TOPRAK MANYETİZMASI

 

Karasal Manyetizma: Ders Kitabı / L.V. Tarasov - Dolgoprudny: Intellect Yayınevi, 2012. - 184 s.: renkli. dahil

Popüler bir eğitim biçiminde, karasal manyetizma hakkında konuşuyor . Hem dünya yüzeyindeki jeomanyetik alan (dünyanın manyetizmasının unsurları , manyetik haritalar, manyetik kutupların kayması ve tersine dönmesi) hem de dünyanın manyetosferi (radyasyon kuşakları, auroralar, manyetik fırtınalar) dikkate alınır. Dünyanın manyetik alanının kökenine ilişkin modern hipotez (hidromanyetik dinamo hipotezi) tartışılmaktadır. Ayrıca okuyucu paleomanyetizma ve yerkürenin yapısı hakkında modern fikirlerle tanışır .

Öğrenciler, öğretmenler, öğrenciler için.

İÇİNDEKİLER

TOPRAK  MANYETİZMASI        2

İÇİNDEKİLER        4

ÖNSÖZ        10

ГЛАВА        14

DÜNYA YÜZEYİNDE VE YAKININDAKİ JEOMANYETİK ALAN        14

Manyetik sapma ve manyetik eğimin keşfi        14

"Evrensel Dünya anamız harika bir mıknatıs!"        16

Manyetik kutuplar ve manyetik meridyenler        17

Dünya yüzeyinin her noktası için karasal manyetizma unsurları        19

Coğrafi ızgara ve karasal manyetizma unsurları        22

Hangi manyetik kutup kuzey, hangisi güney?        24

manyetik kartlar        26

(izogonlar, izoklinler, izodinamikler)        26

Jeomanyetik alanın genel yapısı. Manyetik anomaliler        28

Jeomanyetik varyasyonlar        30

düzensiz varyasyonlar        30

Yaş Değişimleri        31

Kursk manyetik anomalisi        32

1.3.        NASIL ÖLÇÜLÜR        35

DÜNYADA MANYEtizmanın ELEMANLARI?        35

Manyetik sapma ve eğim ölçümü        36

Düzgün bir manyetik alanda akıma sahip çerçeve        37

Manyetik bir iğne kullanarak manyetik indüksiyon ölçümü        38

Ferroprobe, proton, kuantum manyetometreleri        42

1.4.        OLUŞUM VE GELİŞİM        45

MANYETİK ÇEKİM        45

Sistematik manyetik araştırmaların birinci yüzyılı        45

19. yüzyıl: Humboldt ve Ehrmann seferleri        46

19. yüzyıl: devrialemler ve Manyetik Birliğin kurulması        49

Genel manyetik araştırmalar (GMS)        50

Carnegie Enstitüsünün deniz araştırmaları        52

manyetik gözlemevleri        55

Aeromanyetik araştırmalar        56

Yörünge (uydu) manyetik araştırmaları ve gezegenlerin manyetik alanlarının incelenmesi        58

1831 : Kuzey Yarım Küre'de manyetik kutbun koordinatlarının ilk kez belirlenmesi        59

1841 : Güney Yarımküre'de manyetik kutbun koordinatlarının ilk kez belirlenmesi        61

1904'te Kuzey Yarımküre'deki Manyetik Kutup koordinatları        63

1831'den 1994'e Kuzey Yarımküre'deki manyetik kutbun kayması        65

1841'den 2000'e Güney Yarımküre'deki manyetik kutbun kayması        68

450 yılda manyetik kutupların kaymasının yeniden inşası        72

Dünyanın manyetik kutuplarının dinamikleri        73

Jeofizikçilerin varsayımı        75

termoremanans        77

Paleomanyetolojinin doğuşu. Brunes ve Matuyama        79

Jeomanyetik alan ters ölçeği        80

Okyanus tabanı çekirdeklerinin paleomanyetik çalışması        82

1.7. LİTOSFER LEVHALARININ HAREKETİ        84

VE BANT MANYETİK ANOMALİLERİ        84

Okyanus tabanının kabartmasının makroformları        85

litosfer plakaları        87

Litosfer plakalarının hareket yönleri        90

Yayılma ve yitim        91

Litosfer levha çarpışma türleri        94

Okyanusların dibindeki bant manyetik anomalileri        96

Litosfer plakalarının hareket hızı        99

Kalıcı bir çubuk mıknatısın alan çizgileri        101

Manyetik bir dipol olarak dünya        102

Jeomanyetik alanın modellenmesi        108

Atmosferdeki moleküllerin ve atomların yükseklik dağılımı        116

atmosferik iyonlaşma        118

iyonosferin tanımı        122

İyonosferin yapısı: iyonların yükseklik dağılımı        127

İyonosferdeki temel fiziksel ve kimyasal süreçler        129

güneşli rüzgar        133

Güneş rüzgarının etkisi altında bir jeomanyetik boşluğun oluşumu        136

manyetosferik kuyruk        140

plazmaküre        141

Sıcak proton-elektron plazması jeomanyetik boşlukta nereden geliyor?        145

Manyetosferin yapısı        146

Lorentz kuvveti.        148

Vektörlerin çapraz çarpımı        148

Düzgün bir manyetik alanda yüklü bir parçacığın hareketi: genel durum        154

Homojen olmayan bir manyetik alanda yüklü bir parçacığın hareketinin özellikleri        156

Dünyanın radyasyon kuşağının keşfi        162

Jüpiter ve Satürn'ün radyasyon kuşakları        165

Yüklü parçacıklar için manyetik bir tuzak olarak radyasyon kuşağı        167

Halka akımı        169

Radyasyon kuşağının parçacıklar tarafından yenilenmesi ve parçacık kaybı mekanizmaları        170

Dünyanın yapay radyasyon kuşakları        172

Pasori, flaşlar, aurora fenomeni        173

kutup ışıkları şekilleri        174

Auroralar nerede ve ne zaman gözlemlenir?        177

2.6.        MANYETİK FIRTINALAR        179

Manyetik fırtına gözlemleri        179

Manyetik fırtınaların insan sağlığı üzerindeki etkisi        181

Manyetik fırtınalar ve güneş aktivitesi        182

Auroraların doğası hakkındaki fikirlerin evrimi        185

Aurora, üst atmosferde ışıldayan bir ışıltı olarak        189

Lüminesans        190

Elektron auroralarının ortaya çıkışı        193

Proton kutup ışıklarının ortaya çıkışı        196

Auroralar hakkında genel açıklamalar        198

Jüpiter'in manyetosferinin özellikleri        200

Io'nun ayı aktif volkanlara ev sahipliği yapıyor        202

Plazma simidi Io        205

Jüpiter'deki Auroralar        207

ГЛАВА        210

JEOMAGNETİK ALANIN KÖKENİ SORUNU        210

3.1.        DÜNYANIN YAPISI HAKKINDA MODERN KAVRAMLAR        210

Dünyanın içini dinlemek (sismoloji)        210

kesit küre        214

Boyuna ve enine sismik dalgaların yayılma hızları        216

yerkabuğu        218

toprak örtüsü        220

dünyanın çekirdeği        221

Dünyanın ortalama yoğunluğunun derinliği ile değişim        224

Basınç ve sıcaklıkta derinlik ile değişim        225

Ferromanyetik hipotez        229

Manyeto-mekanik (jiroskopik) hipotez        230

Dönen elektrik yükleri hipotezi        231

3.3.        HİDROMANYETİK DİNAMONUN HİPOTEZİ        233

dinamo makinesi        234

Dış çekirdekte erimiş demirin yatay sirkülasyonu olan basit bir model        238

Ters polaritenin bilgisayar modelleri        239

Ters kutup başlangıcının belirtileri        240

Dünya takla atmaya mı hazırlanıyor?        243

Yaklaşan manyetik kutup değişimi için olası senaryolar        249

4         - İçindekiler

3. Bölüm

TOPRAK  MANYETİZMASI        2

İÇİNDEKİLER        4

ÖNSÖZ        15

ГЛАВА        19

DÜNYA YÜZEYİNDE VE YAKININDAKİ JEOMANYETİK ALAN        19

Manyetik sapma ve manyetik eğimin keşfi        19

"Evrensel Dünya anamız harika bir mıknatıs!"        21

Manyetik kutuplar ve manyetik meridyenler        22

Dünya yüzeyinin her noktası için karasal manyetizma unsurları        24

Coğrafi ızgara ve karasal manyetizma unsurları        27

Hangi manyetik kutup kuzey, hangisi güney?        29

manyetik kartlar        31

(izogonlar, izoklinler, izodinamikler)        31

Jeomanyetik alanın genel yapısı. Manyetik anomaliler        33

Jeomanyetik varyasyonlar        35

düzensiz varyasyonlar        35

Yaş Değişimleri        36

Kursk manyetik anomalisi        37

1.3.        NASIL ÖLÇÜLÜR        40

DÜNYADA MANYEtizmanın ELEMANLARI?        40

Manyetik sapma ve eğim ölçümü        41

Düzgün bir manyetik alanda akıma sahip çerçeve        42

Manyetik bir iğne kullanarak manyetik indüksiyon ölçümü        43

Ferroprobe, proton, kuantum manyetometreleri        47

1.4.        OLUŞUM VE GELİŞİM        50

MANYETİK ÇEKİM        50

Sistematik manyetik araştırmaların birinci yüzyılı        50

19. yüzyıl: Humboldt ve Ehrmann seferleri        51

19. yüzyıl: devrialemler ve Manyetik Birliğin kurulması        54

Genel manyetik araştırmalar (GMS)        55

Carnegie Enstitüsünün deniz araştırmaları        57

manyetik gözlemevleri        60

Aeromanyetik araştırmalar        61

Yörünge (uydu) manyetik araştırmaları ve gezegenlerin manyetik alanlarının incelenmesi        63

1831 : Kuzey Yarım Küre'de manyetik kutbun koordinatlarının ilk kez belirlenmesi        64

1841 : Güney Yarımküre'de manyetik kutbun koordinatlarının ilk kez belirlenmesi        66

1904'te Kuzey Yarımküre'deki Manyetik Kutup koordinatları        68

1831'den 1994'e Kuzey Yarımküre'deki manyetik kutbun kayması        70

1841'den 2000'e Güney Yarımküre'deki manyetik kutbun kayması        73

450 yılda manyetik kutupların kaymasının yeniden inşası        77

Dünyanın manyetik kutuplarının dinamikleri        78

Jeofizikçilerin varsayımı        80

termoremanans        82

Paleomanyetolojinin doğuşu. Brunes ve Matuyama        84

Jeomanyetik alan ters ölçeği        85

Okyanus tabanı çekirdeklerinin paleomanyetik çalışması        87

1.7. LİTOSFER LEVHALARININ HAREKETİ        89

VE BANT MANYETİK ANOMALİLERİ        89

Okyanus tabanının kabartmasının makroformları        90

litosfer plakaları        92

Litosfer plakalarının hareket yönleri        95

Yayılma ve yitim        96

Litosfer levha çarpışma türleri        99

Okyanusların dibindeki bant manyetik anomalileri        101

Litosfer plakalarının hareket hızı        104

Kalıcı bir çubuk mıknatısın alan çizgileri        106

Manyetik bir dipol olarak dünya        107

Jeomanyetik alanın modellenmesi        113

Atmosferdeki moleküllerin ve atomların yükseklik dağılımı        121

atmosferik iyonlaşma        123

iyonosferin tanımı        127

İyonosferin yapısı: iyonların yükseklik dağılımı        132

İyonosferdeki temel fiziksel ve kimyasal süreçler        134

güneşli rüzgar        138

Güneş rüzgarının etkisi altında bir jeomanyetik boşluğun oluşumu        141

manyetosferik kuyruk        145

plazmaküre        146

Sıcak proton-elektron plazması jeomanyetik boşlukta nereden geliyor?        150

Manyetosferin yapısı        151

Lorentz kuvveti.        153

Vektörlerin çapraz çarpımı        153

Düzgün bir manyetik alanda yüklü bir parçacığın hareketi: genel durum        159

Homojen olmayan bir manyetik alanda yüklü bir parçacığın hareketinin özellikleri        161

Dünyanın radyasyon kuşağının keşfi        167

Jüpiter ve Satürn'ün radyasyon kuşakları        170

Yüklü parçacıklar için manyetik bir tuzak olarak radyasyon kuşağı        172

Halka akımı        174

Radyasyon kuşağının parçacıklar tarafından yenilenmesi ve parçacık kaybı mekanizmaları        175

Dünyanın yapay radyasyon kuşakları        177

Pasori, flaşlar, aurora fenomeni        178

kutup ışıkları şekilleri        179

Auroralar nerede ve ne zaman gözlemlenir?        182

2.6.        MANYETİK FIRTINALAR        184

Manyetik fırtına gözlemleri        184

Manyetik fırtınaların insan sağlığı üzerindeki etkisi        186

Manyetik fırtınalar ve güneş aktivitesi        187

Auroraların doğası hakkındaki fikirlerin evrimi        190

Aurora, üst atmosferde ışıldayan bir ışıltı olarak        194

Lüminesans        195

Elektron auroralarının ortaya çıkışı        198

Proton kutup ışıklarının ortaya çıkışı        201

Auroralar hakkında genel açıklamalar        203

Jüpiter'in manyetosferinin özellikleri        205

Io'nun ayı aktif volkanlara ev sahipliği yapıyor        207

Plazma simidi Io        210

Jüpiter'deki Auroralar        212

ГЛАВА        215

JEOMAGNETİK ALANIN KÖKENİ SORUNU        215

3.1.        DÜNYANIN YAPISI HAKKINDA MODERN KAVRAMLAR        215

Dünyanın içini dinlemek (sismoloji)        215

kesit küre        219

Boyuna ve enine sismik dalgaların yayılma hızları        221

yerkabuğu        223

toprak örtüsü        225

dünyanın çekirdeği        226

Dünyanın ortalama yoğunluğunun derinliği ile değişim        229

Basınç ve sıcaklıkta derinlik ile değişim        230

Ferromanyetik hipotez        234

Manyeto-mekanik (jiroskopik) hipotez        235

Dönen elektrik yükleri hipotezi        236

3.3.        HİDROMANYETİK DİNAMONUN HİPOTEZİ        238

dinamo makinesi        239

Dış çekirdekte erimiş demirin yatay sirkülasyonu olan basit bir model        243

Ters polaritenin bilgisayar modelleri        244

Ters kutup başlangıcının belirtileri        245

Dünya takla atmaya mı hazırlanıyor?        248

Yaklaşan manyetik kutup değişimi için olası senaryolar        254

ÖNSÖZ

Karasal manyetizma veya başka bir deyişle jeomanyetizma, Dünya'nın manyetik alanının (jeomanyetik alan) uzaydaki dağılımını ve zaman içindeki değişimlerini ve ayrıca Dünya ve üst atmosferdeki ilgili jeofizik süreçleri inceleyen bir jeofizik dalıdır . .

Jeomanyetik alan çalışmasında üç aşama oldukça açık bir şekilde görülebilir. İlk, en erken aşama , dünyanın yüzeyindeki ve yakın çevresindeki jeomanyetik alanın incelenmesiyle ilişkilidir . Bu aşamada üç görev çözüldü.

İlk görev, karasal manyetizmanın sözde unsurlarının (manyetik sapma, manyetik eğim, manyetik indüksiyon vektörünün modülü) dünya yüzeyindeki farklı noktalardaki konumunu deneysel olarak belirlemek ve dünya manyetik haritalarının derlenmesidir. Manyetik haritaların derlenmesi fikri ve ilk deneyimi İngiliz astronom Edmund Halley'e (1700) aittir .

İkinci görev, Dünya'nın ana manyetik alanını modellemek ve gözlem noktalarının bilinen coğrafi koordinatlarından Dünya'nın manyetizmasının unsurlarını hesaplamaktır. Jeomanyetik alanın matematiksel modellemesine yönelik ilk adım, seçkin Alman matematikçi Carl Gauss tarafından "Dünyanın Manyetizmasının Genel Teorisi" (1839) adlı temel çalışmasında atıldı .

, Dünya'nın manyetik kutuplarının coğrafi koordinatlarını ve bu koordinatların zaman içindeki değişimlerini belirlemektir . Kuzey Yarımküre'deki manyetik kutbun koordinatlarının ilk ölçümü, 1831'de İngiliz denizci James Clark Ross tarafından yapıldı. Daha sonra, bir dizi keşif gezisi, manyetik kutupların hem Kuzey hem de Güney yarımküredeki hareketini keşfetti ve bu da yer değiştirmelere yol açtı. kutuplardan yüzlerce kilometre. Paleomanyetoloji yöntemleri, gezegenimizin tarihinde, manyetik kutupların ters çevrilmesinin (kutupların Dünya'nın bir yarımküresinden diğerine geçişi) defalarca meydana geldiğini kanıtlamıştır. Bu, Fransız jeofizikçi Bernard Brunhes (1906) ve Japon jeolog Motonori Matuyama (1920) tarafından keşfedildi .

Dünyanın manyetik alanı çalışmasının ikinci aşaması, fiziksel özellikleri Dünya'nın manyetik alanı ve bunun kozmik kökenli yüklü parçacık akışlarıyla etkileşimi tarafından belirlenen, Dünya'ya yakın uzayın bir bölgesi olan Dünya'nın manyetosferinin incelenmesiyle ilişkilidir. güneş rüzgarı ile).

Bu aşamada iki görev çözüldü. Birincisi , manyetosferin yapısının ve özellikle içinde bulunan yüklü parçacıkların radyasyon kuşağının incelenmesidir . Bu kuşak, 1958 yılında Amerikalı bilim adamı James van Allen ve bağımsız olarak Rus bilim adamları Sergei Nikolaevich Vernov ve Alexander Evgenievich Chudakov tarafından keşfedildi . İkinci görev, güneş aktivitesi ile dünyadaki auroraların ve manyetik fırtınaların görünümü arasındaki bağlantıyı incelemektir.

Dünyanın manyetik alanıyla ilgili çalışmanın üçüncü aşaması, hidromanyetik dinamo hipotezi temelinde bu alanın kökeni sorununun çözümü ile bağlantılıdır. Bu hipoteze göre, bir jeomanyetik alanın ortaya çıkışı, kendinden uyarmalı bir DC elektrik jeneratöründe (genellikle dinamo olarak adlandırılır) sabit bir manyetik alanın görünümüne benzer şekilde gerçekleşir . Hidrodinamik dinamo fikri ilk olarak 1919'da İngiliz fizikçi Joseph Larmor tarafından Güneş'in manyetizmasını açıklamak için önerildi. Dünyanın manyetizmasını açıklamak için bu fikir 1947'de Rus fizikçi Yakov Ilyich Frenkel tarafından kullanıldı. Dünyanın sıvı dış çekirdeği, elektriği ileten bir sıvı olarak kabul edilir - içinde çözünmüş demir oksit bulunan büyük bir erimiş demir kütlesi , ayın hacminden beş kat daha büyük bir hacme sahiptir.

Şu anda, hidromanyetik dinamo hipotezi çerçevesinde, Dünya'nın manyetik kutuplarının yaklaşan tersine dönüşünün bilgisayar modelleri geliştirilmekte ve bu tersine dönüşün başlangıcının işaretleri izlenmektedir.

Yerkürenin manyetik alanının incelenmesinde yukarıdaki üç aşamaya uygun olarak , bu kitap üç bölüme ayrılmıştır:

Bölüm 1. Dünyanın yüzeyinde ve yakınında jeomanyetik alan.

Bölüm 2. Dünyanın manyetosferi.

Bölüm 3. Jeomanyetik yangının kaynağı sorunu.

sunan yazar, jeomanyetik alanın kökeninin yanı sıra seküler varyasyonların ve manyetik kutupların tersine çevrilme mekanizmalarının hala gizemli kaldığını vurgulamak istiyor. A.I.'nin mecazi ifadesine göre. Dyachenko , " Bilim adamlarının bugün jeomanyetik alanın davranışıyla ilgili hangi hipotezleri oluşturduğu önemli değil , bir şey açık - gezegenin manyetik alanı uyandı ve bir tür aktivite gösteriyor. Bu sadece ne? Manyetik kutupların olağandışı davranışı ve genel alan gücündeki keskin düşüş, bunun yalnızca belirtileridir. Aynı zamanda, Dünyamızın , ilişkisinin bugün göründüğünden çok daha karmaşık olabileceği sınırsız Evrenin organizmasındaki atomlardan yalnızca biri olduğunu unutmamalıyız . Dünya'nın manyetosferi , güneş sisteminin manyetik kapsülü olan heliosfere batırılmıştır ve bu da, keşfedilmemiş galaktik manyetik alanlar boyunca uzayda yarışır. Görünüşe göre bu tür etkileşimlerin anlaşılması, 21. yüzyılın jeofiziğine izin verecektir. ileriye doğru niteliksel bir adım atın.

Yazar, el yazmasının yazılması sırasındaki değerli tartışmaları ve el yazmasının yayına hazırlanmasındaki yardımları için Tarasova Tatyana Borisovna'ya minnettardır.

ГЛАВА

DÜNYA YÜZEYİNDE VE YAKININDAKİ JEOMANYETİK ALAN

1.1. JEOMAYNETİK ALANIN ÖZELLİKLERİ

Manyetik sapma ve manyetik eğimin keşfi

Bir demir iğneyi (manyetik pusula iğnesinin prototipi) bir parça doğal manyetit, yani manyetik demir cevheri (Fe 3 O 4 ) kullanarak manyetize etmenin ilk ne zaman icat edildiğini söylemek zor . Pusulanın prototipi, su yüzeyine indirilen bir mantar üzerine monte edilmiş mıknatıslanmış bir iğneydi. Mantarın suyu her açtığında, iğne Kuzey Yıldızını gösterecek şekilde, yani dünya yüzeyinde belirli bir noktadan geçen coğrafi meridyen boyunca yönlendirildiği fark edildi. Ardından, mıknatıslanmış bir iğne yerine manyetik bir iğnenin kullanıldığı ilk pusulalar ortaya çıktı.

Deniz pusulasının modern haliyle icadı, 14. yüzyılın başında yaşayan İtalyan Flavio Gioia'ya atfedilir . Noktaya manyetik bir iğne yerleştirdi ve ona "rüzgar gülleri" veya kerte olarak bilinen 32 parçaya bölünmüş bir kağıt daire (kart) verdi .

yardımıyla , denizciler yolculuklarında Kuzey Yıldızı tarafından yönlendirildi. Pusulanın manyetik iğnesinin uçlarından biri her zaman onu gösteriyordu - bu kuzey yönüydü. O günlerde, onu yönlendirenin manyetik iğne üzerinde hareket eden Kuzey Yıldızı olduğuna inanılıyordu. O zamanlar dünyanın manyetik alanının varlığı bilinmiyordu .

Kristof Kolomb'un Avrupa'dan Amerika'ya yaptığı yolculuk sırasında manyetik sapmayı keşfetmesiydi . Bu keşiften önce, yani 15. yüzyıla kadar, pusulanın manyetik iğnesinin tam olarak kuzeyi, Kuzey Yıldızını gösterdiğine dair bir inanç vardı . Ve ancak 1492'de Columbus'un ilk gezisinden sonra, manyetik iğnenin bir yerden diğerine hareket ederken yönünü değiştirdiği öğrenildi .

Columbus, gemisi Atlantik Okyanusu'nu geçerken pusula iğnesinin yavaş yavaş Kuzey Yıldızı yönünden, yani coğrafi meridyenden saptığını keşfetti. Maksimum sapma 12° idi.

Manyetik sapma kavramı bu şekilde ortaya çıktı - manyetik iğnenin ekseninin coğrafi meridyenden sapma açısı.

XV yüzyılın sonunda . Avrupa'da iki gerçek biliniyordu: pusula iğnesinin gerçek meridyenden sapması (manyetik sapmanın varlığı gerçeği) ve bir yerden diğerine hareket ederken sapmanın büyüklüğündeki değişiklik (manyetik meridyenin bağımlılığı) gözlem yerindeki sapma).

1510'da , pusula imalatıyla uğraşan Nürnberg'den (Almanya ) saatçi Georg Hartmann , manyetik iğnenin yalnızca coğrafi meridyenden sapmadığını keşfetti . Ağırlık merkezinde bir ipe asılarak yatay düzleme belirli bir açıyla yönlendirildi. Bu açı daha sonra manyetik eğim olarak adlandırıldı .

Pusulanın iğnesinin manyetik sapması ve manyetik eğiminin keşfi, iğnenin uzayda gözlenen yönünün kesinlikle Kutup Yıldızı'ndan gelen gizemli bir etkiden kaynaklanmadığını gösterdi.

"Evrensel Dünya anamız harika bir mıknatıs!"

Bu sözler ilk kez 1600 yılında halka duyuruldu . Bu sözler, Mıknatıs, Manyetik Cisimler ve Büyük Mıknatıs, Dünya Üzerine adlı incelemenin yazarı İngiliz fizikçi ve doktor William Gilbert'e (1544-1603) aittir .

terella, yani "küçük Dünya" (İtalyanca'dan çevrilmiştir) adını verdiği büyük bir doğal sihirbaz no ita parçasından bir top oydu . Çeşitli yerlere yerleştirilmiş bilim adamı

terella yüzeyine yakın manyetik iğne okları ve uzaydaki yönelimlerinin resmini analiz etti. Gözlemlenen model, Şekil 1'de gösterilmektedir . 1.1, Hilbert'in kitabındaki taslağın tekrarı .

Kutup Dünyası" nın yüzeyinde, manyetik iğnelerin topun yüzeyine dikey bir yönelimi "seçtiği", çapsal olarak yerleştirilmiş iki nokta keşfetti. Bilim adamı         bu noktalara manyetik kutuplar adını verdi . ortaya çıktı ki

M         Ekvator         J _

∆J         _ Loy well manyetik eğimle eşleşir

günlerde         denizciler tarafından gerçekten gözlemlenen nyam .

Kutup Hilbert buradan doğru sonuca vardı: Şekil ןן tüm Dünya devasa bir mıknatıs, mıknatıslanmış bir top, kat kat büyütülmüş bir terella. Dünyanın manyetik kutupları, yüzeyinde manyetik iğnenin dikey olarak yönlendirildiği iki noktadır (manyetik eğim 90°'dir ). Dört yüz yıl önce Hilbert tarafından formüle edilen Dünya'nın manyetik kutuplarının bu tanımı günümüze kadar gelmiştir.

Peki Dünyanın manyetik kutupları nerede? Gilbert, yanlışlıkla bunların coğrafi kutuplarla çakıştığına inanıyordu. Ancak bu durumda manyetik sapma, yani pusulanın manyetik iğnesinin coğrafi meridyenden sapması nasıl açıklanabilir ? Gilbert, bunun kıtalardan gelen manyetik iğne üzerindeki etkisinden veya daha doğrusu kıtaların iç kısımlarında bulunan manyetize kayalardan kaynaklandığına inanıyordu. Terella'nın kesildiği cins gibi.

Manyetik kutuplar ve manyetik meridyenler

Böylece, dört yüz yıl önce Gilbert, Dünya'nın küresel bir mıknatıs olduğu ve manyetik kutuplarının manyetik iğnenin dikey olarak yönlendirildiği noktalar olduğu sonucuna vardı . Ancak Gilbert, Dünya'nın manyetik kutuplarının coğrafi kutuplarıyla örtüştüğüne inanmakla yanılmıştı. Eşleşmiyorlar. Ayrıca coğrafi kutupların konumları değişmiyorsa manyetik kutupların konumları da zamanla değişir .

2001 yılında Kuzey Yarımküre'deki manyetik kutbun coğrafi koordinatları 8Г18's idi . sh., 110 o 48 , 3. uzun, yani Arktik Okyanusu'nda, Kanada Arktik Takımadalarının Ellef-Ringnes adasının 200 km kuzeybatısında bulunuyordu. Aynı yıl Güney Yarımküre'deki manyetik kutup 64 o 40' G koordinatlarına sahipti. sh., 138 o 07' in. vb., yani Hint Okyanusu'nda, Antarktika anakarasının kıyı şeridinden 150 km ve Tazmanya adasının 2500 km güneyinde bulunuyordu. Örneğin, 1962'de Kuzey Yarımküre'deki manyetik kutbun 75 o 06' N koordinatlarına sahip olduğunu not edelim. sh., 10048 3 ׳ . D. ve Güney Yarımküre'deki manyetik kutup - 67 o 30 ' S koordinatları. sh., 140 o 00' in. e. Tüm bu veriler , çeşitli kutup seferleri tarafından gerçekleştirilen yerinde ölçümlerin sonuçlarıdır . Belirtilen yıllarda dünya yüzeyinin belirtilen noktalarında, pusulanın manyetik iğnesi neredeyse dikey bir yön aldı.

Dünya yüzeyindeki her noktadan coğrafi meridyenle birlikte kendi manyetik meridyeni de geçer. İncelenmekte olan noktadan ve her iki manyetik kutuptan geçen bir düzlem tarafından Dünya yüzeyinin bir bölümüdür. Bu düzleme verilen manyetik meridyenin düzlemi denir . Manyetik kutuplardan geçen düz çizgiye dünyanın manyetik ekseni denir . Yerkürenin merkezinden geçmediğini görmek kolaydır; bu zaten manyetik kutuplara karşılık gelen güney ve kuzey enlemlerinin değerlerindeki farktan kaynaklanmaktadır (hatırlayın: 2001'de 8148 ׳ K - 64 o 40 ' S; 1962'de 75 o 06 , İle. Şş. - 67 veya 30 , Yu. sh.). Manyetik eksen, tüm manyetik meridyenlerin düzlemlerinin kesiştiği ortak bir çizgidir. Zamanla, hem manyetik eksenin yönü hem de tüm manyetik meridyenler seti ve bunların düzlemleri değişir.

Dünyanın manyetik ekseninin dönme ekseni ile kesişmediğini unutmayın. Manyetik ekseni Dünya'nın dönme ekseni ile kesişene kadar zihinsel olarak kendisine paralel hareket ettirirsek, o zaman manyetik eksenin dönme eksenine eğim açısından (yani bu ikisinin oluşturduğu açıdan) bahsedebiliriz. eksenler). 1962'de bu açı 11.5° idiyse (bunun çeşitli ders kitaplarında uzun süre yer aldığını not ediyoruz ) , o zaman 2001'de 10°' ye düşmüştü .

Dünya yüzeyinin her noktası için karasal manyetizma unsurları

Manyetik alan bir vektör fiziksel alanıdır; noktalarının her biri , belirli bir noktadan "büyüyen" bir tür ok olarak hayal edilebilecek manyetik indüksiyon vektörü B ile karakterize edilir. Manyetik indüksiyon için SI birimi tesla'dır (Tl ile gösterilir); isim Sırp bilim adamı Nikola Tesla'nın (1856-1943) onuruna verilmiştir :

1 T = 1 H∕(A∙m).

1 T = 10.000 gauss (CGS birimi).

1 T = 1■ GÇ 9 gama (jeofizikte kullanılan bir birim).

Dünyanın manyetik kutuplarının yakınında, manyetik indüksiyon yaklaşık olarak 6 ∙ IO -5'tir. Tl. Kutuptan ekvatora doğru gidildikçe manyetik indüksiyon giderek azalır. 50 ° enlemde , manyetik indüksiyon ortalama 5 x 105 T ve ekvatorda 3,1 x IO5 T'dir . Bu çok küçük bir değerdir.

3 ־ T kutupları arasındaki alanın manyetik indüksiyonunun ve modern güçlü elektromıknatısların (1-2) T'ye kadar alanlar oluşturduğunu not ediyoruz. Güneş lekelerinde, manyetik indüksiyon yaklaşık 10 T'dir. İnsanlar tarafından elde edilen sabit bir manyetik alanın manyetik indüksiyonunun rekor değeri 91.4 T'dir . Atomlardaki manyetik alanlar, 1 ila 10 kilotesla (IO 3 - IO 4) arasında manyetik indüksiyon ile karakterize edilir. T) ve nötron yıldızlarında - 1 ila 100 megatesla (10 6 -10 8 Tl).

A, Kuzey Yarımküre'de dünyanın yüzeyindeki bir gözlem noktası olsun (Şekil 1.2 ). A noktasındaki manyetik alan manyetik indüksiyon vektörü B ile karakterize edilir , yönü A gözlem noktasına yerleştirilmiş manyetik iğnenin kuzey yönü ile çakışır . Şekilde, A'nın yanı sıra üç nokta daha işaretlenmiştir: P - Kuzey Coğrafi Kutup ve M x ve M2 _ dünyanın manyetik kutuplarıdır . Tarama çizilen düzlemi gösterir *

A j M 1 noktalarından ve M2._ _ _ Bu, dünya yüzeyinin A noktasından geçen manyetik meridyen düzlemidir. Şekil, manyetik meridyenle birlikte, coğrafi meridyenin A'dan geçen bir bölümünü göstermektedir. B vektörü , manyetik meridyene teğet olarak yönlendirilmiş JJ 1 vektörü ve dünya yüzeyine dik olarak yönlendirilmiş B 2j vektörü

olarak ayrıştırılabilir . manyetik meridyen düzleminde ) .

İncir. 1.2

açı φ şekilde bu, A noktasındaki manyetik sapmadır (A'dan geçen manyetik ve coğrafi meridyenler arasındaki açı ). Manyetik sapma , B1 vektörünün Kuzey Coğrafi Kutbu yönünden batıya mı yoksa doğuya mı saptığına bağlı olarak batı veya doğu olarak adlandırılır . Şekilde, batı sapmasını ele alıyoruz. Manyetik eğim , Dünya üzerinde belirli bir noktada manyetik indüksiyon vektörü ile yatay yüzey arasındaki i açısıdır ; şekilde, bu B 1 vektörleri arasındaki açıdır ve B2._ _ _ Manyetik indüksiyon vektörü B yatay düzlemden aşağı doğru yönlendirilirse, manyetik eğim pozitif olarak adlandırılır ve yatay düzlemden yukarı doğru ise eğim negatif olarak adlandırılır. Şekilde, olumlu bir eğilimle uğraşıyoruz.

Manyetik sapma φ (batı veya doğu), manyetik eğim і (pozitif veya negatif), manyetik indüksiyon vektörünün B modülü - manyetik alanı tamamen karakterize eder

Dünya yüzeyinde bir noktada veya başka bir yerde. Bu niceliklere karasal manyetizmanın unsurları denir .

