийся разработкой моделей (аналитических или компьютерных) для описания астрономических объектов и явлений. Аналитическая модель процесса, как правило, лучше дает понять суть того, почему это (что-то) происходит. Численные модели могут свидетельствовать о наличии явлений и эффектов, которых, вероятно, иначе не было бы видно. Теоретики в области астрономии стремятся создавать теоретические модели и выяснить в исследованиях последствия этих моделирований. Это позволяет наблюдателям искать данные, которые могут опровергнуть модель или помогает в выборе между несколькими альтернативными или противоречивыми моделями. Теоретики также экспериментируют в создании или видоизменению модели с учетом новых данных. В случае несоответствия общая тенденция состоит в попытке сделать минимальными изменения в модели и откорректировать результат. В некоторых случаях большое количество противоречивых данных со временем может привести к полному отказу от модели.

Теоретическая астрономия рассчитывает эфемериды (таблица с координатами небесных тел), таблицы расположения небесных объектов на небе, а также предсказывает солнечные и лунные затмения, и орбиты двойных звезд. Предварительную орбиту можно получить из нескольких наблюдений, но для точности требуется много наблюдений.

Проекты и программы по изучению Вселенной, Млечного Пути и Солнечной системы.

Изучение Вселенной: Хаббл, Джеймс Уэбб, Проект "Event Horizon Telescope, DES (Dark Energy Survey)

Изучение Млечного Пути: плато, кеплер, охотник за экзопланетами, CHEOPS, ARIEL. Хаббл, косм телескоп гайя (зд карта),

Изучение Солнечной системы: марс 2020, миссия брауни, artemis, Martian Moons eXploration, Martian Moons eXploration ека, Dragonfly («Стрекоза») наса

Телескоп горизонта событий (Event Horizon Telescope,)

Телескоп Event Horizon — это международный проект, позволяющий получать изображения черных дыр с помощью виртуального телескопа размером с Землю.

Он состоит из глобальной сети радиотелескопов и объединяющего данные нескольких станций интерферометрии с очень длинной базовой линией (VLBI) по всей Земле.

Цели: наблюдение окрестностей сверхмассивной черной дыры “стрелец А*” в центре Млечного Пути; наблюдение сверхмассивной черной дыры в центре галактики М87. Это первое в истории человечества качественное изображение тени чёрной дыры, полученное напрямую в радиодиапазоне.

сверхмассивная черная дыра в центре галактики М87

сверхмассивная черная дыра "стрелец А*" в центре Млечного Пути. она ьолее чем в 1000 раз менее массивна и меньше по размерам чем чд из М87

Dark Energy Survey (DES) — это международная совместная попытка составить карту сотен миллионов галактик, обнаружить тысячи сверхновых и найти закономерности космической структуры, которые раскроют природу загадочной темной энергии, ускоряющей расширение нашей Вселенной. DES начал поиски в южном небе 31 августа 2013 годАтмосфера

DES предназначен для исследования происходящего ускорения Вселенной и помощи в раскрытии природы темной энергии путем измерения 14-миллиардной истории космического расширения с высокой точностью.

Основными научными результатами являются:

точное измерение структуры тёмной материи и её сопоставление с результатами исследований реликтового излучения, позволяющее проследить эволюцию Вселенной;

открытие нескольких карликовых галактик, являющихся спутниками Млечного Пути;

создание самой точной карты распределения тёмной материи по Вселенной.

обнаружение сверхновых в отдалённых галактиках, в том числе самой удалённой от нас из известных сверхновых.

открытие нескольких малых тел Солнечной Системы.

визуализация представлена на рисунке 1, который показывает всю историю вселенной с момента Большого взрыва (слева) до сегодняшнего дня (справа): когда мы смотрим на вселенную, мы смотрим (влево) в ее прошлое. Вертикальный размер конуса дает шкалу относительного размера наблюдаемой вселенной с нашей точки наблюдения справАтмосфера На рисунке 1 также показано, как звезды, газ, пыль и темная материя в конечном итоге объединяются в галактики, а галактики — в более крупные структуры космической паутины

Телескоп «Хаббл» — совместный проект НАСА и Европейского космического агентства и входит в число Больших обсерваторий НАСатмосфера

• Высота орбиты: около 569 км

• Дата схода с орбиты: после 2030 года

• Средство вывода на орбиту: шаттл Дискавери

• Орбитальная скорость: около 7500 м/с

• Дата запуска: 24 апреля 1990, 12:33:51 UTC

Только космический телескоп «Хаббл» в настоящее время способен проводить наблюдения в ультрафиолетовом свете с высоким разрешением, поэтому он предпринял обширную трехлетнюю программу, известную как «Библиотека молодых звезд ультрафиолетового наследия Хаббла как основные стандарты» (ULLYSES), для наблюдения за набором молодые звезды большой и малой массы.

Хаббл построил этот набор данных не с помощью изображений, а путем сбора спектров, которые разделяют свет на его составляющие длины волн и раскрывают детали о размере, температуре, скорости, расстоянии и составе каждой звезды. Эти данные помогают астрономам узнать, как формируются звезды и каков их состав сразу после формирования.

Исследователи также смогут отслеживать движение вещества по магнитным полям молодых звезд, измерять силу и состав их звездных ветров и узнавать, как звезды влияют на окружающую среду во время или вскоре после своего формирования.

Молодые звезды большой массы чрезвычайно активны. Эти звезды впрыскивают невероятное количество энергии в окружающую среду посредством ультрафиолетового излучения и звездных ветров, которые влияют на локальное звездообразование. Их активность соответствует тому, сколько времени требуется для их формирования: молодые звезды большой массы формируются быстро, в течение тысяч лет. Наблюдения Хаббла помогут исследователям узнать больше о том, как их состав, в частности их металличность, контролирует силу испускаемых ими ветров, а также о том, насколько легко эти звезды могут выбрасывать материю.

программа ULLYSES Хабла наблюдала за уф светом, излучаемым звездами, и разлагала его на составляющие этот свет длинны волн (спектры). график спектров показывает, сколько дальнего уф света излучают звезды в окружающих их галактиках. звезда в карликовой галактике Секстанс А (фиолетовый) излучала свет, но поблизости нет большого количества газа, поглощающего его. А часть света, испускаемого звездой в Большом Магеллановом Облаке (бирюзовый), блокируется серой. таким образом, анализируя элементы между звездами, исследователи могут узнать историю газа и пыли, окружающих звезды в далеких галактиках.

Эти спектры отражают интенсивные ветры массивных звезд в N11 в Большом Магеллановом Облаке, выделенной бирюзовым цветом, и NGC 346 в Малом Магеллановом Облаке, выделенной фиолетовым цветомезосфера Отслеживая ширину провалов, показанных на графике, мы можем измерить скорость ветрАтмосфера Более узкие вертикальные провалы отражают более медленные ветры, а более широкие вертикальные провалы отражают более быстрые ветры. Звезда, представленная фиолетовой линией, испускает более медленный ветер, в то время как звезда, представленная бирюзовой линией, испускает интенсивные, более быстрые ветры, что означает, что она теряет массу с большей скоростью.

Эти спектры показывают наличие железа в двух звездах. Звезда в Секстанте А, представленная фиолетовым цветом, не содержит большого количества железа, что подразумевает, что она могла образоваться из элементов, которые составляли раннюю Вселенную, содержавшую более высокий процент водорода и гелия. Звезда в Большом Магеллановом Облаке, представленная бирюзовым цветом, имеет провалы, которые отражают наличие железАтмосфера Эта звезда состоит из элементов, выброшенных в ее среду предыдущими поколениями звезд. Количество более тяжелых элементов, таких как железо, может влиять на жизнь звезды и силу ее ветров.

Dragonfly (в переводе с англ. — «стрекоза») — проект космического аппарата и одноимённой миссии, предполагающей посадку винтокрылого летательного аппарата на Титан, крупнейший спутник СатурнАтмосфера Целью исследований является поиск пребиотической химии и жизнепригодности в различных областях Титана (сбор и анализ образцов).

Титан уникален тем, что на его поверхности находятся углеводороды в жидкой форме, из-за чего он представляет интерес для исследований в сфере астробиологии и абиогенеза^[1]. Из-за наличия на Титане поверхностных жидких углеводородов и, возможно, подповерхностной воды, там мог образоваться так называемый первичный бульон, в связи с чем этот спутник Сатурна представляет большой интерес для астробиологов. Миссия была предложена Лабораторией прикладной физики Университета Джонса Хопкинса в апреле 2017 года в рамках программы НАСА «Новые рубежи». Запуск аппарата с Земли запланирован на июль 2028 года, прибытие к Сатурну и спуск на поверхность Титан ожидается в 2036 году, после чего аппарат сможет работать на Титане более двух с половиной лет.

Галактики: понятие, свойства, структура, классификация

Галактика – это гравитационно связанная система, состоящая из звёзд, звёздных скоплений, межзвёздного газа и пыли, тёмной материи, планет. Соотношение этих частей разное, в зависимости от формы и типа галактики.

Структура

Галактики состоят из ядра, диска, гало, полярного кольца и балджАтмосфера

Ядро - это область в центре галактики, где происходят активные процессы.

Диск - это область, где находится большинство объектов галактики, включая спирали и рукавАтмосфера

Гало - это сферическая область вокруг галактики, которая может быть невидимой.

Полярное кольцо - это редкий компонент галактики, который образуется при взаимодействии двух галактик.

Балдж - это центральный, яркий компонент спиральных и линзоидальных галактик, состоящий из старых звезд.

Как образуется

Сгустки материи начинают притягиваться друг к другу под действием гравитации.

Материя в этих сгустках начинает сжиматься, образуя протогалактики – предшественников современных галактик.

В протогалактиках формируются первые звезды и звездные скопления. Это происходит в результате гравитационного коллапса облаков газа и пыли.

Звезды и звёздные скопления сгруппированы в более крупные структуры, которые становятся галактиками разных форм и размеров.

Галактики продолжают эволюционировать, сливаясь, трансформируясь и образуя новые структуры, такие как скопления и сверхскопления галактик.

Классификации

Распределение галактик в группы по внешним формам называется морфологической классификацией галактик. Эдвин Хаббл предложил простейшую классификацию, которая с тех пор называется классификацией галактик по Хабблу. Он выделил 4 основных типа:​

1 - эллиптические;

2а - спиральные без перемычки (имеют чёткую спиральную структуру, в области галактического диска много водорода, из которого формируются молодые звёзды; ядро желтоватое из-за обилия старых звёзд);​

2б - спиральные с перемычкой (с баром или пересечённые);​

3 - неправильные галактики (небольшие галактики неправильной формы, аморфные, нет ядра, нет вращения, но зато изобилие водорода, из которого рождается много звёзд, из-за чего неправильные галактики на фотографиях получаются голубоватыми).​

Эллиптические

Их примерно 25% от общего числа галактик высокой светимости. Имеют эллиптическую форму — от сферической до продолговатой. Их яркость постепенно убывает от центра к периферии. Лишены газа - строительного материала, поэтому в них звёзды не рождаются, а только стареют, отсюда много оранжевых и красных звёзд, из-за чего эллиптические галактики обычно желтоватые на снимках.

Масса галактик этого вида может достигать 10¹³ масс СолнцАтмосфера

В классификации Хаббла бозначаются буквой Е (англ. elliptical) и цифрой — от Е0 до Е7. Цифры характеризуют степень сплюснутости: 0 - сфера, 1-3 - слабосплюснутые, 4-7 сильносплюснутые).

Спиральные

70% всех галактик. Спиральные галактики представляют из себя плоскую вращающуюся структуру с ядром и рукавами.

Различают спиральные галактики с перемычкой, у которых ядро пересекается вдоль диаметра полосой из звезд - перемычкой или баром, из концов которой начинаются рукава; и спиральные без перемычки – имеют чёткую спиральную структуру, в области галактического диска много водорода, из которого формируются молодые звёзды; ядро желтоватое из-за обилия старых звёзд (балдж).

Помимо множества звёзд в ветвях галактик этого вида содержится много газа и пыли. Масса спиральных галактик может составлять от 10¹⁰ до 10¹² масс СолнцАтмосфера

Спиральные галактики обозначаются английской буквой "S", за которой следует буква "a", "b" или "c", обозначающая протяженность спиральных рукавов ("a" - близко друг к другу). Есть еще один тип S0 — это линзообразные галактики, промежуточный тип между эллиптической и спиральной. У них есть ярко выраженный балдж в центре, но нет рукавов.

Неправильные

5% во Вселенной. У них нет четкой структуры, формы и центра, обычно это хаотические скопления звезд. Возможная причина их неправильной формы — соседство или столкновение с другой галактикой.

Делятся на два основных типа: те, кто имеет хоть какое-то подобие структуры, позволяющее отнести их к последовательности Хаббла (Irr I), и те, кто не обладает даже подобием (Irr II).

Иногда выделяют третий тип – карликовые неправильные галактики (dl или dIrr). В них наблюдается низкое количество тяжелых элементов и большое количество межзвездного газа, что делает их похожими на протогалактики ранней Вселенной.

Ёще один метод различия галактик - по количеству и качеству выделяемой ими энергии, вследствие чего все галактики можно отнести либо к активным, либо к спокойнымезосфера Активные – это галактики, которые пребывают в активной фазе своей эволюции, сопровождающейся выбросами очень больших масс вещества из ядрАтмосфера Примерами активных галактик могут служить радиогалактики — галактики с мощным радиоизлучениемезосфера

Помимо одиночных галактик существуют скопления галактик. В Местную группу Галактик входит не менее 80 галактик (и наша галактика). МГГ состоит из трёх семейств, внутри которых галактики связаны общим гравитационным полемезосфера

Галактика Млечный путь

Определение

Галактика Млечный Путь — это спиральная галактика с перемычкой, в которой расположена наша Солнечная системАтмосфера Она представляет собой гигантскую звёздную систему, состоящую из множества звёзд, газа, пыли и темной материи. Если говорить про размеры нашей Галактики, то в наше время известно, что в Местной группе галактик Млечный Путь на втором место по размерам после Андромеды. Его ширина — 105 700 световых лет, а ширина Андромеды — 220 000 световых лет.

История

В 1609 году Галилео Галилей изобрёл телескоп. До телескопа Млечный Путь представлялся светящейся туманной полосой. Изобретение же превратило этот туманный свет в бесчисленное множество звезд.

Первым человеком, который извлек из этого открытия практический смысл, был Уильям Гершель. На основании полученных данных учёный создал модель нашей звездной системы, названной Галактикой Млечный Путь. Гершель пробовал определить размер Галактики. Он рассчитал расстояние до звезд, основываясь на их видимой яркости, и сделал вывод, что диаметр Галактики равен 850 расстояниям до яркой звезды Сириуса, а ее высота — 155 таким расстояниям, то есть подсчет Гершеля был эквивалентен Галактике размером приблизительно 6800 световых лет диаметром и 1600 световых лет высотой.

В начале 1906 года астроном Якобус Корнелиус Каптейн провел другое исследование, зная точное расстояние до самых близких звезд, учёный посчитал, что размер Галактики составляет 23 000 световых лет. Таким образом, расчёты Каптейна оказались больше расчётов Гершеля в четыре раза в диаметре и в пять раз по высоте. Также большую часть жизни учёный посвятил разработке своей модели Галактики, которую выпустил только в 1922 году, при этом Солнце, как и у Гершеля, расположено было почти в центре. В это же время Ше́пли Ха́рлоу (1919), изучив около 70 шаровых звёздных скоплений, установил, что расстояние от Солнца до центра Галактики составляет 15 килопарсек , а диаметр всего Млечного Пути равен примерно 90 кпк. (1 Килопарсек равно 31*1015 километра). Так в одно время существовало две теории и расположении СолнцАтмосфера

Без ответа долгое время оставался вопрос: что находится за пределами Млечного Пути? В начале 20 в. было установлено, что самая яркая туманность – М31 (Туманность Андромеды) – также состоит из звёзд. Однако многие всё равно полагали, что звёздная система Млечного Пути и есть вся Вселенная. В 1920 г. состоялся «великий спор» о природе спиральных туманностей. Шепли утверждал, что «туманности» находятся в пределах Млечного Пути, в то время как Кёртис считал их внегалактическими системами. Окончательную точку в споре поставил в 1925 г. Э. Хаббл, который обнаружил в туманностях М31 и М33 популяции пульсирующих переменных звёзд – цефеид – и по зависимости «период – светимость» оценил расстояние до обеих туманностей примерно в 1 млн световых лет. Стало очевидным, что М31 и М33, как и система Млечного Пути, а также другие бесчисленные «туманности», являются самостоятельными огромными звёздными системами – галактиками.

Строение

В Млечном пути на основе наблюдений различных галактических объектов выделяют следующие структурные компоненты: ядро, балдж, перемычка, рукава, диск и галактического гало.

Внутри Млечного Пути находится ядро — центральная часть галактики, сосредоточение ее массы, вокруг которой располагаются все остальные части «звездного острова». Во Млечном Пути его образует группа звезд и туч пыли, которые на большой скорости движутся вокруг сверхмассивной черной дыры Стрелец А*. Ядро нашей галактики принадлежит к активным, поскольку выделяет больше энергии, чем суммарно все составляющие его звезды.

Дальше идет балдж — сферическая объемная оболочка центра Млечного Пути. Его составляют крупные звезды-гиганты, старые светила и раскаленные газы, которые вращаются вокруг ядра с громадными скоростями. Балдж — самая концентрированная и наиболее яркая часть не только нашей, но и любой другой галактики. Но мы почти его не видим, поскольку он закрыт он нас рукавами Млечного Пути и собственной оболочкой.

По обе стороны от балджа отходит перемычка — мостик, к которому крепятся галактические рукава Млечного Пути. Часто ее не выделяют в отдельный компонент: без рукавов на фоне, балдж сливается с перемычкой, оставляя только небольшое утолщение в центре. Здесь постоянно нагнетаются потоки галактических газов и пыли, что приводит к активному образованию звезд.

От краев перемычки раскручиваются два главных рукава спирали Млечного Пути — рукава Щита-Кентавра и Персея. Вообще Спиральные рукава — это области более активного звездообразования в спиральных галактиках. Существует еще минимум 5 меньших рукавов, которые ответвляются параллельно главным, однако они являются всего лишь частью дискАтмосфера

В свою очередь диск — это структура, состоящая из звёзд различного возраста и разрежённой межзвёздной газово-пылевой среды. В звёздном диске выделяют два компонента: массивный тонкий диск, вращающийся со скоростью 230–240 км/с, и более старый толстый диск, вращающийся со скоростью 150–160 км/с. Тонкий диск – уплощенное образование диаметром более 100 тыс. световых лет, составленное из относительно молодых звезд, газопылевых облаков и туманностей. Именно в тонком диске располагаются спиральные рукава и области активного звездообразования, и, по сути дела, сосредоточено все текущее звездообразование Млечного Пути. При этом тонкий диск погружен в толстый диск – заметно менее плотный слой звезд, с максимальной толщиной около 20 тыс. световых лет. Толстый диск заметно отличается от тонкого по своему наполнению: его основу составляют преимущественно старые звезды, и в нем практически нет газопылевых образований, характерных для тонкого дискАтмосфера

Также галактика простирается гораздо дальше благодаря такому компоненту, как галактическое гало. Оно имеет примерно сферическую форму и состоит из звёздного гало, галактической короны и гало тёмной материи. Звёздное гало — популяция звёзд и шаровых скоплений, окружающих галактический диск. Галактическая корона — разрежённое облако молекулярного газа, простирающееся далеко от галактического центрАтмосфера Считается, что это остатки первичного облака газа, которое коллапсировало, чтобы образовать галактику. Форма у короны может быть более диффузной, но часто её форма также может быть приблизительно сферической. Ореол тёмной материи — теоретический компонент, который объясняет гравитационные воздействия. Тёмная материя пронизывает каждую галактику и распространяется далеко за пределы её видимой части. По определению тёмную материю невозможно наблюдать напрямую, но о его существовании можно судить по косвенным признакам – по гравитационному влиянию на движение звёзд, газа и по наличию гравитационного линзирования.

Звёздные скопления и ассоциации

В Млечном Пути присутствуют различные группы звёзд: шаровые и рассеянные звёздные скопления, а также звёздные ассоциации. Кроме того, в Галактике встречаются движущиеся группы звёзд, где звёзды не обязательно сгруппированы в пространстве, но обладают близкими скоростями движения.

Шаровые скопления в Млечном Пути ― старые объекты, возрасты которых составляют 11–13 миллиардов лет, хотя не во всех галактиках это так — во многих встречаются молодые шаровые скопления. Эти объекты в основном имеют низкую металличность, вплоть до −2,5, но у некоторых скоплений металличность превышает солнечную. Шаровые звёздные скопления имеют сферическую форму и содержат от тысяч до миллионов звёзд, размеры — от 3 до 100 парсек. Самое яркое из них, Омега Центавра, обладает абсолютной звёздной величиной −10,4m, когда в среднем -7m. В Млечном Пути наблюдается около 150 таких скоплений, а общее их количество должно составлять приблизительно 200: некоторые из них скрыты межзвёздной пылью и потому не наблюдаются. Также выделяется две подсистемы шаровых скоплений: F-скопления, или скопления гало, которые имеют металличность ниже −0,8, и G-скопления, или скопления диска, металличность которых выше этого значения.

В отличие от шаровых скоплений, рассеянные звёздные скопления имеют менее упорядоченную форму и размер до 10 парсек, а содержат от десятков до нескольких тысяч звёзд. Самые тусклые рассеянные скопления имеют абсолютные звёздные величины слабее −3m, а у самых ярких этот параметр достигает −9m. Рассеянные скопления распределены в плоскости Галактики, а самые молодые из них сконцентрированы в спиральных рукавах. Большинство рассеянных скоплений молодые и распадаются через сотни миллионов лет. В них встречаются яркие голубые звёзды и высокие металличности, сравнимые с солнечной. В Галактике известно более 1200 таких скоплений, хотя реальное число может быть выше из-за межзвёздного поглощения.

Звёздные ассоциации — это очень молодые группы звёзд, которые сформировались в одной области. Они имеют размеры до 80 парсек и недостаточно гравитационно связаны, поэтому распадаются через несколько миллионов лет. В ассоциациях обычно содержится не более тысячи звёзд, но самые яркие из них могут превышать яркость шаровых скоплений благодаря массивным звёздам с короткой жизнью.

Звёзды: понятие, свойства, классификация.

