SVEUČILIŠTE J. J. STROSSMAYERA

ODJEL ZA FIZIKU

OSIJEK

MARINELA STANIĆ

AERONOMIJA – ZNANOST O VISOKOJ

ATMOSFERI ZEMLJE I PLANETA

DIPLOMSKI RAD

OSIJEK, ožujak 2012. godine

SVEUČILIŠTE J. J. STROSSMAYERA

ODJEL ZA FIZIKU

OSIJEK

AERONOMIJA – ZNANOST O VISOKOJ

ATMOSFERI ZEMLJE I PLANETA

DIPLOMSKI RAD

Kolegij: Astronomija i astrofizika

Mentor: prof. dr. sc. Vladis Vujnović

Studentica: Marinela Stanić

Matični broj studenta: 10064

Osijek, ožujak 2012.

i

Sveučilište J. J. Strossmayera

Odjel za fiziku

Osijek

Diplomski rad

AERONOMIJA – ZNANOST O VISOKOJ ATMOSFERI

ZEMLJE I PLANETA

Marinela Stanić

Sažetak

Aeronomija je znanost o visokim slojevima atmosfere Zemlje, a službeno

postoji od 1954. godine. Kao grana atmosferske fizike analizira podatke prikupljene

osim s tla još i pomoću balona, satelita i raketa.

Osim Zemlje, aeronomija proučava i visoke atmosfere drugih planeta.

Aeronomija je interdisciplinarno područje koje obuhvaća kemiju, fiziku,

elektrotehniku i matematiku, a bavi se raznim aspektima teorije, simulacije,

modeliranja, laboratorijskim i terenskim pokusima.

Ključne riječi:

aeronomija

aeronomski fenomeni

ionosfera

električno polje

noćusvjetleći oblaci

magnetosfera

sateliti

ii

J. J. Strossmayer University

Department of Physics

Osijek

AERONOMY – SCIENCE OF EARTH'S AND PLANETS'

UPPER ATMOSPHERES

Marinela Stanić

Abstract

Aeronomy is a science of upper layers of Earth's atmosphere, and it officially

exists since 1954. As a branch of Atmospheric physics, it analyses data collected

from the ground and also with baloons, satellites and rockets.

Besides Earth, aeronomy also studies upper atmospheres of other planets.

Aeronomy is an interdisciplinary area that covers chemistry, physics, electrical

engineering and mathematics, and deals with different aspects of theory, simulation,

modeling, laboratory and field experiments.

Ključne riječi:

aeronomy

aeronomic phenomena

ionosphere

electric field

noctilucent clouds

magnetosphere

satellites

iii

Sadržaj

Sažetak ............................................................................................................................ i

Abstract ......................................................................................................................... ii

Sadržaj .......................................................................................................................... iii

1. UVOD .................................................................................................................... 1

1.1. Aeronomija ....................................................................................................... 1

1.2. Noćusvjetleći oblaci ....................................................................................... 2

2. ZEMLJINA ATMOSFERA ........................................................................................ 4

2.1. Podjela po temperaturi ..................................................................................... 4

2.2. Podjela prema elektromagnetskim svojstvima ................................................. 8

3. KEMIJSKI SASTAV ATMOSFERE ........................................................................... 13

4. GEOMAGNETIZAM I AERONOMIJA ................................................................... 18

5. VISOKE ATMOSFERE OSTALIH PLANETA ............................................................ 21

5.1. Merkur ............................................................................................................ 21

5.2. Venera ............................................................................................................ 22

5.3. Mars ................................................................................................................ 24

5.4. Jupiter ............................................................................................................. 26

5.5. Saturn ............................................................................................................. 28

5.6. Uran ................................................................................................................ 30

5.7. Neptun ............................................................................................................ 32

6. Mjerenje fizičkog stanja visoke atmosfere ......................................................... 34

PROBLEMI .................................................................................................................... 36

POPIS LITERATURE ....................................................................................................... 41

1

1. UVOD

1.1. Aeronomija

Aeronomija je znanost o visokim područjima Zemljine atmosfere gdje se

pojavljuju fotodisocijacija i ionizacija. Riječ je nastala od grčkih riječi aero i nomos,

što znači „znanost o zraku“. Pojam aeronomija je uveo Sydney Chapman1, britanski

matematičar i geofizičar. Kao grana znanosti je ozvaničena na sastanku

Međunarodnog saveza za geodeziju i geofiziku 1954. godine u Rimu.

Danas aeronomija kao grana atmosferske fizike uključuje i pripadajuća

područja atmosfera drugih planeta. Za istraživanja su potrebni baloni, sateliti i rakete

koji skupljaju podatke o ovome dijelu atmosfere. Nije ograničena na Zemlju.

Aeronomija se usmjerila na područje iznad tropopauze. U području tropopauze

odvijaju se vremenske pojave, a to proučava meteorologija. Opisuje kemijska i

fizikalna svojstva atmosfere planeta i promjene koje uzrokuju vanjske i unutarnje

sile. Ovi uzroci imaju utjecaj na sve visine i na globalnu raspodjelu atoma, molekula,

iona i elektrona, na njihov sastav kao i gustoću.

Dinamički se efekti očituju na vertikalno i horizontalno kretanje, energija se

prenosi zračenjem, provođenjem, konvekcijom (miješanjem) i širenjem valova.

Između tropopauze i mezosfere, na visini oko 10 do 100 km, nalazi se srednja

atmosfera, a iznad 100 km je visoka atmosfera.

1 Proučavao kinetičku teoriju plinova, meteorologiju, geomagnetizam i kozmičku fiziku,

fotokemijske procese, atmosfersku difuziju i konvekciju.

2

1.2. Noćusvjetleći oblaci

Noćusvjetleći oblaci su pojava slična oblacima koja predstavlja namreškan rub

puno svjetlijeg sloja oblaka koji se zovu polarni mezosferni oblaci. Nalaze se u

visokoj atmosferi a vidljivi su u sumrak. Sačinjeni su od kristala leda. Najbolje se

opažaju ljeti na geografskoj širini između 50º i 70º sjeverno i južno od ekvatora. Ne

mogu se vidjeti na polarnim geografskim širinama (iznad 75º) zbog jakog dnevnog

svjetla i svijetlih sumraka tijekom ljeta. Rijetko, ili čak nikada, ne vide se na širinama

ispod 45º.

Noćusvjetleći oblaci su isključivo ljetni fenomen. Na sjevernoj polutci mjeseci

za promatranje su od svibnja do kolovoza, a na južnoj od studenog do veljače.

Postoje male razlike u promatranju sa sjeverne i južne zemljine polutke. S južne

polutke je promatranje otežano nepogodnim vremenskim prilikama ljeti. Pojava

noćusvjetlećih oblaka je sve češća, svjetlija i duljeg trajanja, što se povezuje s

klimatskim promjenama.

Noćusvjetleći oblaci su prvi put opaženi 1885. godine, dvije godine nakon

erupcije vulkana Krakatoa u Indoneziji. Tadašnji su znanstvenici pretpostavili da su

oblaci još jedna manifestacija vulkanskog pepela, ali se pojava noćusvjetlećih oblaka

nastavila i nakon što se pepeo raspršio iz atmosfere. Teoriju o vulkanskom pepelu u

potpunosti je 1926. odbacio Malzev.

Noćusvjetleće oblake je iscrpno proučavao Otto Jesse koji ih je prvi

fotografirao 1887. godine i zaslužan je za pojam noćusvjetleći oblaci. Fotografsko

opažanje koje su provodili Jesse, Foerster i Stolze su nastavljena na Berlinskom

opservatoriju, gdje je opažanjem i proračunom određena njihova visina. Taj je

projekt ukinut 1896. godine.

Noćusvjetleći oblaci su najviši oblaci u Zemljinoj atmosferi, nalaze se na visini

oko 80 do 85 km. To je približno u minimumu atmosferske temperature

(mezopauze). Oni se stvaraju u mezopauzi, a da bi narasli na veličinu koja se može

3

promatrati potrebno je neko vrijeme, vjerojatno nekoliko sati, a za to vrijeme čestice

se spuste na nekoliko kilometara nižu visinu.

Proučavanje je bilo ograničeno na promatranja s tla sve do 1960. godine kada

je počelo neposredno mjerenje pomoću raketa. Tada je uočeno da se pojava oblaka

poklapa sa niskim temperaturama u mezosferi.