Karasal manyetizmanın unsurları aynı zamanda yatay bileşen B 1'i de içerir. ve dikey bileşen B 2 manyetik indüksiyon vektörü . φ değerleri ve і karasal manyetizmanın köşe elemanları ve B, B v B 2 miktarları olarak adlandırılır. - karasal manyetizmanın kuvvet unsurları.

1980'de yapılan ölçümlere göre Irkutsk için karasal manyetizmanın unsurlarını sunalım :

φ = 2,36° (batıya doğru); ben = + 71.5o ; B 1 \u003d 1,965 ∙ GÇ -5 Tl.

B modülü bu durumda 6.304 ∙ 10 ^ 5'e eşittir. Tl.

Dünya yüzeyinde, şu anda manyetik kutuplar olan iki noktada, şuna sahibiz: B 1 = 0, manyetik eğim 90°' dir ve manyetik sapma basitçe anlamsızdır.

Coğrafi ızgara ve karasal manyetizma unsurları

Yukarıdaki şekilde. 1.2 karasal manyetizmanın üç unsuru da gösterilmiştir. Bununla birlikte, bu unsurları kullanarak göstermek alışılmış bir durumdur . 1.2 ve şek. 1.3, aynı zamanda dünya yüzeyinde dikkate alınan noktanın coğrafi meridyenini ve paralelini de gösterir . Bu şekil ile Şekil arasındaki tek farkın olduğunu görmek kolaydır. 1.2 - şimdi batı tarafından değil, doğu eğimi ile temsil edildiğini.

Öyleyse Şekil'e dönelim. 1.3. A gözlem noktasından karşılıklı olarak üç dikey yön çizildi : AX coğrafi meridyenin yönü (kuzeyde), AU coğrafi paralelin yönü (doğuya), AZ merkeze olan yöndür . Toprak. HAU düzleminin yatay bir düzlem olduğu açıktır . Vektör B, dünya yüzeyindeki A noktasındaki jeomanyetik alanın manyetik indüksiyon vektörüdür ve B 1 ve B2 _ sırasıyla B vektörünün yatay ve dikey bileşenleridir . Yön Λ5 1 _ manyetik meridyenin yönüdür ve gölgeli düzlem A noktası için manyetik meridyenin düzlemidir. φ açısı manyetik sapmadır (bu durumda doğudur), i açısı manyetik sapmadır (pozitiftir) bu durumda ).

eğim açısı arasında bariz bir ilişki vardır :

(1.1)

A e_ A
çünkü i' günah ben י B1 _

Рис. 1.3

Hangi manyetik kutup kuzey, hangisi güney?

Dünya yüzeyinin manyetik kutup olan noktasında manyetik eğim 90°' dir ve bu nedenle manyetik indüksiyon vektörü B kesinlikle dikey olarak yönlendirilmiştir. Bu durumda, iki durum dikkate alınmalıdır:

1. B vektörü zemine girer (pozitif manyetik eğim : i = +90°);
2. B vektörü yerden çıkar (negatif eğim: i = -90°).

İlk durumda, manyetik indüksiyon çizgileri toprağa girer ve ikinci durumda onu terk eder.

Manyetik indüksiyon çizgilerinin bir çubuk mıknatısın kuzey kutbundan çıkıp güney kutbuna girdiği bilinmektedir (Şekil 1.4).

і = +90° eğimli manyetik kutup Güney manyetik kutbu (Kuzey Yarımküre'de olmasına rağmen) ve і eğimli manyetik kutup olarak düşünülmelidir. = -90 e Kuzey manyetik kutbu olarak kabul edilmelidir (güney yarımkürede olmasına rağmen).

, coğrafi Kuzey Kutbu'na yakınlığı anlamına gelen Kuzey Yarımküre'deki manyetik kutup için kullanılmaktadır . Buna göre Güney Yarımküre'deki "Güney Manyetik Kutbu"ndan söz ederler. Fiziksel olarak savunulamaz olduğu için böyle bir bakış açısına bağlı kalmayacağız .

Yani, Dünyanın Kuzey Yarımküresindeki manyetik kutup Güney manyetik kutbudur ve Güney Yarımküredeki manyetik kutup Kuzey'dir.

Pirinç. 1.4 manyetik kutup.

2. MANYETİK KARTLAR,

MANYETİK ANOMALİLER, JEOMAGNETİK DEĞİŞİMLER

Manyetik araştırmalar: bireysel noktalarda karasal manyetizmanın unsurlarını ölçmekten ilk manyetik haritaları derlemeye kadar

Dünyanın manyetik alanını incelemenin ana yöntemi, dünya yüzeyindeki çeşitli noktalarda dünyanın manyetizmasının unsurlarını ölçmektir . Bu ölçümlere manyetik araştırmalar denir ve yer, deniz, havadan manyetik, uydu olarak ayrılır . Ek olarak, karasal manyetizmanın elementlerinde zaman içinde meydana gelen değişiklikleri gözlemlemek için bir manyetik gözlemevleri sistemi vardır .

Manyetik araştırmalar, Columbus tarafından manyetik sapmanın keşfedilmesinden hemen sonra başladı. Ancak, yaklaşık iki yüzyıl boyunca ( 16.-17. yüzyıllarda) doğaları gereği rastgeleydiler. Yollarının bulunduğu yerlerdeki manyetik sapmayı bilmesi gereken denizciler tarafından yetiştirildiler .

Manyetik sapmanın sistematik çalışmasının öncüsü İngiliz astronom Edmund Halley'dir (1656-1742). 1868-1700'de Atlantik Okyanusu'ndaki Peramur Pembe gemisinde ilk özel manyetik seferleri düzenledi .

izolinler - eşit manyetik sapma çizgileri - biçiminde grafik bir temsilinin icadıydı . Manyetik haritalar böyle ortaya çıktı ve manyetik haritacılık doğdu.

manyetik kartlar

(izogonlar, izoklinler, izodinamikler)

Bu nedenle Halley, karasal manyetizma unsurlarının sözde izolinlerini coğrafi bir ızgara üzerinde çizmeyi önerdi. Bir izolin, karasal manyetizmanın ölçülen öğesinin tüm noktalarında aynı değere sahip olduğu bir eğridir. İzolinler yardımıyla fiziksel niceliklerin mekansal dağılımını temsil etme yöntemi , çalışılan niceliklerdeki değişikliklerin karakterinin görsel bir temsilini oluşturmayı mümkün kılar . Herhangi bir fiziksel niceliğin mekansal dağılımının haritalarının derlenmesinde başarıyla kullanılır .

Karasal manyetizmanın elementlerinin izolinlerine isimleri verilmiştir . Böylece, manyetik sapmanın izolinlerine izogonlar, manyetik eğimin izolinlerine izolinler ve Dünya'nın manyetik alan indüksiyon vektörünün veya bileşenlerinin modül değerlerinin izolinlerine izodinamik denir .

Manyetik haritalar tam olarak izogon, izoklin veya izodinamik haritalardır. Bu haritalar, hem Dünya'nın tüm yüzeyine hem de çeşitli alanların ayrı ayrı bölümlerine atıfta bulunabilir . Dünyanın tüm yüzeyi için bu tür haritalara dünya manyetik haritaları denir.

Zamanla , manyetik izolinlerin konumu değişir . Bu nedenle, her harita için, manyetik araştırmaların yapıldığı veya dünya manyetik modeline göre karasal manyetizma unsurlarının hesaplandığı yıl belirtilir.

Örnek olarak, Şek. Şekil 1.5, a , dünya manyetik modeli WM M-2000'e göre 2000 yılı için manyetik sapmaların dünya haritasını gösterir . Bitişik izolinler (komşu izogonlar) arasındaki aralık 5°'dir. Kesikli noktalı çizgiler pozitif (doğuya doğru) manyetik sapmayı, kesik çizgiler ise

negatif (batıya doğru) sapmayı gösterir. Kalın çizgiler, dünya yüzeyinde manyetik sapmanın sıfır olduğu noktaların geometrik konumlarını işaretler. Beklendiği gibi izogonlar manyetik kutuplar bölgesinde birikmektedir.

B

Pirinç. 1.5

Dünya izoklin haritasında, sıfır eğim çizgisinin yaklaşık olarak dünyanın ekvatoru boyunca ilerlediğine dikkat edin; buna manyetik ekvator denir .

Fiziksel haritalarda eşit yükseklikteki çizgiler (izohipler) ve eşit derinlikteki çizgiler (izobathlar) dünyanın yüzey kabartmasının büyük unsurlarını ortaya çıkardığı gibi, dünya manyetik haritalarındaki kontur çizgileri de bu yüzeyin manyetik "kabartma"sının en büyük özelliklerini ortaya koyuyor. Şek. Şekil 1.5, b , dünya çapındaki manyetik model WMM-2000'e göre 2000 yılı için manyetik indüksiyon modülünün izodinamik - izolin haritasını gösterir . Bitişik izodinamikler arasındaki aralık 1 μT'dir.

Beklendiği gibi, manyetik indüksiyon maksimumları manyetik kutupların yakınında gözlenir - yaklaşık 6 ∙ IO -5 Kuzey Kanada'da T (Güney Manyetik Kutbu yakınında) ve yaklaşık 6,7 ∙ IO -5 Avustralya'nın güneyinde Tl (Kuzey manyetik kutbuna yakın).

Bununla birlikte, Şekil l'de de görüyoruz. 1.5, b ayrıca Doğu Sibirya bölgesindeki maksimum manyetik indüksiyon 6.2 ∙ IO -5 T ve minimum manyetik indüksiyon 2.3 ∙ IO -5 Güney Amerika kıtasında TL . Bu iki uç nokta, sözde kıtasal manyetik anormalliklerin varlığından kaynaklanmaktadır .

Jeomanyetik alanın genel yapısı. Manyetik anomaliler

Dünya yüzeyindeki ve yakınındaki manyetik alan ölçümlerine dayanarak elde edilen modern deneysel verileri kullanarak, jeomanyetik alanı üç ana bölüme ayırmak mümkündür: ana manyetik alan, anormal manyetik alan ve dış manyetik alan.

Ana alan, seküler varyasyonlarının yanı sıra (manyetik alandaki zamanla yavaş değişimler olarak adlandırılan) Dünya'nın çekirdeğinde bir iç kaynağa sahiptir. Anormal alan, Dünya'nın manyetik olarak aktif kabuğu olarak adlandırılan ince üst katmandaki bir dizi kaynaktan kaynaklanır . Dış alan, dış kaynaklarla, yani Dünya'ya yakın uzaydaki mevcut sistemlerle ilişkilidir . Dünya yüzeyinde gözlemlenen manyetik alanın yaklaşık %95'i ana alan, %4'ü anormal alan ve %1'i dış alandır.

Dünya'nın dış elektromanyetik alanı olarak adlandırmak daha doğrudur , çünkü bu sadece manyetik değil, aynı zamanda elektriktir. Ana alanın oldukça yavaş seküler varyasyonlarının aksine , dış alandaki varyasyonlar (değişimler) periyodiklik ve göreli hız ile karakterize edilir .

Örneğin, günlük değişimler, 27 günlük değişimler ve mevsimsel değişimler gözlemlenir (aşağıya bakınız). Bu nedenle, dış alan değişken jeomanyetik alan olarak da adlandırılır. Ana ve anormal alanlar genellikle kalıcı jeomanyetik alan terimi altında birleştirilir .

Anormal alan, dünyanın manyetik haritalarında sözde manyetik anormalliklerin - manyetik indüksiyon vektörünün özel bir dağılımına sahip dünya yüzeyindeki alanların - görünmesine neden olur . Milyonlarca kilometrekarelik bir alana sahip kıtasal manyetik anomalileri ve yüz bin kilometrekarelik bir alana kadar olan yerel manyetik anomalileri not edelim .

Şek. 1.5, iki kıtasal manyetik anomali açıkça görülebilir - manyetik indüksiyon modülünün artan değerine sahip Doğu Sibirya anomalisi ( 6.2 ∙ IO -5'e kadar) T) ve manyetik indüksiyon modülünün azaltılmış değerine sahip Brezilya veya Güney Atlantik ( 2,3'e kadar ■ IO -5 Tl). Doğu Sibirya anomalisinin merkezi Orta Sibirya Platosu bölgesinde, Brezilya anomalisi ise Brezilya'nın Sao Paulo kenti yakınlarında yer almaktadır.

Göreceli küçüklükleri nedeniyle, yerel manyetik anomaliler dünya manyetik haritalarında görünmez. Yerel manyetik anomalilerden ünlü Kursk manyetik anomalisine dikkat çekiyoruz.

Jeomanyetik varyasyonlar

Çeşitli faktörlerin etkisiyle Dünya'nın manyetik alanında zaman içinde meydana gelen değişimlere jeomanyetik değişimler denir. Gözlemlere göre, jeomanyetik değişimler zaman içinde sürekli değişir ve bu tür değişimler genellikle periyodik bir karaktere sahiptir .

günlük varyasyonlar. Jeomanyetik alandaki günlük değişimler , esas olarak Dünya'nın iyonosferindeki Dünya iyonosferinin gün boyunca Güneş tarafından aydınlatılmasındaki değişikliklerin neden olduğu akımlar nedeniyle düzenli olarak meydana gelir.

düzensiz varyasyonlar

) Dünya'nın manyetosferi üzerindeki etkisinin yanı sıra manyetosfer içindeki değişiklikler ve manyetosferin iyonosfer ile etkileşimi nedeniyle ortaya çıkar .

27 günlük varyasyonlar. 27 günlük değişimler, jeomanyetik aktivitedeki artışın, Güneş'in kendi ekseni etrafındaki dönüş süresine eşit, her 27 Dünya gününde bir tekrar etme eğilimi olarak kendini gösterir. Bu düzenlilik , Güneş'in birkaç dönüşü sırasında Dünya'dan gözlemlenen Güneş üzerindeki uzun ömürlü aktif bölgelerin varlığıyla bağlantılıdır. Manyetik aktivite ve manyetik fırtınaların 27 günlük bir tekrarı şeklinde kendini gösterir.

mevsimsel değişimler Manyetik aktivitedeki mevsimsel değişimler, birkaç yıl boyunca gözlemlerin işlenmesiyle elde edilen manyetik aktiviteye ilişkin aylık ortalama verilere dayanarak güvenle ortaya çıkar . Manyetik aktivitenin mevsimsel değişimleri, ekinoksların zamanına karşılık gelen iki maksimuma ve gündönümlerinin zamanına karşılık gelen iki minimuma sahiptir. Bu varyasyonların nedeni , Güneş'te, kuzey ve güney heliografik enlemlerin 10 ° ila 30°' lik bölgelerinde gruplanan aktif bölgelerin oluşmasıdır. Bu nedenle, ekinokslar sırasında , dünyanın ve güneş ekvatorlarının düzlemleri çakıştığında, Dünya, Güneş üzerindeki aktif bölgelerin etkisine en çok maruz kalır.

11 yıllık varyasyonlar. Güneş aktivitesi ile manyetik aktivite arasındaki ilişki, en çok 11 yıllık güneş aktivitesi dönemlerinin katları olan uzun gözlem serilerini karşılaştırırken belirginleşir . Güneş aktivitesinin iyi bilinen bir ölçüsü, güneş lekelerinin sayısıdır. Güneş lekesi sayısının maksimum olduğu yıllarda manyetik aktivitenin de maksimum değerine ulaştığı, ancak manyetik aktivitedeki artışın güneş aktivitesindeki artışın biraz gerisinde kaldığı bulundu; ortalama olarak bu gecikme bir yıldır.

Güneş'in manyetik alanının kutup değişiminin ( manyetik kutuplarının tersine dönmesi) her 11 yılda bir düzenli olarak gerçekleştiğine dikkat edin. Bu gerçek, elbette, jeomanyetik alanda 11 yıllık değişimlerin varlığıyla doğrudan ilişkilidir .

Yaş Değişimleri

Dünyevi varyasyonlar, karasal manyetizma unsurlarının birkaç yıl veya daha uzun sürelerle yavaş varyasyonlarıdır. Dış kökenli (Güneş'in etkisi, güneş rüzgarının Dünya'nın manyetosferiyle etkileşimi) olan günlük, 27 günlük, mevsimsel, 11 yıllık değişimlerin aksine, dünyevi değişimler Dünya'nın çekirdeğinde bulunan kaynaklarla ilişkilendirilir.

Seküler varyasyonların genliği yılda onlarca nanoteslaya ulaşır. Bu tür elementlerin ortalama yıllık değerlerindeki değişimlere seküler seyir denir . Seküler varyasyonların izolinleri birkaç nokta etrafında yoğunlaşmıştır - seküler varyasyonun merkezleri veya odakları, bu merkezlerde seküler varyasyonun büyüklüğü maksimum değerlerine ulaşır.

bir veya birkaç yıl sonra manyetik haritaların yeniden derlenmesi gerekli hale gelir .

Kursk manyetik anomalisi

, dünyanın en güçlü demir cevheri havzalarından biridir . Rusya'da Kursk, Belgorod, Oryol ve diğer bölgelerde yer almaktadır. Şu anda, demir cevheri yataklarının grevinin sınırları 160 bin km 2'den büyük bir alanı kapsıyor . Eşsiz havzadaki potansiyel zengin demir cevheri rezervleri 30 milyar tona ulaşırken , demirli kuvarsitler pratik olarak tükenmez. Yataklar açık ocak ve yer altı yöntemleriyle geliştirilmektedir. Kursk manyetik anomalisinin bazı yerlerinde anormal alanın manyetik indüksiyonu, normal alanın manyetik indüksiyonundan 2-3 kat daha yüksektir.

Kursk manyetik anomalisinin keşfi, manyetik iğnenin Kursk bölgesindeki olağandışı davranışıyla ilişkilidir. Buna ilk kez 1773'te Rus gökbilimci Akademisyen Pyotr Borisovich Inokhodtsev (1742-1806) tarafından dikkat çekildi. Avrupa Rusya'sının orta kesimindeki şehirlerin coğrafi konumlarını belirleyerek , Belgorod ve Kursk bölgesindeki jeomanyetik alanda güçlü bir anormallik keşfetti .

100 yıldan fazla bir süre sonra, Kazan Üniversitesi'nden Privatdozent I. Ya. Smirnov , 1874'te Rusya'nın Avrupa kısmının ilk jeomanyetik araştırmasını gerçekleştirdiğinde ikinci kez Kursk manyetik anomalisi bilmecesiyle karşı karşıya kaldı.

1883'te Kharkov Üniversitesi'nden Privatdozent N.D. Pil'chikov, yetmiş dizi manyetik gözlemden sonra, Kursk yakınlarındaki manyetik anomalinin nedeninin demir cevheri yatakları olduğu sonucuna vardı.

Ancak jeologlar bu sonuca inanmadılar. Bu düzlük alanda maden yatağı olamayacağına inanıyorlardı. Ancak 1898'de Moskova Üniversitesi'nde profesör olan Ernest Yegorovich Leist (1852-1918), Kursk anomalisi fenomeniyle ilgilenmeye başladı . Eşsiz bir anomalinin çalışmasında önemli bir rol oynayacaktı.

Demir cevheri yataklarının varlığına kesin olarak ikna olan Leist, ilk başta başkalarını buna ikna edebildi ve Almanya'dan manyetik ölçüm cihazları ve kuyu delme ekipmanı satın almak için fon sağladı. Leist sondajı 200 m derinliğe ulaştı , ancak cevher bulamadı. Leist'in destekçileri hemen ondan döndü ve Zemstvo aletleri ve sondaj ekipmanlarını aldı.

Engellere ve zorluklara rağmen Leist, masrafları kendisine ait olmak üzere yaz tatillerinde manyetik araştırmaya devam etmeye karar verdi ve bunu on dört yıl boyunca her yıl inatla yaptı. Çalışmanın bireysel aşamaları, Moskova Doğa Testçileri Derneği'nde kendilerine düzenli olarak rapor edildi.

1910'da Leist, Kursk manyetik anomalisinin bölgeleri için manyetik araştırma verilerinin analizine ilişkin en önemli çalışmasını, bizzat yaptığı karasal manyetizma unsurlarının 4.500 belirlemesine dayanarak tamamladı. Çalışma Moskova Fizik ve Biyofizik Enstitüsü'nde bildirildi. Özünde, bu çalışmalar Rusya'daki demir cevheri yataklarının jeomanyetik keşfine ilişkin ilk bilimsel deneyimdi . Uzun yıllar tatil yapmadan sıkı çalışma, Leist'in sağlığını baltaladı ve 1918'de, aldığı verilere göre Kursk anomalisinin manyetik bir haritasını oluşturmaya zaman bulamadan öldü.

Bu veriler, 1920'lerin başlarında Kursk manyetik anomalisi alanında devam eden manyetik araştırmaların temelini oluşturdu ve 7 Nisan 1923'te , yakınlardaki Lozovka köyü yakınlarında açılan bir kuyudan ilk demir cevheri örnekleri çıkarıldı. 167 m derinlikte Shchigry .

1899'da Leist'in talimatıyla açılan kuyunun yakınında sondaj yapılırken , 220 m derinlikte demir cevheri keşfedildi, Ernest Leist tarafından şahsen yapabilmek için 200 m'ye ek olarak toplamda 20 m daha açılması gerekiyordu. varsayımlarının doğruluğunu kontrol eder . Ne yazık ki bu olmadı ve seçkin bilim adamı, Kursk yakınlarında zengin demir cevheri yataklarının varlığına ikna olmadan öldü.

1920'lerde yapılan tüm çalışmalar sonucunda, Kursk manyetik anomalisinin en umut verici bölgesi olan Starooskolsky'nin ana hatları çizildi ve burada, 1931'de ayrıntılı jeolojik keşiflerden sonra ilk arama ve geliştirme madeni atıldı . 27 Nisan 1933'te ilk şaft cevhere getirildi ve Kasım 1935'te ilk beş bin ton zengin demir cevheri, bir metalurji fabrikasında deneme eritmesi için Lipetsk'e gönderildi . 1956'da , açık bir ocakta sığ cevher çıkarmaya başlayan ilk madencilik ve işleme tesisi kuruldu .

3. NASIL ÖLÇÜLÜR

DÜNYADA MANYEtizmanın ELEMANLARI?

Karasal manyetizma unsurlarının açısal (sapma ve eğim) ve kuvvete ayrıldığını hatırlayın . Kuvvet elemanları, manyetik indüksiyon vektörünün modülünü ve ayrıca bu vektörün yatay ve dikey bileşenlerini içerir. Karasal manyetizmanın açısal öğelerini ölçmek en kolayıdır . Sebepsiz olarak, tarihsel olarak ilk manyetik araştırmalarda, sadece manyetik alanın sapması ve eğimi ölçüldü. Kuvvet elemanlarına gelince, modern manyetik araştırmalarda ölçümleri için, çalışması jeomanyetik alanın manyetik indüksiyonunun dahil olduğu çeşitli fiziksel olaylara dayanan çeşitli cihazlar (manyetometreler) geliştirilmiş ve kullanılmıştır . Çeşitli manyetometrelerin çalışma prensibi ve tasarımının aşağı yukarı eksiksiz bir değerlendirmesi bu kitabın kapsamı dışındadır - bu konuda özel kitaplar yazılmıştır. Kitabımızın fiziksel doğasını hesaba katarak , kendimizi karasal manyetizmanın şu veya bu öğesinin nasıl ölçülebileceğini gösteren birkaç örnekle sınırlayacağız.

Manyetik sapma ve eğim ölçümü

XVIH yüzyılın sonu ile . jeomanyetizmayı yalnızca açısal unsurlarla - sapma ve eğim - inceleme dönemi sona erdi. Karasal manyetizmanın kuvvet unsurlarının incelenmesiyle ilgili araştırmalarda yavaş ama istikrarlı bir büyüme başlar. Bununla birlikte, yüz yıldan fazla bir süredir, manyetik sapma ve eğim, yerkürenin yüzeyindeki manyetik alanın yapısı hakkında ana nicelikler ve ana bilgi kaynağı olmaya devam etti.

Manyetik sapma, mıknatıs yatay bir düzlemde olacak şekilde bükülmemiş bir iplik üzerinde serbestçe asılı duran ok şeklindeki bir mıknatısın azimutunun (yatay yön) ölçülmesiyle belirlendi. Azimut, astronomik veya jeodezik gözlemler kullanılarak kurulan Kuzey Kutbu yönünden ölçülmüştür . Manyetik sapma, bir ark saniyesinden daha az olmayan bir doğrulukla standart aletlerle belirlendi.

, bir ibre eğici kullanılarak, yani merkezi yatay bir eksen üzerinde sabitlenmiş bir manyetik ibrenin eğim açısı ölçülerek belirlendi . Bu eksen, ok meridyen düzleminde dönebilecek şekilde manyetik meridyene dik olarak yönlendirildi.

Bununla birlikte, bu ölçümlerin doğruluğu nispeten düşüktü, bu nedenle daha sonra (zaten 19. ve 20. yüzyıllarda) , boyunca geçen bir eksen etrafında yüksek hızda dönen yuvarlak çok turlu bir bobinden oluşan bir endüksiyonlu eğimlendirici kullanmaya başladılar. bobinin çapı. Eksen , eksenin yönü değiştirilebilecek ve ölçülebilecek şekilde çerçeveye tutturulmuştur .

, içinden geçen manyetik akı değiştiğinde bobinde indüklenmiş bir elektrik akımının oluşmasına dayanır . Bobinin dönme ekseninin yönü manyetik alanın yönü ile çakışmazsa, bobin içinde bir alternatif akım indüklenir . Manyetik alanın yönü, galvanometre bobinde indüklenen akım göstermediğinde belirlenebilir. Bu anda, bobinin dönme ekseninin yönü, manyetik indüksiyon vektörünün yönü ve buna karşılık gelen açı ile çakışacaktır.

yatay bir düzlem ile dönme ekseni tarafından belirlenen, manyetik eğim açısına eşit olacaktır. Bir endüksiyonlu eğimlendirici kullanılarak , manyetik eğim arkın onda biri ve hatta saniyenin yüzde biri oranında bir doğrulukla belirlenebilir.

Düzgün bir manyetik alanda akıma sahip çerçeve

Manyetik indüksiyonun nasıl ölçüldüğünü anlamak için okul ders kitaplarını hatırlayalım. Örneğin, G.Ya.'nın "Fizik: Elektrodinamik" ders kitabı. Myakisheva, A.Z. Sinyakova, B.A. Slobodsky (M., Drofa, 2001) veya “Temel fizik ders kitabı. T. Ib, G.S. Landsberg (Moskova, AOZT "Shrike", 1995). Aşağıda , G.S. _ _ _ Landsberg.

Çeşitli şekillerdeki akım döngüleri düzgün bir manyetik alana yerleştirilirse ve bunlara etki eden maksimum tork ölçülürse M max , o zaman bu momentin mevcut güç I ile orantılı olduğu bulunur. Bir çerçevede, çerçeve alanı 5'tir ve aynı alana sahip çerçevelerin şekline bağlı değildir . Böylece, maksimum tork, Af maks , değerle orantılı olur.

Pm = IS,         (1.2)

akım ile çerçevenin manyetik momenti denir .

vektörünün B modülünün bir özelliği olarak , bire eşit bir manyetik moment p t ile çerçeveye etki eden M max torkunun değerini almamıza izin verir . yazılabilir ki

M

j β = ÷-≡         (1.3)

Öğleden sonra

burada Mmaks _ manyetik moment p t ile çerçeve üzerinde verilen alanda etki eden maksimum torktur .

Alan homojen değilse, o zaman bir noktadaki B'nin sayısal değerini belirlemek için, alanın fark edilir şekilde değiştiği mesafelere göre küçük boyutlara sahip bir çerçeve yerleştirmeniz ve buna etki eden maksimum torku belirlemeniz gerekir. çerçeve M mav . maks.

Manyetik bir iğne kullanarak manyetik indüksiyon ölçümü

Manyetik indüksiyonu ölçmek için manyetik bir iğne kullanabilirsiniz , bununla uzun, ince, manyetize çelik bir teli kastediyoruz. Böyle bir ok ortadan elastik bir ipliğe asılırsa, ok kuzey kutbu alan yönünde olacak şekilde ( iplik bükülmeden) takılacaktır. Daha sonra oku ipliği bükerek alanın yönüne dik olarak ayarladıktan sonra, büküm açısından maksimum tork Af max değerini belirlemek mümkündür . Okun manyetik momentini bilseydik pt , o zaman Af max'ı p mi'ye bölerek formül (1.3) ile B'nin değerini bulmak mümkün olacaktır.

Zorluk, okun manyetik momentinin, akımlı bir çerçevenin manyetik momentinin hesaplandığı şekilde hesaplanamaması gerçeğinde yatmaktadır. Okun manyetik momenti ancak deneysel olarak bulunabilir. Bunu yapmak için oku bilinen bir endüksiyon B'ye sahip bir alana yerleştirmeniz ve bu alanda ona etki eden maksimum tork Af mav'ı ölçmeniz gerekir. Ardından, Af mav'ı B i'ye bölmek bul r. “ üfff

B'yi ölçmek için kullanabilirsiniz.

Bununla birlikte, referans oklarının üretimi ve saklanması büyük zorluklarla ilişkilidir çünkü okun manyetik özellikleri zamanla değişir. Bu nedenle farklı davranmayı tercih ederler . Bir referans manyetik alan , yani sabit ve önceden belirlenmiş bir manyetik indüksiyona sahip bir alan gerçekleştirilir . Akımın gücü ve bobinin boyutu ve şekli bilinerek, böyle bir bobin tarafından uyarılan alanın manyetik indüksiyonunu hesaplamak mümkündür. Böyle bir referans alanının manyetik indüksiyonu ile , bizi ilgilendiren herhangi bir alanın manyetik indüksiyonu karşılaştırılabilir. Karşılaştırma için herhangi bir manyetik iğne kullanabilirsiniz ve manyetik momentini bilmenize gerek yoktur.

Aslında, tork ölçümlerinin B 31su1 referans alanı için vermesine izin verin Af max değeri ve araştırılan В alanı için Λf 1 ^ ax değeri . Ölçümler, manyetik momenti ρ m olan aynı manyetik iğne ile yapılmıştır. Bilinmeyen. (1.3) ' e dayanarak ,

^maks = Pm^etal' ^maks ~ Pm^'

Buradan

= Rt B י

^maks Rt V ztal

VEYA

B= B3nlt ^.         (1-4)

^maks

Gördüğümüz gibi, bilinmeyen manyetik moment nihai sonuca dahil edilmemiştir .

Bir teğet galvanometre kullanarak Dünya'nın manyetik alanının indüklenmesinin yatay bileşeninin belirlenmesi

bileşen B 1'i ölçmenin nasıl mümkün olduğunu gösterelim akım taşıyan bir halka (büküm bobini) ve bir manyetik pusula iğnesi kullanan jeomanyetik alan. İlk önce dairesel bir akım taşıyan bobinin kendi etrafında homojen olmayan bir manyetik alan oluşturduğunu hatırlayalım, manyetik indüksiyon modülü k bobinin merkezinde eşittir

burada G akımdır; R, dönüşün yarıçapıdır ; μ0 _ - manyetik sabit (μ 0 = = 1,26 ∙ IO -6 Yok 2 ). Bobinin merkezindeki manyetik indüksiyon vektörü, akım yönünde dönen vidanın öteleme hareketi yönünde bobin düzlemine dik olarak yönlendirilir.

B 1'in değeri Dünyanın manyetik alanı, teğet galvanometre adı verilen bir cihaz kullanılarak belirlenir. Bu cihaz, dikey bir çubuğa konulan ve çubuğun etrafında dönebilen düz bir dikey bobindir. Bobinin merkezinde, çubuğun üzerine , yalnızca dikey çubuğun etrafında yatay düzlemde dönebilen manyetik bir iğne konur. Dikey düzlem xθz olacak şekilde bir koordinat sistemi seçelim. dönüş düzlemi ile çakıştı ( O noktası dönüşün merkezidir). O zaman xOy yatay düzlemi, manyetik iğnenin

içinde döndüğü düzlem olacaktır .

Şek. Şekil 1.6, a , bobinde akım olmadığı durumda bir teğet galvanometreyi gösterir. Dikey çubuk etrafında döndürülerek bobin (ve onunla birlikte Öküz ekseni), manyetik iğne bobin düzleminde olacak şekilde döndürülür. Bu durumda bobinin düzleminin manyetik meridyen düzlemiyle çakışacağını görmek kolaydır .

Pirinç. 1.6

Bobinin konumunu değiştirmeden akımı açın. Manyetik iğnenin β açısı boyunca nasıl döndüğünü göreceğiz. (bkz. Şekil 1.6, b). Manyetik iğnenin yeni yönü, kolaylıkla görülebileceği gibi, B i vektörlerinin oluşturduğu dikdörtgenlerin köşegen yönüdür. ve B, burada modül B ben jeomanyetik alanın istenen bileşenidir ve B modülü formül (1.5) ile belirlenir . Başka bir deyişle, akım açıkken manyetik iğnenin yönü B 1 + B vektörünün yönüdür.

Yani, tg∕7= В/ B v bu nedenle, (1.5) dikkate alındığında , elde ederiz

B 1 \u003d -ff ,7 .         (1.6)

2Rtgβ

β sapma açısını ölçerek ve bobindeki akım /, B 1 yatay bileşenini bulabilirsiniz bobinin merkezinin bulunduğu noktada Dünya'nın manyetik alanı.

Şek. 1.6c deney düzeneğini gösterir . Bir doğru akım kaynağı, bir reosta, bir anahtar, bir miliampermetre, manyetik iğnenin dönme açılarını okumak için bir ölçek ve ortasında bir manyetik iğne bulunan bir teğet galvanometre içerir .

Ferroprobe, proton, kuantum manyetometreleri

20. yüzyılın ortalarında ve ikinci yarısında jeomanyetik ölçümlerin gelişimi . büyük ölçüde , karasal manyetizmanın kuvvet elemanlarının ölçüm doğruluğunu IO -10 - IO" 13 T'ye yükseltmeyi mümkün kılan fluxgate , proton ve kuantum manyetometrelerinin icadıyla ilişkilendirildi. Bu manyetometrelere dayanarak, uçaklardan ve yapay dünya uydularından yapılan aeromanyetik araştırmalarda kullanılan çeşitli aeromagnetometre türleri geliştirilmiştir . Cihazın detaylarına girmeden bu manyetometreleri en genel hatlarıyla tanıyalım.

Ferrobe manyetometreleri. Son derece yüksek manyetik geçirgenliğe sahip olan demir-nikel alaşımlarının, permalloyların icadı, fluxgate manyetometreleri olarak adlandırılan, bunlara dayalı manyetometrelerin oluşturulmasına yol açtı.