В наблюдаемой вселенной существует более одного септилиона звезд, и у каждой свой размер, цвет и строение. Звезда — это массивное шарообразное небесное тело, состоящее из газа или плазмы, в котором происходят или происходили термоядерные реакции, вследствие которых они выделяют большое количество энергии и светАтмосфера Звезды удерживаются в состоянии равновесия силами своей гравитации, а также внутренним давлением, в недрах которого происходят термоядерные реакции. Звезды классифицируют по спектральным классам всего их семь: объекты класса о массивные, большие и горячие имеют голубой цвет. звезды класса м небольшие, не яркие, не горячие и имеют красноватый цвет. соответственно, звезды с каждым классом имеют все более низкие характеристики и их цвет меняется на красноватый. также внутри каждого класса есть подклассы от нуля самые горячие звезды и до девяти самые холодные. например, спектральный класс солнца джей- два, а спектральный класс звезды арктур к- двАтмосфера вид звезды зависит от стадии ее эволюции. основных видов- десять. звезды главной последовательности- это обычные солнцеподобные звезды. желтые карлики- это небольшие звезды главной последовательности, имеющие солнечную массу и температуру поверхности 5000-6000 градусов. живут они около десяти миллиардов лет. после того, как у них сгорает весь запас водорода, желтые карлики увеличиваются в размере и превращаются в красных гигантов.

Красный гигант — это крупная, ярко светящаяся звезда красноватого цветАтмосфера данная звезда имеет относительно низкую температуру поверхности- около четырех тысяч градусов. диаметр красных гигантов достигает сотен миллионов километров, но не смотря на это, их масса не превышает трети солнечных масс.

белые карлики образуются после того, как красные гиганты сбрасывают водородную оболочку и от них остается только гелиевое ядро.

Белые карлики размером с землю, но имеют половину и больше массы солнца, а также гигантскую плотность. также у белых карликов огромная температура поверхности- десять тысяч градусов и более.

из- за отсутствия водорода термоядерные реакции внутри них не происходят, они сияют за счет своей оставшейся энергии. но в течение миллиардов лет белые карлики остывают, превращаясь в черного карлика- конечную стадию эволюции солнцеподобных звезд.

Также есть красные карлики. это самый распространенный вид звезд во вселенной. их численность достигает восьмидесяти процентов от общего числа всех звезд. масса красных карликов- не более трети солнечной массы, а диаметр- менее половины солнечного диаметрАтмосфера температура данных звезд достигает трех с половиной тысяч градусов. также у них очень низкая светимость. красные карлики имеют огромную продолжительность жизни- от десятков миллиардов до десятков триллионов лет.

еще существуют коричневые карлики — это субзвездные объекты, то есть это что-то среднее между планетой и звездой.

С верхновая звезда — это явление в конце эволюции звезд, в ходе которого она резко увеличивает свою яркость, а потом медленно затухает. во время данного процесса выделяется огромное количество энергии. также есть дополнительные виды звезд: нейтронные звезды, пульсары и переменные звезды. нейтронные звезды имеют массу в полторы солнечных масс и диаметр всего лишь пятьдесят километров. их плотность в центре превышает двадцать миллиардов тонн на кубический сантиметр. это как три тысячи сто пирамид хеопса в одном сантиметре.

Нейтронные звезды состоят в основном из нейтронов, плотно сжатых гравитационными силами. в нашей галактике существует от ста миллионов до одного миллиарда нейтронных звезд.

Пульсары- это космические источники каких- либо излучений, приходящих на землю в виде импульсов. по природе пульсары- это нейтронные звезды с невероятно быстрым вращением от одного до тысячи оборотов в секунду. пульсары сделаны из плазмы, чайная ложка которого весит пять миллиардов тонн, но в диаметре они всего лишь десять- двадцать километров. А переменные звезды- это звезды, яркость которых изменяется со временем в результате происходящих в ее районе физических процессов.

Основными характеристиками звезд являются звездная величина, температура , масса, плотность и диаметр. звездная величина- это мера яркости звезд и других небесных тел с точки зрения земного наблюдателя. чем ярче объект, тем меньше его звездная величинАтмосфера например, средняя звездная величина солнца минус двадцать шесть, венеры- минус четыре, апроксимы центавры- одиннадцать. температура звезд варьируется от двух тысяч до ста тысяч градусов и выше. также температура звезд увеличивается к центру. к примеру, температура поверхности солнца- шесть тысяч градусов, а температура ядра- пятнадцать миллионов градусов. масса различается в зависимости от количества вещества, находящегося в звезде.

Масса звезд измеряется в солнечных массах. например, масса сириуса- две солнечных массы, а бетельгейзе пятнадцать солнечных масс. плотность зависит от размера звезды. у звезд-гигантов она намного меньше, чем у средних и маленьких звезд. плотность больших звезд ниже или равна плотности воды. Диаметр звезд очень сильно отличается. он варьируется от нескольких километров до сотен миллионов километров.

Звезда состоит на семьдесят процентов из водорода, на двадцать пять процентов из гелия и на пять процентов из прочих элементов, такие как железо, кислород и углерод. у молодых звезд водорода в составе больше, чем гелия, но чем старше становится звезда, тем больше в ней гелия. строение звезды зависит от ее видАтмосфера например, строение белого карлика выглядит так, а нейтронной звезды- так. но в основном звезды имеют такое строение. солнечная корона- это самый верхний, очень разреженный и горячий слой атмосферы солнцАтмосфера

хромосфера- внешняя оболочка относительно небольшой толщины. далее идет фотосфера, излучающая свет, она тоже небольшой толщины.

П осле идет зона конвекции. здесь происходит перенос энергии из внутренних районов во внешние путем активного перемешивания веществАтмосфера далее проходит зона лучистого переносАтмосфера здесь также проходит вещество. в центре находится очень горячее ядро, в котором происходят термодинамические реакции. на солнце и других звездах главной последовательности есть такие явления, как корональные петли, протуберанцы, солнечные пятна, корональные дыры и солнечный ветер. корональные петли порождаются, когда петля магнитного поля подхватывает раскаленные потоки, и на поверхности солнца порождается петля плазмы. когда эта корональная петля разрывается, образуется протуберанец. это гигантский горячий выброс солнцАтмосфера

Солнечные пятна — это темные. области на поверхности солнца, их температура сильно понижена по сравнению с окружающими участками. корональные дыры- это области солнечной короны с сильно пониженной температурой и плотностью. солнце порождает солнечный ветер- это потоки частиц плазмы из солней короны в окружающий космос. данное явление создает смертоносную солнечную радиацию. одни из самых известных звезд- это сириус, бетельгейзе, альфа- центаврАтмосфера

Сириус- звезда главной последовательности. это самая яркая звезда на небе, кроме солнцАтмосфера находится на расстоянии восьми с половиной световых лет от солнцАтмосфера

относится к спектральному классу, а один бетельгейзе- красный гигант, находится на расстоянии шестьсот сорок световых лет от нас. спектральный класс м- два альфа- центавра- это тройная звезда, видная с земли как один довольно яркий цельный объект, находится в более четырех световых годах от солнцАтмосфера еще с древности люди различали разнообразные созвездия на небе, давали название звездамезосфера

В древней греции гепарх создал каталог из восьмисот пятидесяти звезд и разделил их на шесть классовпосле этого начали открываться различные виды звезд. большой вклад в изучение звезд привнес эдмунд галей. в девятнадцатом веке ученые изучили состав и строение звезд, позже изучили источник энергии и эволюцию звезд. с середины двадцатого века и до сегодняшнего дня ученые открыли огромное количество звезд, изучили их природу и характеристики. также существуют двойные и кратные звезды и звездные скопления.

Двойная звезда — это система из двух звезд, вращающаяся вокруг общего центра масс.

если в данную систему входит несколько объектов, то такая система называется кратной звездой.

кратные звезды имеют иерархическую структуру. они могут состоять из двойной звезды и удаленной от нее одиночной.

Период обращения этих систем- от нескольких минут до миллионов лет. половина всех звезд во вселенной двойные и кратные. у некоторых двойных и кратных звезд расстояние между ними сопоставимо с их размерами. а звездные скопления- это группа звезд, имеющие одинаковый возраст и созданные из одного гигантского газопылевого облакАтмосфера

Самая маленькая обнаруженная звезда- это пульсар вот с таким названиемезосфера он имеет радиус шесть километров. самая большая обнаруженная звезда- это стивенсон два восемнадцать. его диаметр- полтора миллиарда километров. вот стивенсон два восемнадцать. в сравнении с солнцемезосфера самая близкая к нам звезда- небольшой красный карлик проксима центавра находится на расстоянии четырех световых лет от солнцАтмосфера

Самая далекая от нас звезда- это л с один. она является крупной, массивной и яркой звездой голубого цветАтмосфера находится на расстоянии девять миллиардов световых лет от солнцАтмосфера солнце находится на расстоянии ста пятидесяти миллионов километров от земли. эта звезда является желтым карликомезосфера спектральный класс джей двАтмосфера температура поверхности- шесть тысяч градусов цельсия, а ядра- пятнадцать миллионов градусов. диаметр- один миллион четыреста тысяч километров.

Эволюция звёзд

Эволю́ция звёзд, изменение внутреннего строения и внешнего вида звёзд с течением времени, вызванное непрерывной потерей энергии, излучаемой в окружающее пространство. Представления о том, как рождаются, живут и умирают звёзды, основаны на сравнении расчётов с наблюдениями большого числа звёзд на разных этапах их эволюции.

Согласно общепринятой гипотезе газопылевого облака звезда зарождается в результате гравитационного сжатия межзвездного газопылевого облакАтмосфера По мере уплотнения такого облака сначала образуется протозвезда, температура в ее центре неуклонно растет, пока не достигает предела, необходимого для того, чтобы скорость теплового движения частиц превысила порог, после которого протоны способны преодолеть макроскопические силы взаимного электростатического отталкивания (смезосфера Закон Кулона) и вступить в реакцию термоядерного синтеза (смезосфера Ядерный распад и синтез).

В результате многоступенчатой реакции термоядерного синтеза из четырех протонов в конечном итоге образуется ядро гелия (2 протона + 2 нейтрона) и выделяется целый фонтан разнообразных элементарных частиц. В конечном состоянии суммарная масса образовавшихся частиц меньше массы четырех исходных протонов, а значит, в процессе реакции выделяется свободная энергия (смезосфера Теория относительности). Из-за этого внутренне ядро новорожденной звезды быстро разогревается до сверхвысоких температур, и его избыточная энергия начинает выплескиваться по направлению к ее менее горячей поверхности — и наружу. Одновременно давление в центре звезды начинает расти (смезосфера Уравнение состояния идеального газа). Таким образом, «сжигая» водород в процессе термоядерной реакции, звезда не дает силам гравитационного притяжения сжать себя до сверхплотного состояния, противопоставляя гравитационному коллапсу непрерывно возобновляемое внутреннее термическое давление, в результате чего возникает устойчивое энергетическое равновесие. О звездах на стадии активного сжигания водорода говорят, что они находятся на «основной фазе» своего жизненного цикла или эволюции (смезосфера Диаграмма Герцшпрунга—Рассела). Превращение одних химических элементов в другие внутри звезды называют ядерным синтезом или нуклеосинтезомезосфера

В частности, Солнце находится на активной стадии сжигания водорода в процессе активного нуклеосинтеза уже около 5 миллиардов лет, и запасов водорода в ядре для его продолжения нашему светилу должно хватить еще на 5,5 миллиарда лет. Чем массивнее звезда, тем большим запасом водородного топлива она располагает, но для противодействия силам гравитационного коллапса ей приходится сжигать водород с интенсивностью, превосходящей по темпу роста темп роста запасов водорода по мере увеличения массы звезды. Таким образом, чем массивнее звезда, тем короче время ее жизни, определяемое исчерпанием запасов водорода, и самые крупные звезды в буквальном смысле сгорают за «какие-то» десятки миллионов лет. Самые мелкие звезды, с другой стороны, «безбедно» живут сотни миллиардов лет. Так что по этой шкале наше Солнце относится к «крепким середнякам».

Рано или поздно, однако, любая звезда израсходует весь пригодный для сжигания в своей термоядерной топке водород. Что дальше? Это также зависит от массы звезды. Солнце (и все звезды, не превышающие его по массе более чем в восемь раз) заканчиваю свою жизнь весьма банальным образомезосфера По мере истощения запасов водорода в недрах звезды силы гравитационного сжатия, терпеливо ожидавшие этого часа с самого момента зарождения светила, начинают одерживать верх — и под их воздействием звезда начинает сжиматься и уплотняться. Этот процесс приводит к двоякому эффекту: Температура в слоях непосредственно вокруг ядра звезды повышается до уровня, при котором содержащийся там водород вступает, наконец, в реакцию термоядерного синтеза с образованием гелия. В то же время температура в самом ядре, состоящем теперь практически из одного гелия, повышается настолько, что уже сам гелий — своего рода «пепел» затухающей первичной реакции нуклеосинтеза — вступает в новую реакцию термоядерного синтеза: из трех ядер гелия образуется одно ядро углеродАтмосфера Этот процесс вторичной реакции термоядерного синтеза, топливом для которого служат продукты первичной реакции, — один из ключевых моментов жизненного цикла звезд.

При вторичном сгорании гелия в ядре звезды выделяется так много энергии, что звезда начинает буквально раздуваться. В частности, оболочка Солнца на этой стадии жизни расширится за пределы орбиты Венеры. При этом совокупная энергия излучения звезды остается примерно на том же уровне, что и в течение основной фазы ее жизни, но, поскольку излучается эта энергия теперь через значительно бо_льшую площадь поверхности, внешний слой звезды остывает до красной части спектрАтмосфера Звезда превращается в красный гигант.

Д ля звезд класса Солнца после истощения топлива, питающего вторичную реакцию нуклеосинтеза, снова наступает стадия гравитационного коллапса — на этот раз окончательного. Температура внутри ядра больше не способна подняться до уровня, необходимого для начала термоядерной реакции следующего уровня. Поэтому звезда сжимается до тех пор, пока силы гравитационного притяжения не будут уравновешены следующим силовым барьеромезосфера В его роли выступает давление вырожденного электронного газа (смезосфера Предел Чандрасекара). Электроны, до этой стадии игравшие роль безработных статистов в эволюции звезды, не участвуя в реакциях ядерного синтеза и свободно перемещаясь между ядрами, находящимися в процессе синтеза, на определенной стадии сжатия оказываются лишенными «жизненного пространства» и начинают «сопротивляться» дальнейшему гравитационному сжатию звезды. Состояние звезды стабилизируется, и она превращается в вырожденного белого карлика, который будет излучать в пространство остаточное тепло, пока не остынет окончательно.

Звезды более массивные, нежели Солнце, ждет куда более зрелищный конец. После сгорания гелия их масса при сжатии оказывается достаточной для разогрева ядра и оболочки до температур, необходимых для запуска следующих реакций нуклеосинтеза — углерода, затем кремния, магния — и так далее, по мере роста ядерных масс. При этом при начале каждой новой реакции в ядре звезды предыдущая продолжается в ее оболочке. На самом деле, все химические элементы вплоть до железа, из которых состоит Вселенная, образовались именно в результате нуклеосинтеза в недрах умирающих звезд этого типАтмосфера Но железо — это предел; оно не может служить топливом для реакций ядерного синтеза или распада ни при каких температура х и давлениях, поскольку как для его распада, так и для добавления к нему дополнительных нуклонов необходим приток внешней энергии. В результате массивная звезда постепенно накапливает внутри себя железное ядро, не способное послужить топливом ни для каких дальнейших ядерных реакций.

Как только температура и давление внутри ядра достигают определенного уровня, электроны начинают вступать во взаимодействие с протонами ядер железа, в результате чего образуются нейтроны. И за очень короткий отрезок времени — некоторые теоретики полагают, что на это уходят считанные секунды, — свободные на протяжении всей предыдущей эволюции звезды электроны буквально растворяются в протонах ядер железа, всё вещество ядра звезды превращается в сплошной сгусток нейтронов и начинает стремительно сжиматься в гравитационном коллапсе, поскольку противодействовавшее ему давление вырожденного электронного газа падает до нуля. Внешняя оболочка звезды, из под которой оказывается выбита всякая опора, обрушивается к центру. Энергия столкновения обрушившейся внешней оболочки с нейтронным ядром столь высока, что она с огромной скоростью отскакивает и разлетается во все стороны от ядра — и звезда буквально взрывается в ослепительной вспышке сверхновой звезды. За считанные секунды при вспышке сверхновой может выделиться в пространство больше энергии, чем выделяют за это же время все звезды галактики вместе взятые.

После вспышки сверхновой и разлета оболочки у звезд массой порядка 10-30 солнечных масс продолжающийся гравитационный коллапс приводит к образованию нейтронной звезды, вещество которой сжимается до тех пор, пока не начинает давать о себе знать давление вырожденных нейтронов — иными словами, теперь уже нейтроны (подобно тому, как ранее это делали электроны) начинают противиться дальнейшему сжатию, требуя себе жизненного пространствАтмосфера Это обычно происходит по достижении звездой размеров около 15 км в диаметре. В результате образуется быстро вращающаяся нейтронная звезда, испускающая электромагнитные импульсы с частотой ее вращения; такие звезды называются пульсарами. Наконец, если масса ядра звезды превышает 30 солнечных масс, ничто не в силах остановить ее дальнейший гравитационный коллапс, и в результате вспышки сверхновой образуется черная дырАтмосфера

Солнечная Система: общая характеристик Атмосфера Планеты земной группы (кроме Земли)

Солнечная система — планетная система, включающая в себя центральную звезду Солнце и все естественные космические объекты на гелиоцентрических орбитах

Центральным объектом Солнечной системы является Солнце, жёлтый карлик. В Солнце сосредоточена подавляющая часть всей массы системы (около 99,866 %), оно удерживает своим тяготением планеты и прочие тела, принадлежащие к Солнечной системе. Четыре крупнейших объекта — газовые гиганты — составляют 99 % оставшейся массы (при этом большая часть приходится на Юпитер и Сатурн — около 90 %).

Большинство крупных объектов, обращающихся вокруг Солнца, движется практически в одной плоскости, называемой плоскостью эклиптики. В то же время кометы и объекты пояса Койпера часто обладают большими углами наклона к этой плоскости. Пояс Ко́йпера — область Солнечной системы от орбиты Нептуна (30 Атмосфера е. от Солнца) до расстояния около 55 Атмосфера е. от СолнцАтмосфера

Все планеты и большинство других объектов обращаются вокруг Солнца в одном направлении с вращением Солнца (против часовой стрелки, если смотреть со стороны северного полюса Солнца). Есть исключения, такие как комета Галлея. Самой большой угловой скоростью обладает Меркурий — он успевает совершить полный оборот вокруг Солнца всего за 88 земных сутоколо А для самой удалённой планеты — Нептуна — период обращения составляет 165 земных лет.

Бо́льшая часть планет вращается вокруг своей оси в ту же сторону, что и обращается вокруг СолнцАтмосфера Исключения составляют Венера и Уран, причём Уран вращается практически «лёжа на боку» (наклон оси около 90°).

Большинство планет Солнечной системы обладает собственными подчинёнными системами. Многие окружены спутниками, некоторые из спутников по размеру превосходят Меркурий. Большинство крупных спутников находится в синхронном вращении, одна их сторона постоянно обращена к планете. Четыре крупнейшие планеты — газовые гиганты — обладают также кольцами. Кольца планеты — система плоских концентрических образований из пыли и льда, вращающаяся вокруг планеты в экваториальной плоскости.

И ногда Солнечную систему разделяют на регионы. Внутренняя часть Солнечной системы включает четыре планеты земной группы и пояс астероидов. Внешняя часть начинается за пределами пояса астероидов и включает четыре газовых гигантАтмосфера Планеты внутри области астероидов иногда называют внутренними, а вне пояса — внешними. Однако иногда эти термины используются для нижних (находящихся внутри земной орбиты) и верхних (находящихся за пределами земной орбиты) планет, соответственно. После открытия пояса Койпера наиболее удалённой частью Солнечной системы считают регион, состоящий из объектов, расположенных дальше НептунАтмосфера

Все объекты Солнечной системы, обращающиеся вокруг Солнца, официально делят на три категории: планеты, карликовые планеты и малые тела Солнечной системы. Планета — любое тело на орбите вокруг Солнца, оказавшееся достаточно массивным, чтобы приобрести сферическую форму, но недостаточно массивным для начала термоядерного синтеза, и сумевшее очистить окрестности своей орбиты от инородных объектов. Согласно этому определению, в Солнечной системе имеется восемь известных планет: Меркурий, Венера, Земля, Марс, Юпитер, Сатурн, Уран и Нептун. Плутон (до 2006 года считавшийся планетой) не соответствует этому определению, поскольку не очистил свою орбиту от окружающих объектов пояса КойперАтмосфера

Четыре ближайшие к Солнцу планеты, называемые планетами земной группы, — Меркурий, Венера, Земля и Марс — состоят в основном из силикатов и металлов. Четыре более удалённые от Солнца планеты, называемые планетами-гигантами, — Юпитер, Сатурн, Уран и Нептун — намного более массивны, чем планеты земной группы. Крупнейшие планеты-гиганты, входящие в состав Солнечной системы, — Юпитер и Сатурн — состоят главным образом из водорода и гелия и поэтому относятся к газовым гигантам; меньшие планеты-гиганты — Уран и Нептун — помимо водорода и гелия, преимущественно содержат воду, метан и аммиак, такие планеты выделяются в отдельный класс «ледяных гигантов». Шесть планет из восьми и четыре карликовые планеты имеют естественные спутники. Юпитер, Сатурн, Уран и Нептун окружены кольцами пыли и других частиц.

Карликовая планета — небесное тело, обращающееся по орбите вокруг Солнца, которое достаточно массивно, чтобы под действием собственных сил гравитации поддерживать близкую к округлой форму, но которое не очистило пространство своей орбиты от планетезималей и не является спутником планеты. По этому определению у Солнечной системы имеется пять признанных карликовых планет: Церера, Плутон, Хаумеа, Макемаке и ЭридАтмосфера В будущем другие объекты могут быть классифицированы как карликовые планеты, например, Седна, Орк и Квавар. Карликовые планеты, чьи орбиты находятся в регионе транснептуновых объектов, называют плутоидами. Оставшиеся объекты, обращающиеся вокруг Солнца, — малые тела Солнечной системы.