Iz svemira su prvi put zabilježeni uređajem na OGO2-satelitu 1972. godine.

Solar Mesosphere Explorer je bilježio raspodjelu oblaka između 1981. i 1986.

godine pomoću ultraljubičastog spektrometra. Oblake je uočio LIDAR3 1995. na

Sveučilištu Utah, iako u tom trenutku nisu bili uočljivi prostim okom. Tek je 2001.

potvrđena teorija da se noćusvjetleći oblaci prvenstveno sastoje od leda, i to

HALOE4 instrumentom.

Prvi satelit kojem je namjena bila proučavanje noćusvjetlećih oblaka je AIM 5

satelit. Cilj je bio uočiti određene faktore pri kojima nastaju ti oblaci, a to su

temperatura, vodena para i čestice prašine. Na Marsu su pronađeni oblaci od kristala

ugljikovog dioksida na visini od približno 100 km od površine planeta. Pronašli su ih

znanstvenici iz misije Mars Express 28. kolovoza 2006. godine. Mogu se vidjeti

samo kad je Sunce ispod horizonta, baš kao i noćusvjetleći oblaci.

Programi Sjedinjenih Američkih Država NRL i STP6 proveli su istraživanje po

imenu CARE7, pri čemu su koristili ispušne čestice iz Black Brant XII sondažne

rakete koju je lansirala NASA i time su stvoreni umjetni noćusvjetleći oblaci koji su

zatim promatrani instrumentima na Zemlji i svemirskim letjelicama.

2 Orbiting Geophysical Observatory, odnosi se na šest satelita koje su lansirale Sjedinjene

Američke Države od 1964. do 1972. godine, a čija je svrha bila proučavanje Zemljine magnetosfere.

Svaki satelit je imao 20 - 25 instrumenata.

3 Light Detection and ranging, također poznat kao LIDAR, „laserski radar“. 4 Halogen Occultation Experiment. 5 Aeronomy of Ice int he Mesosphere, istraživanje na visini oko 600 km, lansiran 25. travnja

2005. godine. 6 Naval Research Laboratory i Space Test Program, u rujnu 2009. godine 7 Charged Aerosol Release Experiment.

4

2. ZEMLJINA ATMOSFERA

2.1. Podjela po temperaturi

Zemljina atmosfera je podijeljena na nekoliko različitih slojeva koji se

razlikuju po temperaturi zraka.

Slika 1. Tipično ponašanje temperature i pripadajuće gustoće (broj atoma i molekula po kubnom metru) s visinom pri jakoj Sunčevoj aktivnosti.

Izvor: http://accessscience.com/content/Aeronomy/013450

Prvi se sloj naziva troposfera. Visina tog sloja varira od 8 do 16 kilometara. U

tropskom pojasu pri vertikalnom strujanju zraka, zrak koji se diže širi se i zbog toga

rashlađuje pa je ta visina veća nego na polarnim područjima. Ovaj sloj sadrži oko

80% ukupne mase atmosfere i u njemu se događa većina vremenskih pojava.

Povećanjem visine od Zemljine površine temperatura zraka opada za oko 6,5 ºC na

5

1000 m. Na vrhu troposfere dostigne temperaturu −55º C. Sam vrh troposfere je

usko područje koje se zove tropopauza.

Iznad tropopauze je stratosfera, na visini oko 10 do 50 km. Sadrži oko 20 %

ukupne mase atmosfere. Ovdje se događa malo vremenskih pojava, povremeno

gornji dijelovi oluja dosegnu ovaj sloj. U prvih 10 km stratosfere temperatura ima

stalnu vrijednost. Područje stalne vrijednosti temperature u atmosferi nazivamo

izotermni sloj. Na visini 20 do 50 km temperatura raste povećanjem visine. Viša se

temperatura javlja u ovome sloju zbog visoke koncentracije molekula ozona koje

apsorbiraju ultraljubičastu Sunčevu svjetlost pri čemu oslobađaju energiju koja

zagrijava stratosferu.

Ozon se u atmosferi nalazi u različitim koncentracijama na visinama od 10 do

50 km pa se to područje naziva i ozonski sloj. Važan je za žive organizme na Zemlji

jer ih štiti od štetnih utjecaja ultraljubičastog Sunčevog zračenja pa bi bez ozonskog

omotača život na Zemljinoj površini bio nemoguć.

Vršna koncentracija ozona na visini oko 25 km iznosi 1018 molekula/m3, dok je

koncentracija zbroja molekula dušika i kisika 8•1023 molekula/m3 jer je gustoća

zraka 30 puta manja nego pri tlu. Molekula ozona tamo gdje ih ima najviše, ima oko

milijun puta manje nego molekula dušika i kisika zajedno.

Stratosferu od mezosfere odvaja stratopauza. U mezosferi atmosfera postiže

svoju minimalnu temperaturu, oko −90 ºC na visini oko 80 km. Mezopauza se nalazi

na gornjem rubu mezosfere. Za vrijeme ljeta temperatura se mezopauze spušta na čak

−120 ºC – na ljetnoj je polutki mezosfera hladnija nego na zimskoj, a temperature

ispod −100 ºC pogoduju smrzavanju vodene pare na česticama praha.

Termosfera je atmosferski sloj na visinama iznad 80 km, gdje temperature

dosežu čak 1200 ºC. Razlog tome su molekule kisika koje apsorbiraju jako Sunčevo

zračenje. Iako se te temperature čine izrazito visokima, unutarnja energija plina je u

biti vrlo mala. Toplina koju sadrži određena tvar ovisi o masi, a zrak u termosferi ima

6

jako malu gustoću, a pojedinačne čestice plina su vrlo udaljene jedna od druge. To

otežava mjerenje temperature termometrima, jer oni mjere temperaturu zahvaljujući

prijelazu topline. Obično je za taj postupak potrebno nekoliko minuta da bi se

kinetička energija molekula u tijelu prenijela na tekućinu u termometru. U

termosferi, termometar bi izgubio više topline radi emisije nego što bi primio

povremeno dodirujući molekule plina.

Egzosfera je vanjski sloj Zemljine atmosfere. U ovom sloju čestica atmosfere

može prijeći stotine kilometara prije nego se sudari s drugim česticama. Čestice

izlaze iz egzosfere u dalji svemir.

Donja granica egzosfere je termopauza. Počinje na visini 250 do 500 km,

ovisno o Sunčevoj aktivnosti. Ispod termopauze dolazi do atomskih sudara, dok s

iznad sudari isključivo balistički, gdje nema očuvanja kinetičke energije jer se

značajan dio pretvara u unutarnju energiju.

U teoriji je gornji rub egzosfere na visini 190 000 km (polovica udaljenosti do

Mjeseca). To je točka u kojoj utjecaj tlaka Sunčevog zračenja na atome vodika

prevladava nad Zemljinom gravitacionom privlačnom silom. Mnogi znanstvenici

smatraju visinu 10 000 km granicom u kojoj prestaje egzosfera a počinje

međuplanetarno područje.

7

Slika 2. Grafički prikaz područja atmosfere kamo prodire zračenje raznih valnih duljina.

Izvor: http://science.nasa.gov/media/medialibrary/2010/07/15/thermosphere.jpg

Građa atmosferskih slojeva i promjena temperature s visinom uvjetovani su

apsorpcijom Sunčeva zračenja i kemijskim sastavom atmosfere. Vidljivu Sunčevu

svjetlost i blisko infracrveno (valne duljine 0,4 nm – 3000 nm) upija tlo koje se time

zagrijava i toplinu prenosi na zračne mase troposfere. (Dijelovi infracrvenog

apsorbiraju se i u atmosferi.) Blisko ultraljubičasto zračenje (300 nm – 400 nm)

apsorbira se postupno u višoj atmosferi. Kratkovalno ultraljubičasto (120 nm – 300

nm) apsorbira se u ozonskom sloju sredinom stratosfere. Rengensko ultraljubičasto

(XUV, 10 nm – 120 nm) apsorbira se u termosferi, proizvodeći pojačanu ionizaciju u

ionosferskim «slojevima» E i F, dok se još kraćevalnije rendgensko zračenje (<10

nm) apsorbira u ionosferskoj sloju E i D.

8

2.2. Podjela prema elektromagnetskim svojstvima

Ionosfera je sloj Zemljine atmosfere koji je lagano ioniziran. Pokriva gornju

polovicu mezosfere i cijelu termosferu, od otprilike 60 km sve do magnetosfere.

