大気は私たちの惑星のガス状の殻であり、地球とともに回転します。 大気中の気体を空気といいます。 大気は水圏と接触しており、部分的にリソスフェアを覆っています。 しかし、上限を決めるのは難しい。 従来、大気は上向きに約 3,000 キロメートルにわたって広がっていると考えられています。 そこで空気のない空間にスムーズに流れ込みます。

地球大気の化学組成

大気の化学組成の形成は約 40 億年前に始まりました。 当初、大気はヘリウムと水素という軽いガスだけで構成されていました。 科学者らによると、地球の周囲にガス殻が形成されるための最初の前提条件は、溶岩とともに大量のガスを放出する火山の噴火でした。 その後、水域、生物、そしてそれらの活動の産物との間でガス交換が始まりました。 空気の組成は徐々に変化し、数百万年前に現在の形に固定されました。

大気の主成分は窒素 (約 79%) と酸素 (20%) です。 残りの割合 (1%) は次のガスに由来します: アルゴン、ネオン、ヘリウム、メタン、二酸化炭素、水素、クリプトン、キセノン、オゾン、アンモニア、硫黄、二酸化窒素、亜酸化窒素、一酸化炭素。これらはこれに含まれます。 1パーセント。

さらに、空気には水蒸気と粒子状物質（花粉、塵、塩の結晶、エアロゾル不純物）が含まれています。

最近、科学者たちは、一部の空気成分の質的変化ではなく、量的変化に注目しました。 そしてその理由は人間とその活動にあります。 過去 100 年間だけでも、二酸化炭素レベルは大幅に増加しました。 これには多くの問題が伴いますが、その中で最も世界的な問題は気候変動です。

天気と気候の形成

大気は、地球上の気候と天候を形成する上で重要な役割を果たします。 多くは太陽光の量、その下にある表面の性質、大気の循環に依存します。

要因を順番に見ていきましょう。

1. 大気は太陽光線の熱を伝え、有害な放射線を吸収します。 古代ギリシャ人は、太陽の光が地球のさまざまな部分にさまざまな角度で当たることを知っていました。 古代ギリシャ語から翻訳された「気候」という言葉自体は「斜面」を意味します。 赤道では太陽光線がほぼ垂直に降り注ぐため、非常に暑いのです。 極に近づくほど傾斜角は大きくなります。 そして気温も下がります。

2. 地球の不均一な加熱により、大気中に気流が形成されます。 サイズに応じて分類されています。 最も小さいもの（数十メートル、数百メートル）は局地的な風です。 これにモンスーンと貿易風、サイクロンと高気圧、惑星前線帯が続きます。

これらすべての気団は常に動いています。 それらの中には、非常に静的なものもあります。 たとえば、亜熱帯から赤道に向かって吹く貿易風です。 他人の動きは気圧に大きく依存します。

3. 大気圧は気候形成に影響を与えるもう一つの要因です。 これは地球の表面の気圧です。 知られているように、気団は大気圧の高い領域からこの圧力が低い領域に向かって移動します。

合計 7 つのゾーンが割り当てられます。 赤道は低圧帯です。 さらに、赤道の両側から北緯30度までは高気圧の領域があります。 30°から60°へ - 再び低気圧。 そして、極点から 60 度は高圧ゾーンです。 気団はこれらのゾーン間を循環します。 海から陸に吹くものは雨と悪天候をもたらし、大陸から吹くものは晴れて乾燥した天候をもたらします。 気流が衝突する場所では、降水と荒れた風の強い天候を特徴とする大気前線ゾーンが形成されます。

科学者たちは、人の幸福さえも大気圧に依存することを証明しました。 国際基準によれば、通常の大気圧は 760 mm Hg です。 カラムの温度は 0℃です。 この指標は、海面とほぼ同じ高さの土地領域に対して計算されます。 高度が上がると気圧が下がります。 したがって、たとえばサンクトペテルブルクの場合は760 mm Hgです。 - これが標準です。 しかし、より高い位置にあるモスクワでは、通常の気圧は 748 mm Hg です。

圧力は垂直方向だけでなく水平方向にも変化します。 これは、サイクロンの通過中に特に感じられます。

大気の構造

レイヤーケーキを彷彿とさせる雰囲気です。 そして、それぞれの層には独自の特徴があります。

. 対流圏- 地球に最も近い層。 この層の「厚さ」は、赤道からの距離に応じて変化します。 赤道の上では、この層は上向きに16〜18km、温帯では10〜12km、極では8〜10km伸びています。

ここには、全空気質量の 80% と水蒸気の 90% が含まれています。 ここで雲が形成され、低気圧や高気圧が発生します。 気温はその地域の標高によって異なります。 平均すると、100 メートルごとに 0.65°C ずつ低下します。

. 対流圏界面- 大気の遷移層。 その高さは数百メートルから1〜2キロメートルに及びます。 夏の気温は冬よりも高くなります。 たとえば、冬の極地の上空は -65°C です。また、赤道上空は一年中いつでも -70°C です。