Basitleştirilmiş bir biçimde, fluxgate manyetometre sensörü, her biri bir sargı ile sarılmış iki kalıcı alaşım çekirdekten oluşur. Çekirdekler birbirine paralel olarak düzenlenir ve jeomanyetik alan yönünde yönlendirilir . Uyarma sargıları olarak adlandırılan çekirdeklerin sargıları zıt yönlerde açılır ve f frekansında alternatif bir akım açılır. uyarma jeneratöründen . Bu tür bir çekirdek yapısının üzerine sinyal sargısı adı verilen bir sargı sarılır.

Uyarma sargıları, çekirdeklerdeki manyetik alanlar zıt olacak şekilde bağlandığından, dış (jeomanyetik) alan olmaması koşuluyla her iki sondanın toplam manyetik momenti sıfıra eşit olacaktır. Sinyal sargısı her iki probu da kapsar ve bu nedenle indüksiyon EMF'si, problar manyetik indüksiyon B'nin sabit bir bileşenini aldığında, yalnızca harici (jeomanyetik) bir alanın varlığından dolayı görünür . sargılar zıt ise , çekirdeklerin her birindeki manyetik ve endüksiyon aynı miktarda değişirken, fark ∆B If frekansı ile değişecektir . Sonuç olarak, sinyal sargısında 2/ frekansında bir EMF oluşur.

2/ olan sinyal yükseltilir ve faza duyarlı bir detektöre beslenir . Faz detektörünün çıkışı genellikle, jeomanyetik alanı telafi etmek için sinyal sargısının üzerine sarılan üçüncü sargıya bağlanır. Gerçek şu ki, bu durumda, jeomanyetik alanın manyetik indüksiyonunu ölçmek için, üçüncü sargıda kontrollü bir doğru akım alanı ile Dünya'nın manyetik alanını telafi etmekten oluşan bir dengeleme yöntemi kullanılır . Akım, manyetik alan indüksiyon birimlerinde kalibre edilmiş bir mikroampermetre olan bir elektrikli ölçüm cihazından geçer. Akım gücünü ayarlayarak , yalnızca sinyal sargısında 2f frekansının hangi bölümde kaybolacağını bulmak için kalır . Böylece, kompanzasyon akımının büyüklüğüne göre, akı geçidi ekseni boyunca Dünya'nın alanının manyetik indüksiyonu yargılanabilir.

Proton manyetometreleri. Bu tür manyetometreler, su veya kerosen içeren bir kap içerir (bu sıvıların moleküllerinde, çekirdekleri proton olan birçok hidrojen atomu vardır). Gemi, bobinin içine yerleştirilir. Sargısına doğru elektrik akımı uygulandığında , sıvı mıknatıslanır; protonlar , sargıdaki akımın yarattığı alanın yönü boyunca sıralanır .

Daha sonra doğru akım hızla kesilir ve protonlar dünyanın manyetik alanı yönünde serbestçe dönmeye başlar. Protonların presesyonu, sargıda küçük bir EMF'ye neden olur. Frekans f Bu sinyalin değeri, proton presesyon frekansı ile aynıdır ve manyetik indüksiyon vektörünün modülü ile orantılıdır.

iplik alanı. Bir amplifikatör ve bir frekans sayacı kullanarak f frekansını ölçme sargıdaki sinyal, V'yi belirleyin.

Optik pompalamalı kuantum manyetometreleri. Manyetik alan indüksiyon modülünü ölçmek için tasarlanmış kuantum manyetometreleri Zeeman etkisini kullanır. Manyetik momente sahip atomlar bir manyetik alana (örneğin, bir jeomanyetik alan) düşerse, elektronik yapıları enerji seviyelerini bir enerji farkı ve buna göre manyetik indüksiyon vektörünün modülüyle orantılı bir radyasyon frekansı ile alt seviyelere ayırır. gözlem noktasında.

Manyetometrenin hassas elemanı, sezyum, rubidyum veya helyum buharları içeren bir kaptır . Bir monokromatik ışık parlamasının (optik pompalama yöntemi) bir sonucu olarak, buhar atomları bir enerji alt seviyesinden diğerine geçer. Optik pompalamanın sona ermesinden sonra önceki seviyeye dönüşlerine, ölçülen jeomanyetik alanın büyüklüğü ile orantılı bir frekansa sahip radyasyon eşlik eder.

4. OLUŞUM VE GELİŞİM

MANYETİK ÇEKİM

Yazar bu paragrafı yazarken özellikle kitapta verilen bazı verileri kullandı: Gordin V.M. "Jeomanyetik ölçümlerin tarihi üzerine yazılar" (Moskova: IPE RAN, 2004).

Sistematik manyetik araştırmaların birinci yüzyılı

17. yüzyıldan bahsediyoruz. 1698-1700'de Atlantik'e yapılan manyetik seferler. Halley ve 1702'de ilk dünya izogon haritasını derlemesi , giderek artan ölçekte deniz manyetik araştırmaları yapmak için güçlü bir itici güç oldu . Karasal manyetizmanın açısal unsurları, özellikle manyetik sapma ölçülmüştür.

İngiliz Wood Rogers (1708-1710), George Anson (1740-1742), John Byron (1762-1764) ve Samuel Wallis'in (1766-1769) dünya turlarındaki manyetik sapma ölçümlerini not edelim. ), ayrıca Hollandalı Jacob Roggeveen (1721-1723) . ) ve Fransız Louis-Antoine Bougainville (1766-1769). Sonuç olarak, yüzyılın ortalarında Atlantik ve Hint okyanuslarında 50.000 noktada manyetik sapma değerlerinin bir kataloğunu derlemek mümkün oldu. Sonraki yıllarda, 1768-1779'da Güney Yarımküre'nin az çalışılmış bölgelerinde önemli miktarda manyetik ölçüm yapıldı . Kaptan James Cook komutasındaki seferler .

Jeomanyetik alan çalışmasına önemli bir katkı, 1733-1743 Büyük Kuzey Seferi'ndeki Rus katılımcılar tarafından yapıldı. Vitus Bering, Aleksey Chirikov, Dmitry ve Khariton Laptev, Cmepan Malygin , Dmitry Ovtsyn, Vasily Pronchishchev, Semyon Chelyuskin, Nikifor Chekin ve diğerleri , Kamçatka'da ve Alaska kıyılarında boğazda . 1785-1793'te . Sibirya'nın kuzeydoğu kıyılarının ve Aleut Adaları'nın jeomanyetik alanının incelenmesine yönelik çalışmalara Joseph Billings ve Gavriil Sarychev'in keşif gezisi devam etti .

19. yüzyıl: Humboldt ve Ehrmann seferleri

19. yüzyılın başlamasıyla birlikte , ilk olarak, sadece deniz değil, aynı zamanda kara temelli manyetik araştırmaların coğrafyası da önemli ölçüde genişledi ve ikinci olarak, karasal manyetizmanın açısal elementlerinin ölçümleriyle birlikte, manyetizmanın kuvvet elementlerinin ölçümü de başladı.

1800-1804'te. Alman doğa bilimci Alexander von Humboldt ( 1769-1859), Kuzey ve Batı Güney Amerika'nın az çalışılmış bölgelerine iki keşif gezisi yaptı ve bu seferler sırasında karasal manyetizmanın üç elementini ölçtü. Önce Venezuela'nın keşfedilmemiş bölgelerini keşfetti. Sonra And Dağları'nı keşfetmeye gitti , Chimborazo yanardağına tırmandı. Her iki seferde de ona Fransız botanikçi Aimé Bonpland eşlik etti .

Humboldt sadece jeomanyetik ölçümlerle uğraşmıyordu. Dünyadaki bitki dağılımının genel yasalarını keşfetti ve yeni bir bilim olan bitki coğrafyasının temellerini attı . Ayrıca, iklimin konumu olan Dünya'nın iklimi ile de ilgilendi.

-^ ∣ Bölüm 1. Dünyanın yüzeyinde ve yakınında jeomanyetik alan kavanozları, Dünya'daki volkanların rolü, atmosferik olaylar. Humboldt , gözlemlerinin sonuçlarını 16'sı bitkilere ayrılmış 33 ciltte sundu. Manyetik alan endüksiyonunun kutuplardan ekvatora doğru azalarak farklı enlemlerde değiştiğini gerçekten kanıtlayan ilk kişi oydu . Manyetik iğnenin ani bozulmalarının (manyetik fırtınalar) keşfinin sahibidir . İngiliz, Rus ve Amerikan hükümetleri tarafından Humboldt'un fikirlerine göre inşa edilen manyetik gözlemevleri bilim için büyük önem taşıyordu .

1828'den 1830'a kadar Alman gezgin ve fizikçi Georg Adolf Ehrmann (1806-1877) Kuzey Asya, Pasifik ve Atlantik okyanuslarında dünyayı dolaştı . Gezinin ana amacı, tüm rota boyunca doğru jeomanyetik ölçümler yapmaktı. Gezinin ilk kısmı, Norveçli jeofizikçi Christopher Hansten'in manyetometrik keşif gezisinin bir parçasıydı. Rusya'da Narva-St. Petersburg-Kazan-Perm-Tobolsk güzergahından geçti. Erman daha sonra kuzeye döndü. Aralık 1829'da Irtysh ve Ob nehirleri boyunca Obdorsk'a (şimdi Salekhard) ulaştı. Ardından sefer Irkutsk ve Kyakhta'ya yöneldi. Burada yolcular ayrıldı ve Erman, Yakutsk (Nisan 1829 ) ve Okhotsk (Haziran 1829 ) yönündeki yolculuğuna tek başına devam etti . Ağustos ayında Rus-Amerikan Şirketi'nin bir gemisinde Kamçatka'ya geçti . Erman, Shiveluch yanardağına tırmanarak yarımada çevresinde bir ay süren bir yolculuğun ardından Eylül sonunda Petropavlovsk-Kamchatsky'ye ulaştı.

Burada Kaptan Leonty Adrianovich Gagemeister ile bir araya geldi ve gemisi "Krotkiy" ile Alaska kıyılarına Novoarkhangelsk'e (şimdi Sitka) yelken açtı. Gemi buradan Meksika yerleşim yeri Yerba Buena'ya (şimdi San Francisco) ve daha güneyde Tahiti adasına yöneldi. Şubat 1830'da adadan ayrılan gemi, Horn Burnu üzerinden Rio de Janeiro, Portsmouth'tan Krondstadt'a varır. Erman buradan nihayet Berlin'e döner.

Gezi sırasında Ehrman sadece jeomanyetizma ile ilgilenmedi . Ayrıca meteoroloji, botanik, etnografya, jeokriyoloji, toplanan herbaryumlar vb. alanlarda araştırma ve gözlemler yaptı. Erman, keşif gezisi sonucunda " 1828, 1829 ve 1830 yıllarında Kuzey Asya ve her iki okyanusta Dünya çevresinde Yolculuk " adlı eserini yayınladı. Ehrman'ın jeomanyetik gözlemlerinin sonuçları, Carl Gauss tarafından Dünya'nın manyetik alan teorisinde kullanıldı.

19. yüzyıl: devrialemler ve Manyetik Birliğin kurulması

19. yüzyılın ilk yarısında çok sayıda devrialemde jeomanyetik ölçümler üzerine olağanüstü büyük miktarda çalışma yapıldı . Burada özellikle Rus denizcilerin katkısı büyük. 1803-1806'da Ivan Fedorovich Krusenstern ve Yuri Fedorovich Lisyansky komutasındaki "Nadezhda" ve "Neva" slooplarında dünya çapında bir keşif gezisinin temeli atıldı. Bunu, Vasily Mihayloviç Golovnin'in "Diana" (1807-1809) ve "Kamçatka" (1817-1819) slooplarında, Mikhail Petrovich Lazarev'in "Suvorov" (1813-1816) slooplarında dünya çapında yolculukları izledi . Ommo Eecma- Fievich Kotzebue "Rurik "(1815-1818) sloopunda, Mikhail Nikolaevich Vasiliev ve Gleb Semenovich Shishmarev "Keşif" ve "İyi niyetli" (1819-1821) slooplarında. Antarktika kıyılarındaki manyetik sapmanın ilk belirlemeleri, Faddey Faddeevich Bellingshausen ve Mihail Petrovich Lazarev'in Vostok ve Mirny (1818-1821) yamaçlarındaki dik rüzgar yolculuğu sırasında yapıldı. Bu denizciler, Antarktika kıtasını keşfetme onuruna sahipler. XIX yüzyılın sadece ilk üçte birinde . Rus denizciler dünyanın etrafını 26 kez dolaştılar ve jeomanyetik alan hakkında bilgiler de dahil olmak üzere kapsamlı oşinografik, meteorolojik ve jeofizik bilgiler topladılar.

1833'te , Horner'ın izoklinleri ve Sabin'in izodinlerinin haritalarıyla birlikte, Carl Gauss tarafından genel bir karasal manyetizma teorisinin yaratılmasının temeli haline gelen Barlow'un izogonlarının dünya haritası yayınlandı .

1834'te Humboldt ve Gauss'un girişimiyle, farklı ülkelerden gelen ilk uluslararası manyetolog topluluğu olan Göttingen Manyetik Birliği kuruldu. Ekim 1839'da, kapsamlı bir deniz ve eşzamanlı gözlemevi gözlem programını özetleyen bir Manyetik Birlik kongresi düzenlendi . Enstrümantasyon ve gözlem tekniğinin tek tip olması gerektiğine karar verildi. Düzenli bilgi alışverişi konusunda anlaşmaya varıldı.

Yurttaşlarımızın Göttingen programına katılımının değerli bir sonucu, 1841-1846'da yayınlanan Manyetik ve Meteorolojik Gözlemler Yasası'nın 10 cildi oldu . Rus fizikçi Adolf Yakovlevich Kupfer (1799-1865) tarafından düzenlendi . 1849'da _ _

1917 yılına kadar Rusya'da jeofizik gelişiminin ana merkezi olarak kalan St. Petersburg'da Ana Fiziksel Gözlemevi'ni kurdu .

Genel manyetik araştırmalar (GMS)

80'lerde. 19. yüzyılda , Avrupa ülkelerinden manyetologlar, her ülkenin tüm topraklarında karasal manyetizmanın açısal ve kuvvet unsurlarının sistematik ölçümlerini başlatmak için geniş çapta kara tabanlı manyetik araştırmalar geliştirmeyi kabul ettiler . Bu son derece önemli girişime Genel Manyetik Araştırmalar (GSM) adı verildi .

1882'de başlamış ve 1895'te tamamlanmıştır. Benzer bir ölçümü 30-40 km'lik adımlı İngilizler 1889-1892'de, Alman manyetologlar 1893-1896'da yapmışlardır. 1890-1892'de tamamlanan HMS of Holland, detay açısından bir rekordu. 100 km2'de 1 nokta gözlem yoğunluğu ile .

1893'te geliştirildi ve karasal manyetizmanın açısal ve kuvvet elemanlarının 2700 noktada ölçülmesini sağladı (ağ yoğunluğu: 2000 km2'de 1 nokta ). Bir dizi nedenden dolayı, vaka yalnızca Herson ve Tauride eyaletlerinin (200 puan) fotoğraflanmasıyla sınırlıydı . HMS projesinin Rusya'da uygulanmasına ancak 1910'da yeniden başlandı . Sonraki yedi yıl boyunca sürekli gözlemler St. Petersburg, Novgorod, Pskov ve Podolsk eyaletlerini kapsıyordu ( ağ boyunca 20 km'lik bir adımla toplam 664 nokta ). Kuzey Avrupa ve Sibirya nehirlerinin kıyılarında ( 500'den fazla nokta) rota araştırmaları yapıldı.

1925'te Moskova'da toplanan Birinci Jeofizik Kongresi , ülke çapında HMS'ye devam edilmesi gerektiğine dair bir karar aldı. İşin operasyonel yönetimi, manyetolog Nikolai Vladimirovich Rose (1890-1942) başkanlığındaki Genel Manyetik Araştırma Bürosu'na emanet edildi .

1940 yılına gelindiğinde IGU Bürosu tarafından düzenlenen sefer sayısı 357'ye , gözlem noktası sayısı 21.690'a ulaştı.Güney Kafkasya, Orta Asya, Kazakistan ve Uzak Doğu dahil olmak üzere ülkenin tüm bölgelerini sistematik ölçümler kapsıyordu.

20. yüzyılın ilk yarısındaki arazi araştırmalarından bahsetmişken , Polonya, Finlandiya, Romanya'daki manyetik araştırmaları ve Tibet ve Kuzey Afrika'daki gözlemleri not ediyoruz. Güney Yarımküre'deki ilk HMS , 20. yüzyılın başında ortaya çıktı . Böylece 1901'de İngiliz Hindistan'da sistematik manyetik ölçümler başladı . Beş yılda yaklaşık 70 km'lik bir adımla gerçekleştirilen gözlem noktası sayısı 1100'e ulaştı. Hollanda Hint Adaları'nda (Endonezya) manyetik araştırmaların başlangıcı da aynı yıllara dayanıyor .

Carnegie Enstitüsünün deniz araştırmaları

20. yüzyılın başları yalnızca kıtaların Genel Manyetik Araştırmalarının geliştirilmesiyle değil, aynı zamanda deniz manyetik araştırmalarının daha da geliştirilmesiyle de işaretlendi .

1902'de Amerikalı milyarder Andrew Carnegie , karasal manyetizma olgusunu incelemek için Washington'da özel bir enstitü kurmak, donatmak ve sürdürmek için önemli bir meblağ bağışladı . 1904'te açılan Carnegie Enstitüsü'nün başında , kıtaların ve okyanusların manyetik alanı üzerine kayda değer bir sistematik çalışma programının yazarı olan Amerikalı manyetolog JIyuk Bauer (1865-1932) vardı.

, Bauer tarafından tasarlanan Carnegie Enstitüsü programının denizcilik bölümüydü . İlk aşamada (1905-1908), manyetik indüksiyon vektörünün eğimini, eğimini ve yatay bileşenini ölçmeyi mümkün kılan modern manyetometrelerle donatılmış, dönüştürülmüş bir ticaret gemisi "Gali Lei" üzerinde gerçekleştirildi .

Sapma ölçümleri, yatay bir konumu korumak için bir gimbal üzerinde asılı duran bir pusula kullanılarak yapılmıştır . Eğim, bir kardan süspansiyonu üzerinde bir ibreli eğimleyici kullanılarak belirlendi. Yatay bileşen B'yi belirlemek için 1 19. yüzyıl boyunca ve 20. yüzyılın başlarında . bir gimbal süspansiyon üzerinde aynı pusuladan ve pusula iğnesinin üstüne veya altına monte edilmiş ve sapmasına neden olan bir saptırıcı mıknatıstan (saptırıcı) oluşan bir saptırıcı manyetometre kullanıldı . Sapma açısı B v değerine bağlı olduğundan daha sonra, onu ölçerek, jeomanyetik alanın yatay bileşeninin göreli değeri elde edilebilir .

1909'da Galileo'nun yerini alan Carnegie yatı artık bir şalter değil, endüksiyon eğici kullanıyordu. Ayrıca, 1916'dan itibaren, B1'i belirlemek için yeni bir araç - "çift pusula", pusula iğnelerinin eksenleri aynı dikeyde olacak şekilde üst üste yerleştirilmiş iki pusuladan oluşur . Manyetik meridyenden sapmalarına neden olan iki manyetik iğnenin etkileşimi , yatay bileşen B v'nin üzerlerindeki etkisiyle dengelendi. Böylece, oklar arasındaki açının, alanın yatay bileşeninin bir fonksiyonu olduğu ortaya çıktı ve ölçülerek, bu bileşenin doğruluğu ile belirlenmesi mümkün oldu. GÇ -8 Tl.

İncir. 1.7

Manyetik olmayan Carnegie yatı mükemmel bir yüzen manyetik laboratuvardı. Yaklaşık 20 yıl boyunca , üzerinde yedi sefer gerçekleştirildi ve Kuzey Kutbu ve Antarktik hariç tüm okyanuslarda çeşitli noktalarda üç karasal manyetizma elementinin (φ, i, H 1 ) ölçümleri yapıldı. Toplam ölçüm sayısı 7500'ü aştı (her biri 3500 sapma ölçümü ve 2000 eğim ve yatay alan bileşeni ölçümü ). Ölçümler 130 deniz mili artışlarla alındı . 1929'da "Kar Negi" yatı Samoa adaları yakınlarında trajik bir şekilde öldü (yandı) .

Carnegie yatının doğrudan halefi, karasal manyetizmanın tüm unsurlarının sürekli ölçümleri için tasarlanmış dünyanın ilk ve uzun süredir tek araştırma gemisi olarak kalan Rus manyetik olmayan yelkenli Zarya idi. Carnegie yatında 130 deniz mili ile ayrılmış ayrı noktalarda ölçümler yapılırken , Zarya'da tüm rota boyunca sürekli ölçümler yapıldı. Şek. Şekil 1.7, geminin 1956'dan 1970'e kadar yaptığı yolculukların bir diyagramını göstermektedir. Zarya'nın kelimenin tam anlamıyla Atlantik, Hint ve Pasifik okyanuslarını geçtiği görülebilir .

manyetik gözlemevleri

, Dünya'nın manyetik alanının zaman değişimlerinin (varyasyonlarının) sürekli kaydının yapıldığı ve ayrıca manyetik indüksiyon vektörünün modülünün ve yönünün mutlak değerlerinin düzenli ölçümlerinin yapıldığı bilimsel araştırma kurumlarının adıdır. gerçekleştirillen. Daha önce belirtildiği gibi, dünyanın herhangi bir noktasındaki karasal manyetizma unsurlarının değerleri zamanla değişir (jeomanyetik alanın laik varyasyonları ve karasal manyetosferin güneş rüzgarı ile etkileşiminden kaynaklanan varyasyonlar ). Manyetik gözlemevleri tüm bu değişiklikleri izler.

jeomanyetik alanı bozabilecek şehirlerden, elektrikli demiryollarından ve büyük endüstriyel işletmelerden uzakta bulunur . Bazı manyetik gözlemevleri , entegre manyetik iyonosferik istasyonların bir parçasıdır .

Manyetosfer, iyonosfer ve Dünya'nın iç kısımlarında meydana gelen karmaşık süreçlerin hassas bir göstergesi olan jeomanyetik alanın davranışını incelemeye hizmet ederler . Manyetik gözlemevleri ayrıca maden arama için kullanılan alan manyetometrelerinin doğrulamasını da gerçekleştirir .

, bir fotoğraf bandı üzerinde eğriler şeklinde sürekli bir varyasyon kaydı sağlayan otomatik kayıt cihazları (manyetik variometreler) kullanılarak kaydedilir . Mıknatıs hizmeti

Gözlemevleri, variometrelerin çalışır durumda tutulmasını ve kayıtlarının birincil olarak işlenmesini içerir.

Zamanla manyetik sapmadaki değişikliklerin ilk sistematik gözlemleri, 16. yüzyılın başlarında Londra ve Paris'te başladı. Daha sonra ilk manyetik gözlemevleri ortaya çıktı. Dünyanın ilk manyetik gözlemevi, 1835 yılında seçkin Alman matematikçi ve doğa bilimci Carl Friedrich Gauss tarafından Göttingen'de kuruldu.

dünya üzerinde yaklaşık 200 sürekli çalışan manyetik gözlemevi var . Gözlemevleri özellikle Viyana (Avusturya), Nantes (Fransa), Sitka (Alaska ), Honolulu (Hawaii Adaları), Pekin ve Lhasa (ÇHC), İstanbul (Türkiye), Kiev (Ukrayna), Tiflis (Gürcistan)'de bulunmaktadır. . ), Antarktika'daki Vostok ve Mirny istasyonlarında.

Rusya'da 1829'da St. Petersburg ve Kazan'da manyetik gözlemevleri inşa edildi (Avrupa'da ilklerdi). Daha sonra Nerchinsk, Barnaul, Yekaterinburg, Tomsk, Irkutsk, Yakutsk, Vladivostok, Yuzhno-Sakhalinsk ve diğerlerinde manyetik gözlemevleri kuruldu.Dünyanın ilk kutupsal manyetik gözlemevi 1924 yılında Novaya Zemlya'daki Matochkin Shar boğazında açıldı .

Aeromanyetik araştırmalar

Rusya, havadan manyetik araştırma yöntemlerinin doğum yeridir. 30'lardan beri. 20. yüzyılda , Rus jeofizikçi Alexander Andreevich Logachev (1898-1978) tarafından geliştirilen ve pratikte test edilen metodolojiye dayanarak Rusya'da büyük ölçekte minerallerin havadan manyetik keşfi yapılmaya başlandı . Logachev ve işbirlikçilerinin faaliyetleri sayesinde, havadan manyetik araştırmalar karasal manyetizmanın unsurlarını incelemeye başladı . Bu tür ilk araştırmalar, ferrosonde aeromanyetometreler kullanılarak gerçekleştirilmiştir . 1950-1960'da. proton ve ferroprob aeromanyetometrelerin yardımıyla, pratik olarak SSR'nin tüm bölgesi 200-300 m yükseklikten incelenmiştir .

Havadan manyetik anketler, diğer tüm anket türlerine göre önemli avantajlara sahiptir. İlk olarak, "ulaşılması zor bölge" kavramı ortadan kalkar. Bir uçaktan ölçümler, aynı ekipman kullanılarak ormanlar , dağlar, denizler ve çöller üzerinde yapılabilir . İkincisi, uçak maksimum manyetik araştırma performansı sağlar . Üçüncüsü, uçağın çok küçük bir manyetik alanı vardır.

1953-1967'de. Magnit projesi çerçevesinde ABD'li manyetologlar tarafından havadan manyetik araştırmalar üzerine birçok çalışma yapıldı. Bu proje, toplam uzunluğu 3 milyon km'den fazla olan rotalar boyunca tüm okyanuslar üzerinde manyetik indüksiyon vektörünün yatay ve dikey bileşenlerinin yanı sıra manyetik sapma, manyetik eğim, modül ölçümlerini içeriyordu . Ölçümler 5-7 km yükseklikten alınmıştır. Ölçüm hataları eğimde ±0.1° , sapmada ±0.4° , manyetik indüksiyon vektörünün mutlak değerinde ±15 nT ve yatay ve dikey bileşenlerde ±200 nT idi.

Yörünge (uydu) manyetik araştırmaları ve gezegenlerin manyetik alanlarının incelenmesi

uzamsal yapısını incelemede büyük başarı 1960'lar-1970'lerde elde edildi. yapay Dünya uydularından gelen manyetik görüntüleme sayesinde. İlk veriler bir fluxgate manyetometresi kullanılarak elde edildi, ardından proton manyetometreleri ve optik pompalı kuantum manyetometreleri kullanıldı.

İlk uydulardan bilgi iletimi, yalnızca yer istasyonu üzerinden uçuş sırasında gerçekleştirildi. Bir hafıza cihazının tanıtılması, daha sonra uydunun tüm yörüngesi boyunca manyetik alan hakkında veri elde etmeyi mümkün kıldı.

En eksiksiz ve doğru sonuçlar Kosmos-49 (SSCB), OGO-2 ve OGO-4 (ABD) uyduları kullanılarak elde edilmiştir. Beş yıl sonra gerçekleştirilen OGO-6 ve Kosmos-321 uydularından tekrarlanan araştırmalar , beş yıllık bir aralıkta (1965-1970) sahadaki değişiklikler hakkında ayrıntılı bir fikir edinmeyi mümkün kıldı . Böylece hatası 2–6 nT olarak tahmin edilen uydular yardımıyla elde edilen veriler, ana alanın uzay ve zamandaki yapısı fikri ile ilgili bir dizi sorunun çözülmesini mümkün kılmıştır . Vektör dağılımı hakkında fikir edinmek için

42 - Bölüm 1. Yerküre yüzeyinde ve yüzeye yakın jeomanyetik alan Jeomanyetik alanın belirlenmesinde, uydu ve karasal verilerin kombinasyonlarına dayalı bir analiz yöntemi geliştirilmiştir.

"Mariner", "Venüs", "Mars", "Pioneer", "Voyager" uzay sondaları yardımıyla gezegenlerin manyetik alanlarının incelenmesine değinelim . Ekvatordaki jeomanyetik alanın indüksiyonunun 3 ∙ IO -5 olduğunu hatırlayın . Tl. Ve Venüs'ün ekvatorunda 3 • IO 9 ־ T, Mars'ın ekvatorunda - 5 ∙ IO -8 T, Merkür ekvatorunda - 2 ∙ IO -7 Tl. Gördüğünüz gibi, Venüs ve Mars'ta manyetik alanların pratikte yokluğundan bahsedebiliriz. Ancak dev gezegenler için aynı şey söylenemez . Jüpiter'deki manyetik alan özellikle güçlüdür. Ekvatordaki üst bulut tabakası seviyesinde, Jüpiter'in alanının manyetik indüksiyonu 4 ∙ IO -4'tür. Tl. Satürn ve Uranüs, Dünya'nın ekvatorunda olduğu gibi neredeyse aynı manyetik endüksiyona sahiptir . 2 ∙ IO -5'e eşittir Tl.

1.5. DÜNYANIN MANYETİK KUTULARININ SÜRÜMESİ

1831 : Kuzey Yarım Küre'de manyetik kutbun koordinatlarının ilk kez belirlenmesi

XIX yüzyılın ilk yarısında . manyetik kutuplar için ilk aramalar , yerdeki manyetik eğimin doğrudan ölçümlerine dayanarak yapıldı .

İngiliz gezgin John Ross (1777-1856), Mayıs 1829'da İngiltere kıyılarından küçük vapur Victoria ile Kanada'nın Arktik kıyılarına doğru yola çıktı . Kendisinden önceki pek çok gözü pek adam gibi, Ross da Avrupa'dan Doğu Asya'ya uzanan bir kuzeybatı deniz yolu bulmayı umuyordu. Ancak Ekim 1830'da Victoria, Ross'un Boothia Land adını verdiği yarımadanın doğu ucunun yakınında buz içinde donmuştu (keşif gezisinin sponsoru Felix Booth'tan sonra).

Butia Land kıyılarında buzun içinde sıkışan Victoria, kışı burada geçirmek zorunda kaldı. Kaptanın bu seferdeki arkadaşı, John Ross'un genç yeğeni James Clark Ross'du (1800-1862). O zamanlar, manyetik gözlemler için gerekli tüm aletleri seyahatlerinizde yanınıza almak zaten yaygındı ve James bundan yararlandı. Uzun kış aylarında Butia kıyılarında bir manyetometre ile yürüdü ve manyetik gözlemler yaptı.

yakınlarda bir yerde olması gerektiğini anladı - sonuçta, manyetik iğne her zaman çok büyük eğimler gösterdi. Ölçülen değerleri bir harita üzerinde çizerek, James Clark Ross kısa sürede dikey bir manyetik alana sahip bu eşsiz noktayı nerede arayacağınızı anladı. bahar 1831'de Victoria mürettebatının birkaç üyesiyle birlikte Butia'nın batı kıyısına doğru 200 km yürüdü ve 1 Haziran 1831'de 70 o 05' koordinatlarıyla Cape Adelaide'de . Şş. ve 9647 3 ׳ . D. manyetik eğimin 89 o 59' olduğunu buldu . Böylece Kuzey Yarımküre'deki manyetik kutbun (yani Güney manyetik kutbunun) koordinatları ilk kez belirlenmiş oldu .

1841 : Güney Yarımküre'de manyetik kutbun koordinatlarının ilk kez belirlenmesi

1840 yılında , olgunlaşan James Clark Ross, güney yarım küredeki manyetik kutba yaptığı ünlü yolculuk için Erebus ve Terror gemilerine bindi. 27 Aralık'ta, Ross'un gemileri ilk kez buzdağlarıyla karşılaştı ve 1841 Yeni Yıl Arifesinde Antarktika Çemberini geçti. Çok geçmeden Erebus ve Terör kendilerini ufkun bir ucundan diğer ucuna uzanan buz kütlelerinin önünde buldular . 5 Ocak'ta Ross, doğrudan buza doğru ilerlemek ve elinden geldiğince derine inmek için cesur bir karar verdi . Ve birkaç saatlik böyle bir saldırıdan sonra, gemiler beklenmedik bir şekilde buzdan daha özgür bir alana girdiler : buz kütlesinin yerini oraya buraya dağılmış ayrı buz kütleleri aldı.

9 Ocak sabahı Ross beklenmedik bir şekilde önünde buzsuz bir deniz keşfetti! Bu, bu yolculuktaki ilk keşfiydi: daha sonra kendi adıyla Ross Denizi olarak anılacak olan denizi keşfetti . Rotanın sancak tarafında, Ross'un gemilerini güneye yelken açmaya zorlayan ve hiç bitmeyecekmiş gibi görünen dağlık, karla kaplı arazi vardı. Kıyı boyunca yelken açan Ross , elbette, İngiliz krallığının ihtişamı için en güneydeki toprakları keşfetme fırsatını kaçırmadı; Kraliçe Victoria Land bu şekilde keşfedildi. Aynı zamanda, manyetik direğe giderken kıyının aşılmaz bir engel olabileceğinden endişeliydi.

Bu arada, pusulanın davranışı giderek daha garip hale geldi. Manyetometrik ölçümlerde zengin deneyime sahip olan Ross, manyetik kutbun 800 km'den daha uzakta olmadığını anladı . Daha önce hiç kimse ona bu kadar yaklaşmamıştı. Kısa süre sonra Ross'un korkusunun boşuna olmadığı anlaşıldı: manyetik kutup açıkça sağda bir yerdeydi ve kıyı inatla gemileri daha da güneye yönlendirdi.

Yol açık olduğu sürece Ross pes etmedi. Victoria Land kıyısı boyunca farklı noktalarda en azından mümkün olduğu kadar çok manyetometrik veri toplamak onun için önemliydi . 28 Ocak'ta keşif gezisi, tüm yolculuğun en şaşırtıcı sürpriziyle karşı karşıya kaldı: Ufukta uyanmış devasa bir volkan yükseldi. Tepesinde, volkanın ağzından fışkıran, ateş renginde kara bir duman bulutu asılıydı. Ross bu yanardağa Erebus adını verdi ve sönmüş ve biraz daha küçük olan komşu yanardağa Terör adını verdi .