В Солнечной системе существуют две области, заполненные малыми телами. Пояс астероидов, находящийся между Марсом и Юпитером, схож по составу с планетами земной группы, поскольку состоит из силикатов и металлов. Крупнейшими объектами пояса астероидов являются карликовая планета Церера и астероиды Паллада, Веста и Гигея. За орбитой Нептуна располагаются транснептуновые объекты, состоящие из замёрзшей воды, аммиака и метана, крупнейшими из которых являются Плутон, Хаумеа, Макемаке, Квавар, Орк, Эрида и СеднАтмосфера В Солнечной системе существуют и другие популяции малых тел, такие как планетные квазиспутники и троянцы, околоземные астероиды, кентавры, дамоклоиды, а также перемещающиеся по системе кометы, метеороиды и космическая пыль.

Планеты земной группы обладают высокой плотностью и состоят преимущественно из силикатов (мантия) и железа (ядро) (в отличие от планет-гигантов и каменно-ледяных карликовых планет, объектов пояса Койпера и облака Оорта). Луна имеет похожее строение, но с ме́ньшим ядромезосфера Наибольшая планета земной группы — Земля — более чем в 14 раз уступает по массе наименее массивной газовой планете — Урану, но при этом примерно в 400 раз массивнее наибольшего известного объекта пояса КойперАтмосфера

Планеты земной группы состоят главным образом из кислорода, кремния, железа, магния, алюминия и других тяжёлых элементов.

Все планеты земной группы имеют следующее строение:

• В центре ядро из железа с примесью никеля.

• Мантия состоит из силикатов.

• Кора, образовавшаяся в результате частичного плавления мантии и состоящая также из силикатных пород, но обогащённая несовместимыми элементами. Из планет земной группы коры нет у Меркурия, что объясняют её разрушением в результате метеоритной бомбардировки. Земля отличается от других планет земной группы высокой степенью химической дифференциации вещества и широким распространением гранитов в коре.

Две из планет земной группы (самые далёкие от Солнца — Земля и Марс) имеют спутники. Ни одна из них (в отличие от всех планет-гигантов) не имеет колец.

Меркурий — самая маленькая планета Солнечной системы и ближайшая к Солнцу, вокруг которого она совершает один оборот каждые 87,97 земных сутоколо Названа в честь древнеримского бога торговли — быстрого Меркурия. Информация о Меркурии относительно скудна, так как в наземные телескопы можно наблюдать только один освещенный полумесяц без особых подробностей. Первым из двух космических аппаратов, посетивших планету, был «Маринер-10», которому удалось сфотографировать около 45 % поверхности планеты с 1974 по 1975 год.

Поверхность Меркурия имеет множество кратеров и гладких плоских участков у него нет известных естественных спутников и почти нет атмосферы. Меркурий имеет большое планетарное ядро из железа, которое создает магнитное поле примерно на 1 % сильнее магнитного поля Земли. Относительно большой размер ядра делает Меркурий чрезвычайно плотной планетой. Температура поверхности колеблется от −180 до 430 ° C, самые горячие места — экваториальные местности с подсолнечной стороны планеты, а самые холодные — кратеры вокруг полюсов.

Расстояние от Меркурия до Солнца в 2,5 раза меньше, чем от Земли. Это самая маленькая планета Солнечной системы с экваториальным радиусом 2439,7 кмезосфера Меркурий меньше, хотя и массивнее, чем два самых больших естественных спутника Солнечной системы, Ганимед и Титан. Планета состоит из приблизительно на 70 % из металлов и на 30 % из силикатов. Средняя плотность планеты вторая по величине в Солнечной системе — 5427 кг/м³, что немного меньше, чем у Земли (5515 кг/м³).

Плотность Меркурия позволяет сделать выводы о строении планеты. В то время как высокая плотность Земли в значительной степени обусловлена гравитационным сжатием, особенно в ядре, Меркурий намного меньше, и его внутренняя часть не так сжатАтмосфера Чтобы иметь такую высокую плотность, его ядро должно быть большим и богатым железомезосфера Ядро Меркурия занимает 42 % объёма планеты по сравнению с 17 % у Земли. Толщина окружающей мантии составляет 600 кмезосфера

Венера — вторая планета Солнечной системы, очень близкая по размеру и другим физическим характеристикам к Земле. Шестая по размеру планета Солнечной системы, наряду с Меркурием, Землёй и Марсом принадлежащая к семейству планет земной группы. Из всех планет Солнечной системы Венера имеет наименьший эксцентриситет орбиты, равный 0,7 % (её орбита почти идеально круглая). Она делает один оборот вокруг Солнца за 224,7 земных дня. Венера не имеет естественных спутников. Венера имеет плотную атмосферу, состоящую более чем на 96 % из углекислого газАтмосфера Является самой горячей планетой Солнечной системы, средняя температура на её поверхности составляет 462 °C. Среднее расстояние Венеры от Солнца — 108 млн кмезосфера

Поскольку Венера ближе к Солнцу, чем Земля, она всегда наблюдается вблизи него. На Земле её можно наблюдать только непосредственно перед восходом солнца и после захода солнцАтмосфера Обычно это самое яркое небесное тело после Луны и СолнцАтмосфера По размерам Венера довольно близка к Земле. Радиус планеты равен 6051,8 км (95 % земного), масса —81,5 % земной, средняя плотность — 5,24 г/см³.

Венера имеет медленное ретроградное вращение — по часовой стрелке. Это означает, что он вращается с востока на запад, а не с запада на восток, как и большинство других больших планет Солнечной системы.

Почти 90 % поверхности Венеры состоит из сравнительно недавно (в геологическом смысле) остывшей базальтовой лавы и очень небольшого количества метеоритных кратеров.

Предполагается, что причиной тому являются интенсивные извержения вулканов, практически полностью изменившие поверхность планеты. Внутренняя часть планеты, скорее всего, очень похожа на земную: железное ядро радиусом около 3000 км, окруженное полурасплавленной каменистой мантией, занимающей большую часть объёма Венеры. Результаты гравиметрических измерений, проведенных зондом «Магеллан», посетившим планету в 1994 году, показывают, что толщина коры Венеры больше, чем предполагали специалисты. Согласно одной теории, Венера не имеет активной тектоники, подобной Земле, вместо этого её поверхность периодически затапливается лавой в результате массовых извержений вулканов. Было обнаружено, что возраст самых старых участков поверхности составляет всего около 800 миллионов лет (менее 1/5 возраста планеты), остальная поверхность значительно моложе (но по большей части не менее 100 миллионов лет). Недавние исследования также показывают, что в изолированных районах Венеры все ещё существует вулканическая активность.

После первого облета планеты космическим аппаратом «Маринер-4» в 1965 году было высказано предположение, что на поверхности Марса есть водАтмосфера Марс является наиболее вероятным местом для обнаружения воды или даже жизни. Марс — наиболее подробно изученная планета Солнечной системы после Земли.

Диаметр Марса почти в два раза меньше диаметра Земли. Планета имеет меньшую плотность, чем Земля, занимая лишь 15 % её объёма и только около 11 % её массы. Площадь поверхности Марса почти такая же, как общая площадь земных континентов, а его масса в 10 раз меньше земной. Марс больше и массивнее Меркурия, однако Меркурий плотнее. В результате две планеты имеют почти одинаковое гравитационное притяжение у своей поверхности — разница составляет менее 1 % в пользу МарсАтмосфера

Красновато-коричневый цвет планеты обусловлен присутствием оксида железа(III), более известного как ржавчинАтмосфера Он может казаться карамельным или других подобных цветов: золотистого, оранжевого, светло-коричневого, зеленоватого — в зависимости от состава минералов на поверхности планеты. Сутки на Марсе длятся примерно на 40 минут дольше Земных.

Атмосфера Марса чрезвычайно разрежена: давление на поверхности составляет в 133 раза меньше атмосферного давления Земли. Марсианская атмосфера состоит на 95 % из углекислого газа, 3 % азота, 1,6 % аргона и следов кислорода и воды. Метан был также обнаружен во время наблюдений с Земли в 2003 году.

Планеты гиганты

П ланеты-гиганты – самые большие тела Солнечной системы после Солнца: Юпитер, Сатурн, Уран и Нептун. Они располагаются за Главным поясом астероидов и поэтому их ещё называют "внешними" планетами. Компьютерные расчёты показали, что планеты-гиганты играют важную роль в деле защиты внутренних планет земной группы от астероидов и комет.

Общие характеристики планет-гигантов

1. Большой размер и массАтмосфера

2. Малая плотность (≈Н2О).

3. Быстрое вращение вокруг оси (экваториальные зоны вращаются быстрее полярных, большое сжатие планет).

4. Очень удалены от Солнца – поэтому на них низкая температурАтмосфера

5. Большое число спутников.

6. Имеются кольца

7. Не имеют твердой поверхности.

8. Сильное магнитное поле и мощные радиационные поясАтмосфера

Еще одна особенность гигантов Солнечной системы состоит в том, что это планеты без поверхности, поскольку их атмосфера переходит в жидкое состояние. Внутри планеты находится сравнительно небольшое ядро, но даже оно гораздо больше любой из планет земной группы.

Сатурн.

Сатурн - это шестая планета от Солнца и вторая по величине в Солнечной системе. Известен своими впечатляющими кольцами, состоящими из льда и пыли. Он шестая по счету от Солнца планетАтмосфера Среднее расстояние Сатурна от Солнца составляет 1,4 млрд кмезосфера Сатурн обладает внушительными размерами. Экваториальный диаметр планеты равен 120 536 км, а полярный – 108 728 кмезосфера Площадь поверхности составляет 4,27 * 10’10 кв. км, а объем равен 8,27 * 10’14 куб. кмезосфера Радиус Сатурна превосходит земной в 9,3 раза, площадь в 82, объем в 765, масса в 95.

О сновные характеристики:

• Газовый гигант: Состоит в основном из водорода и гелия.

• Кольца: Самые известные и впечатляющие кольца в Солнечной системе, состоящие из льда и пыли.

• Низкая плотность: Сатурн мог бы плавать в воде, если бы существовал бассейн достаточно большого размерАтмосфера

• Атмосфера: Обладает динамичной атмосферой с сильными ветрами и штормами.

На некоторых спутниках Сатурна, таких как Энцелад, обнаружены гейзеры, которые вырываются из-под поверхности.

Внешний слой поверхности представлен молекулярным водородом на 93% и гелием (6%). Оставшийся процент приходится на аммиак, метан, ацетилен и прочие примеси. Формирующие облачность и полосы, присутствующие на планете. Тропосфера подразделяется на три важные зоны, в рамках которых происходит формирование погоды. Они различны по температурному режиму.

Юпитер

Радиус Юпитера около 70 тыс. км, диаметр около 139,8 тыс. кмезосфера Столь значительные размеры объясняются тем, что он первым начал формироваться вблизи СолнцАтмосфера Из-за чего будущая планета сконцентрировала значительные количества газообразного вещества, находящегося вокруг главной звезды.

Основные характеристики:

• Газовый гигант: состоит в основном из водорода и гелия.

• Большая масса: В 2,5 раза больше, чем все остальные планеты Солнечной системы вместе взятые.

• Сильное магнитное поле: Самое мощное магнитное поле среди всех планет.

• Большое Красное Пятно: Громадный антициклон, который существует уже сотни лет.

Погода на Юпитере представляет собой бесконечные шторма из непроглядных облаков, которые имеют определенные размер, температуру и давление. На поверхности постоянно гуляют ураганы и шторма, которые могут перемещаться по планете со скоростью до 600 км/ч. Их положение и форма могут существенно меняться даже в течение пары часов.

Нептун

Благодаря регулярной отправки зондов на неё, учёные получают данные, которые позволяют им составить представление о планете. По их данным, средняя плотность Нептуна составляет 1,638 г/см³. Площадь поверхности планеты — 7,6408·10 9 км².

Период вращения Нептуна вокруг своей оси составляет 15 ч 57 мин 59 с. Вращается он вокруг своей оси против часовой стрелки. За время его оборота магнитное поле планеты делает поворот на 360 градусов.

Основные характеристики:

• Ледяной гигант: Состоит в основном из льда, водорода, гелия и метанАтмосфера

• Сильные ветры: На Нептуне наблюдаются самые сильные ветры в Солнечной системе, скорость которых достигает 2100 км/ч.

• Голубой цвет: Цвет Нептуна обусловлен присутствием метана в атмосфере, который поглощает красные лучи света и отражает голубые.

• Слабое магнитное поле: У Нептуна значительно более слабое магнитное поле, чем у Юпитера или СатурнАтмосфера

Уран

Масса Урана составляет 8,69*1025 кг. Это больше чем у Земли в14 раз. В 4 раза у Урана больше Земли и диаметр. У экватора он составляет 51118 км, а у полюсов — 49946 кмезосфера Наклон оси планеты — 98°. Уран делает оборот вокруг неё за 17 часов 15 минут. Период оборота Урана вокруг Солнца составляет 84,5 годАтмосфера Скорость его вращения по орбите — 6,8 км/с.

Основные характеристики:

• Ледяной гигант: Состоит в основном из льда, водорода, гелия и метанАтмосфера

• Наклон оси вращения: Уран вращается "лежа на боку", его ось наклонена на 98 градусов к плоскости орбиты. Это делает его уникальным среди всех планет Солнечной системы.

• Слабое магнитное поле: Магнитное поле Урана несимметрично и отклонено от оси вращения.

• Кольца: У Уран есть система колец, но она не такая яркая и впечатляющая, как у СатурнАтмосфера

Семинар «Планета Земля и космическое взаимодействие»

Кометы: Строение, Состав, Происхождение и Известные Примеры

Кометы — это уникальные небесные тела, которые представляют собой «ледяные грязевые шарики», состоящие из замороженных газов, пыли и каменных частиц. Они являются важными объектами для изучения, так как могут рассказать о ранних этапах формирования Солнечной системы и о процессах, происходивших в ней миллиарды лет назад.

Строение кометы

С троение кометы можно разбить на три основные части:

1. Ядро

Ядро кометы — это её центральная часть, которая обычно имеет неправильную форму и размеры от нескольких сотен метров до десятков километров в диаметре. Ядро состоит из:

Замороженных газов: Основными компонентами являются вода, углекислый газ, метан и аммиак. Эти вещества могут находиться в твердом состоянии при низких температура х, характерных для глубокого космосАтмосфера

Космической пыли: включает в себя мелкие частицы, которые могли образоваться в результате столкновений с другими небесными телами или остатков межзвёздного газАтмосфера

Органических соединений: Некоторые кометы содержат сложные молекулы, такие как аминокислоты, которые могут быть предшественниками жизни.

2. Кома

Кома — это облако газа и пыли, образующееся вокруг ядра, когда комета приближается к Солнцу. При нагревании ядра происходит испарение льда, что приводит к образованию комы. Кома может достигать размеров в десятки тысяч километров и состоит в основном из:

Водяного пара: Основной компонент комы, который образуется в результате испарения льдАтмосфера

Газов: включает углекислый газ, метан и другие летучие соединения.

Пыли: Мелкие частицы, которые образуют облако вокруг ядра и могут придавать коме характерный цвет.

3. Хвост

Хвост кометы образуется в результате взаимодействия солнечного ветра и излучения с комой. Хвост всегда направлен от Солнца и может быть разделен на два типа:

Ионный хвост: образуется из ионизированных газов, которые вытягиваются солнечным ветромезосфера Этот хвост обычно имеет голубоватый цвет и более прямолинейную форму.

П ылевой хвост: состоит из более крупных частиц пыли, которые не подвержены ионизации. Этот хвост может быть более широким и изогнутымезосфера

Состав комет

Состав комет разнообразен и может варьироваться в зависимости от их происхождения. Основные компоненты включают:

Лед: Основной компонент, представляющий собой замороженные газы. Вода составляет большую часть, но также присутствуют углекислый газ, метан и аммиак.

Пыль: Мелкие частицы, образующиеся из космической пыли и камней. Они могут содержать минералы и органические соединения.

Л етучие вещества: Газы, которые испаряются при нагревании кометы. Это могут быть простые молекулы, такие как водяной пар, и более сложные органические соединения.

Происхождение комет

Происхождение комет связано с формированием Солнечной системы. Считается, что кометы являются остатками первичного материала, из которого образовались планеты. Основные области, откуда происходят кометы, включают:

1. Купол Оорта

Купол Оорта — это гипотетическая область, расположенная на расстоянии от 2 000 до 100 000 астрономических единиц от СолнцАтмосфера Он содержит долгопериодические кометы, которые имеют очень вытянутые орбиты и могут возвращаться к Солнцу раз в десятки тысяч лет. Эти кометы, вероятно, были выброшены из внутренних областей Солнечной системы в результате гравитационного воздействия планет.

2. Пояс Койпера

П ояс Койпера — это область, расположенная за орбитой Нептуна, которая содержит короткопериодические кометы. Эти кометы имеют более короткие орбиты и могут возвращаться к Солнцу каждые несколько лет или десятилетий. Пояс Койпера также является домом для многих карликовых планет, таких как Плутон.

Примеры самых известных комет

Среди множества комет, которые были открыты, несколько из них стали особенно известными:

1. Комета Галлея (1P/Halley)

Комета Галлея — одна из самых известных комет, которая возвращается к Солнцу каждые 75–76 лет. Она была впервые замечена в 240 году до н. э. и наблюдалась 30 раз. Последний раз она появилась в 1986 году, когда была исследована несколькими космическими аппаратами, включая «Виделия» и «Галилео». Комета Галлея стала первой кометой, чье возвращение было предсказано.

2. Комета Энке (2P/Encke)

Комета Энке имеет один из самых коротких периодов обращения — около 3,3 годАтмосфера Она была открыта в 1786 году и названа в честь французского астронома Пьера Мари Энке. Комета известна своим регулярным появлением и была объектом многих наблюдений.

3. Комета Швассмана — Вахмана 3 (73P/Schwassmann-Wachmann)

Комета Швассмана-Вахмана известна тем, что в 1995 году она разделилась на несколько фрагментов, что дало возможность наблюдать за процессом распада кометы. Это событие привлекло внимание астрономов и дало уникальную возможность изучить внутреннее строение кометы.

4. Комета Биелы (3D/Biela)

Комета Биелы известна тем, что в 1852 году она распалась на две части. Она была открыта в 1772 году и стала одной из первых комет, чье поведение привлекло внимание астрономов. Распад кометы стал важным событием в астрономии, так как это дало возможность изучить динамику комет.

5. Комета Борелли (19P/Borrelly)

Комета известна с начала XX века и наблюдается и в наше время с довольно частой периодичностью. Начиная с XXI века, небесное тело изучалось с помощью космического аппарата Deep Space 1, который пролетел на расстоянии всего 2170 км от интересующего учёных объектАтмосфера Благодаря этой операции было получено много новых сведений о строении и своеобразной форме объекта, которые делают комету узнаваемой и являются её визитной карточкой среди других тел. Вид кометы Борелли напоминает кеглю, а сама комета имеет несколько изгибов неправильной формы; Борелли — второй после Галлеи объект, фотографии которого были сделаны крупным планом искусственными спутниками. Борелли довольно часто пролетает рядом с нашей планетой. Последний раз комета сблизилась с Землёй и была заметна 1 февраля 2022, а следующий её перигелий выпадает на ноябрь 2028.

6. Комета Лекселя (D / 1770 L1)

Поначалу вызывает вопросы название данной кометы, ведь названа она была не в честь её первооткрывателя, а в честь учёного, который смог провести расчёты касательно размеров и расположения её орбиты. Небесное тело пролетело ближе всех к нашей планете, из-за чего возникла реальная угроза столкновения. Происшествия не произошло только благодаря удаче, а может — благодаря Юпитеру, который своим притяжением изменил её орбиту. Комета, поменяв направление, покинула Солнечную систему, и вряд ли когда-нибудь будет снова представлять угрозу планете Земля.

Комета Галлея (1P/Halley)	Комета Энке (2P/Encke)	Комета Швассмана - Вахмана 3 (73P/Schwassmann-Wachmann)	Комета Биелы (3D/Biela)	Комета Борелли (19P/Borrelly)	Комета Лекселя (D / 1770 L1)

Астероиды: строение, состав происхождение, примеры самых известных астероидов.

Астероиды — это небольшие небесные тела, которые обращаются вокруг Солнца по орбитам, в основном находящимся между орбитами Марса и ЮпитерАтмосфера Они представляют собой важные объекты для изучения, так как могут дать представление о ранних этапах формирования Солнечной системы.\

Отличительные черты астероидов:

• имеют диаметр больше 30 метров

• вращаются вокруг Солнца

• имеют неправильную форму

• не имеют собственной атмосферы

Строение астероида

Астероиды имеют разнообразную структуру, но можно выделить несколько общих характеристик:

1 . Ядро

Ядро астероида — это его центральная часть, которая может быть как однородной, так и неоднородной. В зависимости от типа астероида ядро может состоять из:

Каменистых материалов: для некоторых астероидов, особенно класса S (силикатные), ядро состоит в основном из силикатов и металлов, таких как никель и железо.

Металлических компонентов: Астероиды класса M (металлические) имеют ядра, состоящие преимущественно из металлов.

Ледяных и углистых веществ: Углистые астероиды (класс C) могут содержать значительное количество органических соединений и воды.

2. Поверхность

Поверхность астероидов может быть покрыта различными типами материалов, включая:

Пыль и мелкие камни: Эти материалы могут образовывать рыхлую корку, которая в свою очередь может скрывать более твердые слои.

Кратеры: на поверхности астероидов часто наблюдаются кратеры, образовавшиеся в результате столкновений с другими небесными телами.

Текстуры: Некоторые астероиды имеют уникальные текстуры и формы, что может указывать на их историю столкновений и взаимодействий в космосе.

Состав астероидов

Состав астероидов варьируется в зависимости от их класса и места в Солнечной системе. Основные классы астероидов включают:

Силикатные астероиды (класс S): состоят в основном из силикатов и металлов. Они часто содержат минералы, такие как оливин и пироксен.

Углистые астероиды (класс C): содержат значительное количество углерода и органических соединений. Они считаются наиболее примитивными и могут хранить информацию о ранних условиях в Солнечной системе.

Металлические астероиды (класс M): состоят преимущественно из металлов, таких как никель и железо. Эти астероиды могут быть остатками более крупных тел, которые разрушились.

