Vlastnosti, složení, funkce a teplota exosféry

1252
Alexander Pearson
Vlastnosti, složení, funkce a teplota exosféry

The exosféra Je to nejvzdálenější vrstva atmosféry planety nebo satelitu, tvořící horní hranici nebo hranici s vesmírem. Na planetě Zemi se tato vrstva rozkládá nad termosférou (nebo ionosférou), od 500 km nad zemským povrchem.

Pozemská exosféra je tlustá asi 10 000 km a je složena z plynů, které se velmi liší od těch, které tvoří vzduch, který dýcháme na povrchu Země..

Obrázek 1. Vrstvy zemské atmosféry. Zdroj: Esteban1216 [CC BY-SA 4.0 (https://creativecommons.org/licenses/by-sa/4.0)], z Wikimedia Commons
V exosféře je hustota plynných molekul i tlak minimální, zatímco teplota je vysoká a zůstává konstantní. V této vrstvě jsou plyny rozptýleny a unikají do vesmíru.

Rejstřík článků

  • 1 Funkce
    • 1.1 Chování
    • 1.2 Vlastnosti atmosféry
    • 1.3 Fyzický stav exosféry: plazma
  • 2 Chemické složení
    • 2.1 Molekulární úniková rychlost z exosféry
  • 3 Teplota
  • 4 funkce
  • 5 Reference

Vlastnosti

Exosféra představuje přechodovou vrstvu mezi zemskou atmosférou a meziplanetárním prostorem. Má velmi zajímavé fyzikální a chemické vlastnosti a plní důležité funkce ochrany planety Země..

Chování

Hlavní definující charakteristikou exosféry je, že se nechová jako plynná tekutina, jako vnitřní vrstvy atmosféry. Jeho základní částice neustále unikají do vesmíru.

Chování exosféry je výsledkem souboru jednotlivých molekul nebo atomů, které sledují svou vlastní trajektorii v gravitačním poli Země..

Vlastnosti atmosféry

Vlastnosti, které definují atmosféru, jsou: tlak (P), hustota nebo koncentrace základních plynů (počet molekul / V, kde V je objem), složení a teplota (T). V každé vrstvě atmosféry se tyto čtyři vlastnosti liší.

Tyto proměnné nepůsobí nezávisle, ale souvisejí se zákonem o plynech:

P = d.R.T, kde d = počet molekul / V a R je plynová konstanta.

Tento zákon je splněn, pouze pokud existuje dostatek srážek mezi molekulami, které tvoří plyn.

Ve spodních vrstvách atmosféry (troposféra, stratosféra, mezosféra a termosféra) lze se směsí plynů, které ji tvoří, zacházet jako se stlačeným plynem nebo tekutinou, jejíž teplota, tlak a hustota jsou spojeny zákonem plyny.

Zvyšováním výšky nebo vzdálenosti od zemského povrchu se tlak a frekvence srážek mezi molekulami plynu značně snižují..

V nadmořské výšce 600 km a nad touto úrovní je nutné uvažovat o atmosféře jiným způsobem, protože se již nechová jako plyn nebo homogenní tekutina.

Fyzikální stav exosféry: plazma

Fyzický stav exosféry je stav plazmy, který je definován jako čtvrtý stav agregace nebo fyzický stav hmoty..

Plazma je stav tekutiny, kde prakticky všechny atomy jsou v iontové formě, to znamená, že všechny částice mají elektrické náboje a jsou v nich přítomny volné elektrony, které nejsou vázány na žádnou molekulu nebo atom. Lze jej definovat jako tekuté médium částic s kladnými a zápornými elektrickými náboji, elektricky neutrální.

Plazma vykazuje důležité kolektivní molekulární efekty, jako je reakce na magnetické pole, formování struktur, jako jsou paprsky, vlákna a dvojité vrstvy. Fyzikální stav plazmy jako směsi ve formě suspenze iontů a elektronů má tu vlastnost, že je dobrým vodičem elektřiny.

Je to nejběžnější fyzický stav ve vesmíru, který tvoří meziplanetární, mezihvězdné a mezigalaktické plazmy..