U ionosferi se molekule i atomi uglavnom ioniziraju Sunčevim

ultraljubičastim, rendgenskim i korpuskularnim (čestičnim) zračenjem, i dijelom

kozmičkim zrakama, pri čemu nastaju ioni i slobodni elektroni. Proces ionizacije

ovisi o Sunčevoj aktivnosti, vremenu i zemljopisnom položaju.

Prema gustoći slobodnih elektrona možemo ionosferu podijeliti na područja

koja predstavljaju stupanj ionizacije. Zovemo ih D, E i F slojevi. Najniži od njih je

D sloj i nema točno određenu početnu visinu (otprilike od 90 do 120 km). Apsorbira

radio valove visoke frekvencije, a postoji uglavnom tijekom dana. Noću postepeno

nestaje pa radio valovi mogu dosegnuti veće visine u ionosferi, gdje se odbijaju i

vraćaju na Zemlju odakle ponovo odlaze u ionosferu.

Iznad D sloja je E sloj, koji je prvi otkriven, a također slabi i zatim nestaje

noću. Upija rendgenske zrake a proteže se do visine 150 km.

F sloj (200 do 500 km) je prilično stalan sloj, iako mu se sastav ipak mijenja

tijekom dana. Tamo se događa apsorpcija ekstremno-ultraljubičastog zračenja. Danju

se razdvaja u niži sloj koji se zove F1, i u viši F2 sloj, koji ima najveću gustoću

elektrona. U tom sloju koncentracija iona doseže 1012 iona/m3. To ne znači da su svi

atomi ionizirani. Slika 1. pokazuje da u području sloja F2 koncentracija molekula

(brojevna gustoća) iznosi 1014 i više molekula/m3, što je barem stotinu puta više od

koncentracije iona. I s takvim malim udjelom ionski slojevi su od najveće važnosti za

radiokomunikacije.

9

Slika 3. Slojevi u ionosferi.

Izvor: http://www.radio-electronics.com/info/propagation/common/atmos01.gif

Elektromagnetski se valovi u ionosferi jako dobro šire zahvaljujući slobodnim

elektronima. Oni djeluju kao disperzno sredstvo i staze radiovalova se u njima

svijaju, te ovisno o valnoj duljini, reflektiraju ili prolaze skroz. Radiovalovi koji

10

imaju valne duljine veće od 30 m odbijaju se od ionosfere, pa stoga niti isti takvi

svemirski radiovalovi ne mogu stići do tla. Prolaz kraćih radiovalova omogućio je

pojavu radioastronomije – astronomije koja svemirske objekte bilježi u radiovalnom

području.

U ionosferi se javlja aurora, svjetlosna pojava uočljiva noću u polarnim

područjima, a isijavaju ju pobuđene čestice u visokoj atmosferi.

Magnetosferu oblikuje Sunčev vjetar koji unatoč svojoj maloj gustoći

međudjeluje s magnetskim poljem planeta. Osim Zemlje, magnetosferu imaju i

Merkur, Jupiter, Saturn, Uran i Neptun, intrinsično polje planeta uglavnom nastaje

zbog prirodne rotacije i rastaljene unutrašnjosti. Magnetsko polje posljedica je

električnih struja koje se javljaju u središtu svemirskih tijela tj. gibanja rastaljenih

spojeva željeza. Magnetosfera se ne pojavljuje isključivo oko planeta, nego i

zvijezda, a tada je uzrokovana organiziranim gibanjem ioniziranog plina.

Zemljina magnetosfera je određena Zemljinim magnetskim poljem, Sunčevim

vjetrom i međuplanetnim magnetskim poljem (koje potječe sa Sunca). Rub

magnetosfere je magnetopauza – područje u kojem međudjeluju magnetsko polje

Zemlje i Sunčev vjetar. Oblik magnetosfere je određen naletom Sunčevog vjetra pa

je na strani okrenutoj Suncu na visini 6 do 10 Zemljinih polumjera, a na suprotnoj

strani čak do 1000 polumjera. To se zove magnetski rep.

11

Slika 4. Zemljina magnetosfera.

Izvor : http://aurorawatch.lancs.ac.uk/graphics/msphere-diag.png

Geomagnetske oluje nastaju kada Sunce izbaci više nabijenih čestica velikih

energija nego inače pa se Sunčev vjetar sudari s magnetosferom. Dolazi do jačanja

električnih struja i njihove promjenljivosti, pa se mijenja i prizemno magnetsko

polje. Nagla pojava električnih polja može dovesti do kratkih spojeva na umjetnim

satelitima, uništavanja uređaja i ispada iz normalnog djelovanja.

Van Allenovi8 pojasevi čine područje u Zemljinu magnetskom polju u kojem je

zarobljena plazma. Uglavnom sadrži elektrone, protone i alfa čestice vrlo visokih

energija, a koje potječu i sa Sunca i iz polja galaktičkih kozmičkih zraka.

Električki nabijene čestice nastaju kao rezultat bombardiranja atmosfere

kozmičkim zrakama nakon čega se raspršuju u svim smjerovima. Neke odlaze na

8 James Alfred Van Allen (1914.-2006.), američki astrofizičar, proučavao fiziku magnetosfere,

provodio istraživanja sondažnim raketama.

12

Zemljinu površinu, neke u svemir, a dio ostaje zarobljen u magnetskom polju

Zemlje. Pošto su električki nabijene, magnetsko polje djeluje na njih.

U nekim slučajevima bombardiranje proizvodi električki neutralne čestice,

neutrone, na koje magnetsko polje ne djeluje, ali kako nastaju u sudarima visoke

energije, nisu stabilni i uskoro se raspadnu, pri čemu nastaju pozitivni protoni, koji

čine unutarnji pojas. Vanjski Van Allenov pojas čine elektroni koji nastaju u

magnetskom repu.

Van Allenovi pojasi zbog Sunčevog vjetra su također bliži Zemlji sa sunčane

strane, a na suprotnoj su rastegnuti. Slični se pojasevi nalaze i na drugim planetima.

Područje koje zauzima zarobljena plazma je veliko, oko 7 Zemljinih polumjera,

počinje na visini oko 200 km od Zemljine površine. Solarne ćelije, senzori i

integrirani krugovi se mogu oštetiti pri prolasku kroz ovo područje pa letjelice i

njihovi dijelovi moraju imati zaštitu.

13

3. KEMIJSKI SASTAV ATMOSFERE

Zemljinu atmosferu tvori mješavina plinova koju zovemo zrak. Po obujmu

zrak najviše sadrži dušika, kisika i zatim argona, dok ostalih plinova ima u manjim

količinama.

Plin Obujam

Dušik (N2) 78,084%

Kisik (O2) 20,946%

Argon (Ar) 0,9340%

Ugljikov dioksid (CO2) 0,039%

Neon (Ne) 0,001818%

Helij (He) 0,000524%

Metan (CH4) 0,000179%

Kripton (Kr) 0,000114%

Vodik (H2) 0,000055%

Dušikov suboksid (N2O) 0,00003%

Ugljikov monoksid (CO) 0,00001%

Ksenon (Xe) 0,000009%

Ozon (O3) 0 – 7*10-6%

Dušikov dioksid (NO2) 0,000002%

Jod (I2) 0,000001%

Amonijak (NH3) u tragovima

Tablica 1. Kemijski sastav zraka po obujmu.

Vodena para (H2O) je približno 0,4% u cijeloj atmosferi, a uglavnom 1% - 4%

pri površini.

14

Prije 3,5 milijarde godina nastajale su prve primitivne molekule i atmosfera se

sastojala uglavnom od metana, amonijaka, vodene pare i vodika. Zbog jakog

ultraljubičastog zračenja dolazilo je do kemijskih reakcija pri čemu su se stvarale

složenije molekule, čak i aminokiseline i šećeri. Život na Zemlji je nastao iz bogate

kemijske smjese u moru, a energija je nastajala kemijskim i fotokemijskim

procesima. Naposljetku je počela nastajati organska tvar [CH2O] fotosintezom:

CO2 + H2O + hν → [CH2O] + O2↑

Strelica prema gore znači da je u ovom procesu

kao produkt nastao plin.

(1)

Ove kemijske reakcije su uzrok nastanka gotovo cijelog atmosferskog kisika.