Смешанные астероиды (классы X и V): Эти астероиды могут содержать комбинации различных материалов и представляют интерес для изучения их составАтмосфера

Происхождение астероидов

А стероиды представляют собой важные остатки протопланетного диска, из которого в ранней Солнечной системе образовались планеты. Их происхождение можно понять через несколько ключевых этапов.

В начале существования Солнечной системы в её центре находилось молодое Солнце, окруженное диском газа и пыли. Этот протопланетный диск стал источником образования как планет, так и астероидов.

А стероиды сформировались в результате взаимного притяжения плотных облаков газа и пыли, которые вращались вокруг светилАтмосфера Часть из них, как, например, Лютеция, набрала достаточную массу и образовала собственное расплавленное ядро. Однако большинство астероидов не смогли слиться в более крупные тела из-за гравитационного влияния Юпитера, который, достигнув своей гигантской массы, оказал значительное воздействие на динамику этих небесных тел.

На данном этапе образования Солнечной системы астероиды стали концентрироваться в поясе астероидов, расположенном между орбитами Марса и ЮпитерАтмосфера Этот пояс включает в себя миллионы объектов, чьи орбиты могут изменяться под влиянием гравитации планет. Существование такого пояса также связано с тем, что основной частью протопланет, или планетозималей, произошел раскол и выброс, когда Юпитер начал приобретать свою массивность. Некоторые астероиды появились в результате столкновения массивных тел, находившихся в пределах гравитационного поля ЮпитерАтмосфера Кроме того, некоторые астероиды могут происходить из внешних областей Солнечной системы, таких как пояс КойперАтмосфера Эти объекты могут быть выброшены во внутреннюю часть Солнечной системы из-за гравитационных взаимодействий, что добавляет сложности и разнообразия в понимание их происхождения и судьбы.

Примеры самых известных астероидов

Среди множества астероидов, которые были открыты, несколько из них стали особенно известными:

1. Церера (1 Ceres). Церера — это крупнейший астероид в поясе астероидов и первый астероид, открытый в 1801 году. Она имеет диаметр около 940 километров и классифицируется как карликовая планетАтмосфера Церера содержит воду в виде льда и органические соединения, что делает её интересной для изучения.

2. Паллада (2 Pallas) Паллада — второй по величине астероид, открытый в 1802 году. Её диаметр составляет около 512 километров. Паллада имеет сложную форму и считается одним из наиболее массивных объектов в поясе астероидов.

3. Веста (4 Vesta) Веста — третий по величине астероид и один из наиболее изученных. Она была исследована космическим аппаратом Dawn, который предоставил данные о её поверхности и внутреннем строении. Веста имеет диаметр около 525 километров и считается «планетой-остатком», сохранившей свою первозданную структуру.

4. Эрос (433 Eros) Эрос — это астероид, который был первым объектом, исследованным с помощью космического аппарата (NEAR Shoemaker) в 2001 году. Он имеет вытянутую форму и диаметр около 16 километров. Эрос стал первым астероидом, на который сел космический аппарат.

5. Гигея (10 Hygiea) — самый распространённый тип астероида с углеродистым содержимымезосфера Диаметр составляет 407 км, и он является крупнейшим углеродным астероидом в главном поясе астероидов, который находится между орбитами Марса и ЮпитерАтмосфера Гигея имеет неправильную форму и низкое альбедо, что делает её трудной для наблюдения.

6. Интерамния (704 Interamni) — относится к астероидам редкого спектрального класса F. Диаметр составляет 326 кмезосфера Этот астероид был открыт в 1910 году и имеет уникальные характеристики, которые отличают его от более распространённых классов астероидов, таких как углеродные и силикатные.

7. Европа (52 Europa) — имеет вытянутую орбиту, диаметр составляет 302,5 кмезосфера Она известна своей пористой поверхностью, что может указывать на наличие водяного льда или других летучих веществ в её составе. Это делает Европу интересным объектом для дальнейших исследований в контексте формирования планет и их спутников.

8. Давида (511 Davida)— диаметр варьируется от 270 до 326 кмезосфера Этот астероид также принадлежит к углеродному классу и представляет собой интересный объект для изучения из-за своей структуры и составАтмосфера

9. Сильвия (87 Sylvia) — имеет как минимум два спутника, что делает её одной из немногих известных двойных систем среди астероидов. Его диаметр составляет 232 км, и она может предоставить ценную информацию о процессе формирования малых тел в Солнечной системе.

10. Гектор (624 Hektor) — размер составляет 370 × 195 × 205 км с формой, похожей на арахис. Он состоит из скальных пород и льда, что делает его уникальным среди других астероидов благодаря своей необычной форме и составу.

11. Евфросина (31 Euphrosyne)— размер варьируется от 248 до 270 кмезосфера Это один из более крупных астероидов в главном поясе, который также представляет интерес для астрономов благодаря своим характеристикам и возможному наличию воды

Церера (1 Ceres).	(2 Pallas)	Веста (4 Vesta)	Эрос (433 Eros)	Гигея (10 Hygiea)	Интерамния (704 Interamni)
Европа (52 Europa)	Давида (511 Davida)	Сильвия (87 Sylvia)	Гектор (624 Hektor)	Евфросина (31 Euphrosyne)

Метеориты и метеоры: строение, состав, происхождение. примеры самых известных.

Метеориты и метеоры являются важными объектами изучения в астрономии и планетологии. Они представляют собой осколки космических тел, которые дают нам представление о составе и эволюции Солнечной системы. Понимание этих небесных объектов не только помогает ученым в исследовании космоса, но и имеет практическое значение для планирования будущих космических миссий и защиты Земли от потенциальных угроз.

Метеоры представляют собой явления, возникающие при сгорании малых небесных тел (метеороидов) в атмосфере Земли. Это явление часто называют "падающей звездой", хотя это не совсем корректно. Метеоры могут быть одиночными или наблюдаться в составе метеорных потоков.

Метеориты — это твердые небесные тела, которые достигают поверхности Земли или других планет, не полностью сгорев в атмосфере. Они могут быть различного размера, от небольших частиц до массивных тел весом в тонны.

Строение метеоритов

Метеориты состоят из различных минералов и металлов, которые могут дать ценную информацию о происхождении и эволюции Солнечной системы. Основные компоненты метеоритов включают:

• Силикатные минералы: такие как оливин и пироксен, которые составляют основную массу каменных метеоритов.

• Металлы: в основном железо и никель, которые преобладают в железных метеоритах.

• Карбонаты и сульфиды: встречаются в некоторых редких метеоритах и могут указывать на процессы, происходившие в условиях высокой температуры и давления.

Классификация метеоритов по составу

Метеориты классифицируются на три основные группы:

1. Каменные метеориты (92,8% всех метеоритов):

Хондриты: содержат небольшие гранулы (хондры), которые образовались в ранней Солнечной системе. Они делятся на оксидационные хондриты и сульфидные хондриты.

Ахондриты: не содержат хондр и представляют собой осколки более крупных тел, таких как планеты или астероиды.

2. Железные метеориты (5,7% всех метеоритов):

Состоят преимущественно из железа и никеля. Они образовались в результате дифференциации крупных астероидов, когда тяжелые металлы оседали в ядре.

3. Железокаменные метеориты (1,5% всех метеоритов):

Содержат как металлические, так и силикатные компоненты. Они являются промежуточной формой между каменными и железными метеоритами.

Происхождение метеоритов

Метеориты происходят из различных источников:

Астероиды: большинство метеоритов являются осколками астероидов, находящихся в Главном поясе между Марсом и Юпитеромезосфера Кометы: некоторые метеориты могут происходить от комет, состоящих из льда и пыли. Лунные и марсианские метеориты: осколки Луны или Марса, выброшенные в космос при ударах.

Процесс образования метеоров

Когда метеороиды входят в атмосферу Земли со скоростью от десятков до сотен километров в секунду:

1. Вход в атмосферу: Метеороиды сталкиваются с молекулами воздуха на высоте около 80 километров.

2. Сжатие воздуха: при входе происходит резкое сжатие воздуха перед телом, что вызывает его нагревание до нескольких тысяч градусов по Цельсию.

3. Сгорание: Температура может достигать нескольких тысяч градусов по Цельсию, что приводит к испарению самого тела и образованию яркого светового следАтмосфера

4. Яркий след обычно исчезает за считанные секунды; однако иногда он может сохраняться дольше под воздействием воздушных течений на высоте.

Известные метеориты

1. Гоба (Hoba): Найден в Намибии в 1920 году. Масса около 60 тонн; считается самым большим известным метеоритом на Земле. Состоит почти полностью из железа с высоким содержанием никеля.

2. Альенде: Углистый метеорит, который считается наиболее изученным из всех. Возраст кальциево-алюминиевых включений превышает 4,6 миллиарда лет.

3. Мурчисонский метеорит: упал в Австралии в 1969 году. Весил 108 килограммов; содержит более 14 тысяч органических соединений, включая 70 аминокислот.

4. Тунгусский метеорит: произошел 30 июня 1908 года в Сибири. Вызвал мощный взрыв, уничтоживший огромную территорию леса; мощность взрыва оценивалась в 10–15 мегатонн тротилАтмосфера

5. Челябинский метеорит: вошел в атмосферу над Челябинском 15 февраля 2013 годАтмосфера Вызвал мощный взрыв; до Земли долетело не более 0,05% изначальной массы.

Гоба	Альенде	Мурчисонский	Тунгусский	Челябинский

Различия между понятиями

Метеороид – это малое космическое тело размером от микрометра до нескольких метров.

Метеор – это светящийся след, оставляемый при сгорании метеороидов в атмосфере.

Метеорит – это тот же самый объект после того, как он достиг поверхности Земли или другой планеты.

Характеристика Солнца (спектр, светимость, химический состав, температура и реакции, происходящие в нём, оболочки)

С олнце — это звезда, являющаяся центральным объектом нашей Солнечной системы. Оно играет ключевую роль в поддержании жизни на Земле и является источником света и теплАтмосфера В этом тексте мы рассмотрим несколько важных аспектов, касающихся Солнца: спектр, светимость, химический состав, температура и реакции, происходящие в нём, а также его оболочки.

Спектр Солнца

Спектр Солнца представляет собой распределение электромагнитного излучения, которое оно испускает. Это излучение можно разделить на несколько диапазонов:

1. Непрерывный спектр: В видимой области спектра Солнце излучает непрерывный спектр света, который охватывает все цвета радуги. Наиболее интенсивная часть этого спектра находится в синезеленой области (длина волн около 4300–5000 Å).

2. Ф раунгоферовы линии: на фоне непрерывного спектра присутствуют темные линии поглощения, известные как фраунгоферовы линии. Эти линии возникают из-за поглощения света атомами и молекулами в атмосфере СолнцАтмосфера Их наличие позволяет астрономам определять химический состав солнечной атмосферы.

3. Спектр излучения: Солнце также излучает в инфракрасной и ультрафиолетовой областях спектрАтмосфера Ультрафиолетовое излучение играет важную роль в фотосинтезе и других процессах на Земле.

Светимость Солнца

Светимость — это количество энергии, которое излучает звезда за единицу времени. Для Солнца светимость составляет примерно 3.828×10263.828×1026 ватт. Эта величина используется как стандарт для сравнения светимости других звезд.

Солнечная постоянная: это мощность солнечного излучения, проходящего через единичную площадь, перпендикулярную солнечным лучам на расстоянии одной астрономической единицы от Солнца (примерно 1,37 кВт/м²). Она определяет количество солнечной энергии, достигающей Земли.

Изменение светимости: Светимость Солнца не является постоянной величиной; она колеблется в зависимости от солнечной активности и циклов, таких как 11-летний цикл солнечных пятен.

Химический состав

Химический состав Солнца в основном состоит из двух элементов:

Водород: около 73% массы Солнца — это водород. Он является основным топливом для термоядерных реакций в ядре звезды.

Гелий: около 25% массы составляют атомы гелия, которые образуются в результате термоядерного синтеза водородАтмосфера

Кроме того, менее 2% массы составляют более тяжелые элементы, такие как углерод (0,3%), кислород (0,8%), азот (0,1%) и другие элементы таблицы МенделеевАтмосфера

Температура и реакции

Температура внутри Солнца варьируется от поверхности до ядра:

Поверхность (фотосфера): Температура составляет около 5,500 °C.

Ядро: В центре температура достигает примерно 15 миллионов градусов Цельсия.

Ядерные реакции. Основной процесс, обеспечивающий энергию для Солнца — это термоядерный синтез. В ядре происходит протон-протонный цикл:

• Два атома водорода сливаются, образуя дейтерий (изотоп водорода), выделяя позитрон и нейтрино.

• Дейтерий соединяется с другим атомом водорода, образуя гелий-3.

• Два атома гелия-3 могут соединиться и образовать гелий-4 с выделением двух протонов.

• Эти реакции выделяют огромное количество энергии в виде света и теплАтмосфера

Оболочки Солнца

Солнце состоит из нескольких слоев или оболочек:

1. Ядро: Внутренний слой, где происходят термоядерные реакции.

2. Радиационная зона: Область вокруг ядра, где энергия передается наружу путем радиационного переносАтмосфера Здесь температура постепенно снижается от ядра к поверхности.

3. Конвективная зона: В этой области происходит конвекция — горячие газы поднимаются к поверхности, охлаждаются и опускаются обратно.

4. Фотосфера: это видимая поверхность Солнца с температурой около 5,500 °C. Она излучает свет и является источником солнечного светАтмосфера

5. Хромосфера: Тонкий слой над фотосферой с температурой до 20,000 °C. Здесь наблюдаются солнечные вспышки и другие активные процессы.

6. Корона: Внешняя атмосфера Солнца с температурой до нескольких миллионов градусов Цельсия. Корона видна во время солнечного затмения как яркая оболочка вокруг диска СолнцАтмосфера

Планета Земля: положение в солнечной системе, форма, размер, вращение, орбита и их значение

Земля — это третья по удаленности от Солнца планета Солнечной системы и единственное известное в настоящее время тело, на котором существует жизнь. В этом тексте мы подробно рассмотрим положение Земли в Солнечной системе, ее форму, размер, вращение, орбиту и их значение.

Положение Земли в Солнечной системе

З емля находится на третьей орбите от Солнца, между Венерой и Марсомезосфера В Солнечной системе существует восемь основных планет, которые расположены в порядке увеличения расстояния от Солнца:

• Меркурий

• Венера

• Земля

• Марс

• Юпитер

• Сатурн

• Уран

• Нептун

Земля обращается вокруг Солнца по эллиптической орбите, что приводит к изменению расстояния между планетой и звездой в течение годАтмосфера Среднее расстояние от Земли до Солнца составляет примерно 149,6 миллиона километров (1 астрономическая единица).

Положение Земли в Солнечной системе имеет критическое значение для существования жизни. Она находится в так называемой "зоне обитаемости", где температура позволяет воде находиться в жидком состоянии, что является необходимым условием для жизни.

Форма Земли

Земля имеет форму, близкую к сферической, однако она не является идеальной сферой. Из-за вращения планеты вокруг своей оси Земля немного сплюснута на полюсах и выпукла на экваторе. Эта форма называется геоидомезосфера

Геоид: это модель формы Земли, которая учитывает неровности поверхности и вариации в гравитационном поле. Геоид представляет собой уровень моря, если бы он был продолжен под сушей.

Форма Земли влияет на распределение гравитации и климатические условия. Например, из-за экваториального выпуклости экваториальная радиус Земли больше полярного радиуса на около 21 километр.

Размер Земли

Земля — пятая по размеру планета в Солнечной системе. Основные параметры:

Диаметр: Средний диаметр Земли составляет около 12,742 километров.

Объем: Объем Земли примерно равен 1×10²¹ кубических километров.

Масса: Масса Земли составляет приблизительно 5.97×10²⁴ килограммов.

Эти размеры определяют гравитацию на поверхности планеты, которая составляет примерно 9.81 м/с². Гравитация влияет на атмосферу, водные массы и движение объектов на поверхности.

Вращение Земли

Земля вращается вокруг своей оси с запада на востоколо Это вращение имеет несколько ключевых характеристик:

Период вращения: Один полный оборот занимает около 24 часов, что определяет длительность суток.

Скорость вращения: на экваторе скорость вращения составляет около 1670 километров в час.

Вращение Земли приводит к смене дня и ночи, а также влияет на климатические условия и погодные явления. Кроме того, оно вызывает эффект Королиолиса, который влияет на направление движения ветров и океанских течений.

Орбита Земли

Земля движется по эллиптической орбите вокруг Солнца с периодом одного года (365,25 дней). Основные характеристики орбиты:

Среднее расстояние до Солнца: около 149,6 миллионов километров (1 астрономическая единица).

Эксцентриситет: Эксцентриситет орбиты Земли составляет примерно 0.0167, что указывает на ее близость к круговой форме.

Наклон оси: Ось вращения Земли наклонена относительно плоскости ее орбиты под углом около 23.5 градусов. Этот наклон является причиной смены времен годАтмосфера

Орбита Земли и ее наклон имеют важное значение для климата нашей планеты. Изменение угла наклона оси приводит к различиям в количестве солнечного света, получаемого разными регионами в течение годАтмосфера

Значение характеристик

Каждый из этих аспектов — положение в Солнечной системе, форма, размер, вращение и орбита — играет ключевую роль в поддержании жизни на Земле:

Положение: Нахождение в зоне обитаемости позволяет воде оставаться в жидком состоянии.

Форма: Геоидная форма влияет на распределение гравитации и атмосферное давление.

Размер: определяет силу гравитации и удержание атмосферы.

Вращение: обеспечивает смену дня и ночи и влияет на климатические условия.

Орбита: определяет сезоны и климатические изменения.

Эти характеристики делают Землю уникальной среди других планет в нашей солнечной системе и важной для существования жизни как мы ее знаемезосфера

Луна- естественный спутник Земли (характеристика, происхождение)

Луна — это единственный естественный спутник Земли и пятый по величине спутник в Солнечной системе. Она играет важную роль в жизни нашей планеты, влияя на океанские приливы, климат и даже на биологические ритмы.

Характеристика Луны

Л уна движется вокруг Земли по эллиптической орбите с эксцентриситетом около 0,0549. Среднее расстояние от Луны до Земли составляет примерно 384 401 километров, при этом оно варьируется от 356 400 до 406 800 километров в зависимости от положения Луны на орбите.

Диаметр: Луна имеет диаметр около 3 474 километров, что составляет примерно 27% диаметра Земли.

Радиус: Радиус Луны составляет около 1 737 километров.

Масса: Масса Луны составляет около 7.35×10²² килограммов, что примерно в 81 раз меньше массы Земли.

Плотность: Плотность Луны составляет около 3,34 г/см³, что значительно ниже плотности Земли (5,52 г/см³).

С труктура Луны

Структура Луны включает несколько основных слоев:

• Кора: Толщина коры варьируется от 50 до 100 километров. Она состоит в основном из анортозита — магматического минерала, содержащего плагиоклазы и пироксены. Кора покрыта слоем лунного грунта, называемого «реголит».

• Мантия: Мантия простирается до глубины около 1 000 километров и состоит из более темных и менее плотных материалов, таких как магний, железо и окислы кремния.

• Ядро: Ядро Луны имеет радиус около 1 500 километров и состоит из твёрдой внутренней части радиусом около 240 километров и жидкой внешней части толщиной около 300 километров. Основным химическим элементом в составе ядра является железо.

Поверхность Луны

Поверхность Луны покрыта кратерами разного размера, образовавшимися в результате бомбардировки метеоритами на протяжении миллиардов лет. Большинство кратеров имеют диаметр более одного километра, а самый большой кратер на Луне — Бассейн Южный полюс — Эйткен с диаметром около 2 240 километров.

М атерики и моря: Поверхность Луны можно условно разделить на два типа: светлые области (материки) и темные области (моря). Материки состоят из горных пород, которые были сформированы в начале истории Луны, когда она была еще горячей и расплавленной. Моря представляют собой темные области, покрытые базальтовыми породами, образованными в результате поздних извержений лавы.

Типы рельефа: на сегодняшний день современная астрономия оперирует четырнадцатью видами рельефа земного спутника:

• Болото – низина, более светлая, чем море.

• Борозда – неглубокая, узкая депрессия.

• Горы – возвышенный массив.

• Гряда – бесформенная линейная возвышенность.

• Долина – ровная поверхность извилистой формы.

• Залив – вдающаяся в сушу часть моря.

• Кратер – углубление в виде кольца, окаймлённое валомезосфера

• Море – глубокая, тёмная низинАтмосфера

• Мыс – выступающая часть материка, направленная в море.

• Озеро – пониженная область, по размерам меньше морской поверхности.

• Океан – территория, значительно превышающая море.

• Равнина – низменная область с прямой поверхностью.

• Сброс – структура в виде облома, обрыва, уступАтмосфера

• Цепочка – формация из кратеров.

Происхождение Луны

Существует несколько теорий о происхождении Луны, но наиболее признанной является гипотеза столкновения:

1. Гипотеза гигантского удара

Согласно этой теории, Луна образовалась в результате столкновения молодой Земли с крупным объектом размером с Марс (названным Тейя) примерно 4,5 миллиарда лет назад. Это столкновение привело к выбросу большого количества материала в околоземное пространство, который затем слился и сформировал Луну.

Эта гипотеза объясняет многие наблюдаемые факты о Луне:

• Сходство изотопного состава кислорода на Земле и Луне.

• Низкое содержание летучих элементов на Луне.

• Угловой момент системы Земля-Луна соответствует ожидаемым значениям для такого столкновения.

2. Теория совместного формирования: Спутники могут образовываться одновременно с родительскими планетами.

3. Теория захвата: Гравитация Земли «зацепила» пролетающее мимо тело.

4. Теория испарения: Эта модель формирования спутника исходит от эстонского астронома Эрнста Юлиуса Эпика, который предположил, что раннюю Землю окружали кольца из захваченных каменистых обломков.

5. Гипотеза захвата множества мелких спутников: Эта версия предполагает захват не одного объекта, а череды более мелких небесных тел.

6. Гипотеза деления: Британский астроном Джордж Говард Дарвин предложил теорию деления, согласно которой Луна «откололась» от Земли в самом начале существования Солнечной системы.

Существуют также теории о том, что Луна может быть искусственным объектом; однако такие предположения считаются антинаучными.

«Лунные моря»

Л унные моря представляют собой обширные, залитые некогда базальтовой лавой низины. Изначально данные образования считали обычными морями. Впоследствии, когда это было опровергнуто, менять название не стали. Лунные моря занимают около 40 % видимой площади Луны.