. 成層圏- これは、上部境界が高度 50 ～ 55 キロメートルにある層です。 ここでは乱流が少なく、空気中の水蒸気の含有量はごくわずかです。 しかし、オゾンはたくさんあります。 その最大濃度は高度20〜25kmです。 成層圏では、気温が上昇し始め、+0.8℃に達します。これは、オゾン層が紫外線と相互作用するためです。

. 成層圏- 成層圏とそれに続く中間圏の間の低い中間層。

. 中間圏- この層の上部境界は 80 ～ 85 キロメートルです。 フリーラジカルを伴う複雑な光化学プロセスがここで発生します。 彼らは、宇宙から見える私たちの惑星のあの穏やかな青い輝きを提供しているのです。

ほとんどの彗星や隕石は中間圏で燃え尽きます。

. メソポーズ- 次の中間層、気温は少なくとも-90°です。

. 熱圏- 下の境界は高度 80 ～ 90 km で始まり、層の上部の境界は約 800 km で続きます。 気温が上昇しています。 +500°C から +1000°C まで変化する可能性があります。日中の温度変動は数百度に達します。 しかし、ここの空気は非常に希薄であるため、私たちが想像しているような「温度」という用語を理解することはここでは適切ではありません。

. 電離層- 中間圏、中間圏界面、熱圏を組み合わせたもの。 ここの空気は主に酸素と窒素の分子、および準中性プラズマで構成されています。 電離層に入る太陽光線は空気分子を強く電離させます。 下層（90kmまで）では電離度は低くなります。 値が高いほど、イオン化が大きくなります。 したがって、高度100〜110 kmでは電子が集中します。 これは、短波および中波の電波を反射するのに役立ちます。

電離層の最も重要な層は、高度 150 ～ 400 km に位置する上部層です。 その特徴は電波を反射することであり、これによりかなりの距離まで無線信号を送信することが容易になります。

オーロラのような現象が起こるのは電離層です。

. 外気圏- 酸素、ヘリウム、水素原子で構成されています。 この層のガスは非常に希薄であり、水素原子はしばしば宇宙空間に逃げます。 したがって、この層は「分散ゾーン」と呼ばれます。

私たちの大気に重みがあることを最初に示唆した科学者は、イタリアの E. トリチェッリでした。 たとえばオスタップ・ベンダーは、小説『黄金の子牛』の中で、誰もが重さ14kgの空気柱に圧迫されていると嘆いています。 しかし、この偉大な策略家は少し間違っていました。 大人は13〜15トンの圧力に耐えます。 しかし、大気圧は人の内圧によってバランスが保たれているため、私たちはこの重さを感じません。 私たちの大気の重さは5兆3000億トンです。 地球の重さのわずか100万分の1に過ぎませんが、この数字は途方もないものです。

プロミネンス

私たちが目にする太陽の表面は光球として知られています。 これは、コアからの光が最終的に表面に到達する領域です。 光球の温度は約6000Kで白く光ります。

光球の真上には、大気が数十万キロメートルにわたって広がっています。 太陽の大気の構造を詳しく見てみましょう。

大気の最初の層には最低温度があり、光球の表面から約 500 km 上空に位置し、温度は約 4000 K です。これは星としては非常に低い温度です。

彩層

次の層は彩層として知られています。 地表からわずか約1万kmの距離にあります。 彩層の上部では、温度が 20,000 K に達することがあります。彩層は、狭帯域の光学フィルターを使用する特別な装置がなければ目に見えません。 巨大な太陽プロミネンスは彩層内で 150,000 km の高さまで上昇することがあります。

彩層の上には遷移層があります。 この層の下では、重力が支配的な力になります。 遷移領域より上では、ヘリウムが完全にイオン化されるため、温度が急速に上昇します。

太陽コロナ

次の層はコロナで、太陽から数百万キロ離れた宇宙まで広がっています。 皆既日食の際、発光体の円盤が月に覆われると、コロナを見ることができます。 コロナの温度は表面の約200倍高い。

光球の温度はわずか 6000 K ですが、コロナ付近では 100 ～ 300 万ケルビンに達することがあります。 なぜこれほど高いのか、科学者たちはまだ完全にはわかっていません。

ヘリオスフィア

大気の上部は太陽圏と呼ばれます。 それは太陽風で満たされた宇宙の泡であり、約 20 天文単位 (1 天文単位は地球から太陽までの距離) まで広がっています。 最終的に、太陽圏は徐々に星間物質に移行します。

雰囲気

地球の大気は私たちが呼吸する空気であり、私たちにとって馴染みのある地球のガス状の殻です。 他の惑星にもそのような殻があります。 星は完全にガスでできていますが、その外層は大気とも呼ばれます。 この場合、放射線の少なくとも一部が、上にある層に吸収されることなく周囲の空間に自由に逃げることができる層は、外部とみなされます。