Kisik koji je nastao fotosintezom bio je prilično otrovan za primitivne životne oblike,

ali je pretvoren u željezne okside:

4Fe2 + O2 + 4H2O → 2Fe2O3 + 8H+ + 8e-

H+ predstavlja pozitivan vodikov ion.

(2)

Postojanje željeznih oksida je dokaz oslobađanja slobodnog kisika u primitivnu

atmosferu. S vremenom su se razvili enzimni sustavi koji su omogućili organizmima

posredovanje u reakcijama između viška O2 i organske materije u moru. O2 se

akumulirao u atmosferi, nastao je ozonski sloj u stratosferi, a Zemlja postala

pogodnije mjesto za život.

Najučestalije molekule i atomi u troposferi su N2, O2, CH4, H2, N2O, CO2 u

stratosferi se kao karakteristična primjesa javlja O3, u mezosferi primjese O2+, NO+, a

u termosferi O2+, O+, NO+, s time da zrak više nije dobro izmiješan, već se lakše

molekule i atomi nalaze na većim visinima. Stoga u gornjem dijelu termosfere te

zatim u egzosferi prevladavaju He+ i H+. Oko Zemlje se zapaža oblak koji zrači

rezonantnu spektralnu liniju vodika koja nastaje prijelazom iz druge u prvu

energijsku razinu (Lyman-alfa spektralna linija).

Tropopauza je granica iznad koje vodena para s površine Zemlje više ne putuje

slobodno zbog niskih temperatura pri kojima se velik dio vodene pare zaleđuje.

15

Većina vremenskih pojava nastaje kretanjem zraka u troposferi. Taj je dio atmosfere

neposredno povezan s hidrosferom. Postoji voda i iznad ovog područja, ali se

uništava i stvara zajedno s ostalim spojevima u visokoj atmosferi fotokemijskim

reakcijama, kao što je oksidacija metana u stratosferi.

CH4 + 2O2 → CO2 + H2O

(3)

Većina spojeva u atmosferi je u stalnom previranju (osim inertnih plinova).

Mnogi se spojevi stvaraju i nestaju u kemijskim reakcijama između aktivnih čestica s

površine i sunčeve svjetlosti. Količina raznih plinovitih oblika C, H, O, N, i S ovisi o

geografskom području, o dnevnim ili sezonskim prilikama. Također mnogo

onečišćenja dolazi u atmosferu ljudskim aktivnostima na Zemlji i „nebu“.

Slika 5. Sunčev spektar u Zemljinoj atmosferi.

Izvor: http://www.csr.utexas.edu/projects/rs/hrs/pics/irradiance.gif

16

Od velike količine Sunčevog zračenja, Zemlja apsorbira zračenje uglavnom u

vidljivom spektru, a emitira u infracrvenom spektru (2 - 40 µm). Srednja temperatura

na površini je 15 ºC zbog atmosferskog efekta staklenika pri čemu vodena para i u

manjoj mjeri ugljikov dioksid apsorbiraju pa zrače velik dio zračenja natrag na

površinu. Da nije tako, temperatura bi bila −20 ºC. Ako se poveća razina ugljikovog

dioksida u atmosferi, doći će do štetnog povećanja temperature.

Mnogi spojevi nastaju i uništavaju se fotokemijskim procesima (koje uzrokuje

svjetlost). U osnovnom stanju, elektroni su u molekuli vezani tako da zaposjedaju

stanja najniže energije. U pobuđenom stanju postoji razlika energije između

energetskih nivoa pa postoji i određena valna duljina svjetlosti koja uzrokuje skok

elektrona na višu energetsku razinu tako da je ∆E=hν. Mogu postojati i dodatni

energetski nivoi, ali je potrebna određena vrijednost hν koja će ih pobuditi. Jedan se

dio molekula vraća u osnovno stanje ponovnim emitiranjem apsorbirane svjetlosti,

drugi se dio raspada na atomske i višeatomske dijelove originalne molekule, a

preostali dio pobuđuje druge molekule ili dijelove molekula i vrši kemijske reakcije

koje nisu bile moguće u osnovnom stanju.

Visoka atmosfera sadrži udio elektrona i pozitivnih iona (npr. O2+, O+, NO+

itd.), a ultraljubičasto i rendgensko je zračenje zaslužno za stvaranje iona. Osim iona,

elektromagnetskim zračenjem potiče se nastanak i slobodnih radikala. Sastoje se od

jednog ili više atoma s nesparenim elektronima. U prorijeđenoj visokoj atmosferi,

gdje čestice prijeđu veliki put prije nego susretnu druge čestice, određeni spojevi

postoje puno duže i u većim koncentracijama nego na manjim visinama pa tako

radikali imaju vrijeme poluraspada od nekoliko minuta, čak i više. Sudjeluju u

lančanim reakcijama u kojima je jedan produkt radikal, a u procesima s drugim

radikalima se uništavaju i lančana reakcija završava. Električki pobuđene čestice

imaju konačno, uglavnom kratko vrijeme trajanja jer gube energiju zračenjem bez da

se moraju sudariti s drugim česticama.

17

Na manjim visinama, kisik je stabilan u molekuli O2, dok u visokoj atmosferi

postoje atomi O, pobuđene molekule O2* i ozon O3. Ultraljubičasto zračenje uzrokuje

fotokemijsku disocijaciju molekule kisika:

O2 + hν → O + O (4)

U načelu, kisikovi atomi nisu identični jer disociranjem mogu poprimiti

različite energijske razine, pa ih zato pišemo odvojeno.

Zbog fotokemijske disocijacije, O2 ne postoji na velikim visinama. Pobuđeni

atomi kisika nastaju fotolizom ozona:

O3 + hν → O* + O2 (5)

Zvjezdica uz oznaku kisika označuje da je atom u neelastičnom procesu dobio

unutarnju energiju.

U srednjim područjima ionosfere O+ i O2+ nastaju apsorpcijom ultraljubičastog

zračenja:

O + hν → O+ + e-

O2 + hν → O2+ + e-

(6)

(7)

Ozon je bitan u atmosferi jer štiti organizme na Zemlji od zračenja. Nastaje

fotokemijskim reakcijama:

O2 + hν → O + O

O + O2 + M → O3 + M

(8)

(9)

gdje je katalizator M neka druga čestica koja apsorbira energiju koja nastaje u

reakciji.

18

4. GEOMAGNETIZAM I AERONOMIJA

Magnetsko polje nastaje uslijed kretanja električki nabijene čestice. Magnetska

su polja dipolna, a materijali različito reagiraju na magnetsko polje, ovisno o

atomskoj strukturi i sastavu.

Unutrašnjost Zemljine jezgre čini čvrsto željezo, a vanjski dio tekuće željezo i

nikal. Magnetsko polje Zemlje nastaje u vanjskoj, tekućoj jezgri koja se oko čvrstog

centra kreće u obliku konvekcijskih struja i ponaša se kao generator, stvara električno

polje, a ono uzrokuje magnetsko polje.

U našem svakodnevnom okruženju, magnetske sile nemaju velik utjecaj i

potreban nam je osjetljivi instrument, magnetska igla, da ih uočimo. To je zato što su

materijali oko nas neutralni, pa čak i kisik i dušik koji udišemo. Atom kisika sadrži

negativne elektrone i pozitivne protone, ali se oni poništavaju, a magnetsko polje

nema utjecaja na neutralne atome.

Ali na većoj visini se elektroni izbijaju iz atoma radi Sunčevog rendgenskog i

ultraljubičastog zračenja pa nastaju elektroni i pozitivni ioni, na koje magnetska sila

ima utjecaj. Takve se čestice ubrzavaju do velikih brzina, a ako im je dovedena

dovoljna energija, emitiraju radio-valove i stvaraju električnu struju. Sunčev vjetar i

druge vrste zračenja udarale bi u Zemlju da nema magnetskog polja. Magnetosfera

štiti Zemlju od zračenja tako što nabijene čestice kanalizira oko planeta pri čemu

dolazi do izmjene energije između čestica Sunčevog vjetra i Zemljine magnetosfere.

Zemljino magnetsko polje je dipolno, sa sjevernim i južnim polom na

suprotnim stranama. Izmjenjuje periode normalne polarnosti (kao što je u današnje

vrijeme) i reverzne polarnosti. Tijekom reverzije magnetsko polje ne nestaje u

potpunosti nego nastaju mnogi kaotično razbacani polovi dok se ponovo ne

stabilizira.