Электромагнитное поле Земли (строение, образование, свойства, значение)

Электромагнитное поле Земли представляет собой сложную и многоуровневую структуру, которая охватывает всю планету и играет важную роль в различных природных процессах. 

Электромагнитное поле — это совокупность неразрывно связанных между собой переменных электрического и магнитного полей.

Строение электромагнитного поля Земли

Электромагнитное поле Земли состоит из двух основных компонентов: электрического поля, создаваемого электрическими зарядами заряженных частиц в пространстве, и магнитного поля, образующегося при движении электрических зарядов по проводнику.

Электрическое поле

Электрическое поле Земли представляет собой естественное электрическое поле, возникающее в результате разделения и накопления электрических зарядов на поверхности планеты и в атмосфере. Оно наблюдается в атмосфере, ионосфере, магнитосфере и на поверхности Земли.

Основные характеристики электрического поля Земли:

1. Н апряженность электрического поля: Среднее значение напряженности электрического поля на поверхности Земли составляет около 130 Вольт на метр (В/м). Это значение может варьироваться в зависимости от местоположения и атмосферных условий.

2. Н аправление электрического поля: Электрическое поле направлено от положительных зарядов к отрицательнымезосфера На поверхности Земли это поле создается в основном за счет разделения зарядов между атмосферой и земной поверхностью.

3. Наличие Эквипотенциальных поверхностей: Точки с одинаковым электрическим потенциалом образуют эквипотенциальные поверхности. Эти поверхности не пересекаются и показывают, что работа по перемещению заряда вдоль них равна нулю.

4. Влияние атмосферных процессов: Электрическое поле Земли подвержено влиянию атмосферных явлений, таких как грозы и ионизация, что может приводить к изменению его характеристик.

Природа электрического поля Земли

Электрическое поле Земли возникает в результате разделения зарядов между поверхностью планеты и атмосферой. Основными источниками зарядов являются:

• Ионизация атмосферы космическими лучами и солнечным излучением

• Электрические токи, возникающие при взаимодействии солнечного ветра с магнитосферой

• Грозовые разряды и другие атмосферные явления

Эти процессы приводят к накоплению отрицательных зарядов на поверхности Земли и положительных зарядов в атмосфере, создавая разность потенциалов и, как следствие, электрическое поле.

Магнитное поле

Магнитное поле Земли — это поле, создаваемое движением электрически заряженных частиц внутри Земли, в основном в её внешнем ядре. Это поле имеет сложную структуру и охватывает всю планету, включая атмосферу и магнитосферу.

Основные характеристики магнитного поля Земли

1. Г еометрическая структурАтмосфера Дипольная модель: Магнитное поле Земли можно представить как поле, создаваемое магнитным диполем, расположенным в центре планеты и наклоненным относительно оси вращения Земли на угол около 11 градусов. При этом линии магнитного поля выходят из северного магнитного полюса и входят в южный, образуя замкнутые контуры.

2. Н апряженность магнитного поля: Характеристикой любого магнитного поля служит вектор его напряжённости H – величина, не зависящая от среды и численно равная магнитной индукции в вакууме. Собственное магнитное поле Земли является суммой полей, созданных различными источниками. Принято считать, что на поверхности планеты магнитное поле складывается из: поля, создаваемого однородной намагниченностью земного шара (дипольное поле); поля, связанного с неоднородностью глубоких слоёв земного шара (поле мировых аномалий); поля, обусловленного намагниченностью верхних частей земной коры ; поля, вызываемого внешними причинами; поля вариаций, также связанных с источниками, расположенными вне земного шарАтмосфера Напряженность магнитного поля Земли сравнительно невелика: значение напряженности изменяется от 52,5 А/м на полюсе до 26,3 А/м на экваторе.

3. Направление магнитного поля: Магнитные и географические полюса Земли не совпадают друг с другомезосфера Южный магнитный полюс находится вблизи северного географического полюса вблизи северного берега озера Виктория (Канада). Северный магнитный полюс находится вблизи южного географического полюса вблизи берегов Антарктиды. Магнитные полюса Земли перемещаются (дрейф магнитных полюсов).

4. Временные изменения

• Долгосрочные изменения: Магнитное поле подвержено изменениямезосфера С 1990-х северный магнитный полюс ускорился в четыре раза и сейчас преодолевает около 65 километров в год. По прогнозу Канадской геомагнитной службы, к 2050 году он будет находиться в районе архипелага Северная Земля.

• Краткосрочные изменения: Причина кратковременных изменений магнитного поля Земли – действие «солнечного ветра», т. е. действие потока заряженных частиц, выбрасываемых Солнцемезосфера Магнитное поле этого потока взаимодействует с магнитным полем Земли, возникают «магнитные бури». На частоту и силу магнитных бурь влияет солнечная активность. В годы максимума солнечной активности (один раз в каждые 11,5 лет) возникают такие магнитные бури, что нарушается радиосвязь, а стрелки компасов начинают непредсказуемо «плясать». Результатом взаимодействия заряженных частиц «солнечного ветра» с атмосферой Земли в северных широтах является такое явление, как «полярное сияние».

Природа магнитного поля Земли

Природа магнитного поля Земли обусловлена движением расплавленного железа и никеля в её внешнем ядре, что создает электрические токи. Эти токи, в свою очередь, порождают магнитное поле. Дополнительно, солнечный ветер и взаимодействие с магнитосферой также влияют на характеристики магнитного поля, создавая динамическую систему, которая изменяется во времени.

Образование электромагнитного поля

О бразование электромагнитного поля Земли связано с несколькими процессами:

• Динамика жидкого ядра: Движения расплавленного железа и никеля в жидком внешнем ядре создают электрические токи, которые, в свою очередь, генерируют магнитное поле. Эти токи возникают из-за конвективных потоков (Конвекция — это физическое явление, которое состоит в переносе теплоты в жидкой, газовой или сыпучей среде потоками вещества), которые формируются под воздействием разницы температур и давления в ядре. Сила Кориолиса (- одна из сил инерции, использующаяся при рассмотрении движения материальной точки относительно вращающейся системы отсчёта) приводит к образованию вихрей, что усиливает процесс генерации магнитного поля.

• Солнечная активность: Взаимодействие магнитного поля Земли с солнечным ветром и космическими частицами также влияет на структуру и динамику электромагнитного поля. Солнечные вспышки могут вызывать магнитные бури, которые изменяют напряженность и направление магнитного поля, а также в лияют на электрические токи в атмосфере и ионосфере.

• Атмосферные явления: Различные атмосферные явления, такие как грозы и электрические разряды, могут изменять локальное электрическое поле. Например, в процессе формирования грозы происходит ионизация воздуха, что приводит к возникновению электрических токов и разрядов. Эти процессы создают сложные взаимодействия между электрическим и магнитным полями, влияя на атмосферное электричество

Свойства электромагнитного поля

Электромагнитное поле Земли обладает рядом свойств, каждое из которых играет важную роль в его поведении и взаимодействии с окружающей средой:

1. Скалярные и векторные свойства: Электрическое поле Земли можно описать как скалярное поле, где каждому месту соответствует значение электрического потенциалАтмосфера Напряженность электрического поля, в свою очередь, является векторной величиной, имеющей направление и модуль. Эти два типа свойств позволяют описывать как распределение потенциала, так и силу, действующую на заряженные частицы в поле.

2. Поперечное по своей природе: Электромагнитные волны, которые являются возмущениями в электромагнитном поле, имеют поперечную природу. Это означает, что колебания электрического и магнитного полей происходят перпендикулярно направлению распространения волны. Это свойство важно для понимания того, как электромагнитные волны взаимодействуют с различными средами.

3. Проявляет двойственную природу: это означает, что его можно рассматривать как волну и как поток частиц (фотонов). Эта двойственность позволяет объяснить различные явления, такие как дифракция и интерференция, а также взаимодействие электромагнитного излучения с материей.

4. Принцип суперпозиции: то есть результирующее поле в любой точке пространства является векторной суммой полей, создаваемых всеми источниками. Это свойство позволяет анализировать сложные поля, состоящие из нескольких источников, и предсказывать их поведение.

5. Скорость распространения: Электромагнитные волны распространяются в вакууме со скоростью света, которая составляет примерно 299,792 километра в секунду. Эта скорость является предельной для передачи информации и энергии в природе.

Значение электромагнитного поля

Электромагнитное поле Земли имеет важное значение для жизни на планете:

1. Навигация: используется в навигационных системах, таких как GPS, а также в традиционных компасах, которые ориентируются на магнитные полюсАтмосфера

2. Защита от радиации: Электромагнитное поле Земли защищает планету от радиации благодаря своему магнитному компоненту, который образует магнитосферу. Эта магнитосфера играет ключевую роль в отклонении солнечного ветра и других космических частиц, которые могут быть вредны для жизни на Земле. (МАГНИТОСФЕ́РА Земли, заполненная плазмой полость, образующаяся в потоке солнечного ветра при его взаимодействии с геомагнитным полемезосфера)

3. Биологические процессы: Исследования показывают, что электромагнитные поля могут влиять на биологические процессы, включая фотосинтез растений и другие жизненно важные функции. Например, исследования показывают, что естественные электромагнитные поля, хотя и имеют малую интенсивность, оказывают влияние на фотосинтез. Растения, развивающиеся в условиях большего влияния электромагнитного окружения, могут лучше адаптироваться к изменениям в окружающей среде, что особенно важно в условиях изменяющегося климатАтмосфера

Гравитационное поле Земли (строение, образование, свойства, значение)

Гравитационное поле Земли — это важный физический феномен, который определяет взаимодействие Земли с другими объектами в её околоземном пространстве. Это поле не только влияет на поведение объектов на поверхности нашей планеты, но и играет ключевую роль в поддержании атмосферы и водных масс. В этом тексте мы подробно рассмотрим строение гравитационного поля Земли, его образование, свойства и значение.

Строение гравитационного поля Земли

Г равитационное поле Земли можно представить как трехмерное пространство, в котором сила тяжести направлена к центру планеты. Основные характеристики его строения:

• Изотропность: Гравитационное поле Земли в основном изотропно, что означает, что сила тяжести одинаково направлена во всех направлениях от центра планеты.

• Сила тяжести: на поверхности Земли сила тяжести варьируется в зависимости от высоты над уровнем моря и географического положения. На экваторе она составляет примерно 9,78 м/с², а на полюсах — около 9,83 м/с².

• Гравитационный потенциал: Гравитационное поле можно описать с помощью гравитационного потенциала, который показывает работу, необходимую для перемещения единичной массы из бесконечности к данной точке в поле.

• Геоид: Форма гравитационного поля также связана с геоидом — моделью формы Земли, которая учитывает неровности поверхности и вариации в гравитационном поле. Геоид представляет собой уровень моря, если бы он был продолжен под сушей.

• Напряженность гравитационного поля: Гравитационное поле характеризуется вектором напряженности (обозначаемым символом G), который направлен к центру Земли. Численное значение напряженности определяется формулой ускорения свободного падения и составляет примерно 9.81 м/с² вблизи поверхности Земли.

О бразование гравитационного поля

Гравитационное поле Земли образуется благодаря массе планеты и её распределению:

Масса Земли: Гравитационное поле создается благодаря притяжению массы Земли. Чем больше масса объекта, тем сильнее его гравитационное поле.

Распределение массы: Неоднородное распределение массы внутри Земли (ядро, мантия и кора) приводит к вариациям в силе тяжести. Например, горные цепи и глубокие океаны влияют на локальные изменения гравитационного поля.

Влияние Луны и Солнца: Гравитационное поле Земли также подвержено влиянию других небесных тел, таких как Луна и Солнце. Их притяжение вызывает приливы и отливы в океанах. Луна создает свое собственное гравитационное поле, которое приводит в движение водные массы на Земле.

Свойства гравитационного поля

Гравитационное поле имеет несколько ключевых свойств:

1. Прямолинейность: Гравитационные линии силы направлены к центру Земли и не меняют своего направления при движении по полю.

2. Сила тяжести: как уже упоминалось, сила тяжести варьируется в зависимости от высоты и географического положения. Это связано с изменением расстояния до центра планеты и влиянием других объектов.

3. З акон всемирного тяготения: Гравитационное взаимодействие между двумя объектами описывается законом всемирного тяготения Исаака Ньютона, который утверждает, что сила притяжения пропорциональна произведению масс объектов и обратно пропорциональна квадрату расстояния между ними.

4. Всепроникновение: Способность проникать сквозь любые веществАтмосфера

5. Неоднородность: Сила тяжести сильнее вблизи тела и уменьшается по мере отдаления от него.

6. Направление: Вектор гравитационного поля всегда направлен к центру Земли.

7. Изменчивость: Величина гравитационного поля может изменяться в зависимости от высоты и географического положения.

8. Пропорциональность: Гравитационное поле пропорционально массе объекта; чем больше масса, тем сильнее её гравитационное воздействие.

9. Непрерывность: Гравитационное поле является непрерывным и существует везде в пространстве вокруг Земли.

10. Линейность: Гравитационное поле подчиняется принципу суперпозиции; общее гравитационное воздействие на точку является суммой воздействий всех масс.

Значение гравитационного поля

1. Гравитационное поле Земли имеет огромное значение для жизни на планете:

2. Поддержание атмосферы: Гравитация удерживает атмосферу вокруг Земли, что позволяет существовать жизни и защищает нас от космического излучения.

3. Приливы и отливы: Гравитационные взаимодействия между Землёй и Луной вызывают приливы и отливы в океанах. Это явление влияет на морскую экосистему и климатические условия. Две трети нашей планеты покрыто Мировым океаномезосфера Под воздействием силы притяжения спутника его поверхность поднимается с двух сторон (прилив) и опускается с двух других (отлив). За сутки приливная волна полностью обегает Земной шар дважды.

4. Орбиты спутников: Гравитационное поле определяет орбиты искусственных спутников вокруг Земли. Это позволяет проводить наблюдения за планетой и проводить различные исследования.

5. Навигация и транспорт: Знание о гравитационном поле важно для навигации как на поверхности Земли (например, при использовании GPS), так и для космических миссий.

6. Прогнозирование природных явлений: Зная механизм изменения гравитационного поля, можно прогнозировать различные природные явления, такие как наводнения или землетрясения. Также можно рассчитывать пиковые значения приливно-отливных вариаций в определенных точках земной поверхности.

7. Исследование внутреннего строения планеты: Аномалии гравитационного поля помогают узнать распределение неоднородностей по плотности в земной коре и верхней части мантии, проводить тектоническое районирование и искать полезные ископаемые.

Тепловое поле Земли (строение, образование, свойства, значение)

Тепловое поле Земли — одно из геофизических полей, которое отражает распределение температуры в глубоких недрах Земли.

С троение теплового поля Земли

Тепловое поле Земли отражает распределение температуры в глубоких недрах планеты. Оно состоит из двух основных частей:

Приповерхностное тепловое поле, которое формируется под влиянием солнечной радиации и колебаний температуры на поверхности. На глубине около 10–15 метров температура становится практически постоянной и равной среднегодовой температуре данной местности. Этот слой называется слоем постоянных температур. Выше него располагается сезонно-активный слой, где температура изменяется в течение года, а ниже - зона затухания суточных колебаний температуры.

Глубинное тепловое поле, которое связано с эндогенными источниками тепла внутри Земли. Температура горных пород с глубиной закономерно возрастает, отражая интенсивность поступления тепловой энергии из недр к поверхности. Эта интенсивность выражается величиной геотермического градиента - приращением температуры с глубиной. Средний геотермический градиент составляет около 3°С на 100 метров глубины. Однако его значения могут существенно различаться в зависимости от геологических условий.

Образование теплового поля Земли

Тепловое поле Земли формируется под действием двух основных групп источников тепла:

1. Внутренние источники тепла:

• Радиогенное тепло, выделяющееся при распаде радиоактивных элементов (U, Th, K) в горных породах. Этот источник обеспечивает около 50% теплового потока из недр Земли.

• Тепло, обусловленное различными эндогенными процессами: гравитационной дифференциацией вещества, плавлением, химическими реакциями и т. д.

• Остаточное тепло, сохранившееся с момента формирования Земли из протопланетного облакАтмосфера Этот источник постепенно истощается.

• Приливное трение, вызванное притяжением Луны и СолнцАтмосфера Его вклад незначителен.

2. Внешние источники тепла:

• Солнечная радиация, вызывающая суточные и сезонные колебания температуры в приповерхностном слое. Этот источник определяет тепловой режим только верхних слоев земной коры.

Вклад внутренних источников тепла преобладает и определяет общий тепловой режим Земли. Около 90% теплового потока Земли обусловлено внутренними источниками.

Свойства теплового поля Земли

1. Высокое постоянство глубинного теплового поля, не зависящего от колебаний солнечной активности. Это связано с большой тепловой инерцией недр Земли.

2. Относительное постоянство средних тепловых потоков с поверхности континентов и океанов, отклоняющихся от среднего значения не более чем в 5–7 раз. Это свидетельствует о равномерном распределении источников тепла в недрах планеты.

3. Максимальные значения теплового потока наблюдаются в рифтовых зонах океанов и континентов, а также в активных частях трансформных разломов. Это связано с интенсивным тепловыделением в этих геологически активных областях.

4. П реобладание кондуктивного (молекулярного) механизма теплопереноса в литосфере и переход к конвективному механизму в подлитосферной мантии. Это обусловлено различиями в реологических свойствах этих оболочек.

Значение теплового поля Земли

1. Изучение теплового поля позволяет получать информацию о внутреннем строении и эволюции Земли, тектонических процессах. Аномалии теплового потока указывают на геологически активные зоны, связанные с процессами плавления, магматизма и рудообразования.

2. Данные о тепловом потоке используются в геотермии для оценки геотермических ресурсов и поиска месторождений полезных ископаемых. Повышенные значения теплового потока могут свидетельствовать о наличии гидротермальных систем и связанных с ними месторождений.

3. Знание теплового режима необходимо при строительстве зданий и сооружений, проектировании подземных коммуникаций. Учет теплового поля позволяет оптимизировать энергозатраты на отопление и охлаждение.

4. Тепловое поле оказывает влияние на циркуляцию подземных вод, процессы выветривания и почвообразования. Повышенные температуры способствуют интенсификации этих процессов.

5. Изучение теплового поля Луны, Марса и других планет Солнечной системы позволяет сравнивать их тепловой режим с Землей и делать выводы об особенностях их внутреннего строения и эволюции.

Семинар «Атмосфера»

Атмосфера: понятие, характеристика (характеристика тропосферы, стратосферы, мезосферы, термосферы, экзосферы – определение, границы, температура воздуха, явление)

Атмосфера Земли - воздушная оболочка, состоящая из ряда газов и взвешенных в ней частиц примесей – аэрозолей. Масса Атмосферы = 5,157·1015 т. Столб воздуха оказывает давление на поверхность Земли: среднее атмосферное давление на уровне моря 1013,25 гПа (760 мм рт. ст.). Средняя по глобусу температура воздуха у поверхности Земли 15 °C, при этом температура изменяется примерно от 57 °C в субтропич. пустынях до –89 °C в Антарктиде. Плотность воздуха и давление убывают с высотой по закону, близкому к экспоненциальному.

С реднегодовое вертикальное распределение температуры в атмосфере.

По вертикали атмосфера имеет слоистую структуру, определяемую особенностями вертикального распределения температуры, которое зависит от географического положения, сезона, времени суток и т. д.

Нижний слой атмосфера – тропосфера – характеризуется падением температуры с высотой (примерно на 6 °C на 1 км), его высота от 8–10 км в полярных широтах до 16–18 км в тропиках. Благодаря быстрому убыванию плотности воздуха с высотой в тропосфере находится около 80% всей массы атмосфера. (КРАТКО)

Тропосфера - нижняя часть атмосферы Земли, где температура падает с высотой (в среднем на 6 °C на 1 км). тропосфера ограничена сверху тропопаузой. В тропосфере заключено около 80% всей массы атмосферы, сосредоточены практически весь водяной пар и большую часть атмосферных примесей. Тропосфера находится в постоянном движении, что вместе с происходящими в ней процессами определяет погоду и климат на Земле. Толщина тропосферы различна на различных широтах: от 8–10 км у полюсов до 16–18 км у экватора. Непосредственно прилегающий к Земле слой тропосфера толщиной от сотен метров до 2–3 км (над пустынями) называют планетарным пограничным слоем атмосферы. Неравномерный по широте нагрев поверхности Земли Солнцем (наибольший у экватора) вызывает циркуляцию воздуха в тропосфера Нагрев поверхности приводит к атмосферной конвекции: вертикальной (в масштабах от десятков метров до десятков и даже сотен километров) и наклонной (тысячи километров). Вертикальная конвекция формирует конвективные облака (в тропиках и их кластеры). Наклонная конвекция одновременно вызывает очень плавный подъём тёплого воздуха и его перемещение к полюсам (решающую роль здесь играет вращение Земли); вследствие этой т. н. бароклинной неустойчивости в средних и высоких широтах формируются циклоны и антициклоны. Движения воздуха в тропосфера, возникающие при его взаимодействии с различными термическими и орографическими неоднородностями земной поверхности, осуществляют перенос энергии в вышележащие слои атмосферы (в т. ч. в стратосферу). (РАЗВЁРНУТО)

Переходный слой между тропосферой и стратосферой называется тропопаузой.