光球

太陽の光球は、太陽円盤の目に見える端よりも 200 ～ 300 km 深いところから始まります。 これらの大気の最も深い層は光球と呼ばれます。 光球の厚さは太陽半径の 3,000 分の 1 にすぎないため、慣例的に光球は太陽の表面と呼ばれることもあります。

光球内のガスの密度は地球の成層圏とほぼ同じで、地球表面の数百分の１です。 光球の温度は、深さ300 kmの8000 Kから最上層の4000 Kまで低下します。 私たちが知覚する放射線である中間層の温度は約 6000 K です。

このような条件下では、ほぼすべてのガス分子が個々の原子に崩壊します。 光球の最上層にのみ、比較的少数の単純な分子と H 2、OH、CH タイプのラジカルが保存されています。

太陽大気中で特別な役割を果たしているのは、地球の自然界には存在しない、2つの電子を持つ陽子であるマイナスの水素イオンです。 この珍しい化合物は、カルシウム、ナトリウム、マグネシウム、鉄、その他の金属の容易にイオン化された原子によって運ばれる負に帯電した自由電子が中性の水素原子に「くっつく」ときに、光球の外側の薄い「最も冷たい」層で発生します。 負の水素イオンは、生成されると可視光の大部分を放出します。 イオンはこれと同じ光を貪欲に吸収するため、大気の不透明度は深さが増すにつれて急速に増加します。 したがって、目に見える太陽の端は私たちには非常に鋭く見えます。

太陽に関する私たちの知識のほとんどは、そのスペクトル、つまり虹と同じ性質の狭い多色の帯の研究に基づいています。 ニュートンは初めて太陽光線の経路にプリズムを置き、そのような縞模様を受け取り、こう叫びました。

"スペクトラム！" （ラテン語のスペクトル - 「ビジョン」）。 その後、太陽のスペクトルに暗い線が発見され、色の境界であると考えられました。 1815 年、ドイツの物理学者ヨーゼフ フラウンホーファーが太陽スペクトルのそのような線を初めて詳細に説明し、彼の名前にちなんで呼ばれるようになりました。 フラウンホーファー線は、さまざまな物質の原子によって強く吸収されるスペクトルの特定の部分に対応することが判明しました (「可視光の分析」​​の記事を参照)。 高倍率の望遠鏡では、光球の微妙な細部を観察できます。光球はすべて、狭くて暗い経路のネットワークによって分離された小さな明るい粒子、つまり顆粒が散在しているように見えます。 粒状化は、上昇する暖かいガス流と下降する冷たいガス流の混合の結果です。 外層での温度差は比較的小さい (200 ～ 300 K) が、より深い対流帯では温度差が大きくなり、混合がより激しく発生します。 太陽の外層における対流は、大気の全体的な構造を決定する上で大きな役割を果たします。

最終的には、太陽磁場との複雑な相互作用の結果として生じる対流が、太陽活動のあらゆる多様な現象の原因となります。 磁場は太陽上のすべてのプロセスに関与しています。 太陽大気の狭い領域で、地球上の数倍強い磁場が集中して発生することがあります。 イオン化プラズマは良導体であるため、強い磁場の磁気誘導線を越えて混合することはできません。 したがって、そのような場所では、下からの高温ガスの混合と上昇が抑制され、暗い領域、つまり黒点が現れます。 まばゆいばかりの光球を背景にすると、完全に黒く見えますが、実際にはその明るさはわずか 10 分の 1 しかありません。

時間の経過とともに、斑点の大きさと形状は大きく変化します。 かろうじて目立つ点、つまり毛穴の形で現れたスポットは、徐々にそのサイズが数万キロメートルまで大きくなります。 大きなスポットは、原則として、暗い部分（コア）とそれほど暗くない部分、つまり半影で構成されており、その構造によりスポットは渦巻きのように見えます。 スポットは、白斑またはフレア フィールドと呼ばれる、光球のより明るい領域に囲まれています。

光球は、太陽大気のより希薄な外層、彩層とコロナに徐々に移行します。

彩層

彩層（ギリシャ語で「色の球」）は、その赤紫色にちなんで名付けられました。 それは皆既日食の際、太陽を食ったばかりの月の黒い円盤の周りに不規則で明るいリングとして見えます。 彩層は非常に不均一で、主に細長い舌（棘）で構成されており、燃えている草のような外観をしています。 これらの彩層ジェットの温度は光球よりも 2 ～ 3 倍高く、密度は数十万分の 1 です。 彩層の全長は1万～1万5千キロメートル。

彩層内の温度の上昇は、対流帯から彩層に浸透する波と磁場の伝播によって説明されます。 この物質は、巨大な電子レンジ内で加熱されるのとほぼ同じ方法で加熱されます。 粒子の熱運動の速度が増加し、粒子間の衝突がより頻繁になり、原子は外側の電子を失い、物質は高温電離プラズマになります。 これらの同じ物理的プロセスは、彩層の上に位置する太陽大気の最外層の異常な高温も維持します。