19

Sunčeve pjege su područja na Suncu gdje se Sunčevo magnetsko polje

iskrivljuje i sprječava normalan protok topline pri čemu nastaju tamnija, hladnija

područja. Slično tome, Sunčevi su bljeskovi jake eksplozije na Suncu koje obično

traju nekoliko minuta. Sunčevi bljeskovi emitiraju ogromne količine ultraljubičastog

i rendgenskog zračenja i ioniziranih čestica u Sunčev sustav.

Ako je Sunčev bljesak usmjeren prema Zemlji, elektromagnetsko zračenje

putujući brzinom svjetlosti stigne na Zemlju za malo više od osam minuta, a velik se

njegov dio apsorbira u D-pojasu ionosfere, pri čemu se u tom sloju poveća gustoća

ionizacije. Pri tome se počnu gubiti kratki valovi i to služi kao najava geomagnetske

oluje. Također se vidljivi efekt Sunčevog bljeska može uočiti u opservatorijima za

vrijeme dana.

Čestično zračenje putuje brzinama oko 1 000 km/s pa na Zemlju stiže nakon

dan ili dva. Tada stvara udarni val u Zemljino magnetsko polje, pri čemu se sabija

magnetosfera i prenose joj se velike količine energije. Dolazi do promjena u jakosti i

smjeru Zemljinog magnetskog polja. Takve oluje mogu trajati od nekoliko sati do

nekoliko dana.

Jaki Sunčevi bljeskovi oslobađaju čestice visoke energije i slično kao

nuklearne eksplozije mogu biti pogubni za sisavce. Zemljina atmosfera i

magnetosfera štite život na tlu Zemlje, ali za astronaute u svemiru postoji velika

opasnost. Čestice geomagnetske oluje imaju utjecaj na biološke sustave (npr.

golubovima se poremete navigacijske sposobnosti) i također na komunikacijske i

navigacijske sustave, a mogu oštetiti satelite.

Aurore su šarene pojave na noćnom nebu, obično u područjima u blizini

polova. Često se nazivaju aurora borealis („sjeverna zora“) i aurora australis

(„južna zora“). Nastaju kada nabijene čestice koje dolaze od Sunca uđu u

magnetosferu, gdje ih geomagnetsko polje usmjerava prema polovima. Putuju

velikim brzinama i sudaraju se s molekulama plina i atomima u atmosferi, pri čemu

dobiju energiju, a kad se vraćaju u osnovno stanje oslobađajući tu energiju nastaje

20

vidljiv sjaj. Tijekom geomagnetskih oluja auroralne se zone pomiču od polova prema

ekvatoru. Sa srednjih se zemljopisnih širina vide kao crvenkast sjaj, a bliže polovima

izgledaju kao plamena zavjesa koja se sastoji od mnogo paralelnih zraka orijentiranih

u skladu s magnetskim poljem Zemlje.

Različite boje ovise o vrstama plinova s kojima se sudaraju. Na velikim su

visinama laki plinovi kao vodik i helij koji stvaraju plave i ljubičaste aurore, a kisik

na velikim visinama (oko 320 km) je izvor crvene emisije. Na manjim visinama (oko

100 km) kisik stvara žuto – zelene aurore koje su najsvjetlije i najučestalije.

Ionizirani dušik stvara plavu, a neutralni crvenu svjetlost. Dušik također stvara

purpurno – crvene donje granice i namreškane rubove aurore.

21

5. VISOKE ATMOSFERE OSTALIH PLANETA

5.1. Merkur

Merkur je planet najbliži Suncu, a da bi napravio jedan puni krug oko Sunca

treba mu 87 969 Zemaljskih dana. Za takva dva kruga napravi samo tri okreta oko

svoje osi. Prva letjelica koja je posjetila Merkur je Mariner 10 (1974. – 1975.), a

druga je MESSENGER9 koja je u Merkurovu orbitu ušla 17.3.2011. godine.

Temperatura na površini je −180 ºC do 430 ºC. Merkurova gravitacija je preslaba da

bi držala atmosferu, ali ima razrijeđenu egzosferu koja se sastoji od vodika, helija,

kisika, natrija, kalija, kalcija i drugih elemenata. Atomi kontinuirano odlaze iz

egzosfere. Atomi helija i vodika vjerojatno dolaze od Sunčevog vjetra, radioaktivni

elementi u kori su vjerojatno izvor helija, natrija i kalija. Prisutna je i vodena para, a

nastaje pri udaru kometa u površinu i sublimacijom rezervoara leda u polarnim

kapama.

Pronađeni su i ioni O+, OH- i H2O+, a vjeruje se da ih je „otpuhao“ Sunčev

vjetar sa površine ili iz egzosfere. Natrij, kalcij i klor su vjerojatno nastali

isparavanjem površinskih stijena u koje udaraju mikrometeoriti. Pronađen je i

magnezij 2008. godine.

Merkur ima stabilno dipolno magnetsko polje, oko 1,1% jakosti magnetskog

polja Zemlje. Dovoljno je jako da skrene Sunčev vjetar oko planeta i tako stvara

magnetosferu. No, postoje „tornada“ koja nastaju kada se magnetska polja koja nosi

Sunčev vjetar spoje s Merkurovim magnetskim poljem i stvore vrtlog kroz koji

Sunčev vjetar odlazi direktno na površinu planeta. To se događa i u Zemljinom

magnetskom polju, ali u puno manjoj mjeri.

9 MErcury Surface, Space ENvironment, GEochemistry and Ranging, lansiran 2004. godine,

dva put preletio Merkur 2008. godine, jednom 2009. a 2011. ušao u orbitu. Cilj te misije je razjasniti

merkurovu veliku gustoću, geološku povijest, prirodu magnetskog polja, strukturu jezgre, pitanje leda

na polovima i nastanak atmosfere.

22

5.2. Venera

Masa Venerine atmosfere je 90 puta veća od Zemljine. Sastoji se uglavnom od

CO2, oko 96%, a preostali dio je većinom dušik. Zbog velikog udjela CO2 stvara se

efekt staklenika pa su temperature na površini visoke, čak do 500 ºC. Rotacija

Venere je jako spora, ali između dnevne i noćne strane nisu velike temperaturne

razlike na površini zahvaljujući toplinskim strujanjima u gustoj atmosferi. Vjetrovi u

blizini površine su spori, ali u višim slojevima atmosfere, vjetrovi brzine 350 km/h

vrlo brzo obiđu planet i pomažu raspodjeli topline. Mezosfera se proteže od 65 km

do 120 km visine, gdje počinje termosfera. U njoj temperatura pada od −40ºC do

−100 ºC. Danju raste do vrijednosti između 30 ºC i 130 ºC u mezopauzi.

Slika 6. Ovisnost temperature o visini na Veneri.

Izvor: http://www.venus.aeronomie.be

23

Na visini oko 100 km Venera ima ozonski pojas, a na visinama 120 – 300 km

ima ionosferu. Visoke razine ionizacije postoje samo tijekom dana dok je noću

koncentracija elektrona blizu ništice. Ionosferu dijelimo na sloj v1 (120 − 130 km),

v2 (140 − 160 km) i v3 (200 − 250km). U prva dva sloja osnovni nositelji naboja su

O2+, a u zadnjem O+. Koncentracija iona gotovo dostiže vrijednosti koje postoje u

Zemljinoj ionosferi (1012 ion/m3).

Na visinama oko 300 km počinje magnetosfera. Venera nema magnetsko polje

pa ju stvara magnetsko polje Sunca nošeno Sunčevim vjetrom. Između magnetosfere

i ionosfere postoji magnetska barijera koja sprečava Sunčevu plazmu da se probije

dublje u atmosferu.

Sovjetska misija Venera 3 je bila prva sonda koja je došla do Venerine

atmosfere ali su joj instrumenti zakazali prije ulaska u atmosferu. Venera 4 je uspjela

obaviti značajan dio znanstvenih eksperimenata i pokazala je da je atmosfera puno

gušća nego se to pretpostavljalo. Zbog previsokog tlaka za koji nije bila konstruirana,

uništena je prije nego je došla do površine. Dan poslije, letjelica Mariner 5 je samo

proletjela pored Venere. Nakon toga, Venera 5 i 6 stigle su obavljati mjerenja i na

površini, no zbog visoke temperature ubrzo su prestale djelovati. U orbiti je još

uvijek Venus Express, od 2006. godine.