İncir. 1.8

Ross daha da güneye gitmeye çalıştı, ancak çok geçmeden gözlerinin önünde tamamen hayal edilemez bir resim belirdi: gözün görebildiği tüm ufuk boyunca, ona yaklaştıkça yükselen ve yükselen beyaz bir şerit gerildi! Gemiler yaklaştığında , önlerinde sağda ve solda sonsuz, 50 metre yüksekliğinde, üstü tamamen düz, denize bakan tarafında herhangi bir çatlak olmayan devasa bir buz duvarı olduğu anlaşıldı. Bu, artık Ross adını taşıyan buz sahanlığının kenarıydı (Şekil 1.8).

Şubatının ortalarında , buz duvarı boyunca 300 kilometrelik bir yolculuğun ardından Ross, bir boşluk bulma girişimlerini durdurmaya karar verdi. O andan itibaren , ileride sadece eve giden yol kaldı.

Ross'un keşif gezisi kesinlikle başarısız değil. Ne de olsa Ross, Victoria Land kıyılarındaki birçok noktada manyetik eğimi ölçebildi ve böylece manyetik kutbun konumunu yüksek doğrulukla belirledi. Ross , manyetik kutbun şu koordinatlarını gösterdi : 75 o 05' S. sh., 154 o 08' in. e. Sefer gemilerini bu noktadan ayıran minimum mesafe sadece 250 km idi. Antarktika'daki (Kuzey Manyetik Kutbu) manyetik kutbun koordinatlarının ilk güvenilir tespiti olarak düşünülmesi gereken Ross ölçümleridir .

1904'te Kuzey Yarımküre'deki Manyetik Kutup koordinatları

Aynı James Ross'un Kuzey Yarımküre'deki manyetik kutbun koordinatlarını belirlemesinden bu yana 73 yıl geçti ve şimdi bu yarımkürede manyetik kutup arayışı ünlü Norveçli ünlü kutup kaşifi Pyal Amundsen (1872-1928) tarafından üstlenildi . Ancak Amundsen keşif gezisinin tek amacı manyetik kutbu aramak değildi. Ana hedef, Atlantik'ten Pasifik'e kuzeybatı deniz yolunu açmaktı. Ve bu hedefe ulaştı - 1903-1906'da tamamladı. küçük bir balıkçı teknesi "Joa" ile Oslo'dan Grönland kıyılarını ve Kuzey Kanada'yı geçerek Alaska'ya yelken açmak. Sefer ve Amundsen'in rotası, Şek. 1.9.

Daha sonra Amundsen şunları yazdı: "Kuzeybatı deniz yolu çocukluk hayalimin bu keşif gezisinde çok daha önemli başka bir bilimsel hedefle bağlantılı olmasını istedim: manyetik alanın mevcut konumunu bulmak . "

Bu bilimsel göreve tüm ciddiyetle yaklaştı ve yerine getirilmesi için tamamen hazırlandı: Almanya'nın önde gelen uzmanlarıyla jeomanyetizma teorisini inceledi; Oradan manyetometreler de aldım. Onlarla çalışmak için pratik yapan Amundsen, 1902 yazında tüm Norveç'i dolaştı .

1903'teki yolculuğunun ilk kışının başlangıcında Amundsen, manyetik direğe çok yakın olan Kral William Adası'na ulaştı. Buradaki manyetik eğim 89 o 24' idi.

Kışı adada geçirmeye karar veren Amundsen, aynı anda burada aylarca sürekli gözlemler yapan gerçek bir jeomanyetik gözlemevi inşa etti.

Pirinç. 1.9

1904 baharı, direğin koordinatlarını olabildiğince doğru bir şekilde belirlemek için "sahada" gözlemlere ayrıldı. Amundsen, manyetik kutbun konumunun, Ross ekibinin onu bulduğu noktanın kuzeyine kayda değer bir şekilde kaydığını keşfetmede başarılı oldu. 1831'den 1904'e kadar manyetik kutbun 46 km kuzeye hareket ettiği ortaya çıktı .

biraz kuzeye hareket etmediğini, bunun yerine küçük bir döngü tanımladığını gösteren kanıtlar olduğunu not ediyoruz . 1850 civarında bir yerde önce kuzeybatıdan güneydoğuya hareketini durdurdu ve ancak o zaman kuzeye doğru bugün de devam eden yeni bir yolculuğa başladı.

1831'den 1994'e Kuzey Yarımküre'deki manyetik kutbun kayması

1948'de belirlendi . Kanada fiyortlarına çok aylık bir keşif gezisine gerek yoktu: sonuçta, artık

yere hava yoluyla sadece birkaç saat içinde ulaşılabilir. Kuzey Yarımküre'deki manyetik kutup bu kez Prince of Wales Adası'ndaki Allen Gölü kıyılarında bulundu. Buradaki maksimum eğim 89°56' idi. Amundsen'in zamanından beri , 1904'ten beri direğin 400 km kadar kuzeye "sol" olduğu ortaya çıktı.

Pirinç. 1.10

beri , manyetik kutbun Kuzey Yarımküre'deki (Güney Manyetik Kutbu) tam konumu Kanadalı manyetologlar tarafından yaklaşık 10 yıllık bir sıklıkta düzenli olarak belirlenmektedir .

1962, 1973, 1984, 1994'te gerçekleşti . Şek. 1.10, bu seferlerin sonuçlarına göre manyetik kutbun sürüklenme yolunu göstermektedir .

1962'de manyetik kutbun bulunduğu yerden çok uzak olmayan bir yerde , Resolute Körfezi kasabasındaki Cornwallis adasında (74 β 42' K, 94 o 54' 3. D.) bir jeomanyetik gözlemevi inşa edildi. Günümüzde, Güney Manyetik Kutbu'na yapılacak bir gezi , Resolute Bay'den oldukça kısa bir helikopter yolculuğu mesafesindedir. Şaşırtıcı olmayan bir şekilde, 20. yüzyılda iletişimin gelişmesiyle , kuzey Kanada'daki bu uzak kasaba turistler tarafından giderek daha fazla ziyaret edildi.

Dikkat edelim, Dünya'nın manyetik kutuplarından bahsetmişken , aslında bazı ortalama noktalardan bahsediyoruz . Amundsen keşif gezisinden bu yana, manyetik kutbun bir gün boyunca bile sabit durmadığı, bunun yerine belirli bir orta nokta etrafında küçük "yürüyüşler" yaptığı açık hale geldi .

Bu tür hareketlerin nedeni elbette ki Güneş'tir. Armatürümüzden (güneş rüzgarı) gelen yüklü parçacıkların akımları , Dünya'nın manyetosferine girer ve Dünya'nın iyonosferinde elektrik akımları üretir. Bunlar da jeomanyetik alanı bozan ikincil manyetik alanlar üretir . Bu tedirginlikler sonucunda manyetik kutuplar günlük yürüyüşlerini yapmak zorunda kalırlar. Genlikleri ve hızları doğal olarak pertürbasyonların gücüne bağlıdır.

Bu tür yürüyüşlerin rotası bir elipse yakındır, ayrıca Kuzey Yarımküre'deki kutup saat yönünde ve Güney Yarımküre'de - karşı bir sapma yapar. İkincisi, manyetik fırtınalı günlerde bile orta noktadan 30 km'den fazla uzaklaşmaz . Böyle günlerde Kuzey Yarımküre'deki Kutup, orta noktadan 60-70 km uzaklaşabilir. Sessiz günlerde, her iki kutup için günlük elipslerin boyutları önemli ölçüde azalır.

Şek. Şekil 1.11 , 1994 keşif gezisinin sonuçlarına dayalı olarak , Güney Manyetik Kutbu'nun sessiz bir günde (iç oval) ve manyetik olarak aktif bir günde (dış oval) geçtiği günlük yolu göstermektedir. Orta nokta, Ellef-Ringnes adasının batı kesiminde bulunur ve 78° 18 ׳ N.S. Şş. ve 104 o 00 , 3. gün James Ross'un başlangıç noktasına göre yaklaşık 1000 km kaymış !

Pirinç. 1.11

1841'den 2000'e Güney Yarımküre'deki manyetik kutbun kayması

Şek. Şekil 1.12, 1841'den 2000'e kadar Antarktika'daki manyetik kutbun sürüklenme yolunu göstermektedir. 1841 (James Ross), 1909, 1912, 1952, 2000'deki keşif gezileri sırasında kurulan Kuzey manyetik kutbunun konumlarını göstermektedir . Antarktika'daki bazı sabit istasyonlar siyah karelerle işaretlenmiştir.

Güney Yarımküre'deki (Kuzey Manyetik Kutbu) manyetik kutbun koordinatlarının ölçülmesiyle ilgili durumun her zaman oldukça karmaşık olduğu belirtilmelidir . Erişilemezliği büyük ölçüde suçlanacak. Resol ut Körfezi'nden Kuzey Yarımküre'deki manyetik kutba küçük bir uçak veya helikopterle birkaç saat içinde ulaşılabiliyorsa, o zaman Yeni Zelanda'nın güney ucundan Antarktika kıyılarına kadar okyanus üzerinde 2000

km'den fazla uçulmalıdır. . Ve bundan sonra buz kıtasının zorlu koşullarında araştırma yapmak gerekiyor. Kuzey Manyetik Kutbu'nun erişilemezliğini doğru bir şekilde değerlendirmek için, 20. yüzyılın başlarına geri dönelim .

Pirinç. 1.12

James Ross'tan sonra oldukça uzun bir süre boyunca kimse Kuzey Manyetik Kutbu'nu aramak için Victoria Land'in derinliklerine inmeye cesaret edemedi . Bunu ilk yapanlar, İngiliz kutup kaşifi Ernest Henry Shackleton'ın (1874-1922) 1907-1909'daki seyahatleri sırasında keşif gezisinin üyeleriydi . eski balina gemisi Nimrod'da.

16 Ocak 1908'de gemi Ross Denizi'ne girdi. Victoria Land kıyılarında uzun süre çok kalın buz kütlesi, kıyıya yaklaşmayı imkansız hale getirdi. Sadece 12 Şubat'ta gerekli şeyler ve manyetometrik ekipman kıyıya transfer edildi ve ardından Nemrut Yeni Zelanda'ya geri döndü.

Kıyıda kalan kutup kaşiflerinin az çok kabul edilebilir konutlar inşa etmeleri birkaç hafta sürdü.

On beş cüretkar yemek yemeyi, uyumayı, iletişim kurmayı, çalışmayı ve genellikle inanılmaz derecede zor koşullarda yaşamayı öğrendi. Önlerinde uzun bir kutup kışı vardı. Kış boyunca (Güney Yarımküre'de bizim yazımızla aynı zamanda başlar), keşif gezisinin üyeleri bilimsel araştırmalarla uğraştılar : meteoroloji, jeoloji , atmosferik elektriği ölçmek, denizi buzdaki çatlaklardan incelemek ve buzun kendisi . Tabii ki, baharda, keşif gezisinin ana hedefleri hala ileride olmasına rağmen, insanlar zaten oldukça tükenmişti.

29 Ekim 1908'de, bizzat Shackleton liderliğindeki bir grup, Güney Coğrafi Kutbu'na planlı bir keşif gezisine çıktı . Doğru, sefer ona asla ulaşamadı. 9 Ocak 1909'da Güney Coğrafi Kutbu'na sadece 180 km uzaklıkta, aç ve bitkin insanları kurtarmak için Shackleton sefer bayrağını burada bırakıp grubu geri döndürmeye karar verir.

Edzhworth David (1858-1934) liderliğindeki ikinci kutup kaşifleri grubu , Shackleton'ın grubundan bağımsız olarak manyetik kutba doğru bir yolculuğa çıktı. Üç kişi vardı: David, Mawson ve McKay. İlk grubun aksine, kutup keşfi konusunda hiçbir deneyimleri yoktu. 25 Eylül'de ayrıldıktan sonra , Kasım ayının başında zaten programın gerisindeydiler ve yiyecek fazlalıkları nedeniyle katı tayınlara oturmak zorunda kaldılar. Antarktika onlara sert dersler verdi. Aç ve bitkin halde buzdaki hemen hemen her yarığa düştüler.

11 Aralık'ta Mawson neredeyse ölüyordu. Sayısız yarıktan birine düştü ve kaşifin hayatını yalnızca güvenilir bir ip kurtardı. Birkaç gün sonra, 300 kiloluk bir kızak yarığa düştü ve neredeyse açlıktan bitkin üç kişiyi sürükledi. 24 Aralık'a kadar kutup kaşiflerinin sağlığı ciddi şekilde kötüleşti, aynı anda donma ve güneş yanığından muzdariptiler ; McKay ayrıca kar körlüğü geliştirdi.

Ancak 15 Ocak 1909'da yine de hedeflerine ulaştılar. Mawson'ın pusulası manyetik alanın dikeyden sapmasını yalnızca 15' içinde gösterdi. Neredeyse tüm bagajları yerinde bırakarak 40 km'lik tek atışta manyetik direğe ulaştılar . Dünyanın güney yarımküresindeki manyetik kutup (Kuzey manyetik kutbu) fethedildi . İngiliz bayrağını direğe çekerek fotoğraf çeken gezginler, üç kez "Yaşasın!" diye bağırdı. Kral Edward VII ve bu toprakları İngiliz tahtının mülkü ilan etti.

Artık yapmaları gereken tek şey hayatta kalmaktı. Kutup kaşiflerinin hesaplarına göre , Nemrut'un 1 Şubat'taki kalkış saatine yetişebilmek için günde 17 mil kat etmeleri gerekiyordu . Ama yine de dört gün geciktiler. Neyse ki "Nemrut" ertelendi . Çok geçmeden üç cesur kaşif gemide sıcak bir akşam yemeğinin tadını çıkarmaya başladılar.

, o gün 72°25'S'de olan Güney Yarımküre'deki manyetik kutba ayak basan ilk insanlardı . enlem, 155° 16' inç. ( Ross tarafından o sırada ölçülen noktadan 300 km).

Burada ciddi bir ölçüm çalışmasından bahsedilmediği bile açık. Alanın dikey eğimi yalnızca bir kez sabitlendi ve bu, daha fazla ölçüm için değil, yalnızca Nemrut'un sıcak kabinlerinin seferi beklediği kıyıya hızlı bir dönüş için bir sinyal görevi gördü. Manyetik kutbun koordinatlarını belirlemeye yönelik bu tür çalışmalar, Arktik Kanada'daki jeofizikçilerin direği çevreleyen birkaç noktadan birkaç gün boyunca manyetik araştırmalar yürüten çalışmaları ile yakından karşılaştırılamaz bile.

Ancak son sefer ( 2000 seferi) oldukça yüksek bir seviyede gerçekleştirildi . Kuzey Manyetik Kutbu anakarayı çoktan terk ettiğinden ve okyanusta olduğundan, bu sefer özel donanımlı bir gemide gerçekleştirildi .

Ölçümler, Aralık 2000'de Kuzey manyetik kutbunun, 64 o 40' S koordinatlarına sahip bir noktada Adélie Land kıyısının karşısında olduğunu gösterdi. sh., 138 o 07' in. D.

450 yılda manyetik kutupların kaymasının yeniden inşası

Görünen o ki, gezegenin manyetik kutupları her zaman hareket halindeydi, bu da jeomanyetik alanın hiç bitmeyen dünyevi varyasyonlarını gösteriyordu. Acaba direkler eskiden neredeydi ve nereye hareket ediyorlar?

16. yüzyılın ortalarından itibaren tüm gözlemleri kullanmak . zamanımıza kadar ve Dünya'nın manyetik alanının karşılık gelen modellerini oluşturan bilim adamları, 1550'den günümüze kadar olan aralıkta manyetik kutupların rotasını yeniden oluşturmayı başardılar. Bu rekonstrüksiyon Şekil l'de gösterilmiştir. 1.13 ve Kuzey Yarımküredeki manyetik kutup (Güney manyetik kutbu) ve Şek. 1.13, b güney yarım küredeki manyetik kutup için (Kuzey manyetik kutbu). Siyah üçgenler, seferler sırasında doğrudan zemin üzerinde manyetik kutupların konumunun belirlendiği yerleri gösteriyor .

Pirinç. 1.13

Her iki manyetik kutbun da keskin bir dönüş yaptığı görülmektedir . Kanada topraklarına "baskın" sonrasında, Kuzey Yarımküre'deki kutup, yaklaşık olarak 19. yüzyılın ortalarında . kararlı bir şekilde arkasını döndü ve şimdi tekrar Arktik Okyanusu'na gidiyor. Güney Yarımküre'deki Kutup, Ross Denizi'nin batı kenarı boyunca ve 17.- 18. yüzyılların başında bir yerlerde coğrafi adaşına yavaş yavaş yaklaştı . aniden Hint Okyanusu'nun güneydoğu kenarına yöneldi .

Dünyanın manyetik kutuplarının dinamikleri

Şek. 1.13, her iki manyetik kutbun da 20. yüzyılda en büyük ilerlemeyi yaşadığını gösteriyor . Daha da ilginç olanı , 20. ve 21. yüzyılın sınırındaki davranışlarıydı . Zamanımıza göre Güney Yarımküre'deki manyetik kutup, sürüklenme hızını bir şekilde azalttıysa (son zamanlarda

yıldan 4-5 km/yıl'a), o zaman Kuzey Yarımküre'deki manyetik kutup öyle bir hızlanma yaşar ki, jeofizikçiler tam anlamıyla şaşırırlar.

70'lerin başına kadar. 20. yüzyılda , bu kutup yılda yaklaşık 9 km hızla aşağı yukarı tekdüze bir şekilde kaydı ve ardından beklenmedik bir şekilde hızlanmaya başladı. 1990'ların başında yılda 15 km'den fazla yol kat etmişti. 2001 yılında ise Kuzey Yarımküre'deki manyetik kutbun sürüklenme hızı yılda 50 km'ye ulaştı .

1948'den 2001'e kadar olan süre boyunca bu manyetik kutbun sürüklenme hızındaki artış, Şekil 1'de gösterilmektedir. 1.14 (sürüklenme hızı km/yıl cinsinden verilmiştir). Kutup kaymasının bu ivmesi, belki de zamanımızın jeofiziğinin en merak uyandıran gizemlerinden biri haline geldi.

Birçok jeofizikçi bu ivmeyi sözde jeomanyetik şoka bağlar. Bir jeomanyetik şok, Dünya'nın manyetik alanının bir veya daha fazla parametresindeki seküler değişim oranındaki nispeten keskin bir değişikliktir. Güçlü bir jeomanyetik şok, 1970'in başında, sadece birkaç ay boyunca, dünyanın dört bir yanındaki birçok manyetik gözlemevinde bağımsız olarak kaydedildi . Muhtemelen, Kuzey Yarımküre'deki manyetik kutbun sürüklenme hızında hızlı bir artışın başlamasına neden olan bu olaydı.

Bununla birlikte, manyetik kutbun 1990'lardan önce Kuzey Yarımküre'de yaptığı her şey, yüzyılın başında şimdi gerçekleşmekte olan yeni ivmesiyle karşılaştırıldığında güvenle çiçek olarak adlandırılabilir. İlginç bir şekilde, 1999 civarında , birçok Avrupa manyetik gözlemevi yeni bir jeomanyetik şokun işaretlerini kaydetti . Görünüşe göre jeomanyetik şoklar ilgi çekici bir özellik kazanıyor - her on yılda bir tekrarlamak için.

Her şey aynı rotada ve aynı hızda devam ederse , 2004 yılına kadar Güney manyetik kutbu Kanada topraklarını tamamen terk edecek , ardından Alaska'yı geçecek ve yaklaşık yarım yüzyıl sonra Sibirya'yı aşacak. Ancak Kanada Jeoloji Komisyonu üyesi JIapu Newitt , bu tahminlerin gerçekleşmeyebileceği konusunda uyarıyor: Başka bir jeomanyetik şok bu hızı yavaşlatabilir veya direğin gidişini başka bir yöne yönlendirebilir.

Jeofizikçilerin varsayımı

Kuzey Yarımküre'deki manyetik kutbun hızındaki hızlı artışla değil , aynı zamanda jeomanyetik alanın manyetik indüksiyon modülünün zaman içinde azalmasıyla da çok ilgileniyorlar. Dünya manyetik gözlemevleri ağındaki gözlemler, jeomanyetik alanın manyetik indüksiyonunun bir bütün olarak azaldığını ve bilim insanlarının düşündüğünden çok daha hızlı olduğunu gösteriyor.

Önceki 10 bin yıl boyunca, dünyanın manyetik indüksiyonu %30, son 150 yılda ise %10-15 oranında azaldı . 1980'lerin ortalarından beri manyetik indüksiyon, hesaplanan verilerden 10 kat daha yüksek olan ortalama %1,7 oranında azalır. Önceleri bu tür süreçlerin jeofizik standartlarına göre bu kadar nefes kesici bir hızla ilerleyemeyeceği düşünülüyordu .

başka bir deyişle kutupların tersine çevrilmesinin geldiğine dair (neredeyse kesin) bir varsayım vardı : Güney manyetik kutbu Güney Yarımküre'ye ve Kuzey Kutbu - Kuzey Yarımküre'ye hareket edecek. .

Ancak bu mümkün mü? Görünüşe göre bu sadece mümkün değil, aynı zamanda gezegenimizin tarihinde birçok kez oldu. Son 5 milyon yılda, kutup değişimi yaklaşık 20 kez, yani ortalama olarak her 250 bin yılda bir meydana geldi.

Jeofizikçilere göre, jeomanyetik alanın tersine dönmesi arasındaki aralıklar önemli ölçüde değişiyordu ve on binlerce yıl kadar kısa olabiliyordu. Burada bir düzenlilik bulunamadı. Dünyanın kutuplarının son yer değiştirmesinin yaklaşık 780 bin yıl önce gerçekleştiğine dikkat edelim.

1.6. PALEOMAGNETİZMA VE DÜNYANIN MANYETİK KUTUPLARININ TERSİNMESİ

termoremanans

19. yüzyılın ortalarında , paleomanyetizma keşfedildi ( Yunan palaioslarından , "antik" anlamına gelir) kayaların ısıl kalıcı mıknatıslanması olgusudur . Volkanik patlamalar sırasında lav şeklinde püsküren kayaların inanılmaz bir özelliğe sahip olduğu ortaya çıktı . Dünyanın manyetik alanı hakkında bilgi depolarlar. 500-700 o C'ye, yani Curie noktasının üzerine kadar ısıtılan bu kayaçlar, soğuma üzerine büyüklüğü ve yönü dünyanın manyetik alanına karşılık gelen manyetizasyon kazanır. Soğuması sırasında kayaya etki edenin aynısı. Zamanla, jeomanyetik alan çizgilerinin yönü değişebilir , ancak katılaşmış lavdaki manyetik indüksiyon çizgilerinin yönü asla değişmez. Jeologlar bu lavın manyetizasyonunu taşlaşmış manyetizasyon veya başka türlü termomanent manyetizasyon olarak adlandırırlar.

Jeologlar, kararsız atom çekirdeklerinin radyoaktif bozunmasını kullanan mutlak jeokronoloji yöntemlerini kullanarak lav oluşumlarının yaşını belirler ve bunlarda depolanan paleomanyetik bilgileri "okuyarak" Dünya'nın manyetik alanının geçmişini geri yükleyebilir.

Ferro veya ferrimanyetik mineral taneleri içeren kayalar - manyetit (FeO Fe 2 O 3 ), titanomagnetitler (Fe 2 TiO 4 , Mg 2 TiO 4 ), hematit (Fe 2 O 3 ), ilmenit (FeTiO 3 ) vb. Bazılarında kayaçlarda, manyetik taneciklerin içeriği yalnızca yüzde birin kesirleri olabilir, ancak yine de bu taneler kayanın artık mıknatıslanmasını belirler.

En büyük ve en kararlı olanı, sıcaklığı Curie noktasından geçtiği anda sıcak fakat soğuyan bir ferromanyet tarafından elde edilen termomanent mıknatıslanmadır. Böyle bir manyetizasyon, soğutma lavlarındaki ferritler tarafından elde edilir, böylece magmatik kayaçlar, soğumaları sırasında var olan jeomanyetik alanın izlerinin güvenilir koruyucuları olurlar. Tortul kayaçların manyetizasyonu farklı bir doğaya sahiptir: Bazı yerlerde küçük pusula iğneleri gibi suda biriken parçacıklar.

6. Paleomanyetizma ve Dünya'nın manyetik kutuplarının ters çevrilmesi, bir dereceye kadar jeomanyetik alan yönünde yönlendirilir ( yönel mıknatıslanma).

20. yüzyılın ikinci yarısında manyetologlar, geçmiş dönemlerin jeomanyetik alanlarını yeniden oluşturma yöntemini önemli ölçüde geliştirdiler. Kayaların ayrıntılı bir analizi, kayaların paleomanyetik stabilitesini oldukça güvenilir bir şekilde tahmin etmeyi ve birincil manyetizasyon (kayanın oluştuğu zamandan kalan ) çeşitli nedenlerle zaman içinde edinilen ikincil manyetizasyondan ayırt etmeyi mümkün kıldı . Ardışık ısıtma ve soğutma, termoremanent mıknatıslanmayı, çökeltilerin yeniden çökeltilmesi deneylerini - yönelimli mıknatıslanmayı tanımlamayı mümkün kıldı.

Kalıcı mıknatıslanmanın başka şekillerde de oluşabileceğini unutmayın; örneğin, yıldırım çarpmaları kayalarda kalıcı mıknatıslanmaya neden olan güçlü manyetik alanlara yol açar ve bunların yönü Dünya'nın manyetik alanının yönüyle örtüşmeyebilir . Dünyanın manyetik alanındaki kayaçlar ve minerallerdeki kimyasal değişimlere (örneğin, hematitin manyetite geçişi), o kadar yoğun olmasa da termostatik mıknatıslanmaya benzer artık mıknatıslanma görünümü eşlik edebilir. Bunlar ve diğer bazı manyetizasyon türleri, kayaların oluşumundan çok daha sonra ortaya çıkabilir ve ortaya çıkma zamanları genellikle belirlenmez.

Paleomanyetolojinin doğuşu. Brunes ve Matuyama

manyetik kutup yer değiştirmeleri arasındaki aralıklarda bir düzenlilik bulunmadığına dikkat çekilmişti . Okuyucu sorabilir: "bulunamadı" nasıl anlaşılır? Jeofizikçiler, gezegenin tarihinde jeomanyetik alanın kutup tersine dönüşlerinin tam olarak ne zaman meydana geldiğini nasıl saptarlar? Ve genel olarak, ters kutupların gerçekten olduğunu nasıl belirlediler?

1906'da Fransız jeofizikçi Bernard Brunhes , Cantal bölümünde Kuvaterner dönemine ait lav yataklarında manyetizma elementlerinin ölçümlerini gerçekleştirdi . Bu kayaların mıknatıslanma vektörünün yönünün, jeomanyetik alanın manyetik indüksiyon vektörü ile neredeyse 180° olduğunu buldu. Brunhes, bundan dörtte üç milyon yıl önce (incelenen kayaların yaşı buydu) lavların fışkırması sırasında jeomanyetik alan çizgilerinin yönünün modern olanın tersi olduğu sonucuna varmak zorunda kaldı.

manyetik kutup değişiminin etkisi ( Dünya'nın manyetik alan polaritesinin tersine dönmesi etkisi ) ilk kez keşfedildi . Gezegenimizin manyetik kutuplarının yer değiştirebileceği ortaya çıktı - Güney manyetik kutbu Kuzey olur ve bunun tersi de geçerlidir.

1920'de Japon jeolog Motonori Matuyama , Japonya ve Kore'den incelediği volkanik kayaların yaklaşık yarısının mevcut jeomanyetik alanın karşısında manyetizasyona sahip olduğunu tespit etti. Bu fenomenin daha ileri çalışmaları, bunun kayaların herhangi bir özel özelliği ile değil, jeomanyetik alanın tersine çevrilmesi ile ilişkili olduğunu göstermiştir.

Böylece Matuyama, Brunhes'in uzak geçmişte jeomanyetik alanın kutuplarının tersine döndüğü sonucuna vardığını doğruladı. Bununla birlikte, Brunhes ve Matuyama'nın keşifleri uzun süre ciddiye alınmadı - 20. yüzyılın başında çok sıra dışı görünüyordu . jeomanyetik alanın kutuplarının tersine çevrilmesi fikri.

20. yüzyılın ortalarında bu fikre geri dönmek zorunda kaldılar . 50'li yıllarda gerçekleştirildi. Kayaların manyetik özelliklerine ilişkin çok sayıda çalışma , bu kayaların oluşumu sırasında var olan manyetik alanın "izlerini" ortaya çıkardı . Mutlak jeokronoloji yöntemleriyle yaşı ortaya çıkan kayaların kalıcı manyetizasyonunu ölçerek, jeomanyetik alanın manyetik indüksiyonunun yönü ve değeri şu ya da bu zamanda yargılanabilir.

Böylece, geçmiş yüzyılların flora ve faunasını inceleyen paleontoloji ile birlikte 20. yüzyılda doğdu . paleomanyetik bilim, geçmişte jeomanyetik alanı inceleyen bir bilim dalıdır .

Jeomanyetik alan ters ölçeği

Böylece, paleomanyetik çalışmalar, geçmiş çağlarda Dünya'nın manyetik kutuplarının tekrar tekrar tersine döndüğü gerçeğini reddedilemez bir şekilde ortaya koymuştur. Henüz bizim bilmediğimiz nedenlerle kutupların birden fazla yer değiştirdiği ortaya çıktı. Sadece tersine çevirmelerin gerçeklerini kaydetmek değil, aynı zamanda sürelerini ve mutlak başlama zamanını belirlemek, yani jeomanyetik alan tersine çevrilmesi için bir ölçek oluşturmak mümkün hale geldi . Manyetologlar ayrıca böyle bir ölçeğe manyetokronolojik ölçek adını verirler .

1963-1968'de _ Amerikalı manyetologlar A. Cox, R. Doell ve G. Dalrymple, dünyanın farklı bölgelerinden alınan yaşları bilinen 240 örneğin manyetizasyonunu karşılaştırdıkları bir dizi makalenin sonuçlarını yayınladılar. Örneklerin yaşı potasyum-argon yöntemi ile belirlendi. Araştırma sonuçları şaşırtıcıydı. Son 4,5 milyon yılda ( Dünyamızın yaşamı için çok mütevazı bir dönem), gezegenin manyetik alanının kutupsallığını 18 kez tersine değiştirdiği ortaya çıktı.

1960'ların başlarında, karşılık gelen lavların mutlak yaşının belirlenmesinin bir sonucu olarak, değişen doğrudan (yani bugünküyle aynı) ve ters kutupluluk dönemlerinden oluşan bir jeomanyetik alan tersine çevirme ölçeği geliştirildi .

S. Kande ve D. Kent tarafından 1995 yılında yayınlanan jeomanyetik alan tersine çevirme ölçeğinin başlangıcı, şekil 2'de gösterilmektedir. 1.15. Ölçek, zamanımızdan yüzyılların derinliklerine kadar ölçülür ve milyonlarca yıl olarak ölçülür. Ölçekteki siyah renk, Dünya'nın kutuplarının yönünün bugünkü ile aynı olduğu zaman aralıklarını (direkt kutup), beyaz renk ise bu yönün tersine çevrildiğini (ters kutupluluk) gösterir. Tersine çevirme ölçeğinin gösterdiği gibi, son kutup değişimi 0,78 milyon yıl önce, bir önceki 0,9 milyon yıl önce, ardından 1,06 milyon yıl önce vs. meydana geldi.

4 -

Рис. 1.15

, çeşitli bilim adamlarının isimleri verilen sözde jeomanyetik kronlara bölmek adettendir . Şekil, ölçeğin yalnızca ilk dört kronun sığdığı ilk bölümünü göstermektedir: Brunhes, Matuyama, Gauss, Gilbert. Ölçekteki ilk iki kron, Fransız jeofizikçi B. Brunhes ve Japon jeolog M. Matuyama olan "keşifçilerin" adını almıştır .

Okyanus tabanı çekirdeklerinin paleomanyetik çalışması

Lavların manyetizasyonundan bulunan jeomanyetik alanın doğrudan ve ters polarite dönemlerinin değişimi, okyanus çökeltilerinin çekirdeklerindeki ardışık katmanların manyetizasyon yönlerinin belirlenmesiyle doğrulandı.

Çekirdek - bu tür delme için özel olarak tasarlanmış bir kuyudan çıkarılan bir kaya örneği. Genellikle sağlamlığı koruyacak kadar güçlü, silindirik bir kaya sütununu (sütununu) temsil eder. Tipik olarak, karot örneklemesi , karot adı verilen içi boş bir çelik boru ile kayayı delerken gerçekleştirilir ve karot örnekleme ile kendini delmek karot olarak adlandırılır. Çekirdek tüpün içinde bir çekirdek alıcısı (numune toplayıcı) vardır . Numuneler nispeten hasarsız olarak boruya alınır .

, bu amaç için özel olarak donatılmış Amerikan araştırma gemisi Glomar Challenger tarafından gerçekleştirildi . 1968'den 1975'e kadar , bu gemi Dünya Okyanusu'nun farklı bölgelerinde 1400 m'den daha derine inerek yaklaşık 600 kuyu açtı .

Tortu çekirdeklerinde normal ve ters manyetizasyona sahip katmanların dönüşümlü olduğu ve çoğu durumda bu tür ardışık katmanların kalınlıklarının, jeomanyetik alanın kutupsallığının karşılık gelen dönemlerinin süreleriyle orantılı olduğu ortaya çıktı . , yaklaşık olarak sabit okyanus sedimantasyon oranı göz önüne alındığında.

Lavların aksine tortu çekirdeklerinde zamanla mıknatıslanma değişimlerinin kaydı süreklidir ve bu nedenle bu tür değişimlerin ince yapısını incelemeyi mümkün kılar . Bu durumda, stratigrafik kesitin sürekliliğine sahibiz ve jeolojik kaydın eksiksiz olduğundan emin olabiliriz.

alanın manyetik indüksiyonunun önce azaldığını ve sonra tekrar arttığını, ancak tersi ile tespit etmek mümkündü. imza.

1993 yılında derin deniz sondajı sırasında elde edilen Pasifik Okyanusu tabanından çekirdeklerin paleomanyetik çalışması arttı .

7. Litosferik plakaların ve şerit manyetik anormalliklerinin hareketi, aşağıdaki düzenliliği açıkça ortaya koydu: bir kutup tersine çevrilmesinden hemen sonra, jeomanyetik alan, nispeten yüksek bir seviyeye kadar yeniden yüklenmiş gibi görünüyor ve ardından, bir sonraki kutuplanma zamanına kadar kademeli olarak azalmaya başlıyor. tersine çevirme

780 bin yıl kadar) kutup tersine dönmediğini hesaba katarsak ve bu süre zarfında Dünya alanının manyetik indüksiyonu zaten yeterince azaldı, o zaman oldukça yakın gelecekte jeomanyetik alanın başka bir tersine dönmesini beklemek mümkün.