多くの場合、日食中に（そして日食を待たずに特別なスペクトル機器の助けを借りて）太陽の表面上で、奇妙な形の「噴水」、「雲」、「漏斗」、「茂み」、「アーチ」、その他、彩層物質から形成される明るく発光する形成物。 それらは静止している場合もあれば、ゆっくりと変化する場合もあり、彩層に出入りする滑らかな曲線を描いたジェットに囲まれ、数万キロメートル、数十万キロメートル上昇します。 これらは、太陽大気の最も野心的な形成であるプロミネンスです。 水素原子が発する赤いスペクトル線で観察すると、水素原子は太陽円盤の背景に対して暗くて長く湾曲したフィラメントとして見えます。

プロミネンスは彩層とほぼ同じ密度と温度を持っています。 しかし、それらはその上にあり、太陽大気のより高度で希薄化した上層に囲まれています。 プロミネンスは、その物質が太陽の活動領域の磁場によって支えられているため、彩層に落ちません。

1868 年に、フランスの天文学者ピエール ジャンセンとイギリス人の同僚ジョセフ ロッキャーによって、日食の外側のプロミネンスのスペクトルが初めて観察されました。分光器のスリットは、太陽の端と交差するように配置されており、プロミネンスがその近くにあると、その放射スペクトルを見ることができます。 プロミネンスまたは彩層のさまざまな部分にスリットを向けることにより、それらを部分的に研究することが可能です。 プロミネンスのスペクトルは、彩層と同様に、主に水素、ヘリウム、カルシウムからなる明るい線で構成されています。 他の化学元素からの輝線も存在しますが、それらははるかに弱いです。

プロミネンスの中には、長期間目立った変化が見られずに存在していたものが、突然爆発したように見え、その物質が秒速数百キロメートルの速度で惑星間空間に投げ出されるものもあります。 彩層の外観も頻繁に変化し、その構成ガスが継続的に移動していることを示しています。

時々、爆発に似たことが太陽の大気の非常に狭い領域で発生します。 これらはいわゆる彩層フレアです。 通常、それらは数十分続きます。 水素、ヘリウム、イオン化カルシウム、その他いくつかの元素のスペクトル線がフレアしている間、彩層の別の部分の輝きが突然数十倍に増加します。 紫外線と X 線の放射は特に強く増加します。フレア前のスペクトルのこの短波領域では、そのパワーが太陽の総放射パワーよりも数倍大きくなる場合があります。

斑点、トーチ、プロミネンス、彩層フレア - これらはすべて太陽活動の現れです。 活動の増加に伴い、太陽上のこれらの地層の数は増加します。

クラウン

光球や彩層とは異なり、太陽の大気の最も外側の部分であるコロナは非常に広大な広がりを持っています。それは数百万キロメートルにわたって広がり、これは太陽半径の数倍に相当し、その弱い広がりはさらに遠くまで広がります。

太陽コロナ内の物質の密度は、地球の大気中の空気の密度よりもはるかにゆっくりと高度とともに減少します。 上昇に伴う空気密度の減少は地球の重力によって決まります。 太陽の表面では重力がはるかに大きいため、大気は高くないと思われるでしょう。 実際には、それは非常に広範囲に及びます。 その結果、太陽の引力に反して作用する力がいくつか存在します。 これらの力は、100万度から200万度の温度に加熱されたコロナ内の原子と電子の驚異的な速度の移動に関連しています。

コロナは日食の皆既段階中に最もよく観察されます。 確かに、数分の間に、個々の詳細だけでなく、王冠の全体的な外観さえもスケッチするのは非常に困難です。 観察者の目は突然の夕暮れに慣れ始めたばかりで、月の端の後ろから出てくる明るい太陽の光がすでに日食の終わりを告げています。 したがって、同じ日食中に経験豊富な観察者によって作成されたコロナのスケッチは、多くの場合非常に異なっていました。 その色を正確に判断することさえ不可能でした。

写真の発明により、天文学者は客観的かつ記録的な研究方法を得ることができました。 ただし、王冠をうまく撮影するのも簡単ではありません。 実際のところ、太陽に最も近い部分、いわゆる内側コロナは比較的明るいのに対し、遠くに広がる外側コロナは非常に淡い輝きに見えます。 そのため、頭頂部の外側がはっきりと見える写真では内側が白飛びし、頭頂部の内側が細部まで見える写真では外側は全く見えなくなります。 この困難を克服するために、日食中に彼らは通常、シャッタースピードを高速または低速にして、一度に数枚のコロナの写真を撮ろうとします。 あるいは、コロナの明るい内部部分の環状ゾーンを弱める特別な「放射状」フィルターを写真乾板の前に配置してコロナを撮影します。 このような写真では、その構造を多くの太陽半径の距離まで追跡することができます。

晴れた夏の風景を観察すると、画面全体が光で満たされているように感じます。 しかし、特別な装置を使って太陽を観察すると、その表面全体が巨大な海のように見え、そこでは激しい波が荒れ、斑点が動いていることがわかります。 太陽大気の主な成分は何ですか? 私たちの星の内部ではどのようなプロセスが起こり、その組成にはどのような物質が含まれているのでしょうか?