Над тропосферой располагается стратосфера – слой, который характеризуется в общем повышением температуры с высотой. В нижней стратосфере до уровня около 20 км температура мало меняется с высотой и нередко даже незначительно уменьшается. Выше температура возрастает из-за поглощения УФ-радиации Солнца озоном, вначале медленно, а с уровня 34–36 км – быстрее. Верхняя граница стратосферы – стратопауза – расположена на выс. 50–55 км, соответствующей максимуму температуры (260–270 К). (КРАТКО)

Стратосфера - слой атмосферы, лежащий между тропосферой и мезосферой на высотах от 7–16 км до 50–55 км над уровнем моря. Высота нижней границы стратосфера повышается от зимы к лету и по направлению от полярных областей к экватору. Стратосфера характеризуется повышением температуры с высотой в ср. от –40÷ –90 °C у тропопаузы до –20÷ +10 °C у стратопаузы. В холодных областях высокоширотной стратосфера зимой могут образовываться стратосферные облака. Тепловой режим стратосферы определяется лучистым теплообменом, а также переносом теплоты планетарными волнами и меридиональной циркуляцией атмосферы. Нагревание стратосферы вызвано главным образом поглощением УФ-излучения Солнца озоном, а охлаждение – тепловым излучением молекул СO2 и H2O. Температура стратосферы в полярных и умеренных широтах испытывает значительные годовые колебания с зимним минимумом и летним максимумом зимой здесь дуют сильные западные ветры (имеющие характер струйных течений), летом – более слабые восточные ветры. Зимой пояс сильного западного ветра формирует полярный стратосферный циклон. Этот вихрь препятствует межширотному обмену воздухом в стратосфера, что приводит к сильному охлаждению полярной стратосфера и способствует химическому разрушению озона во внутренней части вихря. В Сев. полушарии зимой могут возникать внезапные потепления с резким (в течение нескольких дней) увеличением температуры стратосфера на 40–80 °C. При этом зональный ветер может изменить направление, а стратосферный полярный вихрь разрушиться. Газовый состав стратосфера зависит от высоты над уровнем моря, широты и сезона. Стратосфера – область активных фотохимич. процессов. Здесь располагается основная масса атмосферного озона, повышены концентрации оксидов азота, паров азотной кислоты, водород- и хлорсодержащих радикалов. Водяного пара в стратосфере намного меньше, чем в тропосфере, относит. содержание СO2 близко к его содержанию в тропосфере. В нижней стратосфера (на выс. 15–20 км) находится слой повышенного содержания аэрозоля, важным источником которого служат мощные вулканич. извержения.

Слой атмосферы, расположенный на выс. 55–85 км, где температура снова падает с высотой, называется мезосферой, на его верхней границе – мезопаузе – температура достигает летом 150–160 К, а зимой 200–230 К. (КРАТКО)

Мезосфера - слой атмосферы, лежащий между стратосферой и термосферой на высотах от 50–55 км до 85–100 км над уровнем моря. Характеризуется понижением темп-ры с высотой от значений –20 +10 °C в окрестности стратопаузы до значений –70–130 °C в окрестности мезопаузы. Часть атмосферы, включающую стратосферу и мезосфера, называют средней атмосферой.

Тепловой режим мезосферы определяется различными механизмами теплообмена, включая лучистый теплообмен и перенос тепла вертикальными и горизонтальными потоками воздуха. В верхней мезосфере к этим процессам добавляются турбулентная и молекулярная теплопроводности, которые также влияют на тепловой баланс. Дополнительно вклад в термодинамику верхней мезосферы вносят экзотермичные химические реакции с атомами водорода и кислорода. Во внетропических широтах температура в нижней мезосфере летом выше, чем зимой, благодаря поглощению солнечной радиации озоном. Различно обстоит дело с верхней мезосферой, где летом температура ниже, чем зимой, что объясняется циркуляцией воздуха. Этот слой, включая верхнюю мезосферу и мезопаузу, является самым холодным в атмосфере. Поступление тепла через радиацию здесь относительно невелико из-за недостатка озона в дневное время. Также радиационное выхолаживание верхней мезосферы с низкими температурами является слабым процессом. В результате тепловое излучение воздуха, зависящее от температуры, ослабляет температурные возмущения, но в холодной верхней мезосфере механизм оказывается неэффективным, следовательно, возмущения температуры проявляются заметнее.

Циркуляция воздуха в мезосфере определяется преобладанием западных ветров зимой и восточных летом. Тем не менее, она формируется не только тепловыми процессами, но и взаимодействием воздушных потоков с атмосферными волнами. Эти волны могут быть как планетарными, так и гравитационными, и их взаимодействие с потоками может приводить к обрушению и торможению зонального воздушного потока. Под действием силы Кориолиса возникает меридиональная циркуляция воздуха, где восходящая ветвь направлена над полюсом, где лето, а нисходящая - над полюсом, где зима. Это приводит к адиабатическим изменениям температуры верхней мезосферы, наиболее заметным в полярных регионах. Газовый состав мезосферы варьируется в зависимости от высоты, географической широты, сезона и времени суток. В верхней мезосфере уменьшается относительное содержание углекислого газа и наблюдается снижение концентрации водяного пара с высотой. Содержание озона также снижается в дневное время, но может достигать локального максимума ночью. Концентрация атомов кислорода и водорода возрастает с высотой, в то время как в верхней мезосфере фиксируется максимум гидроксила. В этом слое наблюдается значительно возросшее содержание ионов по сравнению с нижележащими слоями, что делает мезосферу частью слоя D ионосферы. Над мезопаузой начинается термосфера – слой, характеризующийся быстрым повышением температуры, достигающей на выс. 250 км значений 800–1200 К. В термосфере поглощается корпускулярная и рентгеновская радиация Солнца, тормозятся и сгорают метеоры, поэтому она выполняет функцию защитного слоя Земли. Ещё выше находится экзосфера, откуда атмосферные газы рассеиваются в мировое пространство за счёт диссипации и где происходит постепенный переход от атмосферы к межпланетному пространству.

Экзосфера - внешняя разреженная оболочка атмосферы планеты (или её спутника), ещё удерживаемая её (его) гравитационным полем. Концентрация частиц (атомов и ионов) в Э. очень мала (<107 см–3), длина свободного пробега частиц велика. Это позволяет частицам, имеющим скорость больше второй космич. скорости (для Земли 11,2 км/с), удаляться в межпланетное пространство, преодолевая притяжение планеты. Поэтому Э. называют также сферой рассеяния. В верхней части Э. увеличивается доля атомов и ионов H и He, которые покидают Э. в первую очередь. Э. Земли простирается от высот в неск. сотен до тысяч километров над поверхностью Земли и постепенно переходит в межпланетное пространство. Протяжённость Э. обусловлена наличием частиц, траектории которых не выходят из области притяжения планеты. При возрастании солнечной активности протяжённость Э. увеличивается.

Нагревание атмосферы

Основным источником жизни и многих природных процессов на Земле является лучистая энергия Солнца, или энергия солнечной радиации. На Землю поступает лишь одна двухмиллиардная часть. электромагнитной солнечной радиации, основная же её часть рассеивается в Мировом пространстве. Путь от Солнца до Земли солнечные лучи проходят за 8,3 мин.

Радиация бывает прямая и рассеянная. Прямая радиация непосредственно достигает земной поверхности в виде прямых лучей, исходящих от солнечного диска в ясный день. Проходя сквозь земную атмосферу, солнечная радиация изменяется и по интенсивности, и по спектральному составу вследствие ее поглощения и рассеивания атмосферными газами и взвешенными в воздухе жидкими и твердыми частицами. В результате у земной поверхности поток прямой солнечной радиации, поступающей от солнца, колеблется в широких пределах в зависимости от физических свойств атмосферы и длинны пути, проходимого солнечными лучами. Часть солнечной радиации, рассеянной в атмосфере, доходит до поверхности Земли от всего небесного свода и называется рассеянной солнечной радиацией.

Совокупность прямой и рассеянной энергии, поступающей на горизонтальную поверхность, называют суммарной радиацией. Величина годовой суммарной радиации зависит прежде всего от угла падения наземную поверхность солнечных лучей (который определяется географической широтой), а также от прозрачности атмосферы и продолжительности освещения. В целом суммарная радиация уменьшается от экваториально-тропических широт к полюсам. Она максимальна - около 850 кДж/см2 в год (200 ккал/см2 в год) - в тропических пустынях, где прямая солнечная радиация, из-за большой высоты Солнца и безоблачного неба наиболее интенсивна. В летнее полугодие различия в поступлении суммарной солнечной радиации между низкими и высокими широтами сглаживаются за счет большей продолжительности освещения в полярных районах (полярный день ), в зимнее полугодие они достигают максимума (полярная ночь)

Суммарная солнечная радиация, поступающая на земную поверхность, частично отражается ею и теряется (отраженная радиация).Однако большая часть ее поглощается земной поверхностью и превращается в теплоту. Воздух нагревается от земной поверхности за счет длинноволнового теплового излучения Земли, так называемой земной радиации. Вот почему с подъемом вверх в тропосфере температура понижается. Часть земной радиации теряется в виде теплового излучения. Однако большая ее доля задерживается атмосферой. Свойство атмосферы пропускать солнечную радиацию к земной поверхности, но задерживать ее тепловое излучение (главным образом благодаря водяному пару и диоксиду углерода) называется парниковым эффектом.

Та часть суммарной радиации, которая остается после отражения и теплового излучения от земной поверхности, называется радиационным балансом (остаточной радиацией). В целом за год всюду на Земле он положительный, за исключением высоких ледяных пустынь Антарктиды и Гренландии. Радиационный баланс закономерно уменьшается от экватора(350 к Дж/см2 в год) к полюсам, где он близок к нулю. От экватора до субтропиков (сороковые широты) радиационный баланс в течение всего года положительный, а начиная с умеренных широт летом- положительный, зимой отрицательный.

Соответственно и температура воздуха тоже зональна и убывает от экватора к полюсам. Эта закономерность наглядно отражена на климатических картах мира, где показаны годовые изотермы или изотермы самого теплого и холодного месяцев (июля или января).

Изотермы — это линии на картах, соединяющие точки с одинаковой температурой воздуха за определённый промежуток времени. Анализ карты годовых изотерм позволяет сделать следующие выводы.

1. В экваториально-тропических широтах понижение температуры воздуха по мере удаления от экватора происходит медленно, в умеренных - довольно быстро, в приполярных - вновь медленно. Это связано с тем, что величина поступающей солнечной радиации зависит не просто от географической широты, а от синуса угла падения солнечных лучей, подверженного наибольшим изменениям в пределах 40-50º широты.

2. Все параллели северного полушария теплее аналогичных параллелей южного полушария. Самые высокие среднегодовые температуры(26-27º С) наблюдаются не на экваторе, а на 10º северной широты - термическом экваторе Земли. Такое явление объясняется тем, что в северном полушарии в низких широтах значительную площадь занимают материки, нагретые в течение всего года, а в южном полушарии большую площадь занимают океаны, следовательно больше теплоты затрачивается на испарение. Кроме того, охлаждающее влияние на южное полушарие оказывает материк Антарктида, покрытый льдами.

3. Изотермы не совпадают с параллелями, хотя солнечная энергия распределяется зонально. Это особенно заметно в северном полушарии, где наблюдается чередование материков и океанов. Отклонение изотерм от широтного направления лучше выражено на картах январских изотерм. Например, изотерма 0º С на суше достигает широты 40º, образуя «волны холода», а над океанами заходит за полярный круг, образуя «волны холода», а над океанами заходит за полярный круг, образуя «волны тепла». Такое отклонение изотерм от параллелей почти до меридионального направления вдоль побережий вызваны неодинаковыми условиями нагревания и охлаждения суши и моря, влиянием теплых и холодных течений в сочетании с господствующими западными ветрами.

Разность среднемесячных температур самого теплого и самого холодного месяцев называется годовой амплитудой температур, разность между самой высокой и самой низкой температурой воздуха в течение суток - суточной амплитудой температур. И та и другая амплитуды температур меньше на побережьях в морском климате и больше во внутренних частях материков в континентальном и особенно резко континентальном климате.

По времени наступления максимальных и минимальных среднемесячных температур воздуха в течении года различают четыре основных типа годового хода температур. Первый - экваториальный тип: температуры весь год ровные с двумя небольшими максимумами(27-29ºС) после дней равноденствия(апрель, октябрь) и двумя небольшими минимумами (24–25 º) после дней солнцестояния (июль, январь ). Второй – тропический тип ; для него характерны один максимум (более 30º С) и один минимум (около 20º) температур воздуха. Третий тип – тип умеренных широт ; характерны один максимум и один минимум температур в течение года, причём температуры изменяются таким образом, что год разбивается на четыре сезона. Четвёртый –полярный тип; один максимум и один минимум температур, причём почти весь год температуры отрицательные.

Самые высокие температуры на Земле наблюдаются в тропических пустынях; на севере Африки, близ Триполи, зарегистрирована температура +51º С. Самые низкие температуры приземного слоя воздуха (-89.2º С) отмечены в 1982 году в Антарктиде на внутриконтинентальной станции «Восток», расположенной на высоте 3488 метров над уровнем моря, а в северном полушарии - в Восточной Сибири в посёлке Оймякон (-71º С), расположенном в котловине среди гор, в верховьях реки Индигирки.

На Земле выделяются 7 тепловых поясов: жаркий, два умеренных, два холодных и два вечного мороза.

Границами тепловых поясов являются изотермы. Жаркий пояс ограничен с обеих сторон годовыми изотермами + 20º С. Эти изотермы оконтуривают на суше ареал распространения дикорастущих плодоносящих пальм, в океанах – коралловых построек. Два умеренных пояса ограничены со стороны экватора годовой изотермы +20º С, со стороны полюсов - +10 º С самого тёплого месяца, которая совпадает примерно с границей тундры и леса. Два холодных пояса лежат между изотермами +10º С и 0º С самого тёплого месяца. На суше это зона тундры. Две области вечного мороза оконтуриваются изотермой 0º С самого тёплого месяца. Это царство вечных снегов и льдов.

Вода в атмосфере

Вода, входящая состав воздуха, находится в нём в газообразном (водяной пар ), жидком и твёрдом состояниях. Она попадает в воздух за счёт испарения с поверхности океанов и суши, а также вследствие транспирации растений. Испарению способствует прежде всего температура, отчасти ветер. Приземные слои воздуха, обогащённые водяным паром, поднимаются вверх. Вследствие понижения температуры поднимающегося воздуха содержание водяного пара в нём в конце концов становится предельно возможным, происходит его конденсация или сублимация, образуются облака. Облака состоят из взвешенных в воздухе капель воды или кристаллов льда, либо и тех и других. Пока облака малы и легки, их поддерживают восходящие потоки воздуха. Укрупняясь. Капли и кристаллы выпадают на землю в виде осадков: дождя, снега, града и т. д. Так происходит непрерывный круговорот воды между земной поверхностью и атмосферой. Вся вода нашей планеты проходит цикл расщепления в растительных клетках и восстановления в животных клетках примерно за два миллиона лет. Весь кислород атмосферы проходит через живое вещество примерно за 20000 лет. Продолжительность цикла круговорота двуокиси углерода составляет 300 лет. Количество выпадающих осадков зависит от влажности воздуха, т. е. содержания в нем водяного пара. Здесь необходимо ввести понятие абсолютной влажности воздуха (а) — это количество водяного пара, в 1 м³ воздуха. Абсолютная влажность воздуха близка к упругости водяного пара, поэтому ее часто выражают в миллиметрах или миллибарах - е. Насыщающая упругость водяного пара Е_w –наибольшее количество водяного пара, которое может содержаться в 1 м³ воздуха при данной температуре. И абсолютная влажность воздуха, и насыщающая упругость водяного пара пропорциональны температуре воздуха. Отношение абсолютной влажности воздуха к насыщающей упругости водяного пара, выраженное в процентах, называется относительной влажностью-f. Например, в1 м³ воздуха содержится 10 мм водяного пара, а могло бы содержаться при данной температуре 25 мм. При этом относительная влажность воздуха равна х 100% = 40%. Это значит, что воздух на 40% насыщен водяным паром, до полного насыщения не хватает 60%. Чем больше относительная влажность воздуха, т. е. чем ближе воздух к состоянию насыщения, тем вероятнее выпадение осадков. Поднимаясь вверх и охлаждаясь, такой воздух быстрее достигает точки росы- температуры, при которой его относительная влажность становится равной 100%. Образуются облака. Облачность выражают в баллах по 10-бальной системе. Например, 0 баллов- небо ясное, 3 балла-30% небесного свода покрыто облаками, 10 баллов- все небо закрыто облаками. Количество выпадающих осадков зависит прежде всего от абсолютного благосостояния воздуха. Например, при почти одинаковой годовой величине абсолютной влажности воздуха на экваторе и в приполярных районах (около 70-80%) осадков на экваторе выпадает 2000 мм/год и более (абсолютная влажность воздуха 25-30мм), а в приполярных районах около 100-200 мм (абсолютная влажность 1-3мм). Для измерения количества выпавших осадков применяются дождемеры и осадкомеры различной конструкции. Дождемер — это металлическое цилиндрическое ведро высотой 40 см и площадью поперечного сечения 500 см². В него вставлена диафрагма для предохранения воды от испарения. Ниже ее расположен носик для выливания воды в специальный измерительный стакан с делениями. Твердые осадки (снег, град, крупа) предварительно растапливают. Вокруг ведра имеется специальная защита для уменьшения завихрения воздуха. Осадкомер в отличие от дождемера имеет площадь сечения 200 см², а его защита состоит из пластин. Для регистрации жидких осадков существует и прибор-самописец – плювиограф. Суточные осадки суммируются. Чем длиннее ряд наблюдений и измерений, тем точнее их месячная и соответственно годовая норма. По характеру выпадения различают ливневые осадки (они интенсивны, непродолжительны, захватывают небольшую площадь), обложные осадки (средней интенсивности, равномерны, длительны - могут продолжаться сутками, захватывают большие площади), моросящие осадки (мелкокапельные, как бы взвешенные в воздухе, дают мало осадков). Характер выпадения осадков очень важен. От него зависит, сбегают ли воды по поверхности, размывая почвы, или же просачиваются в грунт и пополняют запасы подземных вод. По происхождению различают конвективные, фронтальные и орографические осадки (рис. 4). Конвективные осадки характерны для жаркого пояса, где интенсивны нагрев и испарение, но летом нередко бывают и в умеренном поясе. Фронтальные осадки образуются при встрече двух воздушных масс с разной температурой и иными физическими свойствами, выпадают из более теплого воздуха, образующего циклонические вихри, типичны для умеренного и холодного поясов. Орографические осадки выпадают на ветреных склонах гор, особенно высоких. Они обильны, если воздух идет со стороны теплого моря и обладает большой абсолютной и относительной влажностью (рис. 5). Годовой ход осадков, то есть измерение их количества по месяцам не одинаков. Можно наметить несколько основных типов годового хода осадков и выразить их в виде столбиковых диаграмм (рис. 6).

Рис. 4.. Типы осадков по происхождению: I – конвективные, II- фронтальные,

III – орографические; ТВ – теплый воздух, ХВ – холодный воздух

Экваториальный тип – осадки выпадают довольно равномерно весь год, сухих месяцев нет, лишь после дней равноденствия отмечаются два небольших максимума – в апреле и в октябре – и после дней солнцестояния два небольших минимума –в июле и январе. Муссонный тип – максимум осадков летом, минимум зимой. Свойственен субэкваториальным широтам, а также восточным побережьям материков в субтропических и умеренных широтах. Общее количество осадков при этом постепенно уменьшается от субэкваториального к умеренному поясу. Средиземноморский тип – максимум осадков зимой, минимум – летом. Наблюдается в субтропических широтах на западных побережьях и внутри материков. Годовое количество осадков постепенно уменьшается к центру континентов. Континентальный тип осадков умеренных широт – в теплый период осадков в два-три раза больше, чем в холодный. По мере возрастания континентальности климата в центральных областях материков общее количество осадков уменьшается, а разница летних и зимних осадков увеличивается. Морской тип умеренных широт – осадки распределяются равномерно в течение года с небольшим максимумом в осенне-зимнее время. Их количество больше, чем наблюдается для этого типа. Линии на карте, соединяющие точки с одинаковым количеством осадков за определенный период времени (например год) называются изогиетами. Географическое распространение осадков по земной поверхности зависит от совокупности действия ряда условий: температуры, испарения, влажности воздуха, атмосферного давления, распределения суши и моря, господствующих ветров и др. Атмосферные осадки распространяются зонально (см. рис. 5). В экваториальной зоне выпадает наибольшее количество осадков – 1000–2000 мм и более, так как там весь год наблюдаются высокие температуры, большое испарение и господствуют восходящие тока воздуха. В тропических широтах количество осадков уменьшается до 300–500 мм, а во внутренних пустынных областях материков составляет менее 100 мм. Это результат преобладания высокого давления с нисходящими токами воздуха, нагревающегося при этом и удаляющегося от состояния насыщения. Здесь лишь на восточных побережьях материков, омываемых теплыми течениями, значительны осадки, особенно летом. В умеренных широтах количество осадков вновь увеличивается до 500–1000 мм, особенно на западных побережьях материков, перед горами, так как там весь год преобладают западные ветры со стороны океанов с теплыми течениями (перед Кордильерами, Альпами, Скандинавскими горами и т.д.). В полярных районах, несмотря на большую облачность, выпадает всего 100–200 мм осадков в виду малого содержания влаги в воздухе из-за низких температур. Максимум годового количества осадков приходится приходится на предгорья Гималаев. В Северной Индии, в Черрапуджи, оно составляет 12660 мм/год (т. е. 23 м). Второе наиболее влажное место на Земле – Гавайские острова (до 12500 мм/год). Минимальное количество осадков выпадает в тропических пустынях: в Сахаре (Асуан) – 1 мм/год. О днако количество выпадающих осадков еще не определяет условий увлажнения. Так, в заболоченной тундре и в пустынях средней Азии выпадает около 200 мм осадков. Для оценки условий увлажнения надо учитывать не только выпадающие осадки, но и испаряемость – максимально возможное испарение, которое определяется температурой. Характер увлажнения выражают коэффициентом увлажнения (К) – отношением осадков и испаряемости за один и тот же период, выражается он дробью или в процентах. Увлажнение тоже зонально. Обычно выделяются зоны избыточного увлажнения (К>1), нормального увлажнения (К1), недостаточного увлажнения (К<1). Коэффициент увлажнения определяет, саванны; 0,3<K<1 – луговые и сухие степи; 0,1<K<0,3 – полупустыни; К<0,1 – пустыни.

Давление атмосферы

Воздух, охлаждающий землю, имеет массу и поэтому оказывает давление. За нормальное атмосферное давление принято давление ртутного столба высотой 76 см сечением в 1 см² на уровне моря на широте 45⁰ при температуре 0⁰С. Оно равно 760 мм, или 1013мб. В СИ давление выражают в паскалях (Па). Один паскаль – это давление силой в 1 Ньютон (Н), приходящееся на площадь 1 м² (

1 Па = 1Н/м²); мб = 100 Па = 1гПа; 1гПа = 10²Па.