NASA planira VISE10 misiju, koja će sletjeti i obavljati eksperimente na

Venerinoj površini.

10 Venus In-Situ Explorer, planira se za 2013. godinu.

24

5.3. Mars

Gustoća atmosfere Marsa je oko 100 puta manja nego gustoća Zemljine

atmosfere. Slabo štiti planet od Sunčeva zračenja i slabo zadržava toplinu na

površini. Atmosfera se sastoji od 95,4% ugljikova dioksida, 2,7% dušika i 1,6%

argona, a u tragovima sadržava kisik i vodu.

Nakon nekoliko sovjetskih i američkih misija prelijetanja Marsa, Viking 1 i 2

su uspješno sletjeli 1976. na površinu. U zadnja dva desetljeća slijedilo je nekoliko

uspješnih misija (Mars Global Surveyor, Mars Pathfinder itd.) a posljednja je MSL11

Curiosity.

Marsovu atmosferu dijelimo na četiri područja. Niska atmosfera je toplo

područje, sadrži veliku količinu čestica s površine pa zato Mars ima crvenkastu boju.

U srednjoj atmosferi teče mlazna struja, slično kao na Zemlji. U visokoj atmosferi,

koju zagrijava Sunce, temperature su vrlo visoke. Na ovim visinama se atomski

plinovi razdvajaju.

Ionosfera se uzdiže od 100 km do 400 km, a maksimum koncentracije je na

visini od 130 km. Ioni su uglavnom O2+ (oko 90%) i CO2+ (oko 10%), s nešto

NO+, O+ , N2+, CO+ i C+ .

Mars nema magnetsko polje. Njegova je jezgra čvrsta, no prije no što je

očvrsnula i njena se unutrašnjost kretala kao u Zemljinoj jezgri, Mars je imao

magnetosferu. Uočeno je da su neki dijelovi kore planeta bili magnetizirani i da je

dolazilo do reverzije polova. Kako nema magnetosferu, Sunčev vjetar prodire u

ionosferu i iz nje „otpuhuje“ atome u svemir.

11 Mars Science Laboratory, lansirana 26.11.2011. godine.

25

Slika 7. Temperatura Marsove atmosfere i usporedba sa Zemljinom atmosferom.

Izvor: http:// http://lasp.colorado.edu/~bagenal/3720/CLASS16/MarsT.jpg

26

5.4. Jupiter

Teško je točno odrediti gdje počinje Jupiterova atmosfera jer je sam planet

sastavljen od oko 90% molekula vodika i 10% helija, pa je definirana donja granica

atmosfere kao točka u kojoj je tlak 1 bar. Ipak, atmosferske slojeve možemo

podijeliti na troposferu, stratosferu, termosferu i egzosferu.

Slika 8. Jupiterova atmosfera

Izvor: http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/f/f5/Structure_of_Jovian_atmosphere.png/400px-Structure_of_Jovian_atmosphere.png

Na dnu troposfere nalaze se oblaci sačinjeni od amonijaka, sumporovodika i

vode. Gornji sloj oblaka je sačinjen od ledenog amonijaka, a srednji od amonijevog

hidrosulfida.

27

Temperatura opada s visinom i dostiže minimum u tropopauzi, oko 50 km od

„površine“ Jupitera. Tamo je temperatura −160 ºC, a tlak 0,1 bar. Sredstvo se

zagrijava i Sunčevim zračenjima i toplinom unutrašnjosti, a hladi zračenjem u

prostor. Stratosfera se uzdiže do 320 km, tlak i dalje pada do 1 μbar, a temperatura

raste do −100 ºC. Ponad tog mjesta, u mezosferi, temperatura ostaje stalna. Od vrha

mezosfere pri tlaku 1 µbar temperatura opet raste uvis, u termosferi. Na visini oko

1 000 km, temperatura se uzdiže do 700 ºC a tlak u termosferi pada do 1 nbar.

Najzanimljiviji fenomen vezan za Jupiterovu atmosferu je takozvana Velika

crvena pjega. To je područje eliptičnog oblika u Jupiterovoj atmosferi čija je veličina

otprilike 12 000 km x 25 000 km. Velika crvena pjega je u stvari velika oluja, a traje

već stoljećima. Unutar oluje pušu vjetrovi koji mogu premašiti 600 km/h.

Ioni u Jupiterovoj atmosferi nastaju fotoionizacijom, a koncentracija im je reda

1011 m-3. Koncentraciju iona mjerile su letjelice Voyager 2 i Galileo u više navrata.

Maksimalna koncentracija određena u jednom navratu iznosila je 3,5 •1011 m-3 na

visini oko 640 km. U donjem sloju ionosfere nalaze se ioni metala, u srednjem H3+ a

u gornjem H+.

Jako magnetsko polje planeta (oko 4 000 puta jače od Zemljinog) i Sunčev

vjetar stvaraju magnetosferu. U smjeru Sunca se proteže nekoliko milijuna km, a u

suprotnom oko 650 milijuna km pa čak doseže putanju Saturna. U Jupiterovoj

magnetosferi nastaje polarna svjetlost.

28

5.5. Saturn

Saturn je sačinjen od 75% vodika i 25% helija, a u tragovima sadrži metan i

led. U vanjskoj atmosferi vodika ima 96,3% a helija 3,25%.

Saturn ima jedne od najbržih vjetrova u Sunčevu sustavu, s brzinama koje

dosežu čak do 1 800 km/h na ekvatoru, a povremeno se javljaju žestoke oluje.

Na dubini od 10 km ispod nulte točke, pri temperaturama oko −20 ºC, je sloj

oblaka sastavljen od leda. Sljedećih 50 km protežu se oblaci amonijevog hidrosulfida

čija temperatura pada do −90 ºC. Oblaci amonijevih kristala zauzimaju područje od

sljedećih 80 km i idu do niskih temperatura od −150 ºC. Plinoviti vodik i helij se

nalaze 200 do 270 km iznad vidljivog sloja oblaka.

Slika 9. Usporedba atmosfere Jupitera i Saturna.

Izvor: http://wisp.physics.wisc.edu/astro104/homework/homework7_soln.html

29

Iznad vidljivog sloja oblaka je troposfera koja se zagrijava konvekcijom, a

stratosferu zagrijavaju Sunce i unutrašnjost planeta, konvekcijskih gibanja nema.

Iznad toga je termosfera. Na visini od 1500 km temperatura premašuje 300 ºC.

Maksimalna koncentracija elektrona u podne je na visini oko 1000 km u

ionosferi Saturna iznad sloja vidljivih oblaka, reda veličine 1010 m-3, a znade dostići

1011 m-3. Najniži sloj ionosfere predstavljaju ioni metala, srednji H3+ a gornji H+

ioni.

Saturn ima intrinsično, dipolno magnetsko polje. Jakost Saturnova polja na

njegovu ekvatoru je 0,2 G, dakle manja od Zemljinoga (oko 0,5 G), no magnetski

dipolni moment Saturnova polja je znantno veći od Zemljina, a manji od Jupiterova,

pa tako Saturn ima i puno manju magnetosferu nego Jupiter. Ona učinkovito skreće

putanje čestica Sunčevog vjetra. Na Saturnu se također pojavljuju aurore. Saturn su

do sada posjetile četiri letjelice: Pioneer 11, Voyager 1 i 2 i Cassini-Huygens.

30

5.6. Uran

Atmosfera mu je sastavljena od vodika i helija, ali i kristala vode, amonijaka i

metana (CH4). Njegova plavo-zelena boja nastaje jer metan apsorbira crvenu

svjetlost.

U troposferi na visinama −300 km do 50 km, temperatura opada od 45 ºC do

niskih −220 ºC. Niže dijelove troposfere zauzimaju vodeni oblaci, zatim oblaci

amonijevog hidrosulfida, a gornje dijelove oblaci metana. Ovdje se događaju

konvekcijski procesi i postoji jaka mlazna struja.

Slika 10. Atmosfera Urana

Izvor: http://en.wikipedia.org/wiki/Atmosphere_of_Uranus

31

U stratosferi, na visinama 50 km do 4 000 km, temperatura se povećava s

visinom čak do 530 ºC. U njenim nižim dijelovima se kondenziraju etan i acetilen.

Odmah na stratosferu nastavlja se termosfera. Termosfera se nalazi na visinama

4 000 km do 50 000 km. Osim molekula vodika, sadrži i atome vodika, a helija

nema jer se on razdvaja na manjim visinama.