Obrázek 2. Atmosféra Země, v pozadí Měsíc. Zdroj: NASA [public domain], přes Wikimedia Commons

Chemické složení

Složení atmosféry se mění s nadmořskou výškou nebo vzdáleností od zemského povrchu. Složení, stav míchání a stupeň ionizace jsou určujícími faktory pro rozlišení vertikální struktury ve vrstvách atmosféry..

Směs plynů v důsledku turbulence je prakticky nulová a její plynné složky jsou rychle odděleny difúzí..

V exosféře je směs plynů omezena teplotním gradientem. Směs plynů v důsledku turbulence je prakticky nulová a jejich plynné složky se rychle oddělí difúzí. Nad 600 km výšky mohou jednotlivé atomy uniknout z přitažlivé zemské gravitační síly.

Exosféra obsahuje nízké koncentrace lehkých plynů, jako je vodík a helium. Tyto plyny jsou v této vrstvě široce rozptýleny a mezi nimi jsou velmi velké mezery..

Exosféra má ve svém složení také další méně lehké plyny, jako je dusík (N.dva), kyslík (O.dva) a oxid uhličitý (CO.)dva), ale tyto se nacházejí poblíž exobáze nebo baropauzy (oblast exosféry, která hraničí s termosférou nebo ionosférou).

Exosféra uniká molekulární rychlosti

V exosféře jsou molekulové hustoty velmi nízké, to znamená, že na jednotku objemu je velmi málo molekul a většina z tohoto objemu je prázdný prostor..

Jen proto, že jsou zde obrovské prázdné prostory, mohou atomy a molekuly cestovat na velké vzdálenosti, aniž by do sebe narazily. Pravděpodobnosti srážek mezi molekulami jsou velmi malé, prakticky nulové.

Při absenci kolizí mohou lehčí a rychlejší atomy vodíku (H) a helia (He) dosáhnout takové rychlosti, že mohou uniknout gravitačnímu poli přitažlivosti planety a opustit exosféru do meziplanetárního prostoru..

Únik atomů vodíku z exosféry do vesmíru (odhadovaný na asi 25 000 tun ročně) jistě přispěl k velkým změnám v chemickém složení atmosféry během geologického vývoje..

Zbytek molekul v exosféře, kromě vodíku a helia, mají nízké průměrné rychlosti a nedosahují své únikové rychlosti. U těchto molekul je rychlost úniku do vesmíru nízká a k úniku dochází velmi pomalu..

Teplota

V exosféře ztrácí pojem teplota jako měřítko vnitřní energie systému, tj. Energie molekulárního pohybu, protože existuje jen velmi málo molekul a spousta prázdného prostoru..

Vědecké studie uvádějí extrémně vysoké teploty exosféry, v průměru řádově 1 500 K (1773 ° C), které zůstávají konstantní s výškou..

Funkce

Exosféra je součástí magnetosféry, protože magnetosféra se rozprostírá mezi 500 km a 600 000 km od zemského povrchu.

Magnetosféra je oblast, kde magnetické pole planety odchyluje sluneční vítr, který je nabitý částicemi velmi vysoké energie, škodlivými pro všechny známé formy života..

Takto exosféra vytváří vrstvu ochrany proti vysokoenergetickým částicím emitovaným Sluncem.

Reference

  1. Brasseur, G. a Jacob, D. (2017). Modelování atmosférické chemie. Cambridge: Cambridge University Press.
  2. Hargreaves, J.K. (2003). Sluneční-suchozemské prostředí. Cambridge: Cambridge University Press.
  3. Kameda, S., Tavrov, A., Osada, N., Murakami, G., Keigo, K.. et al. (2018). Spektroskopie VUV pro pozemskou exoplanetární exosféru. Evropský planetární vědecký kongres 2018. EPSC Abstrakty. Vol.12, EPSC2018-621.
  4. Ritchie, G. (2017). Atmosférická chemie. Oxford: World Scientific.
  5. Tinsley, B.A., Hodges, R.R. a Rohrbaugh, R.P. (1986). Modely Monte Carlo pro pozemskou exosféru během slunečního cyklu. Journal of Geophysical Research: Space Physics Banner. 91 (A12): 13631-13647. doi: 10,1029 / JA091iA12p13631.

Zatím žádné komentáře