総合情報

太陽は恒星である天体であり、太陽系の中で唯一のものです。 惑星、小惑星、衛星、その他の宇宙物体がその周りを回っています。 太陽の化学組成は、太陽上のどの点でもほぼ同じです。 しかし、星の核がある中心に近づくにつれて大きく変化します。 科学者たちは、太陽大気がいくつかの層に分かれていることを発見しました。

太陽を構成する化学元素は何ですか?

人類は、科学が今日持っている太陽に関するデータを常に持っていたわけではありません。 かつて、宗教的世界観の支持者たちは、世界は知ることができないと主張しました。 そして彼らは自分たちの考えを裏付けるものとして、太陽の化学組成が何であるかを人間が知ることは不可能であるという事実を挙げた。 しかし、科学の進歩により、そのような見解が誤りであることが説得力を持って証明されました。 科学者は、分光器の発明以降、星の研究で特に進歩しました。 科学者はスペクトル分析を使用して太陽や星の化学組成を研究します。 それで、彼らは私たちの星の構成が非常に多様であることを発見しました。 1942 年、研究者らは、それほど多くはありませんでしたが、太陽にも金が存在することを発見しました。

その他の物質

太陽の化学組成には主に水素やヘリウムなどの元素が含まれています。 それらの優位性は、私たちの星のガス状の性質を特徴づけます。 他の元素、例えばマグネシウム、酸素、窒素、鉄、カルシウムの含有量は微量です。

研究者らはスペクトル分析を利用して、この星の表面に絶対に存在しない物質を突き止めた。 たとえば、塩素、水銀、ホウ素などです。 しかし、科学者たちは、太陽を構成する基本的な化学元素に加えて、これらの物質が太陽の中心部に存在する可能性があると示唆しています。 私たちの星のほぼ 42% は水素で構成されています。 約23%は太陽の一部であるすべての金属に由来します。

他の天体のほとんどのパラメーターと同様、私たちの星の特性はコンピューター技術を使用して理論的にのみ計算されます。 初期データは、星の半径、質量、温度などの指標です。 科学者たちは、太陽の化学組成が 69 個の元素で表されることを突き止めました。 これらの研究ではスペクトル分析が重要な役割を果たします。 たとえば、彼のおかげで、私たちの星の雰囲気の構成が確立されました。 興味深いパターンも発見されました。太陽の組成に含まれる一連の化学元素は、石質隕石の組成に驚くほど似ています。 この事実は、これらの天体が共通の起源を持つことを示す重要な証拠です。

ファイアクラウン

それは高度に希薄化されたプラズマの層です。 その温度は200万ケルビンに達し、物質の密度は地球の大気の密度の数億倍を超えます。 ここでは原子は中性状態になることができず、常に衝突してイオン化します。 コロナは強力な紫外線源です。 私たちの惑星系全体が太陽風にさらされています。 初速は秒速約1000kmですが、星から遠ざかるにつれて徐々に速度が落ちていきます。 地表での太陽風の速度は約400km/秒です。

王冠に関する一般的な考え方

太陽冠は大気と呼ばれることもあります。 ただし、それはあくまで外側の部分にすぎません。 コロナを観察するのが最も簡単な時期は皆既日食中です。 ただし、日食は数分間しか続かないため、それをスケッチするのは非常に困難です。 写真が発明されたとき、天文学者は太陽コロナの客観的な写真を撮ることができました。

最初の画像が撮影された後、研究者たちは星の活動の増加に関連する領域を検出することができました。 太陽のコロナは放射構造を持っています。 それは大気の中で最も熱い部分であるだけでなく、地球に最も近い場所でもあります。 実際、太陽風は太陽系の最も遠い隅々まで浸透するため、私たちは常にその境界内にいます。 しかし、私たちは地球の大気によって放射線の影響から守られています。

核、彩層、光球

私たちの星の中心部分は核と呼ばれます。 その半径は太陽の全半径の約 4 分の 1 に相当します。 コア内部の物質は非常に圧縮されています。 星の表面に近いところには、いわゆる対流帯があり、そこで物質の移動が起こり、磁場が発生します。 最後に、目に見える太陽の表面は光球と呼ばれます。 厚さ300km以上の層です。 太陽放射は光球から地球に届きます。 その温度は約 4800 ケルビンに達します。 ここでの水素は実質的に中性のままです。 光球の上には彩層があります。 その厚さは約3千km。 彩層と太陽コロナは光球の上にありますが、科学者はこれらの層の間に明確な境界線を引いていません。