Termosfera i viši dijelovi stratosfere sadrže veliku koncentraciju iona i

elektrona, gustoće koja dostiže 1011 m-3, a gustoća ovisi o Sunčevoj aktivnosti.

Osnovni ioni pri vrhu ionosfere su H+, a niže H3+ i CH5

+.

Magnetosfera je slična Zemljinoj, ali manje aktivna. Dio okrenut Suncu

proteže se do 25 polumjera planeta, a suprotni do 33 polumjera.

Jedina letjelica koja je posjetila Uran je Voyager 2.

32

5.7. Neptun

Sastoji se uglavnom od vodika i helija, i nešto metana, koji kao i kod Urana

apsorbira crvenu svjetlost pa daje plavu boju. Na Neptunu, vjetrovi dosežu brzinu

čak do 2 400 km/h, i stvaraju jake oluje.

Slika 11. Atmosfera Neptuna

Izvor: http://www.aanda.org/index.php?option=com_image&format=raw&url=/articles/aa/full_html/2010/06/aa13358-09/img36.pnghttp://www.windows2universe.org

33

U troposferi temperatura opada, a tlak je u tropopauzi 0,1 bar. U stratosferi

temperatura raste, a u stratopauzi tlak je 1 - 10 Pa. Gornji se sloj oblaka nalazi ispod

granice od 1 bar jer su tamo temperature pogodne za kondenziranje metana, iznad

toga su oblaci amonijaka i vodikovog sulfida, a zatim amonijevog sulfida, vode.

U stratosferi dolazi do kondenzacije etana i acetilena koji nastaju

ultraljubičastom fotolizom metana, a u tragovima se nalaze ugljikov monoksid i

vodikov cijanid.

U termosferi temperature dosežu 480 ºC, a vjerojatno je to posljedica tzv.

težinskih valova iz unutrašnjosti.

Ionosfera počinje na visini oko 500 km (tlak 1 μbar), gdje je koncentracija

naboja 100 cm-3, a na visini 1 400 km je 1 500 cm-3. Sastoji se uglavnom od H+, ali i

H2+, He+ i N+, a nastaje radi Sunčevog ultraljubičastog zračenja koje ionizira

neutralne atome.

Neptun ima magnetsko polje, dakle i magnetosferu, a proteže se do 25

polumjera planeta na jednu, a čak do 72 polumjera planeta na drugu stranu.

Najbliže Neptunu došla je letjelica Voyager.

Zbog pojave gravitacijskog slijeganja molekule se separiraju po masi pa s

porastom visine atmosfere planeta u Sunčevu sustavu postaju slične. Zato se čestice

manje mase (npr. H+, H3+, He) nalaze na većoj visini. Apsorpcija Sunčeva zračenja

ovisi o frekvenciji zračenja, vrsti molekula i o njihovoj koncentraciji odnosno o

gustoći atmosfera – a zapažamo da su one slične u visokim dijelovima svih

atmosfera. Učinkovitost procesa (sudari, pregradnja molekula, ionizacija,

rekombinacija) između atoma i molekula ovisi o njihovoj koncentraciji (brojevnoj

gustoći), a kada ulogu ima zračenje, tada i o kvaliteti zračenja – a ono je svugdje

samo Sunčevo, koje ima zadani raspored intenziteta po frekvencijama.

34

6. Mjerenje fizičkog stanja visoke atmosfere

Explorer 32, lansiran 1966. godine bio je satelit koji je mjerio sastav, gustoću i

tlak visoke atmosfere. Sačinjen od nehrđajućeg čelika, imao je vakuumiranu sferu

promjera 0,889 m, a mjerio je koncentracije različitih iona u vrhu ionosfere i bilježio

koncentraciju kao funkciju vremena, položaja, Sunčeve i geomagnetske aktivnosti.

UARS12 (1991.-2005.) je proučavao kemijski sastav visoke atmosfere i

prikupljao podatke o količini svjetlosti koja dolazi od Sunca u ultraljubičastom i

vidljivom spektru. Nalazio se na visini od 585 km gdje je mjerio raspodjelu i ukupne

odnose ozona i vodene pare ali i drugih promjenljivih sastojaka Zemljine atmosfere.

AIM13 misija najviše proučava noćusvjetleće oblake. Ima tri instrumenta,

CIPS14, CDE15 i SOFIE16. AIM misija istražuje polarne mezosferne oblake (PMC17),

koje također nazivamo noćusvjetleći oblaci, a cilj joj je da prikupi saznanja o

njihovom nastanku i promjenama koje se u njima događaju.

CIPS mjeri raspršenje ultraljubičastog zračenja pod raznim kutevima pa tako

utvrđuje prostornu morfologiju oblaka. Sastoji se od nizova kamera. Mjeri parametre

kao što su albedo (mjera moći odbijanja svjetlosti) i polumjere čestica.

CDE mjeri ulaz kozmičke prašine u atmosferu, u cilju utvrđivanja njene

važnosti u stvaranju noćusvjetlećih oblaka. To je senzor veličine 0,1 m2 koji može

detektirati čestice koje imaju polumjer od 1 μm, 12 detektora okrenuto je od Zemlje,

a dva prema Zemlji.

12 Upper Atmosphere Research Satellite. 13 Aeronomy of Ice in the Mesosphere 14 Cloud Imaging and Particle Size. 15 Cosmic Dust Experiment. 16 Solar Occultation For Ice Experiment. 17 Polar Mesospheric Clouds

35

SOFIE utvrđuje vertikalne profile čestica, temperaturu, količine vodene pare,

ozona, dušikovog oksida i metana. Mjeri Sunčevu energiju koja prolazi kroz

atmosferu kada Sunce izlazi i zalazi u odnosu na satelit. To se postiže

diferencijalnom apsorpcijskom radiometrijom i pokriva valne duljine od 0,29 do

5,26 μm. Ima 8 kanala od kojih 6 mjeri razne plinovite signale, a dva su za mjerenja

vezana za noćusvjetleće oblake. Svaki kanal ima dva detektora, jedan uzima uzorak

iz područja u kojem se ciljani plin jako apsorbira, a drugi iz područja gdje je

apsorpcija slaba pa ta dva signala uspoređuje.

36

PROBLEMI

I. Koliku energiju zrači Sunce u jednome satu ako je temperatura na površini

Sunca 5800 K? Pretpostavimo da je zračenje Sunca jednako zračenju

apsolutno crnog tijela, a kao polumjer Sunca uzmimo 6,95 ∙ 108 m.

𝜎 = 5,67 ∙ 10−8W

m2 K4

𝑡 = 1 h = 3600 s

𝑇 = 5800 K

𝑅 = 6,95 ∙ 108 m

𝐸 =

𝐴 = 4𝑅2𝜋 = 6,07 ∙ 1018 m2

𝑃 = 𝜎𝐴𝑇4 = 3,89 ∙ 1026𝑊

𝐸 = 𝑃 ∙ 𝑡 = 1,4 ∙ 1030 J

II. Koliko je puta kinetička energija umjetnog satelita manja od potencijalne

ako se giba po kružnoj putanji?

𝑔 = 𝐺𝑚

ℎ2

𝑚𝑣2

ℎ= 𝑚

𝐺𝑀

ℎ2

𝑣2 = 𝐺𝑀

ℎ

𝐸k ∶ 𝐸p = 𝑚𝑣2

2∶ 𝑚𝑔ℎ

𝑣2 ∶ 2𝑔ℎ = 𝐺𝑀

ℎ∶ 2𝐺ℎ

𝑚

ℎ2=

1

2

37

III. Aluminijska raketa, ispaljena vertikalno prema gore, dosegne visinu od

150 km, gdje ima temperaturu 50 ºC. Na Zemlju zatim padne brzinom

60 m/s. Pri tome je zadržala samo polovinu topline koja je nastala trenjem u

zraku. Kolika je temperatura rakete u trenutku kada dodiruje Zemlju?

𝑐Al = 900 J

kg K

v=60 m/s

𝑡1 = 50 °C

ℎ = 150 km

𝑡2=

Toplina Q je onaj dio unutarnje energije tijela koji prelazi s jednog

tijela na drugo zbog razlike temperatura tih tijela. Toplina koju

neko tijelo zagrijavanjem primi, ili hlađenjem izgubi jednaka je:

𝑄 = 1

2(𝐸p − 𝐸k)

Kad tijelo obavlja rad, mijenja mu se energija. Promjena energije

tijela jednaka je utrošenom radu.