Для измерения давления используют ртутный чашечный барометр-анероид в полевых условиях. Барометр-анероид состоит из металлической коробочки, из которой выкачан воздух. При увеличении атмосферного давления дно коробочки сдавливается, а при уменьшении изгибается. Эти изменения передаются на стрелку, которая перемещается по круговой шкале, разделенной на миллиметры или на миллибары. Для записи давления в течении определенного времени применяются самопишущие барометры – барографы. С поднятием вверх давление уменьшается (в нижней тропосфере примерно на 1 мм ртутного столбца, или 1,33 мб на каждые 10,5 м), так как сокращается столб воздуха. Это позволяет с помощью барометра-высотомера определять высоту места.

Атмосферное давление непрерывно изменяется. Главной причиной изменения давления является изменение температуры воздуха: при повышении температуры давление убывает, и наоборот. Это обусловлено тем, что при нагревании воздух расширяется, происходит увеличение его объема и в верхних слоях наблюдается перетекание воздуха от более нагретого участка к менее нагретому, что и приводит к уменьшению давления у земной поверхности. Линии на картах, соединяющие одинаковые точки с одинаковым давлением у земной поверхности, называются изобарами. Они могут быть замкнутые и незамкнутые. Система замкнутых изобар с пониженным давлением в центре называется барическим максимумом или антициклоном.

В распределении давления на земной поверхности проявляется зональность (рис. 7).

Рис. 7. Схема распределения давления и ветров на земном шаре

Общая планетарная схема распределения давления такова: вдоль экватора протягивается пояс пониженного давления; к северу и к югу от него на широтах 30-40 с.ш. – пояса повышенного давления; далее на 60-70 с.н. – пояса пониженного давления, в приполярных районах – области повышенного давления.

Реальная картина распределения давления гораздо сложнее, что отражено на картах июльских и январских изобар. Причем это касается прежде всего субтропических и умеренных - субполярных широт. Экваториальный пояс пониженного давления сохраняется весь год, лишь ось его вслед за Солнцем смещается то в северное (июль), то в южное (январь) полушарие. Существуют весь год и барические максимумы в полярных областях – над Антарктидой и Гренландией.

На 30-40 с. и ю.ш. в зимнее полугодие соответствующего полушария действительно наблюдаются пояса высокого давления. Летом над нагретыми материками давление низкое, а над океанами сохраняется и даже усиливается высокое давление. Таким образом, в течении всего года барические максимумы существуют лишь над океанами: Северо-Атлантический, Северо-Тихоокеанский, Южно-Атлантический, Южно-Тихоокеанский и Южно-Индийский.

В умеренных – субполярных – широтах южного полушария над океанскими просторами действительно существует весь год пояс пониженного давления вокруг Антарктиды. В северном полушарии, где чередуются материки и океаны, давление над ними различное, особенно зимой. Над охлажденными материками давление высокое, здесь возникают сезонные барические максимумы: Азиатский с центром над Монголией и Северо-Американский (Канадский). Над незамерзающими океанами с теплыми течениями зимой ярко выражены барические максимумы – Исландский и Алеутский. Летом во всем поясе давление пониженное.

Неравномерное распределение давления у земной поверхности вызывает перемещение воздуха. Движение масс воздуха в горизонтальном направлении называется ветром. Ветер всегда дует из области повышенного давления в область пониженного давления. Он обладает скоростью и направлением. Скорость ветра выражается в метрах в секунду. Чем больше разница в давлении, тем сильнее ветер. Для характеристики скорости ветра применяется шкала Бофорта, где сила ветра оценивается в баллах: от 0 до 12. Бальность можно определить визуально. Например, ноль баллов – штиль, 7 баллов – сильный ветер, он качает стволы небольших деревьев, 12 баллов – ураган, производящий разрушения построек. Сила ветра обязательно учитывается при строительстве, особенно высотных сооружений, например телебашен.

Скорость ветра (м/с) определяется с помощью прибора анемометра.

Направление ветра определяется по той стороне горизонта, откуда дует ветер. Например, северный ветер дует с севера. Направление ветра обычно определяется по 16 румбам: северный, северо-северо-восточный, северо-восточный и т.п. Для более точного определения ветра иногда указывают азимут – угол между направлением на север и вектором скорости, отсчитываемый от точки севера по часовой стрелке от 0 до 360. Направление ветра зависит прежде всего от расположения барических максимумов и минимумов. Ветер всегда дует перпендикулярно изобарам в сторону уменьшающегося давления. Но на направление ветра оказывает влияние и отклоняющая сила вращения Земли: вправо – в северном полушарии, влево – в южном. Отклонение увеличивается от экватора к полюсам и сильнее при больших скоростях ветра. Наглядное представление о преобладании ветров различных направлений в данном пункте за определенный промежуток времени (месяц, сезон, год) дает диаграмма «роза ветров» (рис. 8 ).

Рис. 8. Диаграмма “роза ветров” (повторяемость ветров разных направлений в днях)

Ветры, наблюдаемые у земной поверхности, весьма разнообразны. Их обычно делят на три группы: местные ветры, вызванные местными условиями (температурой, орографией); ветры циклонов и антициклонов; ветры, являющиеся общей частью циркуляции атмосферы.

К местным ветрам термического происхождения относятся бризы (рис. 9).

Рис. 9. Бризы

Это ветры по берегам морей, озер, крупных рек, которые дважды в сутки меняют направление на противоположное из-за различного нагревания суши и воды. Ночной (береговой) бриз дует со стороны быстро остывшей суши в сторону водоема, дневной (морской) бриз – со стороны водоема в сторону нагретой суши. Они охватывают слой воздуха в сотни метров и проникают вглубь суши (моря) на несколько километров или десятки километров. Лучше выражены в безоблачную антициклональную погоду. Весьма характерны на западных побережьях тропиков, где нагретые материки омываются водами холодных течений. Этим объясняется глубокое (до 50 км) проникновение на сушу дневного морского бриза. С бризами связаны весьма низкие для тропиков температуры побережий (15…20С) и большая влажность воздуха береговых пустынь.

В циклонах ветры дуют от периферии к центру, где наиболее низкое давление (рис. 10).

Рис. 10. Циклоны (А) и антициклоны (Б) в северном полушарии

При этом в северном полушарии они отклоняются вправо и образуют круговые) против часовой стрелки) вихревые поднимающиеся потоки воздуха диаметром 1000-2000 км. В южном полушарии они отклоняются влево и соответственно закручены по часовой стрелке.

В антициклонах ветры дуют от центра, где наиболее высокое давление, к периферии. В результате отклонения возникают такие же крупные вихревые опускающиеся потоки воздуха по часовой стрелке в северном полушарии и против часовой стрелки – в южном.

Наиболее крупные воздушные течения планетарного масштаба, соизмеримые по величине с материками и океанами, захватывающие всю тропосферу и нижнюю стратосферу (примерно до 20 км) и характеризующиеся относительным постоянством, создают общую циркуляцию атмосферы. В тропосфере к ним относятся пассаты, западные ветры умеренных широт и восточные ветры приполярных областей, а также муссоны. Иногда к ветровым потокам общей циркуляции атмосферы относят ветры циклонов и антициклонов.

Основными «ветроразделами» Земли являются субтропические «пояса» высокого давления. От них воздушные массы оттекают как к экватору, образуя пассаты, так и в сторону умеренных широт, образую западные ветры.

Таким образом, пассаты – ветры экваториальных периферий субтропических барических максимумов, дующие от тропиков к экватору. Им свойственно постоянное направление: преимущественно северо-восточное в северном полушарии и юго-восточное – в южном. Над океаном они дуют весь год, так как океанические субтропические максимумы постоянны, над сушей - лишь зимой.

В умеренных широтах господствующими являются западные ветры. Однако это идеальная схема. В умеренных широтах, где весьма характерна встреча теплых воздушных масс со стороны тропиков и холодных – из полярных областей, постоянно возникают фронтальные циклоны и антициклоны, в которых и осуществляется перенос воздуха с запада на восток.

Кроме того, на восточных побережьях материков в умеренных и субтропических широтах северного полушария, где ослабевают западные ветры по мере удаления от океанических субтропических максимумов, имеет место муссонная циркуляция. Муссоны – воздушные потоки сезонного характера, меняющие направления зимой и летом на противоположное. Во внетропических широтах муссоны вызваны различным нагреванием суши и моря в один и тот же сезон года. Они выражены в основном в северном полушарии. Зимний северо-западный муссон дует с охлажденной суши (из Азиатского и Канадского максимумов) в сторону теплого незамерзающего океана (Алеутский и Исландский минимумы). Летом юго-восточный муссон дует со стороны океана (из Северо-Тихоокеанского и Северо-Атлантического максимумов) на нагретую сушу. Летний муссон, таким образом, является «нарушителем» западных ветров, господствующих в умеренном поясе.

Иное происхождение имеют тропические (экваториальные) муссоны. Как уже отмечалось, экваториальная барическая депрессия перемещается вслед за Солнцем. В июле она располагается на 15-25 северной широты. Поэтому юго-восточный пассат южного полушария пересекает экватор и устремляется к барической депрессии, отклоняясь при этом в северном полушарии вправо и приобретая юго-западное направление. Это и есть летний экваториальный муссон северного полушария. В январе барическая депрессия смещается в южное полушарие примерно на 5 с.ш. Туда устремляется северо-восточный пассат северного полушария, изменяющий свое направление в южном полушарии на северо-западное. Этот ветер для северного полушария является зимним тропическим муссоном. Тропические (экваториальные) муссоны – результат различий в нагреве северного и южного полушарий. Поскольку контрасты подстилающей поверхности, а следовательно, и нагрева максимальны между Южной Азией и Индийским океаном, именно в этих регионах они получили наиболее широкое распространение.

Преобладающими ветрами полярных областей являются северо-восточные ветры в северном полушарии и юго-восточные – в южном.

Воздушные массы, типы воздушных масс. Воздушные фронты.

Воздушная масса – большой объем воздуха в тропосфере, соизмеримый по занимаемой площади с материком или океаном, обладающий некоторыми общими свойствами: температурой, влажностью, запыленностью (точнее, их приблизительной однородностью) и определенным типом стратификации.

При этом воздушная масса перемещается как одно целое в одном из макротечений общей циркуляции атмосферы. При перемещении в другие области воздушные массы приносят туда свойственную им погоду. Общность свойств воздушной массы определяется её формированием в определённом очаге (над однородной подстилающей поверхностью и в однородных радиационных условиях). После выхода из очага, в процессе перемещения в другие районы Земли воздушная масса меняет свои свойства (трансформируется). Однако и при этом сохраняются непрерывность изменений температуры и др. свойств в горизонтальном направлении и достаточно малые горизонтальные градиенты.

Свойства воздушной массы в значительной мере определяют режим погоды над занимаемой ею территорией, а их смена приводит к непериодическим изменениям погоды.

Классификация воздушных масс

1. По наиболее общим кинематическим и тепловым характеристикам и тепловым характеристикам различают:

1. тёплые,

2. холодные,

3. местные воздушные массы.

Холодная воздушная масса – перемещается с холодной поверхности на более тёплую. Вызывает похолодание и осадки ливневого характера (температура ниже, чем средняя равновесная).

Тёплая воздушная масса – перемещается с тёплой поверхности на более холодную, приносит потепление, конвекции не развивается (t > t равновесная).

Местные воздушные массы длительно находятся в одном районе, их свойства зависят от сезона (летом неустойчивые). Нейтральные.

2. По характеру стратификации различают:

1. устойчивые,

2. неустойчивые воздушные массы.

3. По положению очагов формирования различают географические типы воздушных масс:

1. арктические (антарктические),

2. полярные (умеренные),

3. тропические воздушные массы.

В каждом из этих типов различают морской и континентальный подтипы.

Ранее выделяли экваториальные воздушные массы. В настоящее время их относят к тропическому морскому воздуху.

Арктический воздух формируется в северном полярном бассейне, зимой также над наиболее далеко выдвинутыми частями материков (Таймыр, Колыма, Чукотка, арктическая часть Северной Америки). Его отличают низкие температуры, малое влагосодержание и большая прозрачность. Вторгаясь в более низкие широты, создаёт более-менее резкие похолодания. Прогреваясь к югу над морем, а летом и над сушей, приобретает неустойчивую стратификацию с образованием облаков и осадков конвекции.

Полярный воздух формируется в средних и субполярных широтах обоих полушарий.

Тропический воздух формируется круглый год в тропиках и субтропиках (антициклонах), а летом над сушей также на юге умеренных широт (юг Европы, Казахстан, Средняя Азия, Монголия, Забайкалье и др.). При этом обычно подразумеваются воздушные массы, движущиеся из низких широт в высокие, но воздух пассатов – тоже тропический по происхождению.

Морской тропический воздух характеризуется высокими температурами, высокой влажностью, устойчивостью стратификации, континентальный тропический воздух – предельно высокими температурами, низкой относительной влажностью, запыленностью, неустойчивой стратификацией.

Фронты.

В результате неодинакового нагревания воздуха в различных районах, над сушей и морем, под различными широтами возникают горизонтальные градиенты температуры и давления в атмосфере. Вследствие переноса теплые и холодные массы воздуха могут приближаться друг к другу или, наоборот, удалиться. При сближении масс воздуха с различными физическими свойствами горизонтальные градиенты температуры, влажности, давления и других метеоэлементов увеличиваются, скорости ветра возрастают. Наоборот, при удалении их друг от друга градиенты уменьшаются. Зоны, в которых происходит сближение воздушных масс (разнородных), называются переходными, или фронтальными зонами. Во фронтальных зонах, в соответствии с горизонтальной циркуляций, холодные массы воздуха стремятся продолжить свой путь в область расположения тёплого воздуха, а тёплые массы воздуха – в область расположения холодного воздуха. В этих зонах больших горизонтальных контрастов температуры и сильных ветров концентрируются большие запасы энергии, которые расходуются на образование циклонов и антициклонов.

Фронтальные зоны можно обнаружить ежедневно во внетропических широтах, особенно много – в умеренных, где происходят встречи холодного воздуха (с севера) и тёплого (с юга). Они зоны непрерывно возникают, обостряются и разрушаются. Однако по интенсивности они различны, в зависимости от разности температур встречающихся воздушных масс.

В о фронтальных зонах в соответствии с большими горизонтальными градиентами температуры, влажности и давления наблюдаются большие скорости ветра, обычно возрастающие с высотой (на высоте 200 м они достигают до 200 км/ч и более). Ширина фронтальных зон по сравнению с размерами относительно однородных воздушных масс обычно невелика.

Формирование фронтальной зоны сопровождается возникновением поверхностей разделов между холодными и тёплыми воздушными массами. Эти поверхности раздела называют атмосферными фронтами (рисунок 61).

Рисунок 61 – Поверхность фронта в вертикальном разрезе

Атмосферный фронт – поверхность раздела между двумя разнородными воздушными массами в атмосфере. Фронты известны практически лишь в тропосфере, поэтому их называют ещё тропосферными фронтами.

Скорость движения фронта зависит от величины нормальной составляющей воздушного потока. В Европе средняя скорость достигает 30–35 км/ч, за сутки атмосферный фронт проходит более 700 км (нередки случаи, когда путь фронта за сутки составляет 1200–1500 км).

При пересечении фронта с земной поверхностью (поверхностью уровня) образуется линия фронта.

Фронтальные поверхности всегда наклонены в сторону холодного воздуха, который как более плотный и тяжёлый располагается над тёплым воздухом в виде узкого клина. Угол наклона фронтальной поверхности к горизонту очень мал, меньше 1^о, тангенс угла наклона колеблется в пределах 0,001–0,002 и менее. Это значит, что если удалиться от линии фронта в строну холодного воздуха на 200–300 км, то фронтальная поверхность будет находиться на высоте 2–3 км.

Наибольшая протяжённость фронтов по высоте в умеренных широтах 8–12 км, нередко они достигают тропопаузы. Ширина фронта в приземном слое – от нескольких километров до нескольких десятков километров, длина – сотни и тысячи километров.

Встретившиеся холодная и тёплая массы воздуха продолжают своё движение в сторону массы, движущейся с большей скоростью. Одновременно двигается и разделяющая их фронтальная поверхность.

Если воздушные течения направлены с обеих сторон вдоль линии фронта, то фронт заметно не перемещается. Такой фронт называется стационарным.

Классификация фронтов:

1. Фронты между воздушными массами основных географических типов называют главными фронтами. Таких фронтов два:

• арктический (антарктический), разделяет арктические и полярные воздушные массы;

• полярный, разделяет полярные и тропические воздушные массы;

Ранее выделяли тропический фронт (между тропическими и экваториальными воздушными массами).

Фронты между воздушными массами одного и того же географического типа называются вторичными.

2. В зависимости от направления движения фронта поверхности различают:

• тёплый фронт;

• холодный фронт.

Тёплый фронт – фронт, перемещающийся в сторону движения тёплого воздуха. Тёплый воздух наступает, и фронт перемещается в сторону низких температур (рисунок 62). В тёплом воздухе, поднимающемся над фронтальной поверхностью, возникает характерная система облаков: слоисто-дождевые Ns и высокослоистые As облака с зоной обложных осадков, выпадающих перед линией фронта, шириной 300–400 км. Выше системы Ns+As возникают перистые Cі и перисто-слоистые Cs облака, а под нею в холодном воздухе – разорванно-дождевые (Fn). Облака тёплого фронта могут быть очень мощными. По горизонтали перпендикулярно линии фронта они часто распространяются на 500–700 км, а по вертикали – до высоты 6–8 км и более. Длина такого фронта – 1000–2000 км. Наклон тёплого фронта 1/500–1/250, а в приземной части тёплый фронт идёт ещё более полого (следствие трения).

Холодный фронт – фронт между массами тёплого и холодного воздуха, перемещающийся в сторону тёплого воздуха. Холодный воздух при этом наступает и захватывает всё новые территории, над которыми до этого господствовал тёплый воздух. При вытеснении тёплого воздуха продвигающимся вперёд валом холодного воздуха (с крупным в нижних слоях наклоном фронтальной поверхности) развивается облачная система, имеющая вид стены кучево-дождевых облаков Сb, тянущейся вдоль фронта со шквалами, ливнями, грозами. Дальше от линии фронта, где наклон фронтальной поверхности становится более пологим, над ней может развиваться система высокослоистых As и слоисто-дождевых Ns облаков с обложными осадками, но может также наступать прояснение.

Холодный фронт может быть двух типов:

• холодный фронт первого рода (рисунок 63),

• холодный фронт второго рода (рисунок 64).

Рисунок 62 – Облачная система теплого фронта (Облака, 2007)

Холодный фронт первого рода – медленно движущийся или замедляющийся холодный фронт, являющийся пассивной поверхностью восходящего скольжения. Облачность его состоит в основном из системы As–Ns, близкой к облакам тёплого фронта. В её передней части, однако, облака приближаются в Сb. Осадки вначале ливневые, затем переходят в обложные. Ширина зоны осадков меньше, чем у тёплого фронта (более крутой наклон фронтальной поверхности).

Рисунок 63 – Облачная система холодного фронта первого рода (Облака, 2007)

Холодный фронт второго рода – быстро движущийся холодный фронт (обычно во внутренней части циклона). Поверхность его в нижних слоях является пассивной поверхностью восходящего скольжения, а выше – активной поверхностью нисходящего скольжения. Облачность такого фронта сводится к валу Сb перед фронтом со шквалами, ливневыми осадками и грозами. За линией фронта наступает прояснение.

Рисунок 64 – Облачная система холодного фронта второго рода (Облака, 2007)

Профили тёплого и холодного фронтов заметно отличаются друг от друга. Это объясняется тем, что при движении тёплый воздух в нижнем слое вследствие трения о земную поверхность заметно растягивается в направлении, обратном движению, а движение холодного фронта у самой поверхности вследствие трения замедляется по сравнению с верхней его частью. Тогда фронтальная поверхность на высоте от 0 до 2 км приобретает форму вала, становясь более крутой.

По вертикали фронты не всегда достигают тропопаузы. Нередко их высота не превышает 1–3 км. В соответствии с этим и фронтальная облачность получает ограниченное развитие. Даже при большой вертикальной протяжённости фронта облачность не всегда представляет собой сплошную среду, а состоит из ряда слоёв с безоблачными пространствами между ними. Это связано с тем, что во многих случаях общий подъём тёплого воздуха нарушается, и в зоне фронта чередуются слои с восходящими и нисходящими движениями воздуха. При этом нисходящие движения вызывают разрушение облачной системы фронта, вплоть до полного рассеивания. При большой сухости воздуха облакообразование на фронте либо не происходит, либо возникают маломощные облака среднего и верхнего ярусов, которые не дают осадков.

3. При смыкании холодного и тёплого фронтов образуется сложный (комплексный) фронт – фронт окклюзии (рисунок 65, 66). Смыкание фронтов происходит из-за различия скоростей их движения. Холодный фронт обычно располагается в тыловой (западой) части циклона, а тёплый – в передней (восточной). В системе развивающегося циклона холодный фронт двигается быстрее теплого. При разных скоростях движения через некоторое время холодный фронт догоняет теплый и, смыкаясь с ним, образует фронт окклюзии.

Различают:

• тёплый фронт окклюзии, или фронт окклюзии характера тёплого фронта. В этом случае воздух за холодным фронтом оказывается теплее, чем воздух перед теплым фронтом (рисунок 55);

• холодный фронт окклюзии, или фронт окклюзии характера холодного фронта, когда воздух за холодным фронтом холоднее, чем перед тёплым (рисунок 56).

В каждом из них различают:

• нижний фронт (а) линия пересечения одной из фронтальных поверхностей с землёй;

• верхний фронт (б) линия, вдоль которой граничат три воздушные массы;

• поверхность окклюзии (аб) – поверхность раздела двух холодных воздушных масс между верхним и нижним фронтами.

Рисунок 65 – Схема облачной системы фронта окклюзии по типу теплого фронта (Облака, 2007)

Рисунок 66 – Схема облачной системы фронта окклюзии по типу холодного фронта (Облака, 2007)

Облачные системы обоих фронтов, сомкнувшись, сначала сохраняются и дают обложные осадки. Однако в связи с общим подъёмом воздуха в системе циклона и его охлаждением горизонтальные градиенты температуры уменьшаются, фронт окклюзии ослабевает, а облака рассеиваются.