1.7. LİTOSFER LEVHALARININ HAREKETİ

VE BANT MANYETİK ANOMALİLERİ

20. yüzyılın ortalarında , jeofizik, olağan temel kavramların radikal bir revizyonunu gerektiren iki görkemli keşif karşısında kelimenin tam anlamıyla şok oldu. İlk keşif, litosfer plakalarının yatay hareketi gerçeğinin ve okyanus tabanının yaşının hiçbir yerde 150 milyon yılı geçmediği gerçeğinin kurulmasıydı . İkinci keşif, Dünya'nın manyetik kutuplarının zaman zaman tersine çevrilmesinin (jeomanyetik alanın tersine çevrilmesi) gerçeğinin saptanmasıdır. Bu keşiflerin her ikisi de , yüzyılın ortalarında okyanusların dibinde keşfedilen şerit manyetik anormalliklerini açıkladı ve bu da, keşiflerin kendilerinin ciddi bir teyidi oldu.

manyetik bant anormalliklerinin göz ardı edilemeyeceği açıktır . Bu, litosfer levhalarının hareketi ve yayılma ve batma süreçleri hakkında okuyucumuzun aşina olmayabileceği bir ön tartışmayı gerekli kılıyor. Bu bölümde ondan bahsedelim.

Okyanus tabanının kabartmasının makroformları

Kıtasal kabartmanın sıradağları genel olarak herkes tarafından biliniyorsa, okyanus tabanının kabartmasının makroformları hakkında bu söylenemez. Öncelikle burada okyanus ortası sırtları ayırt edilmelidir . Konumları Şekil l'de gösterilmiştir. 1.16. Toplam uzunluğu 60.000 km'nin üzerinde olan okyanusların dibinde tek bir sıradağ sistemi oluştururlar . Dağların eteğinden ölçülen bu sıradağların yüksekliği 2-4 km'dir. Bireysel zirveler seviyenin üzerine çıkar

Pirinç. 1.16

Глава 1. Геомагнитное поле на поверхности земного шара и вблизи нее

1. 7. Litosfer plakalarının hareketi ve şerit manyetik anomaliler - , Volkanik adalar şeklinde okyanusun V 63'ü . Örnekler: İzlanda Adası , Hawaii Adaları.

Şek. 1.16'da, okyanus ortası sırtlarının neredeyse tüm sistemi izlenebilir: Orta Atlantik Sırtı (Reykjanes Sırtı ile birlikte )', Batı Hint Sırtı; Zre üzerinden Avustralo-Antarktika Sırtı'na geçen ve daha sonra Güney Pasifik Sırtı'na geçen Orta Hint Sırtı ; Doğu Pasifik Sırtı, Şili Sırtı'na ayrıldı . Sualtı sırtlarının eksenel çizgileri boyunca, dar derin çatlaklar vardır - arızalar, sözde yarık çöküntüleri ( rift kelimesi İngilizce'den çeviride bir boşluk anlamına gelir ). Sırt eğimleri, yarık çöküntülerinin (yarıklar) her iki tarafında bulunur .

bölümlere ayıran çok sayıda enine tektonik fay (dönüşüm fayları olarak adlandırılır ) gözlenir . Örnek olarak, Şek. 1.17, su altı sırtının üç bölümünü göstermektedir . Şekil, rift çöküntülerini (yarıklar), sırt eğimlerini ve transform fayları iyi bir şekilde göstermektedir.

Okyanus ortası sırtların yanı sıra, okyanus tabanının topografyasının önemli bir özelliği , uzun (3-4 bin km'ye kadar), dar (genişliği onlarca kilometre olarak ölçülen) ve oldukça derin olan okyanus derin deniz siperleridir ( yaklaşık 6 ila 11 km) çöküntüler. Şekil 1'de on üç derin deniz hendeği işaretlenmiştir. 1.16. Esas olarak Pasifik Okyanusu'nun kuzey, batı ve doğu kenarları boyunca uzanarak, Amerika anakarasına veya ada yaylarına - okyanusun batı ve kuzey sınırlarına yakın ada grupları - yaklaştılar .

Şek. 1.16, büyük litosferik plakalar üzerinde birkaç bin kilometrelik mesafeler boyunca uzanan ve plakanın farklı bölümlerinin karşılıklı dikey yer değiştirmelerini sabitleyen küresel dönüşüm faylarıdır ( bu faylar, Şekil 1.17'de gösterilen su altı sırtları boyunca çok sayıda enine fay ile karıştırılmamalıdır) .

litosfer plakaları

Litosfer gezegenin sert kabuğu olarak adlandırılır. Kulağa hoş geliyor ama tam olarak doğru değil. Kabuk katı ve yekpare bir şeydir . Litosfer böyle bir kabuk olabilir mi? Bunun çok ince ve sert (ve dolayısıyla yeterli) olduğu koşulları hesaba katalım.

tam olarak kırılgan) küresel tabaka. Dışarıda hiçbir şey ona baskı yapmaz, onu tutmaz, ancak içeriden, yavaş ama sürekli hareket halinde olmasına rağmen oldukça sıcak astenosfer tarafından saldırıya uğrar. Bu tür koşullar altında litosferik kabuğun sağlamlığını koruyamayacağı oldukça açıktır ; ayrı parçalara ayrılmalıdır.

Pirinç. 1.17

Yani gerçekten öyle. Litosferik kabuğun yekpare bir kabuk olmadığı, ancak litosferik plakalar olarak adlandırılan ayrı parçalara bölünmüş kabuğun parçalarından oluşan bir koleksiyon olduğu ortaya çıktı. Bu litosfer plakalarının alanları farklıdır, birçoğu oldukça geniştir. En ilginç plakalar (kendi adlarına sahipler) kıtalarla karşılaştırılabilir boyuttadır ve bazıları daha da büyüktür. Bu nedenle litosfer plakaları düz plakalar olarak algılanmamalıdır, küresel bir yer kabuğunun parçalarıdır.

Dünya haritasını gösteren diyagram (Şekil 1.18) ana litosfer plakalarını gösterir ve adları verilir. Burada verilen on sekiz levhadan ilk sekizi ana levha olarak kabul edilir. En büyük levha Pasifik Okyanusu'nun altında bulunur ve neredeyse tüm bölgesini kaplar. Bu sözde Pasifik Levhası. Ardından Ce- Amerikan levha gelir; Kuzey Amerika topraklarını, Arktik Okyanusu topraklarının yarısını ve Atlantik Okyanusu'nun kuzeybatı bölümünü işgal eder. Avrasya Plakası , Avrupa topraklarını, Asya topraklarının yaklaşık yarısını ve Atlantik Okyanusu'nun kuzeydoğu köşesi olan Arktik Okyanusu'nu kaplar . Afrika Plakası, Afrika artı Atlantik'in üçte biridir. Güney Amerika Levhası, Güney Amerika artı Atlantik'in üçte biridir. Hint-Avustralya Plakası - Avustralya, Hindustan ve Hint Okyanusu'nun üçte ikisi. Antarktika Levhası Antarktika'dır. Nazca Plakası, Pasifik Okyanusu'nun doğu bölümünü kaplar ve Güney Amerika anakarasına eşit bir alana sahiptir.

Noktalar ve noktalar - depremlerin merkez üsleri Litosfer plakalarının hareket yönü

Litosfer plakaları: 1 - Pasifik; 2 - Kuzey Amerika; 3 - Avrasya; 4 - Afrikalı; 5 - Güney Amerika; 6 - Hint-Avustralya; 7 - Antarktika ; 8 - Nazca; 9 - Somalili; 10 - Çince; 11 - Amurskaya; 12 - Tibet; 13 - Arap; 14 - Filipin; 15 - Okhotsk; 16 - İranlı; 17 - Karayip kaya; 18 - Hindistan cevizi

İncir. 1.18

J. Wilson ilk kez 1965 yılında Dünya'nın litosferinin birkaç plakaya bölündüğüne dikkat çekti . Birkaç yıl sonra Amerikalı W. Morgan ve Fransız C. Le Pichon sınırları belirledi . litosfer plakalarından. 1950'den 1970'e kadar Dünya'da meydana gelen az ya da çok önemli depremlerin merkez üslerinin kaydı temelinde kuruldular . Resimdeki haritada 1.18 bu merkez üsleri noktalar ve noktalar olarak temsil edilir. Litoferik levhaların sınırlarının geçtiği çizgileri açıkça gösterirler. Litosfer kabuğunun ayrı plakalara bölünmesi ve Dünya'nın depremselliği birbiriyle yakından ilişkilidir.

1.18 ve 1.16'yı karşılaştıralım . Litosfer plakalarının sınırlarının ya okyanus ortası sırtlar boyunca ya da okyanus derin deniz hendekleri boyunca ya da faylar boyunca geçtiği görülebilir .

Litosfer plakalarının hareket yönleri

Şekil l'deki gerçeğe dikkat edelim. 1.18 ok işaretlenmiştir. Litosfer plakalarının hareket yönünü ve buna bağlı olarak plakalar üzerinde bulunan kıtaların hareketini (sürüklenme) gösterirler . Afrika ve Güney Amerika plakalarının birbirinden uzaklaştığını ve bu nedenle Afrika ve Güney Amerika'nın yavaş yavaş birbirinden uzaklaştığını not edelim. Bilim adamları , litosfer plakalarının hareket hızının şu anda yaklaşık 1 ila 6 cm/yıl arasında değiştiğini belirlediler .

Birbirinden uzaklaşan sadece Afrika ve Güney Amerika levhaları değil . Aynı şey Kuzey Amerika ve Avrasya levhaları, Pasifik ve Nazca levhaları, Hint- Avustralya ve Antarktika levhaları için de söylenebilir . Tüm bu durumlarda, komşu levhalar arasındaki sınırların okyanus ortası sırtları boyunca geçmesi dikkat çekicidir .

Ancak Nazca ve Güney Amerika plakaları birbirine doğru hareket ediyor, birleşiyor gibi görünüyorlar. Aynı şey Hint- Avustralya ve Çin levhaları ile Pasifik ve Okhotsk levhaları için de söylenebilir . Bu durumlarda, komşu levhalar arasındaki sınır derin deniz hendekleri boyunca uzanır.

Levhaların okyanus ortası sırtlardan zorunlu olarak farklı yönlerde hareket ettiğine ve birbirlerine doğru hareket ederken genellikle derin deniz hendekleri bölgelerinde buluştuğuna dikkat edelim.

Ve burada zor bir sorun ortaya çıkıyor. Plakalı şemaya tekrar bakalım. Nazca Plakası, Güney Amerika Plakasına doğru ilerliyor . Soru şu: Birbirine doğru hareket eden bu levhaların maddesi nereye gidiyor? Aynı zamanda Nazca Plakası, Pasifik Plakasından uzaklaşıyor. Soru şudur: Birbirinden uzaklaşan plakaları yenilemek için madde nereden geliyor ?

Bu soruları cevaplamak için, litosfer plakalarının "yitim" ve "yayılma" olarak adlandırılan fenomenini anlamak gerekir. Yayılma olgusu, birbirinden ayrılan plakaların sınırında meydana gelir ve bu plakaları yenilemek için malzemenin nereden geldiğini açıklar . Yitim olgusu, birbirine doğru hareket eden plakaların sınırında meydana gelir ve bu plakaların maddesinin "fazlasının" nereye gittiğini açıklar.

Yayılma ve yitim

Bu işlemler Şekil l'de gösterilmektedir. 1.19. Yayılmaya başlayalım . Hareketli plakaların ayrılmasının sınırları olan okyanus ortası sırtları boyunca meydana gelir . Şekilimizde, okyanus ortası sırtı litosferik levhalar A ve B'yi ayırır . Bunlar sırasıyla Pasifik Levhası ve Nazca Levhası olabilir . Şekildeki oklu çizgiler, astenosferdeki magmatik kütlelerin hareket yönlerini göstermektedir. Astenosferin A plakasını sola ve B plakasını sağa sürükleme eğiliminde olduğunu ve bu nedenle bu plakaları birbirinden uzaklaştırdığını görmek kolaydır . Levhaların yayılması, aşağıdan yukarıya doğrudan levhalar arasındaki sınıra yönlendirilen astenosferin magma akışıyla da kolaylaştırılır; bir tür kama gibi davranır.

Böylece A ve B plakaları hafifçe birbirinden uzaklaşır, aralarında bir boşluk (yarık) oluşur. Bu yerdeki kayaların basıncı düşer ve orada bir erimiş magma merkezi belirir. Su altında bir volkanik patlama meydana gelir , erimiş bazalt bir çatlaktan dışarı akar ve katılaşarak bazaltik lav oluşturur. Birbirinden ayrı hareket eden A ve B levhalarının kenarları bu şekilde büyür.Birikme, astenosferden yükselen ve okyanus ortası sırtının yamaçlarına dökülen magmatik kütle nedeniyle oluşur. Dolayısıyla İngilizce terim yayılan , genişleme, yayılma anlamına gelir .

Yayılmanın sürekli olduğu akılda tutulmalıdır. Plakalar AnB her zaman büyüyorlar. Bu plakalar bu şekilde farklı yönlerde hareket eder. Litosfer plakalarının hareketinin uzayda (bir yerden başka bir yere) bir nesnenin hareketi olmadığını vurguluyoruz ; suyun yüzeyindeki bir buz kütlesinin hareketiyle hiçbir ilgisi yoktur. Litoferik levhanın hareketi, bir yerde (okyanus ortası sırtın bulunduğu yerde) levhanın yeni ve yeni parçalarının sürekli büyümesi ve bunun sonucunda levhanın önceden oluşturulmuş kısımlarının sürekli olarak büyümesi nedeniyle oluşur. bahsedilen yerden uzaklaşmak. Dolayısıyla bu hareket bir yer değiştirme olarak değil, bir genişleme (genişleme denebilir ) olarak algılanmalıdır . "Yayılma" terimi, daha önceki "deniz tabanında yayılma" teriminin yerini almıştır.

Зона спрединга

Зона субдукции

Рис. 1.19

Doğal olarak şu soru ortaya çıkıyor: plakanın "ekstra" kısımları nereye gidiyor ? Burada B plakası o kadar büyümüştür ki C plakasına ulaşmıştır. Bizim durumumuzda B plakası Nazca plakasıysa, o zaman C plakası Güney Amerika Plakası olarak görev yapacak. C plakasında olduğuna dikkat edin kıta bulunur ; B levhasından daha ağır bir levhadır. Yani B levhası C levhasına ulaşmıştır. Sırada ne var? Cevap biliniyor: B levhası C levhasının altında “ dalmıyor” (hareket edecek) ve astenosferin derinliklerinde C levhasının altında büyümeye devam ederek yavaş yavaş astenosferin maddesine dönüşecektir. Bu sürece yitim denir . Bu terim alt kelimelerden gelir. ve kanal. Latince'de, sırasıyla altında ve kurşun anlamına gelirler . Yani “yitim”, bir şeyin altına dalmadır. Bizim durumumuzda, B levhasının C levhasının altına getirildiği ortaya çıktı.

B levhasının sapması nedeniyle okyanusun derinliği kıta levhası C'nin kenarına yakındır . artar - burada bir derin su hendeği oluşur. Aktif volkan zincirleri genellikle siperlerin yakınında görülür. Eğik olarak derinliğe giren "batık" litosferik plakanın kısmen erimeye başladığı yerin üzerinde oluşurlar .

, litosfer levha tektoniği kavramının özünü belirleyen temelde önemli süreçlerdir . Dünyanın litosferi, astenosferin yüzeyi boyunca hareket eden bir plaka koleksiyonudur . Plakalar, bazalt kütlelerini yayan yarık havzaları okyanus plakasının, yani okyanus kabuğuna sahip plakaların ( yayılma süreci) büyümesini sağlayan okyanus ortası sırtlardan yönde hareket eder . Okyanus levhası bir derin deniz hendeğine doğru ilerliyor; orada derinlere iner, başka bir levhanın altına hareket eder ( yitim süreci) ve nihayetinde astenosfer tarafından emilir ve bir dereceye kadar kıtasal kabuğun oluşumuna harcanır . Yayılma bölgelerinde litosfer plakaları birbirinden uzaklaşırken (ayrı hareket ederek), yitim bölgelerinde ise tam tersine birleşir (çarpışır). Yayılma bölgelerinde yer kabuğu astenosfer maddesi tarafından "beslenirse", o zaman dalma bölgelerinde maddenin "fazlasını" astenosfere geri döndürür. Yayılma ve yitim zonları tektonik açıdan en aktif olanlardır . Bu bölgeler , gezegenimizdeki depremlerin ve volkanların büyük kısmını ( %90'dan fazla) oluşturur .

Litosfer levha çarpışma türleri

İki litosferik levhanın üç tip çarpışması gözlemlenmiştir. İlk tip , okyanus-kıta çarpışması olarak adlandırılabilir : plakaların çarpışmasının meydana geldiği sınır ( yakınsak sınır olarak adlandırılır), bir plakanın yalnızca okyanus kabuğuna sahip bir bölümü ile başka bir plakanın bir bölümü arasındaki sınırdır. kıtasal kabuk. Bu durumda okyanus kabuğuna sahip bir levha kıtanın altında hareket eder (dalır). Klasik örnekler, Nazca Plakasının Güney Amerika Plakası ile ve Cocos Plakasının Kuzey Amerika Plakası ile çarpışmasıdır . Tüm bunlar, Şekil 1.16 ve 1.18'i karşılaştırırsak görülebilir (Şekil 1.16'daki olukların yanındaki okların, bir plakanın diğerinin altına tam olarak hangi yönde itildiğini gösterdiğine dikkat edin ).

İkinci tip, yakınsak sınır, çarpışan plakaların okyanusal alanları arasındaki sınır olduğunda, okyanus- okyanus plaka çarpışmasıdır . Bu durumda, plakalardan biri diğerinin altında hareket eder - adalar grubunun bulunduğu plaka. Pasifik Okyanusu Plakasının Kuzey Amerika Plakası, Okhotsk Plakası, Amur Plakası, Filipin Plakası ve Hint-Avustralya Plakası ile çarpışmaları bu tür çarpışmalara atfedilmelidir . Bu durumlarda, Pasifik Levhası sırasıyla a adasının altına girer. Aleutian, Kuril, Japonca, Mariana, Tonga ve Kermadec. Hint-Avustralya levhasının Çin ve Pasifik levhalarıyla çarpışmasına da dikkat çekelim . İlk durumda, Hint-Avustralya plakası Endonezya Adaları'nın altında ve ikinci durumda Solomon Adaları ve Yeni Hebrides'in altında hareket ediyor. Son olarak, Filipin levhasının Çin levhasıyla çarpışmasını (Filipin levhası Filipin Adalarının altında hareket ediyor) ve Güney Amerika levhasının Karayipler ile çarpışmasını (Güney Amerika levhası Küçük Antiller'in altında hareket ediyor) not edelim .

Üçüncü tip: kıta-kıta levhası çarpışması. Buna kıta levhalarının çarpışması denir . Bu tür bir çarpışma -her iki levhanın da diğerine boyun eğmediği durumlarda- dağ oluşumuna yol açar. Örneğin, Avrasya levhasının Afrika, İran ve Hint-Avustralya levhalarıyla çarpışması, yaklaşık 20 milyon yıl önce Alp-Himalaya dağ kıvrım kuşağının oluşmasıyla sonuçlandı .

Okyanusların dibindeki bant manyetik anomalileri

Okyanus ortasındaki bir sırtın bir bölümünü zihnimizde ele alalım . Sıcak sıvı bazaltik lav, uzun bir yarık şeklindeki yarık havzasından sürekli olarak dökülmektedir. "Döküldü" değil, "patladı" demek daha iyidir. Sonuçta, sıvı bazaltların viskozitesi IO 4 -IO 6'dır. Su veya cıva gibi sıradan sıvıların viskozitesinden 7-9 kat daha büyük olan Pa • s.

Püsküren soğuyan lavın sıcaklığı bazaltlar için Curie noktasının altına düştüğünde lav, Dünya'nın manyetik alanı tarafından mıknatıslanan bir ferromanyete dönüşür. Mıknatıslanma yönü , yani lavın manyetik indüksiyon çizgilerinin yönü, lav patlaması sırasında Dünya yüzeyinde belirli bir noktada jeomanyetik kuvvet çizgilerinin yönü ile aynı olacaktır. Zamanla, jeomanyetik alan çizgilerinin yönü değişebilir, ancak katılaşmış lavdaki manyetik indüksiyon çizgilerinin yönü değişmez.

her iki yanında manyetize edilmiş bir bazalt kütlesi bandı belirir. Yarıktan bazalt püskürmesi devam ettikçe ve okyanus tabanı büyümeye devam ettikçe şeridin genişliği kademeli olarak artar . Ancak bir süre sonra, jeomanyetik alanın tersine dönmesi ortaya çıktı: Dünyanın manyetik kutupları yer değiştirdi. Polarite tersine çevrildikten sonra, bazalt şeridi birikecek ve şimdi önceki yönün tersi yönde (geleneksel olarak ileri yön olarak adlandırılır) manyetize olacaktır. Manyetik indüksiyonun ters yönüne sahip bazalt bandının genişliği, bir sonraki polarite tersine dönüşüne kadar kademeli olarak artacaktır , ardından ileri yönde tekrar mıknatıslanan bant büyümeye başlar .

Bu nedenle, boşluğa göre simetrik olan bir paralel bazalt bantları sistemi, rift havzasına paralel olarak bulunmalıdır ; burada mıknatıslanma üzerinde normal bir yöne sahip bantlar, ters mıknatıslanmalı bantlarla dönüşümlüdür (Şekil 1.20). Bu bant sistemine bant manyetik anomalileri denir . Bir bandın veya diğerinin genişliği iki faktöre bağlıdır : birincisi, belirli bir yarık havzasından ayrılan litosfer levhalarının yatay hareketinin hızına ve ikincisi , jeomanyetik alanın ardışık ters dönüşlerini ayıran zaman aralığına.

olarak 1958 ve 1961'de Amerikalı jeofizikçiler R. Mason ve A. Ruff tarafından keşfedildi . Pasifik Okyanusu'nun kuzeydoğu kesiminde, dar, 30-40 km genişliğinde, birbirine paralel, birbirini izleyen pozitif ve negatif manyetik anomalilerin bantları kaydedildi.

1962'de "Owen" gemisi tarafından Hint Okyanusu'nun kuzeybatısındaki Carlsberg Ridge denizaltı bölgesinde ve ardından Arktik ve Kızıldeniz dahil olmak üzere Dünya Okyanusunun diğer birçok bölgesinde elde edildi .

Ama Şek. 1.20. Güney kesimindeki Doğu Pasifik Sırtı'nın bir bölümü için Brunhes ve Matuyama kronları içindeki şerit manyetik anormalliklerini şematik olarak göstermektedir . Burada kendimizi ilk iki kronla sınırladığımız için (daha doğrusu önceki iki milyon yılın ötesine geçmedik), bu nedenle şekilde gösterilen okyanus tabanının bölümleri yüz kilometre genişliğe kadar olan yarık bölgeleridir.

72

Pirinç. 1.20

Aynı şekil, aeromanyetik araştırmalardan elde edilen verileri göstermektedir - bazalt tabanının manyetik indüksiyon B'nin yarık havzasından uzaklığa (hem bir tarafta hem de boşluğun diğer tarafında) bağımlılık eğrileri . Manyetik indüksiyon, havadan bir fluxgate aeromagnetometer ile ölçüldü . Manyetik indüksiyon modülünün olduğu görülebilir.

1.7. Bazalt kayalarının litosferik plakalarının ve şerit manyetik anomalilerinin hareketinin 5 ∙ IO -7'den fazla olmadığı ortaya çıktı T, not ettiğimiz gibi, Dünya'nın kutuplara yakın alanının manyetik indüksiyonundan iki kat daha az. Aeromanyetometrenin hassasiyeti ІО- 9 T mertebesindeydi.

Litosfer plakalarının hareket hızı

Şek. 1.20 rift havzasından ölçülen ilk "siyah" bandın genişliğinin 34 km olduğu görülmektedir . Bu mesafeyi ilk kutup değişimi olan 780.000 yıla bölersek yılda 4,4 cm elde ederiz . Bu, şu anda dünya yüzeyinin belirli bir bölgesindeki litoferik levhaların hareket hızıdır . Levhaların karşılıklı (göreceli) hareket hızı , başka bir deyişle levhaların birbirinden ayrılma hızı, açıkça iki kat daha yüksektir: 8,8 cm/yıl. Her yıl burada 8,8 cm genişliğinde bir genç okyanus kabuğu şeridi büyür .

Günümüzde litosfer levhalarının yatay hareket hızı yılda 1 ila 6 cm arasında değişmektedir (plaka ayrılma oranı yılda 2 ila 12 cm'dir). Çoğu durumda öyle. Örneğin, Orta Atlantik Sırtı'nın kuzey kesiminde levha ayrılma oranı yılda 2,3, güney kesiminde ise 4 cm/yıl'dır. Bu, Kuzey Amerika ve Avrupa'nın 2,3 ve Güney Amerika ve Afrika'nın - 4 cm / yıl hızla "dağıldığı" anlamına gelir . Avustralya, Antarktika'dan yılda 7 cm hızla "kaçıyor" . Plakalar en hızlı şekilde Paskalya Adası yakınlarındaki Doğu Pasifik Sırtı yakınında hareket eder; orada genişleme oranı yılda 18 cm'ye ulaşır. Plakalar en yavaş şekilde Aden Körfezi ve Kızıldeniz'de yılda sadece 1-1,5 cm hızla birbirinden uzaklaşır .

Gördüğümüz gibi, yayılma süreci, yani bazalt kütlelerinin yarık çöküntülerinden püskürme süreci , dünya yüzeyinin farklı bölgelerinde farklı yoğunluklarda gerçekleşir.

Yayılma ve batma gerçeğinin kanıtı olarak manyetik anormallikleri soyun

Okyanus tabanında şerit manyetik anormalliklerin keşfi, okyanus kabuğunun su altı sırtlarından büyümesinin artık bir hipotez değil, bir gerçek olduğunu göstermiştir. Ve mutlak jeokronoloji verilerine göre , okyanus kabuğu dünyanın hiçbir yerinde olmadığı için

74 ייייי ^^ Bölüm 1. Dünyanın yüzeyindeki ve yakınındaki jeomanyetik alanın yaşı 150 milyon yıldan fazla değildir , o zaman doğal olarak şu soru ortaya çıkar: yarıktan doğan okyanus kabuğu nerede? birkaç milyar yıllık çöküntüler, git? ? Cevap açıktır: yitim zonlarında, eski okyanus kabuğu ya astenosferin derinliklerine iner ya da kıtaların altında Kıta kabuğunun granitlerine ve metamorfik kayalarına işlenir . Yayılmanın varlığından, yitmenin varlığı hakkındaki sonuç çıkar.

Dahası, Dünya'nın yaşamı boyunca okyanus çöküntülerinin neden karadan okyanusa taşınan tortul kayaçlarla örtülmediğini açıklayan dalma-batmadır. Okyanus çöküntülerinin hacmi şu anda 1,55 ■ IO 18 m3 . _ Karadan okyanusa yıllık 2 ∙ IO 13 kg tortul kayaçlar. Ortalama yoğunlukları 2000 kg/m3 olan bu kayaların toplam hacimleri , 150 My içindeki okyanus çöküntülerinin hacmine eşit olmalıdır . Böyle bir şey gözlenmez. Bu, okyanuslardan yağışları gidermek için oldukça etkili bir mekanizma olduğu anlamına gelir .

, yitim zonlarında yer alan kıtaların altındaki altta yatan bazalt levhalarla birlikte sedimanların çizilmesi işlemidir . Burada tortul kayaçlar eritilerek metamorfik kayaçlara dönüştürülür ve bu bölgelerde oluşan kıtasal kabuğa bağlanır. Bu işleme tortu geri dönüşümü denir .

8. DÜNYANIN ANA MANYETİK ALANININ SİMÜLASYONU

Kalıcı bir çubuk mıknatısın alan çizgileri

manyetik kuvvet çizgileri (manyetik indüksiyon çizgileri) şeklinde grafiksel olarak tasvir edilir . Alan çizgisinin her noktasındaki teğetler, o noktadaki manyetik indüksiyon vektörünün yönünü gösterir .

Kalıcı bir çubuk mıknatısın alan çizgilerinin resmi, aşağıdaki deneyle kolayca gösterilebilir. Mıknatısın üzerine bir cam levha koyalım ve üzerine biraz demir talaşı serpelim.

Talaş, mıknatıs alanında mıknatıslanacak ve bir tür minyatür manyetik ok gibi olacak. Şimdi, levhayı talaşla hafifçe sallarsanız, ikincisi, manyetik kuvvet çizgilerini temsil edecek olan zincirler şeklinde düzenlenecektir (Şekil 1.21, a ).

Pirinç. 1.21

Şek. 1.21 , b zaten talaşsız bir şerit mıknatısın manyetik alan çizgilerini gösterir . Üç şeye dikkat ediyoruz:

1. çizgiler mıknatısın güney kutbuna girer ( S harfi ile gösterilir) ve kuzey kutbundan çıkar ( N harfi ile gösterilir );
2. çizgiler kapalı yörüngeler oluşturur;
3. manyetik indüksiyon, çizgilerin daha yoğun olduğu yerlerde daha fazladır.

iki elektrik yükünün oluşturduğu bir elektrik dipolüne benzeterek , bir çubuk mıknatısa manyetik dipol denir , sanki farklı türde iki manyetik yükten bahsediyormuşuz gibi . Manyetik dipol, S kutbundan N kutbuna yönlendirilir.Bununla birlikte, gerçekte, manyetik yükler yoktur , bu nedenle aslında burada kastedilen, yalnızca bir elektrik dipolünün ve bir çubuk mıknatısın alan çizgisi modellerinin benzerliğidir. . Ancak bu benzerlik eksiktir, çünkü elektrik kuvvet çizgilerinin aksine manyetik kuvvet çizgileri kapalıdır .

Manyetik bir dipol olarak dünya

Dünya yüzeyindeki manyetik alandan bahsettik . Ancak, elbette, Dünya'nın manyetik alanı yalnızca yüzeyinde değil, dünyanın bağırsakları ve Dünya yüzeyinin üzerinde bulunan manyetosfer de dahil olmak üzere uzayda mevcuttur. Manyetosfer hakkında daha sonra konuşacağız. Bu arada, kalıcı jeomanyetik alana ve esas olarak onun genellikle ana alan olarak adlandırılan kısmına odaklanalım , iç kaynağı Dünya'nın çekirdeğinde bulunur (Bölüm 1.2'yi hatırlayın).

İlk yaklaşımda, Dünya yüzeyinden çok büyük olmayan mesafelerde (en fazla üç Dünya yarıçapı), jeomanyetik alan , Dünya'nın merkezine yerleştirilmiş dev bir çubuk mıknatısın alanı olarak temsil edilebilir . Bu sözde dipol yaklaşımıdır. Çubuk mıknatısın merkezi, Dünya'nın merkezine yaklaşık 460 km uzaklıktadır ve mıknatısın ekseni , dünyanın dönme eksenine 10° açı yapacak şekilde yönlendirilmiştir.

İncir. 1.22

Şek. Şekil 1.22, Dünya'nın alanının manyetik alan çizgilerini dipol yaklaşımında göstermektedir (bunları Şekil 1.21, b'de gösterilen bir çubuk mıknatısın kuvvet çizgileriyle karşılaştırın ). Jeomanyetik alan çizgilerinin sırasıyla Kuzey Yarımküre'de dünyaya girdiği ve Güney Yarımküre'de dünyadan çıktığı görülmektedir. Bu nedenle, daha önce tartıştığımız gibi, Kuzey Yarımküre'de bir kuzey değil, bir güney manyetik kutbu vardır. Şek. Bir şerit mıknatısın 1.22'si , dikkate alınan dipol yaklaşımında bir manyetik eksenin rolünü oynar .

1.8. Dünyanın ana manyetik alanının simülasyonu

Dipol yaklaşımında dikkate alınan jeomanyetik alanın, sanki dünya düzgün bir şekilde mıknatıslanmış gibi bir konfigürasyona sahip olduğuna dikkat edelim . Başka bir deyişle, bir çubuk mıknatısın alanı, düzgün bir şekilde mıknatıslanmış bir topun alanıyla çakışır.

Küresel harmonikler (Gauss serisi) cinsinden genişleme şeklinde jeomanyetik alanın yaklaşımı

1839-1841'de. Büyük Alman matematikçi ve doğa bilimci Carl Friedrich Gauss'un (1777-1855) üç klasik eseri yayınlandı : "Dünyanın Manyetizmasının Genel Teorisi", " Mesafenin Karesi Olarak Ters Olarak Hareket Eden Çekim ve İtme Kuvvetlerine İlişkin Genel Teoremler " ve "Manyetik Kuvvetin Kuvveti mutlak ölçüye indirgenmiştir.

genel durumda küresel bir harmonik seri olarak temsil edilebileceğini kanıtladı ve karasal manyetizma elemanlarının değerlerinin gözlem noktasının coğrafi koordinatlarından nasıl bulunabileceğini gösterdi. Böylece, Dünya'nın manyetik alanının matematiksel olarak modellenmesi yolunda ilk adım atılmış oldu . Gauss'un bu çalışmaları , modern karasal manyetizma biliminin üzerine inşa edildiği temel oldu.

Gauss tarafından elde edilen küresel harmonik seri (Gauss serisi ), her fonksiyon için bir çift katsayı g ״ ve А ״ ile ilişkili Legendre fonksiyonları P∕ l (cos Ѳ) çift serisidir :

OQ /         + n

U = R^ - Y, (g" cosmΛ + fζ , sin mA∕ζ w ) (cos 0).         (1.7)

L=D G 7M = O

Burada R dünyanın yarıçapıdır . Manyetik potansiyel olarak adlandırılan skaler nicelik U(r, Ѳ, A), gözlem noktasının küresel koordinatlarının bir fonksiyonudur : r (dünyanın merkezinden uzaklık; O < r < R), Ѳ (açı yarıçap vektörü r ve manyetik eksen arasında; § < θ< π), λ (gözlem noktası boylamı; O < 1 < 2π). Gözlem noktasındaki (r, Ѳ, A) manyetik potansiyel bilinerek, şu bağıntı kullanılarak bu noktada manyetik indüksiyon vektörü B bulunabilir :

(1.8)

B(r, Ѳ, A) = -grad U(r, Ѳ, A).

katsayılar g* ve Gauss katsayıları olarak adlandırılan A”, jeomanyetik alanın her bir modeli üzerinde derlenirken seçilir.