Raketa je na visini h imala gravitacijsku potencijalnu energiju:

𝐸p = 𝑚𝑔ℎ

U trenutku kada je dodirnula zemlju ima energiju u obliku

kinetičke energije:

𝐸k =

𝑚𝑣2

2

Budući da je raketa zadržala samo polovicu topline nastale trenjem u

zraku, vrijedi jednadžba:

𝑄 = 𝑚𝑐Al(𝑡2 − 𝑡1) = 𝑚

2(𝑔ℎ −

𝑣2

2)

𝑡2 =

12 (𝑔ℎ −

𝑣2

2 )

𝑐Al+ t1 = 866,5 °C

38

IV. Mars ima masu 6,4219 ∙ 1023 kg. Njegov satelit Fobos kruži na udaljenosti

oko 9 400 km od središta Marsa. Koliko je ophodno vrijeme satelita?

𝑀 = 6,4219 · 1023 kg

𝐺 = 6,67 ∙ 10−11 N m2

kg

𝑅 = 9 400 kg

T =

𝐹𝑐𝑝 = 𝐹𝐺

4𝜋2𝑚𝑅

𝑇2= 𝐺

𝑚𝑀

𝑅2

4𝜋2𝑅3 = 𝐺𝑀𝑇2

𝑇2 = 4𝜋2𝑅3

𝐺𝑀

𝑇 = 27 637 s = 7,68 h

V. Masa Zemlje je 6 ∙ 1024 kg, a Mjeseca 7,3 ∙ 1022 kg. Udaljenost između

njihovih središta je oko 384 000 km. Kolikom se silom privlače?

𝑀 = 6 ∙ 1024 kg

𝑚 = 7,3 ∙ 1022 kg

𝐺 = 6,67 ∙ 10−11 N m2

kg

𝑅 = 384 000 km

𝐹 =

𝐹 = 𝐺𝑚𝑀

𝑅2

𝐹 = 1,98 ∙ 1020 N

39

VI. U visokoj atmosferi se raspadaju molekule ozona apsorbirajući

ultraljubičasto zračenje. O3 apsorbira foton frekvencije 1015 Hz. Koliku

energiju apsorbira O3 po fotonu?

𝜈 = 1015 Hz

ℎ = 6,63 ∙ 10−34 J s

𝐸 =

𝐸 = ℎ𝜈 = 6,63 ∙ 10−19 J

VII. Kolika je akceleracija sile teže na udaljenosti 5 000 km od Zemlje? Za

vrijednost polumjera Zemlje uzmimo 6 400 km. Koliki put prijeđe tijelo

slobodno padajući 2 s?

ℎ = 5 000 km

𝑅 = 6 400 km

𝐺 = 6,67 ∙ 10−11 N m2

kg

𝑡 = 2 s

𝑀 = 6 ∙ 1024 kg

𝑔, 𝑠 =

𝑚𝑔 = 𝐺𝑚𝑀

(𝑅 + ℎ)2

𝑔 = 𝐺𝑀

(𝑅 + ℎ)2

𝑔 = 3,08 m

s2

𝑠 = 1

2𝑔𝑡2 = 6,16 m

40

VIII. Najniža frekvencija koja može proći kroz ionosferu je 6 MHz. Izračunaj

pripadajuću valnu duljinu.

𝑐 = 300 000 km

s

𝜈 = 6 MHz

𝜆 =

𝜆 = 𝑐

𝜈

𝜆 = 50 m

IX. Naći koncentraciju molekula zraka i ozona na visini od 25 km, i odrediti

udio molekula ozona. Na toj je visini temperatura zraka -50 °C, a gustoća je

32 puta manja nego na površini gdje iznosi 1,3 kg/m3. Parcijalni tlak ozona

na toj visini iznosi 5,5 mPa. Srednja masa molekule zraka, koji je

mješavina dušikovih i kisikovih moekula iznosi oko 30 amu.

𝑘 = 1,38 ∙ 10−23J

K

𝑡 = −50 °C

𝜌 = 1

32 ∙ 1,3

kg

m3

𝑝0 = 5,5 mPa

𝑅 = 8,314 J

K mol

𝑀 = 30 amu

N, N0

𝑝 = 𝜌𝑅

𝑀𝑇 = 2,51 Pa

𝑁 = 𝑝

𝑘𝑇= 8,16 ∙ 1020

mol

m3

𝑁0 = 𝑝0

𝑘 𝑇= 1,79 ∙ 1018

mol

m3

𝑁0

𝑁 + 𝑁0= 2,2 ∙ 10−3 = 0,22 %

41

POPIS LITERATURE

Abdu, M.A., Pancheva, D., Aeronomy of the Earth's atmosphere and Ionosphere,

Springer, 2011.

http://www.springer.com/earth+sciences+and+geography/geophysics/book/978-94-

007-0325-4

Gadsden, M., Parviainen, P., Observing noctilucent clouds, The international

association of geomagnetism & aeronomy, 2006.

http://www.iugg.org/IAGA/iaga_pages/pdf/ONC_Sep06.pdf

Hamilton, C.J., Neptune, Views of the solar system, 2009.

http://www.solarviews.com/eng/neptune.htm

Hinson, D. P., Twicken, J. D. , Karayel , E. T. , Jupiter's ionosphere: New results

from Voyager 2 radio occultation measurements, J. Geophys. Res., 103(A5), 9505–

9520, 1998.

http://www.agu.org/pubs/crossref/1998/97JA03689.shtml

Ionosphere, World of Earth Science. 2003.

http://www.encyclopedia.com/doc/1G2-3437800321.html

Jessa, T., Magnetosphere, Universe today, 2010.

http://www.universetoday.com/61456/magnetosphere/

Logan, G., Atmosphere of Uranus, Earth and Universe, 2011.

http://universe-earth.blogspot.com/2011/02/atmosphere-of-uranus.html

McElroy, M.B., The ionospheres of the major planets, Center for Earth and planetary

physics, harvard university, 1973

http://www.springerlink.com/content/h6050m6363250k12/

Piwdirny, M., Cleveland, C., Atmosphere layers, Encyclopedia of Earth,

Enviromental Information Coalition, National Council for Science and the

Environment, 2010.

http://www.eoearth.org/article/Atmosphere_layers

Rees, M.H., Physics and Chemistry of the Upper atmosphere, Cambrige University

press, 1989.

http://www.sp.ph.ic.ac.uk/~ingomw/Reading_material/Rees_Chapters1_2.pdf

42

Rusell, C. T., Luhmann, J. G., Uranus: Magnetic field and magnetosphere,

Encyclopedia of Planetary Sciences, Chapman and Hall, 1997.

http://www-ssc.igpp.ucla.edu/personnel/russell/papers/ura_mag.html

Romick, G.J., Aeronomy, AccessScience, McGraw-Hill Companies, 2008.

http://accessscience.com/content/Aeronomy/013450

Schmude, R.W., Uranus, Neptune and Pluto and how to observe them, Springer,

2008.

http://www.springer.com/astronomy/popular+astronomy/book/978-0-387-76601-0

Slanina, S., Cleveland, C., Aurora Borealis, Encyclopedia of Earth, Enviromental

Information Coalition, National Council for Science and the Environment, 2007.

http://www.eoearth.org/article/Aurora_Borealis

Tate, J., Aurora Australis, Universe today, 2009.

http://www.universetoday.com/42623/aurora-australis/

Taylor, G.J., New Data, New Ideas, and lively debate about Mercury, Planetary

science research discoveries, 2001.

http://www.psrd.hawaii.edu/Oct01/MercuryMtg.html

Villanueva, J.C., Van Allen belts, Universe today, 2009.

http://www.universetoday.com/40120/van-allen-belts/

Vujnović, V., Rječnik astronomije i fizike svemirskog prostora, Školska knjiga, 2004.

Wallensky, G., Mercury, the closest planet to the Sun, Astronomy Today

http://www.astronomytoday.com/astronomy/mercury.html

Yelle, Miller, 2004. , poglavlje 9. u knjizi: Jupiter: The Planet, Satellites and

Magnetosphere, ed. Fran Bagenal, Timothy E. Dowling,William B. McKinnon,

Cambridge Univ. Press

http://www.lpl.arizona.edu/~yelle/eprints/Yelle04c.pdf

43

44

45