プロミネンス

彩層は密度が非常に低く、放射強度が太陽コロナに劣ります。 しかし、ここでは興味深い現象が観察されます。高さ数千キロメートルの巨大な炎です。 それらは太陽プロミネンスと呼ばれます。 プロミネンスは、星の表面から最大 100 万キロメートルの高さまで上昇することがあります。

研究

プロミネンスは、彩層と同じ密度指標によって特徴付けられます。 ただし、それらはその真上に位置し、そのまばらな層に囲まれています。 天文学史上初めて、プロミネンスは 1868 年にフランスの研究者ピエール ジャンセンとイギリス人の同僚ジョゼフ ロッキャーによって観察されました。そのスペクトルにはいくつかの明るい線が含まれています。 太陽とプロミネンスの化学組成は非常に似ています。 主に水素、ヘリウム、カルシウムが含まれており、他の元素の存在は無視できます。

プロミネンスの中には、目に見える変化が見られずに一定期間存在していたものが、突然爆発するものもあります。 その物質は、秒速数キロメートルに達する猛スピードで近くの宇宙空間に放出されます。 彩層の外観は頻繁に変化します。これは、ガスの移動を含む、太陽の表面で起こっているさまざまなプロセスを示しています。

星の活動が増加した領域では、プロミネンスだけでなく、斑点や磁場の増加も観察できます。 時々、特別な装置の助けを借りて、特に高密度のガスのフレアが太陽上で検出され、その温度は膨大な値に達する可能性があります。

彩層フレア

時々、私たちの星からの電波放射が何十万倍にも増加します。 この現象を彩層フレアと呼びます。 それは太陽の表面に斑点の形成を伴います。 当初、フレアは彩層の明るさの増加の形で注目されましたが、後にそれらはさまざまな現象の複合体全体を表していることが判明しました。つまり、電波放射（X線とガンマ線）の急激な増加、コロナからの大量放出、陽子フレア。

結論を下す

したがって、太陽の化学組成は主に水素とヘリウムの 2 つの物質で表されることがわかりました。 もちろん他にも要素はありますが、その割合は低いです。 さらに、科学者たちは、星の一部となり、地球上には存在しないであろう新しい化学物質を発見していません。 可視光線は太陽光球内で形成されます。 それはひいては、地球上の生命を維持するために非常に重要です。

太陽は継続的に放射し続ける高温の天体であり、その表面はガス雲に囲まれています。 それらの温度は星の内部のガスほど高くはありませんが、それでも印象的です。 スペクトル分析を使用すると、太陽や星の化学組成が何であるかを遠くから知ることができます。 そして、多くの星のスペクトルは太陽のスペクトルに非常に似ているため、これはそれらの組成がほぼ同じであることを意味します。

今日、私たちの惑星系の主星の表面と内部で起こっているプロセスは、その化学組成の研究を含めて、特別な太陽天文台の天文学者によって研究されています。

雰囲気（ギリシャのアトモス - 蒸気とスファリア - ボールから） - 地球と一緒に回転する地球の空気の殻。 大気の発達は、地球上で起こる地質学的および地球化学的プロセス、さらには生物の活動と密接に関係していました。

空気は土壌の最小の細孔に浸透し、水にも溶けるため、大気の下限は地球の表面と一致します。

高度2000～3000kmの上部境界は徐々に宇宙空間へ抜けていきます。

酸素を含む大気のおかげで、地球上で生命が存在することができます。 大気中の酸素は、人間、動物、植物の呼吸過程で使用されます。

もし大気が存在しなければ、地球は月と同じくらい静かになるでしょう。 結局のところ、音は空気の粒子の振動です。 空の青い色は、レンズを通るように大気を通過する太陽光線がその成分色に分解されるという事実によって説明されます。 この場合、青と青の色の光線が最も散乱されます。

大気は太陽の紫外線の大部分を閉じ込め、生物に悪影響を及ぼします。 また、地表付近に熱を保持し、地球の寒冷化を防ぎます。

大気の構造

大気中では、密度の異なるいくつかの層を区別することができます（図1）。

対流圏

対流圏- 大気の最下層。極の上の厚さは8〜10 km、温帯緯度では10〜12 km、赤道以上では16〜18 kmです。

米。 1. 地球の大気の構造

対流圏の空気は地表、つまり陸地と水によって加熱されます。 したがって、この層の気温は高さとともに 100 m ごとに平均 0.6 °C 低下し、対流圏の上部境界では -55 °C に達します。 同時に、対流圏の上部境界にある赤道地域の気温は -70 °C、北極地域では -65 °C です。

大気の質量の約 80% が対流圏に集中し、ほぼすべての水蒸気が存在し、雷雨、嵐、雲、降水が発生し、空気の垂直方向 (対流) と水平方向 (風) の動きが発生します。

天気は主に対流圏で形成されると言えます。

成層圏

成層圏- 対流圏の上空、高度 8 ～ 50 km に位置する大気の層。 この層の空の色は紫色に見えますが、これは空気の薄さによって説明され、太陽光線がほとんど散乱されません。