78 - Bölüm 1. Manyetik gözlemevlerinden oluşan bir ağdan alınan güncel manyetometrik verilere dayalı olarak yerkürenin yüzeyinde ve yakınındaki jeomanyetik alan . Bir zamanlar Gauss, ilk veri olarak Barlow'un izogonu (1833 ), Horner'ın izoklinik (1836 ) ve Sabin'in alanın yatay bileşeninin izodinini (1836 ) dünya haritalarını kullanarak ilk 24 katsayıyı kendisi belirledi.

Tabii ki, sonsuz olan ikili seri (1.7), tek başına hesaplamalar için bir formül olarak hizmet edemez. Bu nedenle, belirli bir jeomanyetik alan modelinde, N gücünün herhangi bir teriminde kesilir. Bu durumda, çift toplamda (1.7) yalnızca n ≤ N derecesi terimleri kalır . ve sipariş m<n.

Eğer (1.7)' de n'ye karşılık gelen açılımın yalnızca ilk terimleri = 1, o zaman düzgün bir şekilde mıknatıslanmış bir top tarafından yaratılan manyetik potansiyeli elde ederiz, yani dipol yaklaşımında jeomanyetik alana ulaşırız.

Nikolai Alekseevich Umov (1846-1915) tarafından yapılmıştır . Gauss serisinde yer alan küresel harmoniklerin her birinin, sayısı harmoniklerin sırasına göre belirlenen, belirli bir çok kutba karşılık gelen ve manyetik eksenlere sahip bir manyetik potansiyeli temsil ettiğini gösterdi. Buna göre, jeomanyetik kutupların sayısı, harmoniklerin sırasının iki katına eşit olmalıdır. Örneğin, Gauss açılımının ikinci mertebesinin terimleri ( n ile terimler = 2) dört kutuplunun manyetik potansiyelinin rahatlığına karşılık gelir ( birbirine paralel fakat zıt yönlü iki dipolden oluşan bir set ).

Coğrafi koordinatlar ve Gauss katsayıları ile karasal manyetizmanın unsurlarını bulma

Önceki şekilde. 1.3 Dünya yüzeyinde keyfi bir A gözlem noktasından, karşılıklı olarak dik üç eksen yönlendirilir: AX (coğrafi meridyen yönü), AY (coğrafi paralel yön), AZ ( dünyanın merkezine doğru). A noktasındaki manyetik indüksiyon vektörünün karşılık gelen bileşenleri, B r , B ri ile gösterilecektir. B.. Bu bileşenler karasal manyetizmanın unsurları aracılığıyla ifade edilir B 11 φ i B 2 söz konusu noktada şu şekilde:

(1.9)

B χ = B ben cos ϕ ve B y = B ve sin φ ben В. = B2 .

B x , B y , Bz'yi elde etmek için , (1.8)' e göre U (r, 0, A) fonksiyonunun gradyanını bulmak gereklidir . C U işlevinin olduğu gerçeğini dikkate alarak küresel koordinatların bir fonksiyonu ise, vektör eşitliğini (1.8) aşağıdaki üç skaler eşitlik olarak yeniden yazarız :

1 gün

B x (r, О, λ) = -~∙,         (1.10a)

g dѲ

B y ( r ,θ,Λ) = — (1.106) ■         g Sin Ѳ dL

B(r,θ,λ) = -~-.         (Iov)

(1.7) 'deki manyetik potansiyel U(r, 0, A) bu bağıntıların her birine yerleştirilmeli ve gerekli farklılaşma yapılmalı ve sonra ortaya çıkan r = R ifadeleri yazılmalıdır, çünkü bu durumda jeomanyetik alanın bileşenlerini arıyoruz B r , V. B 7 dünyanın yüzeyinde. Sonuç olarak, aşağıdaki ilişkileri elde ederiz:

JΛ m (c0S^) Z 1114 \ י . L Z m , , m         \ד Z »

B x {0, I) \u003d -U Y (g ״ cosw4 + A ״ s1nm4)         - -;         (Lha)

L \u003d 1 Ffl \u003d V

tm        ∖fta, (c°s 0)

mh™ sin тЯ)——                

π        ' sin 0

(1.116)

∞L _

B, {θ, л ) = ∑ ∑ ( m Sn COsmA - я = 1 т =

OO п

b z (b, η=∑∑( n+ 1)( g* çünkü тЛ + © ״ sin тЛРTM )(cos θ}. ( 1 , 11 в) я = 1 т =

(1.9) bağıntılarını kullanarak , eğer Gauss katsayıları biliniyorsa, yerkürenin yüzeyindeki herhangi bir nokta için karasal manyetizmanın unsurlarını artık hesaplayabiliriz .

Jeomanyetik alanın modellenmesi

A. I. Dyachenko, Magnetic Poles of the Earth (Moskova: MTsNMO, 2003) adlı kitabında jeomanyetik alanın genel okuyucunun erişebileceği bir biçimde modellenmesinden çok iyi bahsetti . Dyachenko, "Manyetik kutup ailesi ve manyetik modeller" paragrafında şöyle yazıyor: "Manyetik kutupları yerinde aramak çok zahmetli bir iştir. Ve birçok pratik ve bilimsel problem için her yıl tam olarak yerlerini bilmek gerektiğinden, jeofizikçiler zorlu yıllık kutup gezileri düzenlemeden hareketlerini takip etmeyi öğrendiler . Bu problem, Dünya'nın manyetik alanının matematiksel modellerinin oluşturulmasıyla çözülür. İyi bir modele sahip olarak, gezegenin herhangi bir noktasındaki manyetik alanın sapmasını, eğimini ve indüksiyonunu yüksek doğrulukla belirlemek mümkündür . Özellikle 90° eğimli noktalar , yani manyetik kutuplar da gösterilebilir.

Gauss serisini kullanarak, onu bir sırayla keserek ve uygun Gauss katsayıları setini kullanarak, jeomanyetik alanın birçok farklı modeli elde edilebilir. Pek çok model arasında, uluslararası jeofizik ekipleri tarafından genel olarak kullanıldığı şekliyle kabul edilen bazı küresel modeller ayırt edilir.

Dyachenko'nun belirttiği gibi, her beş yılda bir Uluslararası Jeomanyetizma ve Havacılık Derneği Komitesi, manyetik gözlemevleri ve yapay dünya uyduları ağının mevcut manyetometrik verileriyle en iyi şekilde eşleşen bir dizi Gauss katsayısını onaylar. Bu model, onuncu dereceye kadar Legendre fonksiyonlarına kadar küresel harmoniklere genişletme kullanır. Bu , "uluslararası referans jeomanyetik alanını" oluşturur (Uluslararası Geometrik Referans Alanı, IGRF), önümüzdeki beş yıl boyunca geçerli olacak . IGRF kısaltmasının ardından yayın yılı numarası gelir. Örneğin, IGRF-1900, 1900-1905 dönemi için benimsenen 1900 modelidir .

IGRF veya "dünya manyetik modeli" gibi iyi modern modeller (Dünya Manyetik Modeli, WMM), manyetik sapma ve eğim için 30 ark dakikası içinde ve 0,2 μT modulo manyetik indüksiyon dahilinde doğrudur . Şekil l'de gösterilenlere dikkat edin. 1.5 ve 1.6 dünya manyetik kartları WMM-2000 modeline göre yapılmıştır .

kutupların koordinatlarını mutlak doğrulukla gösteremez . Bu nedenle, bir model manyetik kutup kavramı vardır . Belirli bir modelin 90°' lik bir eğimi tahmin ettiği dünya yüzeyindeki noktadır . Örneğin, IGRF modelini kullanarak, uluslararası referans jeomanyetik alanın sözde model manyetik kutuplarını elde ederiz .

Рис. 2.20

Рис. 2.22

Рис. 2.30

Рис. 2.31

ГЛАВА

МАГНИТОСФЕРА ЗЕМЛИ

Dünyanın manyetosferinin tanımını şu şekilde bulabilirsiniz:

Dünya'nın manyetik alanı tarafından kontrol edilen uzay bölgesi . Dünyanın manyetosferinin, jeomanyetik alanın dünya yüzeyinin üzerindeki kısmı olduğunu söylemek daha iyidir. Jeomanyetik alanın bu kısmı aynı zamanda Dünya'nın dış veya alternatif manyetik alanı olarak da adlandırılır. Manyetosfer, güneş rüzgarının (Güneş tarafından yayılan bir elektron ve proton akışı ) Dünya tarafından üretilen manyetik alan ile etkileşiminin bir sonucu olarak oluşur.

2.1.

ИОНОСФЕРА ЗЕМЛИ

İyonosfer, Dünya yüzeyine en yakın bölgedir.

dünyanın manyetosferinin bölgesi. İyonosfer, havanın iyonlaşması nedeniyle ortaya çıktı . Bu nedenle, iyonosferden bahsetmeden önce, dünya atmosferindeki çeşitli moleküllerin ve atomların yükseklik dağılımı hakkında bilgi sahibi olunmalıdır.

Atmosferdeki moleküllerin ve atomların yükseklik dağılımı

Atmosfer art arda gelenlerden oluşuyor gibi görünüyor.

birkaç katman veya başka bir deyişle, her biri yükseliş sırasında kendi sıcaklık değişimi ile karakterize edilen, iç içe geçmiş birkaç küre. Adlarını almış beş küre vardır ( dünyanın yüzeyinden itibaren ): troposfer (yaklaşık 20 km yüksekliğe kadar ), stratosfer ( 20 ila 50 km), mezosfer ( 50 ila 100 km), termosfer ( 100 ila 500 km), ekzosfer ( 500 km'nin üzerinde ).

Troposfer ve stratosfer, atmosferin alt katmanlarıdır. Dünya atmosferinin kütlesinin yaklaşık %80'i troposferde , geri kalan %20'si ise stratosferde yoğunlaşmıştır . Mevcut tahminlere göre , mezosferin payı atmosfer kütlesinin %0,3'ünden fazlasını oluşturmaz ve termosferin payı %0,05'ten azdır. Gördüğümüz gibi, atmosferin neredeyse tüm kütlesi, dünya yüzeyine bitişik 50 kilometrelik hava tabakasındadır.

Doğal olarak, bu hava tabakası ve her şeyden önce alt kısmı, yani troposfer, gezegendeki hava durumunu belirler. Troposfer ve stratosferde bulunan su buharı, karbondioksit, ozon ve bir dizi başka gaz (teknojenik kaynaklı gazlar dahil), Dünya'dan uzaya yayılan kızılötesi radyasyonu geciktirir ve böylece dünya yüzeyinde belirli bir sıcaklık rejimi sağlar. Dünyadaki hava büyük ölçüde hem troposferde hem de stratosferde meydana gelen hava kütlelerinin dikey ve yatay hareketleri (akışları) tarafından belirlenir.

, stratosferin eşsiz bir özelliği olarak düşünülmelidir . Ozon troposferde ve hatta mezosferde de gözlenebilmesine rağmen, esas olarak 20 ila 50 km arasındaki yüksekliklerde, yani stratosferde yoğunlaşmıştır .

örtüsü troposferde yoğunlaşmıştır . Stratosferde, 20-30 km yükseklikte görünen ve gün batımından sonra ve gün doğumundan önce karanlık gökyüzünde görülen ince yarı saydam sedef bulutlar dışında neredeyse hiç bulut yoktur. Ek olarak, yaz aylarında mezosferin üst sınırına yakın bir yerde yaklaşık 80 km yükseklikte beliren gece parlayan bulutlara dikkat çekiyoruz .

Şu andan itibaren atmosferdeki hava kütlelerinin hareketlerini değil, Dünya'nın manyetosferini dikkate alıyoruz, bu nedenle troposfer ve stratosfer bizi ilgilendirmeyecek. İyonosfer a ile ilgileneceğiz ve yaklaşık 50 km yükseklikten , yani stratosferin ötesinden başlıyor.

Şek. Şekil 2.1, atmosferdeki çeşitli molekül ve atomların derişimlerinin yükseklikle değişimini göstermektedir. Troposfer, stratosfer ve mezosferde (yani yaklaşık 100 km yüksekliğe kadar ), atmosferin esas olarak moleküllerden ve O2'den oluştuğunu görüyoruz . Bununla birlikte, 20-30 km rakımlardan başlayarak, atmosferde ozon tabakasının oluşumunda temel olarak önemli bir rol oynayan atomik oksijen O belirir.

Atomik oksijen konsantrasyonunun artan irtifa ile hızla arttığına ve yaklaşık 140 km yükseklikte moleküler oksijen konsantrasyonu ile karşılaştırıldığına dikkat edelim; gelecekte, O konsantrasyonunun O2 konsantrasyonu üzerindeki baskınlığı , yükseklikle birlikte giderek daha önemli hale gelir . Böylece, 300 km yükseklikte , O konsantrasyonu O2 konsantrasyonunu aşar . zaten 100 kez ve 700 km yükseklikte 10.000 kez. Yaklaşık 200 km yükseklikte , O konsantrasyonu PM E konsantrasyonu ile karşılaştırılabilir hale gelir ve ardından 200 km ila yaklaşık 600 km arasındaki rakımlarda atomik oksijen atmosferin ana bileşeni haline gelir. 600 km yüksekliğe ulaştıktan sonra ve yaklaşık 2000 km'ye kadar , en yüksek konsantrasyon

Pirinç. 2.1

atmosferik iyonlaşma

Şimdiye kadar, atmosferik havanın bileşimi hakkında konuşurken, yalnızca elektriksel olarak nötr atomları ve molekülleri hesaba kattık. Bununla birlikte, atmosferde onlarla birlikte yüklü parçacıklar vardır - atomik ve moleküler iyonlar ve serbest elektronlar. Atmosferde nötr parçacıklardan çok daha az iyon ve elektron vardır; konsantrasyonları IO 12'yi geçmez m -3 .

Atmosferin yüzey tabakasında (3-5 km yüksekliğe kadar) hava, kozmik ışınlar ve yer kabuğundan atmosfere giren radyoaktif gazlar ile iyonize edilir . Kozmik ışınlar, tüm troposfer ve tüm stratosfer içindeki ana hava iyonlaştırıcısıdır. 20–30 km rakımlarda oluşturdukları iyon ve elektronların konsantrasyonu IO 9'a ulaşır. m -3 .

50 km'nin üzerindeki rakımlarda (mezosferde, termosferde, ekzosferde), atmosferin ana iyonlaştırıcısı, spektrumun ultraviyole ve x-ışını kısımlarında (ultraviyole ve x-ışını radyasyonu) güneş radyasyonudur . Radyasyonun etkisi altında, fotoiyonlaşma süreçleri meydana gelir :

X + y→× + + e.         (2.1)

Nötr bir X parçacığı (atom veya molekül) bir foton γ soğurur, pozitif bir X iyonu ile sonuçlanır + ve serbest elektron e.

Reaksiyonun (2.1) gerçekleşmesi için, bir fotonun nötr bir parçacıktan bir elektron koparmaya yetecek enerjiye sahip olması gerekir . Foton enerjisi ε ise bu reaksiyon imkansızdır. daha az enerji Wi , X parçacığının iyonlaşma enerjisi olarak adlandırılır . Reaksiyonun (2.1) uygulanması için gerekli koşul şu şekildedir:

ε≥ Wr         (2.2)

foton enerjisi ε, dalga boyuna sahip radyasyondan alınır L eşittir hc∕λ, burada A = 6.63 • IO 34 ־ J • s, Planck sabitidir, s = 3 IO 8 m/s ışık hızıdır. Bu nedenle, koşul (2.2) şu şekli alır:

λ<hc ∣ Wr (2.3 )        

eğer W ben elektronvolt cinsinden ve L nanometre cinsinden ölçülürse, koşul (2.3) şu şekilde yeniden yazılabilir: L ≤ 1250/ W i . Bu koşulun gerekli olduğunu, ancak reaksiyonun (2.1) gerçekleşmesi için hiçbir şekilde yeterli olmadığını not ediyoruz . İyonlaşma enerjisine eşit veya daha büyük bir enerjiye sahip olan her foton, yakınında uçan X parçacığını iyonize etmez . İyonlaşma eylemleri yalnızca belirli bir olasılıkla gerçekleşir .

Moleküler oksijen O 2 için iyonlaşma enerjisi W ben = 12 eV (ve bu nedenle radyasyon dalga boyu 104 nm'den fazla olmamalıdır ). Moleküler nitrojen N 2 için iyonlaşma enerjisi W ben = 15 eV (yani dalga boyu 83 nm'yi geçmemelidir ). Ultraviyole radyasyonun dalga boyları 10 ila 400 nm , görünür radyasyon - 400 ila 740 nm, X-ışını - IO -5 arasındadır . 10 nm'ye kadar . Gördüğümüz gibi, O2'nin fotoiyonlaşması için veya N 2 kısa dalga boylu ultraviyole radyasyon gereklidir, buna sert veya uzak ultraviyole radyasyon denir.

İyonlaştırıcı foton yeterince sert çıkarsa (ε, W i'den çok daha büyüktür ), daha sonra fazla enerji ortaya çıkan elektron tarafından taşınacaktır. Ve eğer bu elektronun enerjisi (buna fotoelektron denir ) yeterince büyük çıkarsa, ortaya çıkan nötr bir parçacıktan yeni bir elektron koparabilir . Bu nedenle, fotoiyonlaşma ile birlikte, bir fotoelektron nötr bir parçacıkla çarpıştığında çarpma iyonlaşması meydana gelebilir .

Yaklaşık 200–250 km'yi aşmayan rakımlarda, yalnızca O 2 , NJ, O + iyonları değil , aynı zamanda nitrojen oksit NO + iyonları da nispeten büyük miktarlarda üretilir . Atmosferde bu iyonların oluşumunun iki yolunu not edelim. Birinci yolda , ilk önce N2 molekülünün fotoiyonizasyonu gerçekleşir :

N 2 + / → NJ ÷ e,

ve daha sonra NJ moleküler iyonu , NhN* atomlarına parçalanmasının bir sonucu olarak ayrışma rekombinasyonuna katılır. ( yıldız işareti, atomun uyarılmış bir durumda ortaya çıktığını gösterir):

NJ+e → N+N*.

Atomik nitrojen, moleküler nitrojenden farklı olarak son derece aktiftir ; bir oksijen molekülü O 2 ile etkileşime girdiğinde nitrik oksit görünür:

N + Ö 2 → HAYIR + O.

Nitrik oksit molekülünün fotoiyonizasyonu, NO + iyonunun ortaya çıkmasına neden olur :

HAYIR + ∕→ HAYIR + + e.         (2.4)

Nitrik oksit molekülünün iyonlaşma enerjisinin Wi = 9.6 eV olduğuna ve bu nedenle iyonlaşmanın 130 nm'ye kadar radyasyon dalga boylarında mümkün olduğuna dikkat edin .

NO + iyonlarının ikinci oluşum yolu daha doğrudandır . Bu iyonlar, sözde iyon-moleküler reaksiyonlarda görünebilir (eskiden bunlara yük değişim reaksiyonları veya yük transfer reaksiyonları deniyordu ): Bu tip iki reaksiyondan bahsediyoruz:

NJ +O2 → OJ + N2 ;         (2.5)

NJ+O→HAYIR + +N.         (2.6)

Bu reaksiyonlarda yüklerin ne oluşumu ne de yok oluşları gerçekleşmez, sadece yeniden dağıtılırlar.

500 km yükseklikten başlayarak He + iyonlarının oranının hızla arttığına ve baskın hale geldiğine dikkat edin. ve karşılık gelen atomların fotoiyonizasyonu sırasında oluşan H + . Ve 2000 km yükseklikten itibaren sadece H + iyonları yani protonlar hakimdir.

Sonuç olarak, Dünya'nın iyonosferinin fotoiyonlaşma ve çarpma iyonlaşması sonucunda ortaya çıkmasının atmosferdeki nötr parçacıkların varlığından kaynaklandığına dikkat edelim. Dünya nötr bir atmosfere sahip olmasaydı, parçacık enerjisi 1 eV mertebesinde ve IO 8 - IO 12 konsantrasyonuna sahip soğuk iyonosferik plazma olmazdı. m -3 . Bunun yerine , iyonosferik yüksekliklerde yalnızca 1 keV mertebesinde enerjiye ve IO3 mertebesinde konsantrasyona sahip parçacıklar mevcut olacaktır. m -3 tek kaynağı güneş rüzgarı olacaktır.

iyonosferin tanımı

"İyonosfer" terimini kelimenin tam anlamıyla "iyon içeren bir küre" olarak deşifre edersek, o zaman tüm atmosfere iyonosfer adı verilmelidir. Bununla birlikte, iyonosferi, 50 km'den başlayan rakımlarda , yani sadece troposferin üzerinde değil,

atmosfer olarak anlamak gelenekseldir.

ry, ama aynı zamanda stratosfer. Konunun geçmişine bakılarak bu konuda bir açıklama yapılabilir.

Geçen yüzyılın başında, İngiliz fizikçi Oliver Heaviside (1350-1925 ) ve Amerikalı elektrik mühendisi Arthur Kennelly (1861-1939) bağımsız olarak , Dünya çevresinde radyo dalgalarını bir tür ayna gibi yansıtabilen iyonize bir atmosfer tabakası olduğunu öne sürdü. Önce Heaviside-Kennely tabakası , sonra iyonosfer olarak adlandırıldı . Radyo dalgalarını yansıtan bir katmanın varlığı deneysel olarak 1920'lerde doğrulandı .

Ионосфера

(Масштаб не соблюден)

Рис. 2.2

ışık ışınlarına etki ettiği gibi, radyo dalgalarına etki eden dev bir küresel kapasitörün plakaları gibi davranır. Dönüşümlü olarak iyonosferik katmandan ve dünyanın yüzeyinden yansıyan radyo dalgaları, yüzlerce ve binlerce kilometrelik büyük sıçramalarla dünyanın etrafında dolaşabilir ve böylece binlerce kilometreyi aşabilir (Şekil 2.2). Bilim adamları, iyonosferin radyo darbeleriyle sondajına dayanarak , iyonosferin içinde birkaç "elektronik aynanın" - radyo dalgalarını yansıtan katmanlar - bulunduğu sonucuna vardılar. Bu katmanlar , Dünya yüzeyinden kademeli olarak ayrılma sırasına göre /)-katmanı, E-katmanı, E-katmanı olarak adlandırılmıştır .

Geçen yüzyılın ikinci yarısında başlayan roketler ve yapay dünya uyduları yardımıyla iyonosfer araştırmaları, belirgin iyonosferik katmanların olmadığını , ancak elektron konsantrasyonunda yükseklikle monoton bir değişim olduğunu gösterdi. 300-350 km rakımlarda ana maksimum. Bazı yüksek irtifa alanlarında radyo dalgalarının yansımasının artması gerçeği, belirli elektronik yansıtıcı katmanlarla değil , yükseklikle birlikte yansıma koşullarındaki bir değişiklikle ilişkilidir. Basitçe söylemek gerekirse, farklı "katmanlar" (farklı yükseklikler), radyo dalgalarının yansımasıyla ilişkili süreçlerin farklı fiziğine karşılık gelir. Bu nedenle günümüzde iyonosferden bahsederken "katman" terimi yerine "alan" kelimesini kullanıyorlar.

İyonosfer, yüksekliğe göre bölgelere ayrılır:

• от 50 до 90 км
• от 90 до 150 км
• от 150 до 220 км от 220 до 450 км выше 450 км
• bölge D,
• alan E,
• bölge F1 , _
• bölge F2 , _
• dış iyonosfer bölgesi.

Ancak "iyonosfer" kavramının tanımına geri dönelim. Söylendiği gibi, atmosferde radyo dalgalarının yayılmasıyla ilgili çalışmalarla bağlantılı olarak ortaya çıktı . Dağılımları, atmosferdeki iyonların değil, serbest elektronların konsantrasyonundan etkilenir. Radyofizik açısından iyonosfer , serbest elektron konsantrasyonunun çok düşük olduğu yerde sona erer. 50-60 km'den başlayarak rakım azaldıkça , bu elektronların nötr parçacıklara "yapışması" ( negatif iyonların oluşmasıyla ) nedeniyle atmosferdeki serbest elektronların konsantrasyonu hızla azalmaya başlar . Bu işlem ne kadar aktifse, hava yoğunluğu o kadar fazladır. Zaten yaklaşık 50 km yükseklikte , elektron yoğunluğu sadece IO 7'dir. pratik olarak radyo dalgaları tarafından algılanmayan m -3 .

Yani, şimdi iyonosfer kavramının bir tanımını verebiliriz . İyonosfer, üst atmosferin , serbest elektron konsantrasyonunun, radyo dalgalarının yayılması üzerinde gözle görülür bir etkiye sahip olmak için yeterli olduğu kısmıdır . Serbest elektronların konsantrasyonu IO 7'den yüksek olmalıdır m -3 .

İyonosferin yapısı: Serbest elektronların yükseklik dağılımı

İyonosferin yapısı, serbest elektronların ve iyonların yükseklik boyunca dağılımı ile karakterize edilir. Elektronların dağılımı ile başlayalım. Bunun için Şekil'e dönelim. h yüksekliği ile nasıl değiştiğini gösteren 2.3 elektron konsantrasyonu n.Eğri 1 gündüz için elde edilen ve eğri 2 - gece için. Görülebileceği gibi, gündüz konsantrasyon n, gece konsantrasyondan bir büyüklük sırası veya daha yüksektir . Her iki eğri de maksimum

elektron yoğunluğunu gösterir. Gün boyunca, maksimum konsantrasyon w 1 max = IO 12'ye eşittir m -3 ve A 1 = 350 km yükseklikte düşer ; geceleri - n ^ sa \u003d IO 11 m -3 ve h 2 = 400 km yükseklikte düşer . Gördüğümüz gibi, iyonosferdeki elektronların yükseklik dağılımı gün boyunca önemli ölçüde değişir ki bu oldukça anlaşılır bir durumdur, çünkü güneş radyasyonu nedeniyle atmosferin fotoiyonlaşması gündüz meydana gelir ve gece meydana gelmez.

H, km

Pirinç. 2.3

Ayrıntılara girmeden, iyonosferin sürekli değiştiğini not ediyoruz. Günlük değişikliklere ek olarak, iyonosferde diğer düzenli değişiklikler de gözlemlenir: mevsimsel (mevsimlerin değişmesiyle ilişkili), enlemsel (gözlemci meridyen boyunca hareket ettiğinde) ve uzun vadeli güneş aktivitesi döngüleriyle ilişkilidir. Ayrıca güneş patlamalarının neden olduğu iyonosferde düzensiz bozulmalar gözlemlenir .

7 ve 2'deki Eğriler . 2.3, yazın nispeten sakin Güneş döneminde orta enlemler için tipiktir.

İyonosferin yapısı: iyonların yükseklik dağılımı

İyonosferdeki iyonların yükseklik dağılımına dönersek, öncelikle D bölgesinin özelliklerini not ediyoruz. ( 50 ila 90 km arasındaki yükseklikler). İlk olarak, pozitif iyonlarla birlikte negatif iyonların (örneğin, NO; ve NOp iyonları) burada da gözlenmesi ve ikinci olarak (H20 ) nH + tipi karmaşık iyonların oluşması gerçeğinden oluşur. bu bölgede. veya (H 2 O) n NO + , bağlayıcı iyonlar olarak adlandırılır . Bunlar H + iyon demetleridir. veya bir, iki veya daha fazla H 2 O molekülü ile NO + C.

D bölgesinin üzerinde olmasına dikkat edelim. bağ iyonları veya negatif iyonlar yoktur. 100 km ve üzeri tüm iyonlar pozitiftir. 100 ila 600 km arasındaki yükseklik dağılımları, Şekil 1'i karakterize eder. 2.4. Bu şekildeki eğriler kesinlikle belirli düzenliliklerin grafikleri değil, üzerlerinde belirtilen iyonlara karşılık gelen bölümleri ayıran sınırlardır. Rakamı kullanarak , belirli bir yükseklikteki tüm iyonların içeriğine göre yüzde olarak ifade edilen konsantrasyonunun yüzdesini belirli bir iyon için seçilen herhangi bir yükseklik için belirlemek mümkündür .

Örnek olarak 200 km'lik bir rakımı seçtikten sonra, AF düz çizgi segmentini ele alalım . Eğriler onu beş bölüme ayırır: AB ( % 48'ini kaplar ve O + iyonlarının oranını verir ), BC ( %7 yer kaplar - bu, N + iyonlarının oranıdır ), CD (%10 - NJ iyonlarının oranı), DE (%15 - NO + iyonlarının oranı ), EF (%20 - OJ iyonlarının oranı) ).

Şek. Tablo 2.4'ten , 100 ila 130 km arasındaki rakımlarda (yani t bölgesi içinde), atmosferin iyonik bileşiminin D bölgesine kıyasla önemli ölçüde basitleştiği sonucu çıkar. Burada iyonik bileşim aslında sadece OJ ve NO + iyonları ile temsil edilmektedir. yaklaşık olarak eşit konsantrasyonlarda. Yükseklik arttıkça , NJ ve N + iyonları da ortaya çıkar , ancak O + iyonlarının konsantrasyonu özellikle güçlü bir şekilde artar , bu da 200 km yükseklikte neredeyse NO + iyonlarının konsantrasyonlarının toplamına eşit hale gelir . ve OJ. İkincisinin konsantrasyonu yükseklikle azalır, böylece maksimum elektron yoğunluğunun yakınında, yaklaşık 350 km yükseklikte , O + iyonlarının bağıl konsantrasyonu %90'a kadar artar . 400 km'de moleküler iyonlar tamamen yoktur, ancak O + iyonları ile birlikte He + iyonları ortaya çıktı ve ardından H + iyonları , yani protonlar . Yüksekliğin daha da artmasıyla , protonların fraksiyonu gittikçe artacaktır.

Aşağıdan, iyonosfer 50-60 km'lik yüksekliklerle sınırlıdır. Ve iyonosferin üst sınırı ne olarak düşünülmelidir ? Dünya atmosferinin üst sınırı konusunda kesinlik olmadığı gibi , bu konuda da genel bir anlaşma yoktur . İyonosferin üst sınırı olarak, örneğin H + iyonlarının baskın olmaya başladığı yükseklikler düşünülebilir . (protonlar), yani 1000 km mertebesindeki yükseklikler . Üst iyonosferin daha da yüksekte bulunan bölgesi genellikle protonosfer olarak adlandırılır .

İyonosferdeki temel fiziksel ve kimyasal süreçler

İyonosfer, değişiklikleri doğada çoğunlukla düzenli olduğundan ve aynı zamanda ana maksimum parametreler ,¾ max , wj nax , h v h 2 olduğundan, genel olarak kararlı kabul edilebilir. (Şekil 2.3'ü hatırlayın). İyonosferin varlığının sadece iyonlaşma süreçlerinin sonucu olarak kabul edilemeyeceği açıktır . İyonosfer, içinde meydana gelen üç ana fiziksel ve kimyasal süreç nedeniyle var olur: fotoiyonizasyon , iyon-moleküler reaksiyonlar ve rekombinasyon. Bu süreçler, iyonların yaşamındaki üç aşamaya karşılık gelir: doğum, dönüşüm ve yok olma . Bu süreçlerin toplamı, etkileşimleri - tüm bunlar iyonosferde gözlemlenen çeşitli durumlar yaratır.

Ek olarak , elektronların ve iyonların uzayda hareketi ile ilgili difüzyon süreçleri de önemlidir. Bu süreçlerin rolü, yaklaşık 300 km'ye kadar olan rakımlarda nispeten küçüktür , ancak 300-400 km arasındaki rakımlarda atmosferin çok güçlü seyrelmesi ile artar. Bu kitapta havacılık konularını ( dünyanın üst atmosferinin modern yapısı ve fiziksel kimyası bilimi ) derinlemesine inceleyemeyeceğimiz için , sadece yukarıda belirtilen üç fizikokimyasal sürece dikkat ederek difüzyonu dikkate almayacağız .

Fotoiyonizasyon süreçleri ile zaten tanıştık. Bazı iyon-moleküler reaksiyonlar (yeniden şarj reaksiyonları) da devraldı [bkz. (2.5) ve (2.6)]. Bunları üç tane daha iyon-moleküler reaksiyonla destekleyelim :

NO + hO 2 iyonlarının çoğunlukla iyonosferdeki iyon-moleküler reaksiyonlarda oluştuğuna dikkat edelim . Özellikle H + protonlarının oluşumuna dikkat ediyoruz. birçok araştırmacının Dünya'nın plazma küresinin varlığının nedeni olarak gördüğü reaksiyonda (2.7) .

Aşağıdaki rekombinasyon reaksiyonlarına ( iyonların yok olduğu reaksiyonlar) dikkat edelim:

• üçlü çarpışmalarda rekombinasyon

X + + e+ M→X÷M;         (2.10)

• ışınımsal rekombinasyon ׳ .

(2.11)

X + + g → X + K

- moleküler iyonların ayrışmalı rekombinasyonu

(2.12)

XY + ÷ e → (XY)* → X* + Y.

(2.10) reaksiyonunda , pozitif bir iyon bir elektronla birleşir ve nötr bir parçacık ortaya çıkar. Burada neden M ile gösterilen üçüncü bir parçacığa ihtiyaç var? Herhangi bir rekombinasyonda olduğu gibi, bir iyona bir elektron bağlandığında, daha önce iyonlaşma için harcanan enerji açığa çıkar . Rekombinasyon sırasında açığa çıkan enerjiyi almak için M parçacığına ihtiyaç vardır. Bu reaksiyonda kimyasal bir dönüşüme uğramadığı için ne tür bir parçacık olduğu önemli değildir .

Reaksiyon (2.11), fotoiyonizasyon reaksiyonuna ( 2.1) göre terstir . Burada pozitif bir iyon bir elektronla birleştiğinde nötr bir parçacık ve bir foton doğar. Rekombinasyon sırasında açığa çıkan enerji foton tarafından taşınır.