Погода во фронтальных зонах

Прохождение атмосферного фронта через пункт или район, как правило, не остаётся незамеченным. При приближении тёплого фронта с хорошо развитой облачностью к пункту наблюдения сначала появляются перистые облака в виде крючков, после которых следуют перисто-слоистые облака. Затем по мере приближения фронта давление воздуха постепенно понижается. Одновременно с понижением давления температура и удельная влажность воздуха медленно повышаются. Облака становятся все плотнее, начинают выпадать обложные осадки, которые ослабевают или вовсе прекращаются лишь после прохождения фронта. При прохождении фронта температура и удельная влажность обычно резко возрастают, ветер усиливается. После прохождения фронта направление ветра меняется, а скорость его уменьшается, понижение давления постепенно прекращается и начинается даже слабое повышение. Зимой при прохождении тёплого фронта обычно появляются низкие слоистые облака и туман.

При приближении к пункту наблюдения холодного фронта с небольшой неустойчивостью тёплого воздуха сначала появляются кучево-дождевые облака с ливневыми осадками, после прохождения фронта наблюдаются слоисто-дождевые и высоко-слоистые облака, ливневые осадки сменяются обложными, которые прекращаются по мере приближения высоко-слоистых и перистых облаков. Как правило, ширина зоны осадков при прохождении холодного фронта меньше, чем тёплого. При приближении холодного фронта давление воздуха понижается, а после прохождения его резко возрастает. Температура и удельная влажность после прохождения фронта резко понижаются. Ветер перед фронтом может усилиться до штормового, затем он медленно ослабевает и меняет своё направление.

Струйные течения

Аэрологические наблюдения помогли изучить многие особенности ураганных ветров на высотах – струйных течений в атмосфере.

На ежедневных картах барической топографии в средней и верхней тропосфере, как и в нижней стратосфере, обнаруживаются переходные зоны между высокими холодными циклонами и тёплыми антициклонами. Это уже знакомые нам фронтальные зоны. Высотные фронтальные зоны окаймляют земной шар в обоих полушариях.

К числу основных характеристик высотных фронтальных зон относят градиенты температуры, влажности, давления и ветра. Во фронтальных зонах очень часто скорости ветра на высотах превышают 30 м/с (108 км/ч).

Представляют собой сильные воздушные течения (струи) в середине воздушных потоков, имеющих малые скорости. Они быстро перемещаются вместе с высотными фронтальными зонами, усиливаясь или ослабевая.

Струйное течение (по определению Аэрологической комиссии ВМО) – сильный узкий поток с квазигоризонтальной осью, расположенной в верхней тропосфере или стратосфере, и характеризующийся большими горизонтальными и вертикальными изменениями градиента скорости ветра с наличием одного или нескольких максимумов скорости ветра.

Длина струйного течения – порядка тысяч километров, ширина – сотен километров, вертикальная мощность – несколько километров. От оси струйного течения к его периферии скорости ветра быстро уменьшаются. Максимальные скорости ветра на оси могут достигать 50–100 м/с, за нижний предел условно принимается 30м/с. Изменение градиента скорости ветра называется сдвигом ветра. Сдвиг ветра в зоне струйных течений достигает больших величин, как в горизонтальном (10 м/с и более на 100 км), так и в вертикальном направлении (около 5–10 м/с на 1 км).

Струйные течения характерны для всех районов земного шара. По высоте расположения их делят на тропосферные и стратосферные.

Тропосферное струйное течение – перенос воздуха в виде узкого течения с большими скоростями ветра в верхней тропосфере или нижней стратосфере, с осью вблизи тропопаузы; в полярных широтах – также и на более низких уровнях.

Тропосферные струйные течения делятся на:

• струйные течения умеренных широт (полярно-фронтовые),

• субтропические струйные течения,

• арктические струйные течения.

Тропосферные струйные течения характеризуются западным направлением ветров в течение года.

Струйные течения умеренных широт возникают между высокими антициклонами и циклонами (рисунок 67). Они являются наиболее подвижными, а по интенсивности наиболее изменчивы. Высота оси струи располагается чаще всего на уровне 7–10 км зимой и 8–10 км летом. Максимальные скорости на оси изменяются в широких пределах в зависимости от контрастов температуры в высотных фронтальных зонах. Средние мах скорости ветра обычно равны 40–50 м/с, иногда превышают 80–100 м/с.

Рисунок 67 – Струйное течение умеренных широт

Субтропические струйные течения в Северном полушарии формируются на северной периферии высоких субтропических антициклонов. Они менее подвижны. Высота оси течения 12–14 км. Средний максимум скорости ветра зимой превышают 50–60 м/с, летом – 30–40 м/с. Зимой течения смещаются в сторону тропиков и находятся над широтами 25–35°. Летом она (зона течений) смещена к северу над океанами на 50–10°, над материками – на 10–15°. Струйные течения особенно интенсивны у восточных берегов Азии и Северной Америки и относительно слабее выражены над восточными районами Атлантики и Тихого океана.

Стратосферные струйные течения – струйные течения с осью выше тропопаузы. Такие течения наблюдаются на всех широтах. Среди них различают:

• струйное течение на краю полярной ночи. Западное течение в верхней стратосфере и мезосфере планетарного характера, возникает зимой вблизи полярного круга, в зоне больших меридиональных градиентов температуры между приполюсной областью, где господствует полярная ночь, и более низкими широтами, где наблюдается суточная смена дня и ночи. Ось его расположена на высоте около 60 км.

• летнее стратосферное струйное течение. Восточное струйное течение планетарного характера в стратосфере, оно возникает на обращённой к экватору периферии летнего стратосферного антициклона, ось его расположена в среднем на широте 45° и высоте около 60 км, средняя скорость ветра на оси около 50 м/с.

• экваториальное струйное течение. Восточное струйное течение в стратосфере вблизи экватора (не далее, чем под 15–20° широты), его ось расположена на высоте около 20–30 км, максимум скорости ветра 50 м/с. Режим его неустойчив.

Струйные течения обычно изображают на вертикальных разрезах атмосферы. На них наносятся изотахи (линии равных скоростей ветра), изотермы, атмосферные фронты, тропопауза.

Погода и климат. Климатические пояса

Погода – состояние атмосферы и все процессы, протекающие в ней в данное время и на данной территории. Особенно важно понятие «погода суток», т. к. сутки – самый короткий естественный период закономерных изменений состояния тропосферы. Существует суточный ход температуры, влажности воздуха, облачности, осадков, ветра и т. д. Состояние атмосферы характеризуется не отдельно взятыми элементами, а их комплексом.

Погода различных районов Земли зависит от радиационного баланса, фронтальных и внутримассовых процессов. Внутримассовые процессы связаны с нагреванием или охлаждением воздуха от подстилающей поверхности. В первом случае образуются кучевые облака, во втором – температурная инверсия. Фронтальные процессы сопровождаются образованием облаков, осадками, ветрами. Для теплого фронта характерны слоистые облака, обложные осадки, слабые ветры. Для холодного фронта – кучево-дождевые облака, ливневые осадки, порывистые ветры. Для погоды умеренных широт свойственны постоянные перемещения циклонов и антициклонов.

Изменения погоды наблюдаются во всех широтах. Особенно изменчива погода в умеренных широтах. Сравнительным постоянством отличается погода экваториальных широт.

Для наблюдения за погодой традиционно используются различные метеорологические приборы: термометры (срочный, максимальный, минимальный, самопишущий, почвенный и другие), барометры (ртутный, анероид), гигрометр, психрометр, флюгер, анемометр, осадкомер, плювеограф, гигрограф, барограф, гелиограф, снегомер, плотномер и другие. В настоящее время для метеорологических наблюдений и мониторинга используются самые современные приборы и оборудование – вплоть до применения компьютерной техники и метеоспутников («Метеор» и др.).

Изучение погоды, ее прогнозирование имеет огромное практическое значение. Прогнозом погоды занимается раздел метеорологии, который называется синоптической метеорологией. Наблюдения за погодой ведутся на метеорологических станциях и постах. Служба погоды есть почти во всех странах. Данные со станций и постов поступают в Бюро погоды. Центральным органом службы погоды является Гидрометцентр. Наблюдения проводятся 8 раз в сутки: в 0 ч., 3 ч., 6 ч., 9 ч. и т.д. Обработка данных осуществляется на ЭВМ, составляются синоптические карты – карты погоды. Карты погоды являются основой для ее предсказания. Кроме карт, составляют уравнения гидродинамики атмосферных процессов, которые решают путем интегрирования.

Наиболее достоверными являются краткосрочные прогнозы (на 1-3 суток), их оправданность почти 90%. Чем больше срок прогноза, тем меньше его оправдываемость.

Долгосрочные прогнозы могут составляться на неделю, месяц, сезон. Систематическое составление долгосрочных прогнозов началось в нашей стране в 1922 г. Прогнозы погоды на месяц оправдываются не более, чем на 70%. На Земле существует 3 мировых гидрометеорологических центра: в Вашингтоне, Мельбурне и Москве.

Прогнозы погоды даются обычно для большого района. В конкретной местности для их уточнения полезно использовать местные признаки погоды.

Слово «климат» произошло от греческого «клима» – зона (буквально - наклон солнечных лучей) – или «клинейн» – наклонять. Этот термин ввел древнегреческий ученый Гиппарх. Плавая в разных широтах, люди заметили, что угол, под которым относительно горизонта видно Солнце в полдень, с продвижением на север уменьшается.

Климат – это многолетний режим погоды, характерный для данной местности («усредненная погода»). Климат изучает наука климатология. Основоположниками климатологии считаются А. Гумбольдт, А.И. Воейков, В.П. Кеппен, П.И. Броунов, А.С. Берг, Б.П. Алисов, А.А.Григорьев, М.И. Будыко и другие.

Климат формируется в результате сложного взаимодействия атмосферы с подстилающей поверхностью. К факторам климатообразования должны быть отнесены:

1) географическая широта (количество солнечной радиации);

2) циркуляция атмосферы (воздушные массы, атмосферные фронты, господствующие ветры);

3) характер подстилающей поверхности:

а) влияние океанов:

- близость к океану;

- океанические течения;

б) рельеф:

- высота места над уровнем моря;

- расположение горных хребтов;

в) влияние ледникового и снежного покровов, растительности;

г) влияние растительного покрова.

Все многообразие климатов на Земле можно классифицировать. В основу классификации могут быть положены различные признаки – какая-либо одна или несколько характеристик климата. Так, В.Кеппен на первое место в классификации климатов ставит температурный режим и степень увлажнения, Л. Берг – зональные ландшафтные особенности территории, в частности, характер растительности, Б. Алисов – господство одной или двух (для переходных поясов) географических воздушных масс.

Рассмотрим современную классификацию климатических поясов, предложенных Ф.Н. Мильковым.

Экваториальный пояс. Расположен в экваториальных широтах примерно до 5о-10о от экватора в северном и южном полушариях, на материках Южная Америка, Африка, Зондских островах и полуострове Малакка. Весь год господствующими здесь являются экваториальные воздушные массы. Климат равномерно жаркий и влажный. Сезонные колебания температуры и влажности воздуха очень малы. Среднемесячные температуры составляют +24о – +28оС, а относительная влажность воздуха – около 90%. Суточная амплитуда температур оказывается больше годовой.

В пределах экваториального пояса можно выделить две климатические области с двумя подтипами: зенитальных дождей (постоянно влажно) и тропических муссонов (периодически влажно).

Для экваториального климата зенитальных дождей характерно очень большое количество осадков – до 2000-3000 мм в год и более, с относительно равномерным их распределением по сезонам. Особенно много осадков выпадает в этих широтах после дней весеннего и осеннего равноденствия (зенитальные дожди). Характер погоды в течение дня практически не меняется. С утра солнечно, к полудню появляются кучевые облака, перерастающие в кучево-дождевые, и начинается ливневый дождь, сопровождающийся грозой. К вечеру небо вновь становится ясным, и наступает душная тропическая ночь. Смена погоды в течение суток совершается так же, как и ход часов.

Климат тропических муссонов представлен на восточных окраинах материков экваториального пояса – там, где появляется непродолжительный перерыв в осадках. Соответственно и количество их несколько меньше, чем в области зенитальных дождей. Сухой период в экваториальном поясе связан с перемещением зенитальных дождей в северном (июль) и южном (январь) направлениях и проникновением сюда пассатных ветров.

Субэкваториальные пояса. Они простираются к северу и к югу от экваториального, захватывая Южную Америку, Африку, север Австралии, Индостан и Индокитай. Климат здесь жаркий и переменно влажный (климат обусловлен действием тропических муссонов). Летом господствуют экваториальные воздушные массы, а зимой – тропические. В этом поясе появляются сезонные различия температур, особенно заметные на Индостане и в Индокитае. Средняя температура самого теплого месяца года составляет +26о – +28оС, а самого холодного – +20о – +22оС. Наиболее жарко бывает в конце сухого сезона, перед началом периода дождей. Годовая сумма осадков колеблется от 2000 мм вблизи экваториального пояса (на наветренных склонах гор намного больше) до 500 мм на границе с тропическими поясами. Почти все осадки приходятся на лето (в северном полушарии – с апреля по октябрь, в южном – с октября по апрель). Продолжительность сухого и влажного сезонов неодинакова. Вблизи экваториального пояса продолжительность сухого периода 2-3 месяца, в направлении к тропическим поясам он возрастает до 9-10 месяцев, соответственно изменяется и влажный сезон.

Тропические пояса. Они расположены в северных и южных тропических широтах. В северных тропических широтах тропический пояс не образует сплошной полосы. На севере Индостана и Индокитая, вследствие ярко выраженной муссонной циркуляции (лето дождливое, зима сухая), климат субэкваториальный, а не тропический.

Весь год в тропических поясах господствуют тропические воздушные массы. В пределах тропических поясов выделяют области с 3 подтипами климатов: тропический пассатный, тропический морской (влажный) и тропический континентальный (сухой).

Тропический пассатный климат хорошо выражен на океанах в тропических широтах. Его отличительные черты: умеренный устойчивый ветер с восточной составляющей, малая облачность, небольшое количество осадков – 150-250 мм в год.

Тропический морской климат свойствен восточной окраине материков тропических широт. Здесь климат равномерно влажный, с годовой суммой осадков до 1000 мм. Средние температуры самого теплого месяца +24о – +26оС, холодного +18о + 20оС.

Тропический континентальный климат (климат тропических пустынь – Сахары, Калахары, Аравии, Австралии и др.) отличается исключительно жарким летом (+30о - +32оС) и крайней бедностью атмосферных осадков (менее 100 мм в год), дожди носят эпизодический характер. На севере Сахары, в Ливийской пустыне, была отмечена самая высокая из температур, наблюдавшихся на Земле, – +58оС. На северо-западе Сахары дожди могут не выпадать по нескольку лет подряд. Зима в тропических пустынях намного прохладнее. Таким образом, годовые амплитуды составляют 15-20оС. Воздух этих пустынь отличается крайней сухостью, относительная влажность его не превышает 20-25%.

Ряд особенностей имеют прибрежные тропические пустыни (западное побережье Сахары, пустыни Намиб и Атакама, юг Калифорнии). Омываемые холодными течениями, они оказываются намного прохладнее внутриматериковых тропических пустынь. Особенно заметно отличаются летние температуры, значения которых редко превышают +20оС. Количество осадков столь же мало, но дожди, как правило, не выпадают; вся атмосферная влага образуется за счет ночных рос и туманов.

Субтропические пояса. Они располагаются в среднем от 30о до 40о широты в северном и южном полушариях. Летом здесь господствует тропический воздух, зимой – умеренный. При столь контрастной смене воздушных масс субтропики существенно отличаются от умеренных поясов тем, что температура воздуха самого холодного месяца положительна и вегетация многих растений не прекращается и зимой. Снег в субтропиках может выпадать, но на низменных равнинах снежного покрова не образуется. В субтропическом поясе 4 подтипа: средиземноморский, континентальный(сухой), муссонный, океанический (равномерно влажный).

Субтропический средиземноморский климат характерен для акватории и побережья Средиземного моря, Тихоокеанского побережья на юго-западе США и Чили, юго-запада Африки и Австралии. Лето жаркое и сухое, со средними температурами +24о – +26оС; зима мягкая и дождливая – +8о – +12оС. Осадков выпадает 500-700 мм в год, преимущественно в зимний период.

Субтропический внутриматериковый (континентальный) климат имеет место в Северной Америке (штат Калифорния), во внутренних районах Евразии субтропических широт, на южном побережье Австралии. Здесь очень жаркое лето (средняя температура самого теплого месяца +28о – +30оС) – солнечное и сухое. Абсолютный максимум температуры воздуха почти такой же, что и в тропических пустынях. В «Долине смерти» в Калифорнии наблюдалась температура почти +57оС. Зима прохладная (0о – +5оС), в горных районах ниже 0оС и тоже сухо. Годовая сумма осадков 200-250 мм.

Муссонный климат субтропиков складывается на восточных окраинах материков Евразии, Северной Америки с примыкающими к ним акваториями океанов. Годовой ход осадков здесь прямо противоположен средиземноморскому. Лето жаркое и влажное, средняя температура июля +22о – +24оС; зима прохладная и сухая, средняя температура января +2о – +6оС. Осадков выпадает около 1000 мм в год, причем почти все это количество приходится на летний сезон.

Океанический климат субтропиков (с равномерным увлажнением) мягкий и влажный. Он характерен для крайнего юго-востока Австралии, Африки, восточного побережья Южной Америки в субтропических широтах и примыкающих к ним акваторий океанов. Средние температуры составляют летом +20о – +22оС, зимой +10о – +12оС. осадков выпадает около 1000 мм в год, большая часть которых приходится на зимний период.

Умеренные пояса. Они размещаются между 40о и 65о широты северного и южного полушария. Характерные черты умеренных поясов: господство воздуха умеренных широт и западных ветров, активная циклоническая деятельность, прохладная или холодная зима с устойчивым снежным покровом. Климат умеренного пояса распадается на несколько подтипов: океанический, окраинно-материковый (морской), умеренно-континентальный, континентальный, резко-континентальный и муссонный.

Океанический климат свойствен почти всему умеренному поясу южного полушария и умеренному поясу северного полушария над Атлантикой и Тихим океаном. Этот тип климата отличается повышенной влажностью, облачностью и малой годовой амплитудой температур в 5-10оС, с устойчивыми сильными западными ветрами. Самым теплым месяцем года является август, а самым холодным – февраль (это верно для северного полушария, а в южном – наоборот). Моряки называли эти широты в южном полушарии «ревущими сороковыми».

Морской умеренный климат характерен для западных берегов Евразии и Северной Америки. Здесь в течение всего года наблюдаются влажные западные ветры с океана – относительно теплые зимой и прохладные летом. Средняя температура января слабо положительная (+1о – +5оС), устойчивого снежного покрова нет. Средняя температура июля +14о – +16оС. Осадков выпадает много – до 1000-1500мм в год, распределены они относительно равномерно в течение года.

Умеренно-континентальный климат господствует на большей части Восточной Европы и Русской равнины, на востоке Северной Америки и на крайнем юго-востоке Южной Америки. Осадков здесь выпадает от 800 до 500 мм в год, большая часть из которых приходится на теплое время года. Средняя температура июля составляет +16о – +19оС, января – от –5о до –15оС. Начиная с этой климатической области, зимой образуется снежный покров.

Континентальный климат характерен для Западной Сибири, Казахстана, внутриконтинентальных районов Канады. Годовое количество осадков здесь становится меньше – от 400 до 600 мм, а годовая амплитуда температуры воздуха возрастает в основном за счет низких зимних температур: -20о –25оС.

Резко-континентальный климат имеет место только на материке Евразия, в Средней и Восточной Сибири и Центральной Азии. Наличие этой климатической области объясняется огромными размерами континента и значительной удаленностью от океанов. Годовая сумма осадков снижается до 250–300 мм, большая часть их выпадает в теплое время года. Средние температуры июля +20о – +22оС, в Центральной Азии до +26оС. Средние температуры января –30о –40оС, на юге области на 10-15оС выше. Таким образом, здесь наблюдается одна из самых высоких годовых амплитуд на Земле – до 60оС.

Муссонный климат умеренного пояса хорошо выражен на тихоокеанском побережье Евразии – в Приморье, на Сахалине, Японии и северо-востоке Китая. Зима холодная и малоснежная (-15о –20оС), лето относительно теплое и влажное, со средне-июльскими температурами +16о – +20о . Осадков выпадает до 1000 мм а в год, причем до 80-90% их приходится на лето. Очень слабо муссонный климат выражен на восточном побережье США и Канады, но здесь он скорее имеет черты умеренно-континентального климата с обильными осадками летом и зимой.

Субарктический пояс проходит по северу Северной Америки и северу Евразии, простираясь вблизи Северного полярного круга. В субарктическом поясе можно выделить два подтипа: материковых тундр и лесотундр и безледных полярных морей и их побережий (морской).

В климате материковых тундр и редколесий средняя температура июля составляет +10о – +13оС, января –20о –40оС. Здесь находится зимний полюс холода северного полушария (в районе Омякона была зарегистрирована температура –71оС). Осадков выпадает мало – 200-300 мм в год, большая часть их приходится на лето.

Климат полярных морей присущ Норвежскому, Баренцеву и Берингову морям. Зима здесь теплая, около 0оС, на побережье – ниже; лето прохладное - +5о – +12оС. Годовая сумма осадков 500 мм и более.

Арктический пояс занимает большую часть Северного Ледовитого Океан, острова и побережье Азии. Весь год здесь господствуют арктические воздушные массы. Характерна долгая полярная ночь и столь же продолжительный полярный день. Температура летних месяцев около 0оС (во внутренних районах побережья до +2оС), зимних – от –20о до –40оС. Особенно холодна зима на о.Гренландия. Сумма годовых осадков менее 250 мм.

Субантарктический пояс проходит узкой полосой у берегов Антарктиды, включая околоантарктические острова и север Антарктического полуострова. Средние температуры самого холодного месяца года (июля) – -10о –16оС, самого теплого (января) – 0о +5оС. Осадков выпадает 400 мм и более. Почти весь год держится низкая облачность, густые туманы и сильные ветры.

Антарктический пояс охватывает Антарктический материк. Это так называемый климат ледяных плато с морозным летом. Весь год здесь господствуют антарктические воздушные массы. Средние температуры июля –40о –64оС (при абсолютном минимуме –89оС). Даже средние температуры января, самого теплого месяца года, составляют –16о –32оС. Годовая сумма осадков меньше 100 мм, причем почти все количество осадков выпадает в виде инея и изморози. Столь низкие в течение всего года температуры воздуха во внутренних районах Антарктиды являются результатом не только высокой широты и устойчивого антициклона, но и значительной высоты ледяного панциря над уровнем моря.

Семинар «Гидросфера»