成層圏には大気の質量の 20% が含まれています。 この層内の空気は希薄で、水蒸気がほとんど存在しないため、雲や降水はほとんど発生しません。 しかし、成層圏では安定した気流が観測され、その速度は時速300kmに達します。

この層は濃縮されています オゾン(オゾン スクリーン、オゾン圏) 紫外線を吸収し、紫外線が地球に到達するのを防ぎ、それによって地球上の生物を保護する層。 オゾンのおかげで、成層圏の上端の気温は -50 ～ 4 ～ 55 °C の範囲になります。

中間圏と成層圏の間には、成層圏界面という移行帯があります。

中間圏

中間圏- 高度50〜80 kmにある大気の層。 ここの空気密度は地球表面の 200 分の 1 です。 中間圏では空の色が黒く見え、日中は星が見えます。 気温は-75(-90)℃まで下がります。

高度80kmから始まります 熱圏。この層の気温は高度250 mまで急激に上昇し、その後一定になります。高度150 kmでは220〜240℃に達します。 高度500～600kmでは1500℃を超えます。

中間圏と熱圏では、宇宙線の影響で、ガス分子が原子の帯電（イオン化）粒子に崩壊するため、大気のこの部分はと呼ばれます。 電離層- 高度 50 ～ 1000 km に位置する非常に希薄な空気の層。主にイオン化した酸素原子、窒素酸化物分子、自由電子から構成されます。 この層は高い帯電を特徴としており、長波および中波の電波が鏡のように反射されます。

電離層では、太陽から飛来する荷電粒子の影響による希ガスの輝きであるオーロラが現れ、磁場の鋭い変動が観察されます。

外気圏

外気圏- 1000km以上に位置する大気の外層。 この層は、ガス粒子が高速で移動し、宇宙空間に散乱する可能性があるため、散乱球とも呼ばれます。

大気の組成

大気は窒素 (78.08%)、酸素 (20.95%)、二酸化炭素 (0.03%)、アルゴン (0.93%)、少量のヘリウム、ネオン、キセノン、クリプトン (0.01%)、オゾンやその他のガスが含まれますが、その含有量は無視できます (表 1)。 地球の大気の現在の構成は1億年以上前に確立されましたが、それにもかかわらず、人間の生産活動の急激な増加により、その構成は変化しました。 現在、CO 2 含有量は約 10 ～ 12% 増加しています。

大気を構成するガスはさまざまな機能的役割を果たします。 しかし、これらのガスの主な重要性は、これらのガスが放射エネルギーを非常に強く吸収し、それによって地球の表面と大気の温度状況に重大な影響を与えるという事実によって主に決定されます。

表 1. 地表近くの乾燥大気の化学組成

窒素、大気中に最も一般的なガスであり、化学的には不活性です。

酸素窒素とは異なり、化学的に非常に活性な元素です。 酸素の具体的な機能は、従属栄養生物の有機物、岩石、火山から大気中に放出される低酸化ガスの酸化です。 酸素がなければ死んだ有機物の分解はありません。

大気中の二酸化炭素の役割は非常に大きいです。 燃焼プロセス、生物の呼吸、腐敗の結果として大気中に流入し、まず第一に、光合成中に有機物を生成するための主要な建築材料です。 さらに、二酸化炭素が短波太陽放射を透過し、長波熱放射の一部を吸収する能力は非常に重要であり、これにより、以下で説明するいわゆる温室効果が生じます。

大気のプロセス、特に成層圏の熱状態も次の影響を受けます。 オゾン。このガスは太陽からの紫外線を自然に吸収する役割を果たし、太陽放射の吸収により空気が加熱されます。 大気中の総オゾン含有量の月平均値は、緯度と時期に応じて、0.23〜0.52 cmの範囲内で変化します（これは、地上の圧力と温度におけるオゾン層の厚さです）。 赤道から極地にかけてオゾン含有量は増加し、秋に最小値、春に最大値となる年周期があります。

大気の特徴的な特性は、主要なガス (窒素、酸素、アルゴン) の含有量が高度によってわずかに変化することです。大気中の高度 65 km では、窒素含有量は 86%、酸素 - 19、アルゴン - 0.91 です。 、高度95 km - 窒素77、酸素21.3、アルゴン0.82％。 大気の垂直方向と水平方向の組成の一定性は、混合によって維持されます。

空気中にはガス以外にも次のようなものが含まれています。 水蒸気そして 固体粒子。後者は、自然起源と人工 (人為的) 起源の両方を持つことができます。 これらは、花粉、小さな塩の結晶、道路の粉塵、エアロゾル不純物です。 太陽光線が窓を通過すると、肉眼で見ることができます。