Reaksiyonda (2.12) moleküler iyon XY + bir elektronla, önce uyarılmış bir nötr molekül (XY)* doğar; rekombinasyon sırasında salınan enerji molekülü uyarmak için kullanılır. Uyarılmış bir molekül kararsızdır ve hemen kendisini oluşturan atomlara ayrışır ve bunlardan biri uyarılabilir. Atomlar, rekombinasyon sırasında salınan enerjiyi yanlarında alarak uçarlar .

Rekombinasyon sırasında salınan enerjinin uzaklaştırılması için yollardaki farklılıktan dolayı, reaksiyonların olasılıkları farklı çıkıyor . En yüksek olasılıkla , ayrışma rekombinasyonu reaksiyonu meydana gelir ve en düşük olasılıkla, rekombinasyon reaksiyonu üçlü çarpışmalarda meydana gelir .

İyonosfer için, moleküler iyonların aşağıdaki üç ayrışma rekombinasyonu reaksiyonu çok önemlidir:

HAYIR + + e → (HAYIR)' → N* + О;         (2.13)

O 2 + e→(O 2 )* →O*+O;         (2.14)

NJ+e→(N 2 )* →N* + N.         (2.15)

Fotoiyonlaşma, iyon-moleküler reaksiyonlar, ayrışma rekombinasyonu, ana nötr parçacıkların 100 ila 300 km ( N 2 Ve

O2 _ ve O atomları). Fotoiyonizasyon iyonları üretirken ayrışma rekombinasyonu onları yok eder. Fotoiyonizasyon ve rekombinasyon iki karşıt süreç olarak hareket eder. Ya "doğrudan" ya da bir ara bağlantı - iyon-moleküler reaksiyonlar (yeniden yükleme işlemleri) kullanılarak karşı çıkarlar. İyonosferdeki elektron konsantrasyonunun neden geceleri gündüze göre çok daha zayıf olduğu açıktır. Gerçekten de geceleri, rekombinasyon süreçleri işlemeye devam ederken, fotoiyonlaşma süreçleri yoktur.

Rekombinasyon işlemlerinin tam olarak başarıya ulaşmadığı doğrudur - gece elektron konsantrasyonu 10 kat veya daha fazla azalsa da, yine de serbest elektronlar tamamen kaybolmaz. Bu, elektronları gece iyonosferine besleyen bazı işlemlerle kolaylaştırılır . Bunlar , örneğin, parçacıkların bir kısmının (serbest elektronlar dahil) iyonosferin aydınlatılmış kısmından aydınlatılmamış kısmına hareketine yol açan difüzyon işlemlerini içerir. Bu durumda, iki faktör önemli bir rol oynar: üst atmosferde güçlü yatay rüzgarların varlığı ve seyrelmesi , iyonlarla yayılan elektronlarla karşılaşma olasılığının azalması nedeniyle. Kozmik ışınlar için iyonosferin Güneş ışınlarıyla aydınlatılıp aydınlatılmaması fark etmez. Ayrıca, güneş radyasyonuyla karşılaştırıldığında çok ciddi olmasalar da iyonlaştırıcılardır . Sonuç olarak, gece iyonosferini elektronlarla besleyen bir kaynaktan daha bahsedelim. Bu, şu anda aktif olarak geliştirilen dağınık radyasyon hipotezini ifade eder . Bu hipoteze göre, gece iyonosferinde, fotonlar tarafından fotoiyonizasyon doğrudan değil, atmosfer tarafından saçılan güneş radyasyonu ile gerçekleşir.

2.2. GÜNEŞLİ RÜZGAR

VE DÜNYANIN MANYETOSFERİNİN OLUŞUMU

güneşli rüzgar

Dünya, Güneş'e nispeten yakındır - çapının yalnızca yüz kadarıdır. Bir yandan bu sevindirici bir durum olarak görülmelidir çünkü Güneş, Dünya'da gerçekleşen tüm süreçleri besleyen önemli bir enerji kaynağıdır. Öte yandan, Güneş'e yakınlık yaratır

2. dünyanın manyetosferinin oluşumu bir tehlike faktörüdür , çünkü kendimizi armatürümüzü yayan her şeyin oldukça güçlü bir etkisi altında buluruz. Ve ilk olarak elektromanyetik (ışık) radyasyon ve ikinci olarak yüklü parçacık akışları yayar - elektronlar, protonlar ve küçük bir ölçüde alfa parçacıkları. Bu parçacıkların akışları, güneş koronasının plazmasının çıkışını temsil eder. Bunlara güneş rüzgarı denir .

Güneş rüzgarının varlığı nedeniyle, Güneş her saniye yaklaşık bir milyon ton madde kaybeder. Güneş rüzgarının yoğunluğu, sözde yavaş ve hızlı parçacık akışlarının yoğunluklarının toplamıdır. Birincisi 300–400 km/s hızlarla karakterize edilirken, ikincisi 600–700 km/s hızlarla (dünyanın yörüngesi seviyesinde) karakterize edilir. Yavaş akışlar durağandır, güneş tacının (1≈3)∙ IO 6 sıcaklığa sahip “sakin” kısmı tarafından üretilirler. K. Hızlı akışlar kararsızdır; 27 günlük bir süre (Güneş'in kendi ekseni etrafında dönme süresi) ile çalışırlar . Bu akışlar "koronal delikler" (koronanın yaklaşık 8 ־ IO 5 daha düşük sıcaklığa sahip bölgeleri) ile ilişkilidir. K) ve Güneş'in manyetik alanının yapısı ile. Güneş rüzgarı parçacıklarının Dünya'nın yörüngesi seviyesindeki ortalama konsantrasyonu yaklaşık olarak IO 7'dir . m -3 . Güneş rüzgarında protonlar 100-200 eV, elektronlar ise 10-20 keV enerjiye sahiptir.

"Güneş rüzgarı" teriminin tamamen başarılı olmadığı belirtilmelidir. Güneş yelkenlerini uzay uçuşlarında kullanmanın hala fantastik projeleri düşünüldüğünde , bu yelkenlerin güneş rüzgarı tarafından şişirileceğini varsaymak doğal görünüyor . Uzay yelkenlisinin güneş rüzgarı basınç kuvvetinin, yani güneş elektronundan gelen basınç kuvveti ve proton akışlarının etkisi altında hareket etmesi gerektiği ortaya çıktı . Ancak gerçekte, güneş ışığının basınç kuvveti ( Güneş'in elektromanyetik radyasyonu), güneş rüzgarının basınç kuvvetinden birkaç bin kat daha fazladır . Her zaman Güneş'ten uzağa yönlendirilen kuyruklu yıldızların kuyrukları, güneş rüzgarı değil, ışık basıncı nedeniyle oluşur.

Güneş'in elektromanyetik radyasyonunun ve güneş rüzgarının etkisi altındadır . Atmosfer onu güneş ışınlarından korur. Güneş radyasyonunun bir kısmının (yaklaşık üçte birinin) hemen uzaya yansıdığı ve diğer kısmının atmosfer ve dünya yüzeyi tarafından emildiği bir radyasyon dengesinin kurulmasını sağladığını söylemek daha doğrudur. , sonunda kızılötesi radyasyonun kendisine dönüşüyor

Рис. 2.5

предполагается в данном случае но к плоскости земной орбиты).

Dünya da uzaya gitsin. Atmosferin ozon tabakası, kelimenin tam anlamıyla, Dünya'yı vahşi yaşam için zararlı olan 320 nm'den daha düşük dalga boylarına sahip sert radyasyondan koruyan bir kalkan görevi görür . Ancak atmosfer, Dünya'yı güneş rüzgarından korumaz.

Soru açık: gezegenimizi güneş rüzgarından koruyan nedir? Ondan Dünya'nın manyetosferi tarafından korunur . Dünyanın manyetosferi nedir? Her şeyden önce, güneş rüzgarının etkisi altında , Dünya'ya yakın uzayda bir tür jeomanyetik boşluğun ortaya çıktığını not ediyoruz .

Güneş rüzgarının etkisi altında bir jeomanyetik boşluğun oluşumu

Sadece yarım yüzyıl önce, dünyanın manyetosferinin manyetik alanının bir çubuk mıknatısın alanına veya aynı şey olan düzgün yüklü bir topun alanına benzediğine inanılıyordu (bkz. 2.5 ). Ancak son araştırma

Dünyanın yapay uydularının fırlatılmasıyla başlayan jeomanyetik alanın, Şekil 1'de gösterileni gösterdi. 2.5 resim tamamen gerçek dışıdır.

Güneş rüzgarı, Dünya'nın manyetik alanının etrafında akar ve onu, içinde Dünya'nın manyetosferinin yoğunlaştığı bir tür jeomanyetik boşluğa doğru iter . Bu jeomanyetik boşluk, manyetik kuvvet çizgileriyle birlikte Şekil 1'de gösterilmektedir. 2.6, Güneş ve Dünya merkezlerini ve Dünya'nın manyetik ekseni NS'yi birbirine bağlayan düz bir çizgiden geçen bir düzlem tarafından bir kesitte (basit olması için, ikincisi dikey olarak yönlendirilmiştir - Kısa oklar şekilde gösterilmiştir)

güneş rüzgarı parçacıklarının akışının illüstrasyonu.

otuz/?

güneşli rüzgar

alan şeklinde bir “engel” ile karşılaştığında , bir pruva şok dalgası oluşur; ön kısmı Şekil 1'de gösterilmektedir. 2.6 aa eğrisi şeklinde . Güneş rüzgarı, olduğu gibi, gündüz tarafından jeomanyetik alana baskı yapar; burada jeomanyetik boşluk (ve dolayısıyla manyetosfer), yaklaşık on Dünya yarıçapı R'ye eşit bir mesafe boyunca uzanır. ( R = 6370 km olduğunu hatırlarsak bu 60-70 bin km). Gece tarafında, jeomanyetik alanın çizgileri Dünya'dan çok uzakta reddedilerek çok uzun bir manyetosferik kuyruk oluşturuyor. Burada, Dünya'nın manyetosferi, yüzlerce Dünya yarıçapıyla (bir milyon kilometreden fazla) ölçülen bir mesafe boyunca uzanır.

Güneş rüzgarının etkisi altında oluşan jeomanyetik boşluğun sınırı, Şekil 1'de gösterilmektedir. 2.6 kesikli çizgi. Buna manyetopoz denir . Dünyanın manyetosferini dış alanlardan ayırır . Manyetosfer etrafında akan güneş rüzgarı parçacıkları tarafından oluşturulan manyetopoz boyunca bir akım akar. Manyetopozun konumu, güneş rüzgarının basıncı ile manyetosferik alanın basıncı arasındaki denge ile belirlenir. Manyetopozun kalınlığı yaklaşık 200 km'dir. Bu kalınlıktaki bir tabakada güneş rüzgarının getirdiği manyetik alandan Dünya'nın manyetik alanına geçiş vardır.

Güneş rüzgarı ile manyetosfer arasında keskin bir sınır yoktur. Şok dalgası cephesi ile manyetopoz arasında, manyetosferden yansıyan güneş rüzgarı parçacıklarından oluşan geniş bir geçiş bölgesi vardır . Bir yandan manyetosferde ve diğer yandan güneş rüzgarı plazmasında alanlar nispeten kararlı ve düzenliyse, o zaman geçiş bölgesinin içinde manyetik alan türbülanslı bir karakter sergiler, hem yoğunluk hem de yoğunluk olarak sürekli değişir . yönünde.

Jeomanyetik boşluktaki manyetik alan çizgilerinin doğasına dikkat edelim . Yaklaşık 3-4 Dünya yarıçapına kadar, düzgün yüklü bir kürenin manyetik alanı korunur. Alçak enlem alan çizgilerinden oluşur.

alanın yapısı önemli ölçüde değişir. Aynı zamanda, dünyanın gündüz tarafında, yüksek enlemlerde bile, manyetik çizgiler kapalı ve manyetik dipol çizgilerine yakın kalır , ancak gece tarafında, kapalı manyetik çizgilerle birlikte (düşük ve çok yüksek olmayanlar için) enlemler), aynı zamanda açık yüksek enlem çizgileri de gözlemliyoruz. İkincisi, Kuzey Yarımküre'deki kutup bölgelerine girer ve Güney Yarımküre'deki kutup bölgelerini terk eder. Uzun manyetosferik kuyruğu oluşturanlar onlardır.

Jeomanyetik alanın gezegenle birlikte döndüğünü unutmayın . Bu nedenle, yüksek enlem alan çizgilerinin her birinin konfigürasyonu gün boyunca sürekli değişir - sabah saatlerinde kapalı yarı dipol çizgilerden akşam ve gece saatlerinde manyetosferik kuyruğa uzanan açık çizgilere dönüşür .

Dünyanın sabah ve akşam taraflarında bulunan manyetosferdeki sözde nötr noktalar özellikle ilgi çekicidir . Jeomanyetik alanın kuvvet çizgileri burada ayrışıyor gibi görünüyor - bazıları gündüz tarafında yakınken , diğerleri manyetosferin kuyruğuna giriyor . Nötr noktalar bölgesinde, manyetopozda tuhaf "yarıklar" vardır. Bu alanlar genellikle İngilizce doruk sözcüğüyle anılır , huni şeklinde bir yapı anlamına gelir.

manyetosferik kuyruk

Çok uzun zaman önce, birçok kişi manyetosferik kuyruğun kalınlığının Dünya'dan uzaklaştıkça kademeli olarak azaldığını varsaydı. Diğer bir deyişle, manyetosferin kuyruğunun dış şekli yeşil tüylü bir soğana benzetilmiştir. Uydular ve uzay sondaları yardımıyla manyetosferik kuyruğun bir bütün olarak neredeyse silindirik bir şekle sahip olduğu bulundu; çapı yaklaşık 307? (yaklaşık 200 bin km). Böyle bir "silindirin" uzunluğu birkaç milyon kilometreye ulaşır (kuyruk Ay'ın yörüngesinin ötesine uzanır).

Manyetosferik kuyruk iki simetrik lobdan oluşur. Kuyruğun güney lobunda , manyetik kuvvet çizgileri Dünya'dan uzağa ve kuzey lobunda Dünya'ya doğru yönlendirilir. Bu, Şekil l'de açıkça görülmektedir. 2.6. Ayrıca, her lobun içinde manyetik alanın tek tip bir alana yakın olduğunu gösterir.

Manyetosferik kuyruğun kuzey ve güney lobları arasında , içinde neredeyse hiç manyetik alanın olmadığı bir bölge olan nötr katman vardır . Manyetik alanın farklı yönlerine sahip payları ayırır. Bu katmanın kalınlığı yaklaşık 3R'dir . (yaklaşık 20.000 km). Şek. 2.6 nötr katmanın kesiti gölgeli olarak gösterilmiştir.

IOO

yönündeki tabaka genişliğinin, per-

şeklin düzlemine dik, mıknatıs silindirinin çapına eşit

Рис. 2.7

ЗОЯ s

∕β± ДЬ / ħ ДЬ ЛЧ Д| Д|1
f !Ду чДр ІД> y∑r ¾3f ¾ Jf ⅜Sf VBf VJr VZr VJf ן
φφφφφ(>φφθφφ/

t ⅝
1Д> ^Sr V г Чг Чг VZr VEf
∕T⅝ /7\        4 Ч ∕T⅝        f7∖

^^□f ^Cf V 7 'Sr ѴБ?
ффофф

ѳоѳѳ
ѳѳѳоѳѳѳ
ѳѳѳѳоѳѳѳѳ
ѳѳѳѳѳоѳѳѳ®
® ѳ® ® ©о® ® ѳ®©)

IN

нитосферного хвоста, т. е. составляет примерно ЗОЛ Это хорошо видно на рис. 2.7, где схематически показано сечение магнитосферного хвоста в плоскости, перпендикулярной к прямой, проходящей через центры Солнца и Земли. (Заметим, что на рис. 2.6 сечение этой плоскости есть прямая bb.) Воображаемый земной наблюдатель «видит», что силовые линии в северной доле хвоста направлены на него, а в южной доле — от него. Магнитопауза на рис. 2.7 показана штриховой линией. Вблизи нейтрального слоя (показан штриховкой) она, естественно, практически отсутствует.

plazmaküre

Güneş rüzgarının etkisi altında jeomanyetik alanda oluşan jeomanyetik boşluğun geometrisini düşündük . Bununla birlikte, jeomanyetik boşluk henüz Dünya'nın manyetosferi değildir. Dünyanın manyetosferinden söz edebilmek için jeomanyetik boşluğu proton-elektron plazması ile doldurmak gerekir .

Bu plazmanın kaynağı nedir? Görünüşe göre bu sorunun cevabı oldukça açık. Sonuçta, iyonosfer jeomanyetik boşluğun içinde bulunur . Orada, yeterince sert güneş radyasyonunun etkisi altında , atmosferin moleküllerinin ve atomlarının fotoiyonlaşma süreçleri gerçekleşir - (2.1) 'i hatırlıyoruz. En önemli reaksiyonlar şunlardır:

(2.16)

(2.17)

(2.18)

N 2 + ץ → N 2 + e;

O 2 + χ → O 2 + e;

O + e → O + + 2e.

, çarpma iyonizasyonu süreçlerinde gerçekleşir :

N 2 +e→NJ+2e;         (2.19)

O 2 + e → O+ + 2e;         (2.20)

O + e→O + +2e.         (2.21)

İşlemler (2.16)-( 2.21 ) en çok 100-300 km rakımlarda etkilidir, bu nedenle Dünya'yı çevreleyen en yoğun iyonosferik plazma tabakası buradadır ( IO io -IO 12 konsantrasyonuyla) m -3 ). Elektronların ve iyonların dağılımları Maxwellian olduğundan ve karşılık gelen sıcaklıklarla karakterize edilebildiğinden, bu plazma genellikle termal olarak adlandırılır. Aynı zamanda, iyonosferik plazma soğuk olarak adlandırılabilir , çünkü parçacıklarının ortalama enerjisi, manyetosferde bulunan diğer yüklü parçacıkların enerjisinden çok daha düşük olan yaklaşık 1 eV'yi geçmez.

Bununla birlikte, artan rakımla birlikte, soğuk iyonosferik plazma konsantrasyonu , 300 km yükseklikten başlayarak , OJ ve NO + iyonları kaybolur kaybolmaz , 400 km yükseklikten başlayarak NJ ve N + iyonları kaybolur , ve yaklaşık 1000 km'den başlayarak , O + iyonları ( Şekil 2.4'ü hatırlayın).

1000 km'den 15.000-20.000 km'ye kadar olan yüksekliklerden iyonosferik plazma, soğuk bir proton-elektron plazmasıdır. Buna plazmasfer denir . Bu, nispeten yüksek konsantrasyona sahip bir alandır (IO 9 - IO 10 m -3 ) iyonosfer kökenli proton-elektron plazması .

(2.7), bu plazmanın oluşumunda temelde önemli bir rol oynar :

O + + H → O + H + .

Proton oluşturan bu reaksiyon nedeniyle Dünya'nın yaklaşık üç yarıçapına kadar uzanan bir plazmaküre olduğu düşünülebilir . Reaksiyon (2.7) olmasaydı , iyonosferik soğuk plazma konsantrasyonu IO 7'ye düşerdi. m -3 zaten bir dünya yarıçapı mertebesinde yüksekliklerde.

Plazmaküreyi oluşturan iyonosferik proton-elektron plazmasının soğuk olmasına bir kez daha dikkat edelim .

ZOYA

güneşli rüzgar

1 eV'yi geçmediği sürece . Plazmakürenin dış sınırı ( plazmapause olarak adlandırılır), manyetosferin manyetik alan çizgileri tarafından oluşturulur , burada plazma parçacıkları konsantrasyonu keskin bir şekilde IO 5'e düşer. m -3 . Şek. 2.8 plazma küresi çift tarama ile gösterilmiştir. Plazmasfer, bir bütün olarak dünya ile birlikte döner.

1000 km'den 20.000 km'ye kadar olan yüksekliklerde dünyanın iyonosferinin bir devamıdır . Plazmakürenin soğuk plazması iyonlaşma kökenlidir ve güneş rüzgarının plazmasıyla hiçbir ilgisi yoktur.

Sıcak proton-elektron plazması jeomanyetik boşlukta nereden geliyor?

Bununla birlikte, jeomanyetik boşlukta, parçacık enerjisi 1 MeV'nin üzerinde olan sıcak bir proton-elektron plazması da vardır. Jeomanyetik boşlukta hemen hemen her yerde bulunur. Plazma kürenin bölgesi bile dahil . Buna rağmen, sıcak plazmanın kendisinin plazmaküre ile hiçbir ilgisi yoktur, çünkü kaynağı iyonlaşma değildir, yani üst iyonosferdeki süreçlerle ilişkili değildir. Sıcak proton-elektron plazması jeomanyetik boşlukta nereden geliyor ?

Böyle bir plazmanın görünümü, nötronların kozmik radyasyondan bozunması ile açıklanabilir. Elektriksel olarak nötr parçacıklar olan nötronlar, manyetopozdan serbestçe geçerler ve kendilerini jeomanyetik boşluğun içinde bulurlar. Burada nötron bir protona, bir elektrona ve bir elektron antinötrinoya dönüşür. Bütün bunlar böyle. Bununla birlikte, manyetosferin protonlar ve elektronlarla doldurulması, esas olarak güneş rüzgarı parçacıklarının jeomanyetik boşluğa nüfuz etmesinden kaynaklanmaktadır.

rüzgarı parçacıkları için geçilemez . Bununla birlikte, jeomanyetik boşluğa iki nötr noktadan girebilirler - doruklardaki "yarıklardan" geçebilirler. Ancak en önemli şey, güneş rüzgarı parçacıklarının manyetosferik kuyruktan jeomanyetik boşluğa girmesidir . Ve buradaki mesele sadece şu da değil, Dünya'dan uzaklaştıkça kuyruktaki manyetopoz yavaş yavaş zayıflıyor. Çok daha önemli olan, nötr tabakanın jeomanyetik boşluğun sınırına yaklaştığı yerde manyetopozun basitçe olmamasıdır (hatırlayın Şekil 2.7).

Sonuç olarak, manyetosferik kuyruğun güney ve kuzey lobları arasındaki nötr katman aktif olarak güneş rüzgarı parçacıklarıyla dolar ve sözde plazma katmanına dönüşür - üç Dünya yarıçapı kalınlığında bir sıcak proton-elektron plazması katmanı .

Bu plazmadaki elektronların enerjisi yaklaşık 0,5 keV ve protonlarınki yaklaşık 5 keV'dir. Gördüğümüz gibi, jeomanyetik boşluğa giren protonların enerjisi , Dünya'nın yörüngesi seviyesindeki güneş rüzgarı içindeki bu parçacıkların enerjisinden 10 kat, elektronların enerjisi ise 100 kat daha fazladır .

Dünyanın manyetosferinde meydana gelen süreçlerde temel olarak önemli bir rol oynayan plazma tabakası olduğunu vurguluyoruz . Ayrıntılara girmeden (malzemenin sunumunu karmaşıklaştırmamak için), jeomanyetik boşluğa giren güneş radyasyonu parçacıklarının plazma tabakası boyunca hareket ettiğini, Dünya'ya doğru hızlanarak radyasyon kuşağını doldurduğunu not ediyoruz. auroralar ve manyetik bozukluklar.

manyetik alanların yanı sıra elektrik alanlarının da varlığından kaynaklanmaktadır . Malzemenin sunumunu zorlaştırmamak için kendimizi bu gerçeği belirtmekle sınırlıyoruz.

Manyetosferin yapısı

Şek. Şekil 2.6, manyetik alan çizgileri boyunca jeomanyetik boşluğun bir kesitini göstermektedir . Şek. 2.8'de , jeomanyetik boşluk içindeki proton-elektron plazmasının belirli bölgelerinin şimdi vurgulandığı aynı bölüm tekrarlanıyor . Başka bir deyişle, Şekil. 2.8, yapısını gösteren dünyanın manyetosferinin bir bölümünü göstermektedir.

aa çizgisinin pruva şok cephesini ve kesikli çizginin manyetopozu (manyetosferin dış sınırı) gösterdiğini hatırlayın. Manyetosferik kuyruğun plazma tabakası kararmıştır. Çift tarama, plazmasferin bölgesini gösterir. Kuluçka, aynı zamanda auroral bölge olarak da adlandırılan sözde yarı-tuzak bölgesini işaretler . Bu bölge ile plazmakürenin bölgesi arasında , radyasyon kuşağı ve halka akımı olarak adlandırılan parçacıklarla (protonlar ve elektronlar) dolu bir bölge olan bir yakalama bölgesi vardır .

Sec.'de radyasyon kuşağı ve halka akımı hakkında konuşacağız. 2.4. Şimdilik, yalnızca protonların ve elektronların

3. manyetik alanındaki yüklü bir parçacık, radyasyon kuşağı veya hapsolmuş radyasyon bölgesi ( yakalama bölgesi olarak kısaltılır ) adı verilen bir alanda kapalı yörüngelerde uzun süre tutulur . Radyasyon kuşağı, elektronlar ve protonlar için bir tür manyetik tuzaktır.

Halka akımı, dünyanın ekvator düzleminde akar. Dünyaya Kuzey coğrafi kutbu tarafından bakarsanız , halka akımı saat yönünde akacaktır. Biraz sonra açıklanacağı gibi, halka akımının oluşumu , radyasyon kuşağında hapsolmuş elektron ve protonların hareketindeki bazı tuhaflıklardan kaynaklanmaktadır .

manyetik alan çizgileri etrafındaki hareketlerinde yaklaşık 100 km yüksekliğe ulaşarak Dünya'ya "düştüğü" bölgedir . Bu irtifalarda atmosferdeki parçacıklarla çarpışırlar ve aurora olarak bilinen katodolüminesansa neden olurlar.

3. MANYETİK ALANDAKİ YÜKLÜ PARÇACIK

Lorentz kuvveti.

Vektörlerin çapraz çarpımı

Diyelim ki q yüklü bir parçacık elektromanyetik bir alanda hareket eder. Belirli bir anda parçacığın hızı ע, bu anda parçacığın uzayda bulunduğu noktada manyetik alan endüksiyonu , B y olsun ve elektrik yoğunluğu E'dir . Söz konusu anda, parçacık elektromanyetik alan kuvveti F y tarafından etkilenecektir. aşağıdaki formülle tanımlanır :

F∕q=(v×B) + E ben         (2.22)

burada "x" işareti vektör ürünü anlamına gelir. Bu formül Hollandalı fizikçi Hendrik Lorenz (1853-1928) tarafından oluşturulmuştur . Bu nedenle, F kuvvetine Lorentz kuvveti denir . Aşağıda kendimizi manyetik alanla sınırlayacağız ve (2.22) yerine aşağıdaki formülü kullanacağız:

F∕q=v× V.         (2.23)

(2.23) kuvvetine

Lorentz kuvveti demeyi kabul edeceğiz .

İki vektörün vektörel çarpımı kavramını tanıyalım . Birbirini oluşturan iki vektör (a ve א) olsun.

Рис. 2.9

açı φ ben ve bu vektörlerden geçen düzlem 5 olsun (Şekil 2.9). a vektörünü b vektörüyle vektörel olarak çarparak , a ve A vektörlerinin vektör ürünü olarak adlandırılan yeni bir vektör elde ederiz (bunu c olarak gösteririz ) ; şunu yazıyoruz: c \u003d a × b. Bu vektör aşağıdaki gibi tanımlanır. Modülü

с = ab sin φ, (2.24)

5'e dik ve a vektöründen b vektörüne doğru yönde döndürülen sağ vidanın ekseninin hareket edeceği yönde yönlendirilmiştir. (vektörler arasındaki daha küçük açıya doğru). Diyelim ki S uçağına baktık. üst, Şekil l'de gösterildiği gibi. 2.9. A vektöründen b vektörüne dönüş, saat yönünün tersine dönüşe karşılık gelir. Vida, olduğu gibi, uçaktan sökülecektir; ekseni kendi boyunca gözlemciye doğru hareket edecektir. c vektörü bu yönde yönlendirilecektir . Paralel veya antiparalel vektörlerin vektör çarpımının sıfıra eşit olduğu (2.24)' ten görülebilir.

a vektörünü b vektörüyle değil, tersine b vektörünü vektörel olarak çarparsak a vektörüne , o zaman zihinsel olarak b vektöründen bir dönüş yapmaları gerekirdi a vektörü Saat yönünde dönüşe karşılık gelir ve bu nedenle vida, olduğu gibi, düzlem 5'in altındaki boşluğa vidalanacaktır ; ekseni gözlemciden uzaklaşacaktır (aşağı). Şimdi vektör çarpımı ( Q'nun yukarı değil aşağı yönlü olduğunu gösterelim . Bu, C = - c veya başka bir deyişle,

b × a \u003d - (a × b).         (2.25)

Faktörler yer değiştirdiğinde iki vektörün çapraz çarpımının işaret değiştirdiğini görüyoruz. Bu , faktörlerin yerleri değiştiğinde ürünün değiştiği özel durumdur .

(2.23) 'e dönelim . Açıktır ki F∕q vektörü ѵ ve B vektörlerinin düzlemine dik olmalıdır . Bu dikmenin yönünü

belirlemek için , zihinsel olarak V'den bir dönüş yapılmalıdır. B'ye ve bu durumda vidanın ekseninin nereye hareket edeceğini anlayın . Parçacık pozitif yüklüyse (q > 0), ardından doğrudan

Рис. 2.10

F'nin yönü, F /q vektör ürününün yönü ile çakışacaktır . Negatif yüklü bir parçacık için {q < 0), F vektörleri ve F/q zıt yönlere yönlendirilecektir . Şekil 2.10, Lorentz kuvvetinin proton ( F p kuvveti ) ve elektron ( F e kuvveti ) için nasıl yönlendirildiğini gösterir. Bu durumda proton ve elektron hızları aynı olacak şekilde seçilir .

Çapraz ürün F/q (2.23)' de ve dolayısıyla Lorentz kuvveti F, 1 ׳ ve A vektörlerinin düzlemine diktir. Bu, özellikle , herhangi bir zaman anında Lorentz kuvvetinin parçacık hızına dik olduğu anlamına gelir. Dolayısıyla bu kuvvet iş yapamaz. Parçacığın enerjisini ne artırabilir ne de azaltabilir, sadece hareket yönünü değiştirir. Başka bir deyişle, Lorentz kuvveti ѵ vektörünün yönünü değiştirerek modülünü değiştirmez.

Tabii ki, manyetik indüksiyon B'ye ek olarak , ayrıca bir elektrik yoğunluğu da varsa E 1 o zaman, (2.22)'ye göre , yüklü parçacığın hız vektörünün sadece yönü değil, aynı zamanda modülü de değişecektir.

v ve B'nin karşılıklı olarak dik olduğu durum

Manyetik indüksiyonu her noktada aynı olan bir manyetik alanın homojen olarak adlandırıldığını hatırlayın. Böyle bir alanın manyetik alan çizgileri, karşılıklı paralel düz çizgilerden oluşan bir ailedir. Herhangi bir gerçek alan homojen değildir; homojen bir alan bir idealleştirmedir. Bununla birlikte, bu idealleştirme çok faydalıdır, çünkü uzayın yeterince küçük bir bölgesinde alan neredeyse her zaman yaklaşık olarak homojen kabul edilebilir. Bu nedenle , Dünya'nın manyetik alanına geçmeden önce (ki bu

tabii ki homojen olmayan), tek tip bir manyetik alanı düşünün ve yüklü bir parçacığın içinde nasıl hareket edeceğini öğrenin.

Pirinç. 2.11

Pozitif q yüküne sahip m kütleli bir parçacığın , manyetik alan çizgilerine dik yönde ע hızıyla düzgün bir alana uçtuğunu varsayalım . B vektörüne dik (manyetik kuvvet çizgilerine dik) düzlemi S ile gösterelim . Parçacık, bu düzlemde, bir merkezcil kuvvet rolü oynayan Lorentz kuvveti G'nin etkisi altında bir daire içinde hareket edecektir. Şekil 1'e başvurarak bunu doğrulamak kolaydır. 2.11, bir. Lorentz kuvveti burada A ve C noktaları için verilmiştir. parçacık yörüngesi (yörünge kesikli bir daire ile gösterilmiştir). Her seferinde bu kuvvetin yönünü belirlemek için F vektörünü zihinsel olarak B vektörüne döndürmek ve sağ vida kuralını uygulamak gerekir . (2.24) dikkate alındığında , söz konusu durumda şu sonuca varıyoruz:

F=qvB.         (2.26)

Daire yarıçapı R ben Tarif edilen parçacık, İrlandalı fizikçi Joseph Larmor'dan (1857-1942) sonra, jiroradius veya Larmor yarıçapı olarak adlandırılır. Larmor yarıçapı r , Newton'un bu durumda şu şekilde yazılması gereken ikinci yasası kullanılarak bulunabilir :

qvB=mυ 1 ∕p         (2,27)

v 2 ∕p'nin merkezcil ivme modülü olduğunu hatırlıyoruz ). (2.27)' den şunu takip eder:

p = mv∕(qB).         (2.28)

Şek. 2.11, a , pozitif yüklü bir parçacığı gösterir; bu durumda, Lorentz kuvvetinin yönü çapraz çarpımın yönüyle (v × B) çakışır. Parçacık negatif bir yüke sahipse, Lorentz kuvvetinin yönü - (v × B) vektörünün yönü ile çakışacaktır . Böyle bir parçacık, pozitif yüklü bir parçacığın hareket yönünün tersi yönde kuvvet çizgisi etrafında bir daire içinde hareket eder. Şek. 2.11, b , farklı işaretlere sahip parçacıkların hareketleri karşılaştırılır. Alan kuvvet çizgilerine bakarsanız, pozitif yüklü bir parçacık saat yönünde ve negatif yüklü bir parçacık saat yönünün tersine dönmelidir .

Görev

Aynı enerjiye sahip bir elektronun Larmor yarıçapının r = 5 m olduğu biliniyorsa , bir protonun Larmor yarıçapı nedir ? Bir protonun kütlesi, bir elektronun kütlesinin 1840 katıdır.

m ve M ile göster sırasıyla elektron ve protonun kütleleri ve v yoluyla ve vp_ _ hızlarının modülleri. (2.28) uyarınca , bir elektron için p e = mv e ∕(qB) yazarız ve proton için p p = Mv p ∕(qB). Buradan anlaşılıyor ki

(2.29)

sayfa _ _ Mv p P e mv e '

Bir elektronun ve bir protonun enerjileri aynı olduğundan, o zaman

vp _ _ Гт ־ v e M _

(2.29) yerine koyarak , buluruz

(2.30)

M/t = 1840 ve p e olduğunu dikkate alıyoruz = 5 m Sonuç olarak, ρ p = 215 m elde ederiz.