都市や大規模な工業地帯の空気中には特に多くの微粒子が存在しており、燃料の燃焼中に生成される有害なガスやその不純物の排出がエアロゾルに追加されます。

大気中のエアロゾルの濃度は大気の透明度を決定し、地表に到達する太陽​​放射に影響を与えます。 最大のエアロゾルは凝縮核です（緯度から）。 凝縮- 圧縮、増粘） - 水蒸気から水滴への変換に寄与します。

水蒸気の重要性は主に、水蒸気が地表からの長波熱放射を遅らせるという事実によって決まります。 大小の水分サイクルの主要なリンクを表します。 ウォーターベッドの凝縮中に気温が上昇します。

大気中の水蒸気の量は時間と空間によって変化します。 したがって、地表の水蒸気の濃度は、熱帯地方の 3% から南極大陸の 2 ～ 10 (15)% の範囲になります。

温帯緯度の大気の垂直柱に含まれる水蒸気の平均含有量は約 1.6 ～ 1.7 cm です (これは凝縮した水蒸気の層の厚さです)。 大気のさまざまな層の水蒸気に関する情報は矛盾しています。 たとえば、高度 20 ～ 30 km の範囲では、高度に応じて比湿度が大きく増加すると仮定されました。 しかし、その後の測定では、成層圏の乾燥度がさらに高まっていることが示されています。 どうやら、成層圏の比湿度は高度にほとんど依存せず、2〜4 mg/kg であるようです。

対流圏の水蒸気含有量の変動は、蒸発、凝縮、水平輸送のプロセスの相互作用によって決まります。 水蒸気の凝縮の結果として雲が形成され、雨、ひょう、雪の形で降水量が降ります。

水の相転移のプロセスは主に対流圏で発生します。そのため、成層圏（高度 20 ～ 30 km）や中間圏（中間界面付近）では、真珠光沢や銀色と呼ばれる雲が比較的まれに観察されますが、対流圏の雲は観察されません。多くの場合、地球の表面全体の約 50% を覆います。

空気中に含まれる水蒸気の量は気温によって決まります。

-20℃の空気1立方メートルには、1g以下の水分が含まれます。 0℃ - 5 g以下; +10°Cで-9g以下; +30°C - 水30g以下。

結論：気温が高いほど、より多くの水蒸気を含むことができます。

空気はもしかしたら リッチそして 飽和していない水蒸気。 したがって、+30 °Cの温度で1 m 3 の空気に15 gの水蒸気が含まれている場合、空気は水蒸気で飽和していません。 30 gの場合 - 飽和しています。

絶対湿度空気1m3に含まれる水蒸気の量です。 グラム単位で表されます。 たとえば、「絶対湿度は15」という場合、1mLには15gの水蒸気が含まれることになります。

相対湿度- これは、特定の温度で 1 mL に含まれる水蒸気の量に対する、1 m 3 の空気中の実際の水蒸気の含有量の比率 (パーセント) です。 たとえば、ラジオが相対湿度が 70% であるという天気予報を放送した場合、これは、その温度で空気中に保持できる水蒸気の 70% が含まれていることを意味します。

相対湿度が高いほど、つまり 空気が飽和状態に近づくほど、降水の可能性が高くなります。

赤道帯では気温が年間を通じて高く、海洋表面から大量の蒸発が起こるため、常に高い（最大 90%）空気の相対湿度が観察されます。 極地では相対湿度も高くなりますが、低温では少量の水蒸気でも空気が飽和または飽和に近い状態になるためです。 温帯緯度では、相対湿度は季節によって変化します。冬は高く、夏は低くなります。

砂漠の空気の相対湿度は特に低く、そこに含まれる空気 1 m 1 に含まれる水蒸気は、特定の温度で存在できる水蒸気の 2 ～ 3 分の 1 です。

相対湿度を測定するには、湿度計が使用されます（ギリシャ語の hygros（湿った）と metreco（測定する）から来ています）。

飽和空気は冷却されると同量の水蒸気を保持できなくなり、濃くなり（凝縮し）、霧の液滴になります。 夏には晴れた涼しい夜に霧が観察されます。

雲- これは同じ霧ですが、地表ではなく特定の高さで形成されるだけです。 空気が上昇すると冷却され、その中の水蒸気が凝縮します。 結果として生じる小さな水滴が雲を構成します。

雲の形成も含まれます 粒子状物質対流圏に浮遊している。

雲は、その形成条件に応じてさまざまな形をとることができます (表 14)。

最も低くて重い雲は層雲です。 それらは地表から2kmの高度に位置しています。 高度2～8kmでは、より絵のように美しい積雲が観察できます。 最も高くて最も軽いのは巻雲です。 それらは地表から8〜18kmの高度に位置しています。

大気保護

主な供給源は産業企業と自動車です。 大都市では、主要交通路におけるガス汚染の問題が非常に深刻です。 このため、我が国を含む世界中の大都市の多くが、自動車排気ガスの毒性に対する環境規制を導入しています。 専門家によると、空気中の煙や塵により、地表への太陽エネルギーの供給が半分に減少し、自然条件の変化につながる可能性があります。