Düzgün bir manyetik alanda yüklü bir parçacığın hareketi: genel durum

Şimdi pozitif yüklü bir parçacığın q olduğunu varsayalım , kütle m ve hız v, manyetik alan çizgilerine göre bir açıda düzgün bir manyetik alana (manyetik indüksiyon B) uçar; bu açıya perde açısı denir . v vektörünü iki bileşene ayıralım : v l ve υ 2 - sırasıyla kuvvet çizgileri boyunca (v 1 = ѵ çünkü a) ve onlara dik ( 2'de = ѵ günah a). vektör l _ B vektörüne paraleldir ve dolayısıyla v l X B = 0; bu, parçacığın alan çizgileri boyunca sabit bir hızla ( v 1 hızıyla ) hareket edeceği anlamına gelir. Aynı zamanda manyetik alan çizgisi etrafında v r hızı ile dönecektir. (2.28) uyarınca , devir yarıçapı (parçacığın Larmor yarıçapı) şuna eşit olacaktır:

(2.31)

2. sınıf _ tѵ günah bir
qB qB

Böylece parçacık, sanki bir manyetik indüksiyon hattı etrafına sarılmış gibi spiral bir yörünge boyunca hareket edecektir. Pozitif yüklü bir parçacık için bu sarmal, Şekil 1'de gösterilmektedir. 2.12. Burada R ve L sırasıyla sarmalın yarıçapı ve eğimidir .

Рис. 2.12

L sarmalının eğimini bulun. Parçacığın B vektörü boyunca hareketi tekdüze olduğundan , L = v i Т, burada T = lπp ∣ υ 1 parçacığın manyetik alan çizgisi etrafındaki dönüş süresidir . (2.31) dikkate alındığında ,

(2.32)

2τzτ 1 w _ 2λtcos6z∕w
qB dV

Görev

, düzgün bir manyetik alanın kuvvet çizgilerine dik bir düzlemde hareket ederse (yani, a = 90° ise), bu durumda Larmor yarıçapı p 0 - olur. 5 m Parçacığın alana bir açıyla uçtuğu bilinmektedir. = kuvvet çizgilerine 45°. Parçacığın tanımladığı spiralin yarıçapını ve eğimini bulmak gerekir.

İncelenmekte olan durumda, burada v , parçacık hızının modülüdür. Parçacığın spiral yörüngesinin yarıçapı

mr2

R de ן sin a _ P 0

<√2J qB √Γ

L i sarmalının eğimini bulmak için T periyodunun belirlenmesi gerekmektedir. bir parçacığın bir alan çizgisi etrafında dönmesi . Formül ile belirlenir

r f , — lπ P

Bulduğumuzu düşünürsek

y= y

(£ = υ i T) i formülünde değiştirerek L = W2p 0 elde ederiz .

Böylece, parçacığın sarmal yörüngesinin yarıçapı ve adımı bu durumda şu ifadelerle açıklanır:

ZV 72’

L = л72 ־ P0.

p Q gerçeğini dikkate alarak = 5 m, buradan p'yi buluruz = 3,5 m, Uzunluk = 22 m.

Homojen olmayan bir manyetik alanda yüklü bir parçacığın hareketinin özellikleri

Şek. Şekil 2.13, tek tip (Şekil 2.13, o) ve homojen olmayan (Şekil 2.13, b) manyetik alanlar için alan çizgilerinin modellerini karşılaştırır . Şekil l'de gösterilen homojen olmayan alanın manyetik indüksiyonu . 2.13, b, z ekseni yönünde artar; z arttıkça kuvvet çizgileri gittikçe birbirine yaklaşıyor (sanki "yoğunlaşıyormuş gibi").

Рис. 2.13

q olan pozitif yüklü bir parçacığın kabul edilen homojen olmayan manyetik alana uçtuğunu varsayalım. ve S düzleminde yönlendirilmiş hız v z eksenine dik ( Şekil 2.14). Manyetik indüksiyon vektörü B a şekildeki A noktasında , iki bileşene ayırıyoruz - S düzlemine dik (B⅛ vektörü ) ve S düzleminde uzanmak (vektör B a ^). Son bileşen z eksenine diktir, varlığı alanın homojen olmamasıyla ilişkilidir (Şekil 2.13, a'da gösterilen tekdüze alanda böyle bir bileşen yoktur).

Kuvvet qv × B a S düzleminde yatıyor ( B a vektörüne paraleldir ). Zihinsel olarak V vektöründen bir dönüş yaparsak bunu görmek kolaydır. B a vektörüne ve doğru vida kuralını kullanın. Bu kuvvet merkezcil bir kuvvettir, parçacığın kuvvet alan çizgileri etrafında dönüş yapmasına neden olur. Bu kuvvet şekilde gösterilmemiştir .

Рис. 2.14

I

в

Br

S düzleminde kalın parçacık olamaz. Sonuçta, manyetik indüksiyon vektörünün bir bileşeni daha var - vektör B a ^ . O gücü doğurur

⅛ = " " × b λ ben

ѵ vektöründen B a ^ vektörüne zihinsel bir dönüş yapmak ( şekildeki yuvarlak oka bakın) ve vida kuralını uygulayarak F kuvvetinin olduğunu buluruz. S f düzlemine dik ayrıca yönü Z ekseni yönünün tersidir

D noktasını alalım kesikli daire üzerinde. Manyetik indüksiyon vektörü B d D noktasında _ iki bileşene ayrıştırın - S düzlemine dik (vektör B D2 ) ve S uçağında yatarken (vektör B D1 ). ѵ vektöründen B d vektörüne zihinsel bir dönüş yapmak ( şekildeki yarım daire şeklindeki oka bakın) ve vida kuralını uygulayarak F d kuvvetinin olduğunu buluruz. S f düzlemine dik dahası, yönü Z- ekseninin yönünün tersi olarak çıkıyor .

Gördüğümüz gibi, Şekil 1'de gösterilen kesikli dairenin tüm noktalarında. Şekil 2.14'te, manyetik indüksiyonun .U düzlemine dik olan bileşeni dairenin merkezine yönelik bir kuvvet oluşturacak ve düzlem 5'te bulunan bileşen, bu düzleme dik ve dairenin tersi yönde yönlendirilmiş bir kuvvet oluşturacaktır . r ekseninin yönü Bu kuvvet, parçacığı adeta S düzleminin dışına itecektir . azalan manyetik alan indüksiyonu yönünde, yani alanın zayıfladığı yönde.

, negatif yüklü bir parçacığı ele alırsak aynı sonucu elde ederiz . Pozitif yüklü bir parçacık gibi, alan tarafından alanın zayıfladığı yöne doğru itilecektir .

Şimdi, yüklü bir parçacığın homojen olmayan bir manyetik alanda nasıl hareket etmesi gerektiğini hayal etmek kolaydır. Düzgün bir manyetik alanda olduğu gibi, parçacık, manyetik alan çizgisi etrafında spiral bir yörünge tanımlayacaktır . Ancak tekdüze bir alandan farklı olarak bu sarmalın iki özelliği olacaktır.

Birincisi, parçacık manyetik alan çizgisi boyunca hareket ettikçe, spiralin yarıçapı artık değişmeden kalır. Hareket eden parçacık daha güçlü bir alanın bölgesine girerse , Larmor yarıçapı azalır; alanın zayıflama yönünde hareket ederken Larmor yarıçapı artar. Bu doğrudan (2.31)' den çıkar - sonuçta, Larmor yarıçapı manyetik alan indüksiyonunun tersi ile orantılıdır (p ~ 1/B).

İkincisi, sadece Larmor yarıçapı değişmez. Sarmalın eğimi de değişir . Parçacığın ilk hızının , bir spirali tanımlayarak daha güçlü bir alanın bölgesine hareket edecek şekilde yönlendirildiğini varsayalım. Bu durumda, parçacık alandan gelen muhalefetle karşılaşacaktır. Lorentz kuvvetinin bileşeni, parçacığı geri döndürme eğiliminde olacak şekilde ona etki edecek ve sonuç olarak, sarmal hatve kademeli olarak azalacaktır. Bu, özellikle (2.32)' den görülebilir -sonuçta, L ~ 1/5. Spiral perde, yok olana kadar azalacak, ardından spiral boyunca hareket etmeye devam eden parçacık, daha zayıf bir alanın bölgesine geri hareket etmeye başlayacaktır. Şimdi, Lorentz kuvvetinin aynı bileşeni , olduğu gibi, parçacığı hareket ettirecek ve bunun sonucunda spiralin perdesi artmaya başlayacak.

Sarmalın eğiminin kaybolduğu kuvvet çizgisi üzerindeki noktaya genellikle ayna noktası denir ( aynadaki yansıma ile ilişkilendirilir ). Sonuçta, bu noktaya ulaştıktan sonra, yüklü parçacık, sanki yansımış gibi , kuvvet çizgisi boyunca ters yönde (güçlü alan bölgesinden zayıf alan bölgesine) hareket etmeye başlar.

Şek. 2.15, a, manyetik alanı güçlendirme yönünde hareket eden bir elektronun spiral yörüngesini gösterir (zihinsel olarak yukarıdan aşağıya doğru hareket ederseniz, manyetik kuvvet çizgileri kademeli olarak kalınlaşır). Görüldüğü gibi sarmalın yarıçapı ve eğimi giderek azalmaktadır.

Pirinç. 2.15

Şek. 2.15, b , alan onu geriye doğru hareket etmeye zorladıktan sonra elektronun yörüngesini gösterir; şimdi sarmalın eğimi ve yarıçapı giderek artıyor. İlk başta, Şek. 2.15, a, elektron sarmal bir spiral boyunca hareket etti, şimdi hareket yönünü değiştirdikten sonra, Şekil 1'de gösterilen gelişen bir spiral boyunca hareket edecektir . 2.15b _

Dikkat edelim: Elektron hareketinin yönünü değiştirmekten (tersine çevirmekten) bahsettiğimizde , sadece onun alan çizgisi boyunca hareketini kastediyoruz . Elektronun alan çizgisi etrafındaki Larmor dönüşüne gelince , dönme yönü değişmeden kalır. Örneğin, bir elektrona, alanın manyetik indüksiyon vektörünün bize doğru yönelmesi için bakarsak, o zaman elektron, negatif yüklü bir parçacığa yakışır şekilde, hem bize yaklaştığında hem de ne zaman saat yönünün tersine dönecektir. bizden uzaklaşıyor.. Ancak pozitif yüklü bir parçacık saat yönünde dönecektir.

4. RADYASYON KEMERİ

Dünyanın radyasyon kuşağının keşfi

Dünya'nın radyasyon kuşağı, 1958'de yapay dünya uydularının ilk uçuşları sonucunda keşfedildi. İlk başta iki kuşak olduğu düşünülüyordu: iç (proton) ve dış (elektron ). İç kuşak, Amerikalı bilim adamı James van Allen (1914–2006) yönetiminde yürütülen Amerikan yapay uyduları Explorer 1 ve Explorer 2 üzerinde yapılan deneylerde keşfedildi . Dış kuşak, akademisyenler Sergei Nikolaevich Vernov (1910–1982) ve Alexander Evgenievich Chudakov'un (1921–2001) gözetiminde yürütülen üçüncü Sovyet uzay gemisinde yapılan deneylerde keşfedildi . Uydular, başlangıçta kozmik ışınları incelemek için tasarlanmış yüklü parçacıkların Geiger sayaçlarıyla donatıldı. Balonlar ve meteorolojik roketler üzerindeki sayaçların yükseltilmesiyle ilgili daha önceki deneylerde , kozmik ışınların yoğunluğundaki yükseklik değişimi, dünya yüzeyinden yüzlerce kilometre yüksekliğe kadar iyi bir şekilde incelenmiştir. Atmosferin perdeleme eylemindeki bir azalmayla ilişkili bir ilk artışın ardından , kozmik radyasyon yoğunluğu doyuma ulaştı. Yüksek irtifalarda uçan bir uyduda sayaç için yaklaşık olarak aynı etkiyi beklemek doğaldı.

Ancak uydulardaki Geiger sayaçları, periyodik olarak tekrar eden sayım hızında çok keskin (on binlerce kez) bir artış kaydetti. Ölçüm sonuçlarını işledikten sonra, dünyanın yakınında, geçiş sırasında sayaçların yüksek bir sayım hızı ve sonuç olarak önemli miktarda yüklü parçacık (protonlar ve elektronlar) kaydettiği halka şeklinde bir bölge olduğu ortaya çıktı. Sayaç camlarının önüne çeşitli kalınlıklarda filtreler yerleştirilerek banttaki partikül enerjisi hakkında da veri elde edilebilmiştir.

Daha önce bahsedildiği gibi, başlangıçta iki ayrı parçacık radyasyon kuşağı olduğuna inanılıyordu : yaklaşık 1.57? Dünya yüzeyinden (bu kuşak plazmakürenin içindedir) ve dış (elektronik) olandan yaklaşık 4R uzaklıkta . Hatırlayın: R , dünyanın yarıçapıdır ; 6370 km'ye eşittir .

Daha sonraki çalışmalar bu tabloyu netleştirdi ve bizi kuşakların proton ve elektron olarak net bir şekilde bölünmesini terk etmeye zorladı . Yaklaşık 2R mesafede olduğu ortaya çıktı dünyanın merkezinden yüksek enerjili protonlardan oluşan bir bölge var (enerjileri 100 ila 30 MeV arasında). Yaklaşık 2.57'lik bir mesafede mi ? proton enerjisi 30 MeV ile 10 MeV arasında ve 3R- 4R mesafelerinde değerler alır. protonların enerjisi 100 keV - 1 MeV'ye düşer. Enerji ne kadar büyükse, maksimum proton konsantrasyonu Dünya'ya o kadar yakındır. Elektronlara gelince, 2R ila 7R arasındaki mesafelerde, ışınımsal yakalama bölgesinin tamamında bulunurlar. 6R'ye yakın bir maksimum ile . Elektron enerjisi 40 keV'yi aşar ve 1 MeV'ye ulaşabilir .

Genel olarak, radyasyon kuşağı, jeomanyetik dipolün ekseni ile çakışan bir simetri ekseni ile bir toroid ("halka") şeklindedir (bkz. Şekil 2.8). Kuşak, esas olarak, 4R'den daha kısa mesafelerde eklenen, 1 MeV'ye kadar enerjiye sahip yüksek enerjili elektronlardan oluşur. (ve özellikle plazma küre içinde) 100 MeV'ye kadar enerjiye sahip yüksek enerjili protonlar. Helyum, oksijen ve diğer elementlerin çekirdekleri ve iyonları, radyasyon kuşağına (yüzde bir veya daha az) önemsiz eklemeler oluşturur.

Radyasyon kuşağı, özellikle Dünya'ya yakın uzayda uzun süreli uçuşlar sırasında ciddi bir tehlike oluşturmaktadır. Düşük enerjili proton akışları güneş panellerine ve bulut inceliğinde optik kaplamalara zarar verebilir. Radyasyon kuşağının iç bölgesinde uzun süre kalmak, yüksek enerjili protonların çarpması sonucu uzay aracı içindeki canlı organizmalarda radyasyon hasarına neden olabilir.

Jüpiter ve Satürn'ün radyasyon kuşakları

Dünya'ya ek olarak, Jüpiter ve Satürn de radyasyon kuşaklarına sahiptir . Jüpiter'in manyetik alanı tarafından yakalanan yüksek enerjili elektronlar ve protonlar , Dünya'nınkine benzer, ancak boyut olarak çok daha büyük bir radyasyon kuşağı oluşturur. Jüpiter'in radyasyon kuşağından gelen radyo emisyonu ilk olarak 1955'te keşfedildi , ancak radyasyonun doğası o zamanlar belirsizliğini koruyordu. Jüpiter'in radyasyon kuşağında doğrudan ölçümler ilk olarak 1973 yılında en yoğun bölgesinden geçen Pioneer-10 uzay sondası tarafından yapılmıştır. Jüpiter'in radyasyon kuşağı 2,5 milyon km'ye kadar uzanmaktadır . Gezegenin 1,5 ila 6 yarıçapı arasındaki alanı kaplar (ikincisi 71.400 km'dir ). Jüpiter'in radyasyon kuşağı, Dünya'nınkinden on binlerce kat daha yoğun.

Jüpiter'in radyasyon kuşağı Cassini uzay sondası tarafından görüntülendi. 2000 yılında Jüpiter'in etrafında uçarken , ana Cassini anteni her zaman gezegene doğru yönlendirildi , bu da Jüpiter'in dönüşünün neredeyse dörtte birini kapsayan bir bantta radyo emisyonunun yoğunluğuna ilişkin verileri kaydetmeyi mümkün kıldı . Jüpiter'i çevreleyen uzaydaki yüksek enerjili elektronların spektrumu ilk kez kaydedildi . Radyasyon kuşağında yakalanan ve içinde hızlandırılan elektronların enerjisi 3 ila 30 MeV aralığındadır .

Gözlemlerin sonuçları, Jüpiter bölgesinin tüm güneş sistemindeki en şiddetli radyasyon ortamının bölgesi olduğunu ve en şiddetli radyasyonun yüzeyinden 300 bin km'ye kadar bir mesafede gözlemlendiğini gösterdi.

1980'de Satürn'e yaklaşan Voyager 1 uzay sondası , radyasyon kuşaklarından termal olmayan radyo emisyonu saptadı. Çeyrek asır sonra, 2004'te bu kuşaklar Cassini uzay sondası tarafından keşfedildi.

Satürn'ün radyasyon kuşaklarındaki radyasyon yoğunluğunun, Jüpiter'in radyasyon kuşaklarından 50-1000 kat daha düşük olduğu ortaya çıktı ve ikincisi 10 kat daha küçük olmasına rağmen, Dünya'nın radyasyon kuşaklarındaki radyasyon yoğunluğu ile karşılaştırılabilirdi. alan.

Satürn'ün radyasyon kuşakları, yalnızca ünlü halkaların tüm alanı içinde yer almaz, aynı zamanda gezegenin en yakın uydularının yörüngelerine de ulaşır. Bazı bilim adamlarının tahmin ettiği gibi, Satürn halka sistemi içinde, radyasyon kuşaklarının yüklü parçacıkları tamamen süpürüldü. Bu fenomene "giyotin etkisi" denir . Manyetik bir tuzakta yakalanan yüksek enerjili parçacıkların yolda halkaların maddesiyle karşılaşması ve bu madde tarafından emilmesi ile açıklanır .

Mapc ve Ay'ın radyasyon kuşaklarına sahip olmadığını göstermiştir . Doğru, Amerikan sondası "Mariner-10", 1973'te Merkür yakınlarındaki uçuşu sırasında Merkür yakınlarında zayıf bir manyetik alanın varlığını keşfetti. Prensip olarak bu, Merkür'ün bir radyasyon kuşağına sahip olma olasılığını ortadan kaldırmaz .

Yüklü parçacıklar için manyetik bir tuzak olarak radyasyon kuşağı

Manyetosferde bulunan alanların etkisi altında, plazma tabakasının elektronları ve protonları Dünya'ya doğru hareket eder ve yakalama bölgesine girer. Bu bölgedeki manyetik alan elbette homojen değildir -şekil 2'deki alan çizgilerine bakın. 2.16, bir. Kutup bölgelerine yaklaşırken yüksekliğin azalmasıyla, alanın manyetik indüksiyonunun artması gerektiği (kuvvet çizgilerinin "kalınlaşması") ve artan yükseklikle manyetik ekvator düzlemine yaklaşırken manyetik indüksiyonun arttığı görülebilir . alanın azalması gerekir (kuvvet çizgileri "seyrekleşir") .

Pirinç. 2.16

Daha önce yapılan açıklamaları dikkate alarak (Bölüm 2.3, "Homojen olmayan bir manyetik alanda yüklü bir parçacığın hareketinin özellikleri " paragrafını ve Şekil 2.14 ve 2.15, e, b'yi hatırlayın), yakalama bölgesinin neden olduğunu anlamak kolaydır. nüfuz etmek için bir tür manyetik tuzak haline gelir

manyetosferin plazma tabakasından bu bölgeye yüklü parçacıklar . Jeomanyetik alan tarafından yakalanan bir elektron (veya proton), alanın manyetik indüksiyon hattı etrafında bir spiral şeklinde hareket edecektir. Spiralin yarıçapı, Larmor yarıçapıdır (gyroradius). Spiral dönüşün merkezine (anlık dönme merkezi) ön merkez denir . Manyetik bir kuvvet çizgisi boyunca bir ayna noktasından diğerine ve geriye doğru hareket eder (ayna noktaları arasında salındığı söylenebilir ) (Şekil 2.16, b). Burada bir 1 ve A2 _ — sırasıyla Kuzey ve Güney yarımküreler için ayna noktaları; bu noktaların konumu manyetik ekvator düzlemine göre simetriktir.

, yüklü bir parçacığı alanın zayıfladığı yöne doğru itme eğiliminde olduğu söylenebilir . Bu, Dünya'nın üst atmosferinde bir spiral şeklinde inen bir elektronun (veya protonun), elektronu atmosferin üst katmanlarının ötesine geri fırlatma eğiliminde olan jeomanyetik alanın yanından gelen bir kuvvetten etkileneceği anlamına gelir. Sonuç olarak, ayna noktasına inen elektron, jeomanyetik alan tarafından olduğu gibi geri yansıtılacak ve irtifa kazanmaya başlayacaktır. Alanın aynı kuvvet çizgisi boyunca geri dönecek - böylece, bu kuvvet çizgisini takip ederek, şimdi diğer yarım kürede olan ayna noktasına alçalmaya başlayacak. Sonra yeni bir "yansıma" gerçekleşecek - ve elektron bir sonraki dönüş yoluna gidecek.

, kuvvet çizgisi boyunca hareket eden ve ayna noktaları arasında salınan, hızla dönen bir Larmor "tepesi" olarak kabul edilebilir . Bir parçacığın spiralin bir dönüşünden geçme süresi (Larmor "tepesinin" bir dönüşü için geçen süre), jiroperiyod veya Larmor dönemi olarak adlandırılır. Manyetik ekvator düzlemindeki parçacıkların jiroperiyotları IO-IO 3'tür. Elektronlar ve IO-IO 3 için µs protonlar için ms (artan enlem ile bu değerler onlarca ve yüzlerce kez azalır). Parçacıkların manyetik alan çizgileri boyunca salınım periyotları elektronlar için 0.1-1 s ve protonlar için 0.5-50 s'dir.

Radyasyon kuşağındaki bir parçacığın toplam ömrü, manyetosferde ciddi bozulmalar olmadığında 1000 yıla ulaşabilir. Bu süre zarfında, elektron IO 10'dan fazlasını yapar. alan çizgisi boyunca bir ayna noktasından diğerine salınır. Yakalanan yüksek enerjili parçacıklar, bir yarım küreden diğerine ortalama olarak birkaç yüz milyon salınım yapabilir.

Halka akımı

Yakalanan bir parçacığın manyetik alan çizgisi etrafındaki bir sarmaldaki hareketi, iki hareketin toplamının sonucudur ; parçacığın önde gelen (anlık) merkez etrafında Larmor dönüşü ve bu merkezin alan çizgisi boyunca yer değiştirmesi. Bu durumda, önde gelen merkez ayna noktaları arasında salınır. Sonuç olarak, Şekil l'de gösterilen bir parçacık yörüngesi belirir . 2.16b . Bununla birlikte, bu hiçbir şekilde manyetik bir tuzaktaki parçacıkların hareketinin doğasını tüketmez.

Şekil l'de gösterilen ortaya çıktı. 2.16b , yakalanan bir parçacığın yörüngesi aynı meridyen düzleminde kalıcı olarak kalmaz . Dünyanın manyetik ekseni etrafında dönerek , parçacığın enerjisiyle ters orantılı bir sürede ve birkaç megaelektrovoltluk enerjiye sahip parçacıklar için ortalama yaklaşık 1-10 dakikada dünya çapında tam bir dönüş yapar. Sıkışmış parçacıkların manyetik eksen etrafındaki bu dönüşüne uzunlamasına sürüklenme denir .

Böylece, manyetik alan çizgisi etrafındaki Larmor dönüşüne ve bu çizgi boyunca ayna noktaları arasındaki salınımlara ek olarak, manyetik tuzaktaki parçacıklar da uzunlamasına bir sürüklenme yaparak dünyanın çevresini yaklaşık on dakikada dolaşıyor. Yani yakalanan bir parçacığın hareketi, iki değil üç hareketin toplamının sonucudur.

Boyuna kayma neden oluşur? Gerçek şu ki, bir parçacık bir manyetik alan çizgisi etrafında bir dönüş yaptığında , farklı manyetik indüksiyona sahip bölgeleri geçmek zorundadır: alan, Larmor çemberinin iç kısmında dış kısmından daha güçlüdür . Bu nedenle, dairenin dış kısmındaki Larmor yarıçapının eğriliği, dairenin iç kısmındaki eğriliğinden daha büyüktür. Sonuç olarak, tam bir dönüşü tamamladıktan sonra, parçacık başlangıç noktasını "ıskalar", böylece önde gelen merkez boylamda kayar ve böyle bir kayma sonraki dönüşlerde de meydana gelir. Öncü merkezin, pozitif bir parçacık yükü olması durumunda batıya ve negatif bir yük olması durumunda doğuya kaydığına dikkat edin .

4 R mesafede) kapalı bir elektrik akımının görünmesine yol açar. 6R'ye kadar dünyanın merkezinden). Halka akımı denir . Bu akım, coğrafi Kuzey Kutbu'ndan bakıldığında manyetik ekvator düzleminde saat yönünde akar .

Radyasyon kuşağının parçacıklar tarafından yenilenmesi ve parçacık kaybı mekanizmaları

Radyasyon kuşağının parçacıklar tarafından yenilenmesi süreçleri ile parçacıkların kaybolması süreçleri arasında şaşırtıcı bir dinamik denge olduğuna dikkat edin. Sonuç olarak, radyasyon kuşağının içinde hapsolmuş yüklü parçacıklarla doldurulması oldukça sabit kalır. Manyetik fırtınalar sırasında manyetik tuzağa ek bir parçacık girişi olduğu doğrudur, ancak aynı zamanda parçacıkların tuzaktan atmosfere "dökülme" süreci yoğunlaşır.

Yakalama bölgesinin parçacıklarla nasıl doldurulabileceğinden daha önce bahsetmiştik (bkz. Bölüm 2.4, s. "Jeomanyetik boşlukta sıcak proton-elektron plazması nereden geliyor?") Orada, bu plazmanın esas olarak aşağıdakilerden oluştuğu kaydedildi. jeomanyetik boşluğa esas olarak manyetosferik kuyruk yoluyla nüfuz eden güneş rüzgarı parçacıkları , manyetosferde parçacıkları hızlanarak Dünya'ya doğru koşan ve yakalama bölgesindeki manyetik bir tuzak tarafından yakalanan bir plazma tabakası oluşturur .

Kozmik nötronların radyasyon kuşağını protonlar ve elektronlarla yenilemedeki rolü de not edildi. Nötronlar elektriksel olarak nötrdür; bu nedenle, manyetopozdan serbestçe geçerler ve jeomanyetik boşluğun içinde son bulurlar. Bir nötron bozunduğunda, bir protona, bir elektrona ve bir elektron antinötrinoya dönüşür. Antinötrino uçup gider ve proton ve nötron manyetik tuzak tarafından yakalanabilir .

Proton kayıplarının ana mekanizması, iyonosferin üst katmanlarından gelen soğuk plazmanın atom ve parçacıklarla çarpışması sonucu oluşan iyonlaşma kayıplarıdır . Çarpışmalarda protonlar sadece enerjilerini kaybetmekle kalmaz, aynı zamanda yeniden şarj edilebilirler. Örneğin, manyetik bir tuzaktaki bir proton, bir atomik elektronu yakalayabilir ve elektriksel olarak nötr bir hidrojen atomuna dönüşerek tuzağı terk edebilir.

Sıkışmış elektronlar için iyonlaşma kayıpları protonlardan daha küçük bir rol oynar . Elektronlar için, parçacıkların farklı dalga türleri tarafından saçılma süreçleri önemli hale gelir. Özellikle, kavisli yörüngeler boyunca bir manyetik alanda hareket eden elektronların kendileri tarafından yayılan elektromanyetik dalgalar (manyetik bremsstrahlung ve inçrotron radyasyonu).

, bir tuzaktaki elektronların ömrünü IO 4 - IO 6'ya düşürebilir. İle. Bu etkiler, yüklü parçacıkların jeomanyetik alanda sabit hareket koşullarının ihlaline ve parçacıkların radyasyon kuşağından alan çizgileri boyunca atmosfere "saçılmasına" yol açabilir.

Dünyanın yapay radyasyon kuşakları

Uzaydaki nükleer testler, yapay radyasyon kuşaklarının ortaya çıkmasına neden olabilir , çünkü nükleer fisyon parçaları, 10 MeV'ye kadar enerji spektrumuna sahip güçlü bir elektron kaynağıdır .

Nükleer cihazların patlaması sırasında yapay manyetik tuzakların oluşturulması 1958 ve 1962'de doğrulandı . Böylece, karasal bir manyetik tuzağın varlığına dair mükemmel bir deneysel doğrulama elde edildi.

9 Temmuz 1962'deki Amerikan nükleer patlamasından sonra , yaklaşık IO 25 doğal kaynaklı elektron akışının yoğunluğunu iki veya üç büyüklük sırası aşan 1 MeV mertebesinde bir enerjiye sahip elektronlar . Bu elektronların kalıntıları yapay kuşakta yaklaşık 10 yıllık bir süre boyunca gözlendi.

1963 yılında sadece atmosferde değil, uzayda da nükleer testlerin yasaklanmasından sonra , uzayda nükleer patlamaların yardımıyla değil, uzaya taşınan yüklü parçacık hızlandırıcıların yardımıyla yapay radyasyon kuşakları oluşturuldu. 1973'ten beri, en büyüğü "Arake" olarak adlandırılan birkaç Sovyet-Fransız deneyi yapıldı. Bu deneyler sırasında, roket üzerinde çalışan bir parçacık hızlandırıcı, manyetosfere elektronlar enjekte etti .

Arake deneyinin amacı, yapay elektron enjeksiyonu ve plazma jetlerine eşlik eden Dünya'nın manyetosferi ve iyonosferindeki süreçleri incelemekti. Projeyi uygulamak için, Kerguelen Adası'ndan Sovyet elektron hızlandırıcılı iki Fransız Erie Dan roketi fırlatıldı ve 150-200 km rakımlarda Dünya'ya yakın uzaya bir elektron jeti enjekte edildi. Roketler , yer tabanlı cihazlar tarafından da kaydedilen yüklü parçacıkları tespit etmek için bir dizi cihazla donatıldı .

5. GÖKYÜZÜ PASORU VE PARLAMALARININ (KUTUPLAR) GÖZLEMLERİ

Pasori, flaşlar, aurora fenomeni

Pazori veya flaşlar, Kuzey Rusya'daki kutup ışıklarının popüler isimleridir . Birincisi "şafak" kelimesinden gelir. "Pa" edatı benzerlik, eksik benzerlik anlamına gelir ve bunların gerçek şafaklar olmadığını gösterir. Uzak Kuzey halkları arasında hala yaygın olan "flaş" adı, alarmı yenmek için ladin "şerit" ile ortak bir kökü olan eski "flaş" veya "flaş" kelimesinden gelir . Böyle bir ismin ortaya çıkması, parlaklığın kırmızı parıltısının bir ateşin parıltısıyla karıştırılabilmesinden kaynaklanıyor olabilir.

Eski Romalılar, sabah şafağının tanrıçası Aurora'yı çağırdı. Güçlü manyetik fırtınalar sırasında tesadüfen gözlemledikleri auroraları da onun adıyla ilişkilendirdiler . Nitekim şafak gibi bu ışıklar da pembe ve kırmızı renklere boyanmıştı. Romalıların hafif eli ile "aurora" terimi daha sonra auroralara uygulandı. Şu anda, bu terim bilimsel literatürde sabit hale geldi ; auroralarla ilişkili tüm fenomenler artık yaygın olarak aurora fenomeni olarak adlandırılıyor.

kutup ışıkları şekilleri

Rus coğrafyacı, Kuzey Kutbu kaşifi Georgy Alekseevich Ushakov (1901-1963), aurora borealis'in resminin ayrıntılı bir tanımını yaptı : “Gökyüzü yanıyordu. Sonsuz şeffaf bir örtü tüm gökkubbeyi kapladı; bilinmeyen bir güç onu sarstı. Yumuşak mor bir ışıkla parlıyordu. Burada burada parlak flaşlar gösterildi ve sanki tek bir ışıktan örülmüş bulutlar doğup bir an dağıldılar gibi hemen solgunlaştı. Yıldızlar perdenin arasından parlak bir şekilde parlıyordu. Birden perde kayboldu. Hala bazı yerlerde

2.5. Göksel pasora ve parlamaların (aurora borealis) gözlemleri bir zamanlar mor bulutları alevlendirdi. Bir saniyeden kısa bir süre için, parlaklık solmuş gibi göründü. Ama sonra, bazı yerlerde parlak ışınlarda toplanan uzun ışınlar, soluk yeşil bir ışıkla dalgalandı. Böylece şimşek hızıyla yerlerinden ve her taraftan koptular , zirveye koştular, gökyüzünde bir an dondular, kocaman, sürekli bir taç oluşturdular, titrediler ve dışarı çıktılar.

Gözlemlenen auroralar çok çeşitlidir . Tüm aurora çeşitleriyle beş ana form ayırt edilebilir.

En basit biçim, tek tip bir yaydır (tek tip şerit) (Şekil 2.17, bkz. renkli ek). Altta daha parlak ve üstte yavaş yavaş kaybolan oldukça eşit bir parıltıya sahiptir. Yay genellikle tüm gökyüzü boyunca doğudan batıya doğru uzanır; uzunluğu binlerce kilometreye ulaşırken kalınlığı sadece birkaç kilometredir. Aydınlık bandın dikey yöndeki uzunluğu yüzlerce kilometre olarak ölçülür; şeridin alt kenarı kural olarak 100-150 km rakımlardadır. Homojen yaylar (çizgiler) beyazımsı yeşil, ayrıca kırmızımsı veya leylaktır.

Auroraların bir sonraki şekli dikey ışınlardır (Şekil 2.18, renkli eke bakın). Birbiri ardına yakın bir şekilde dizilmiş dar dikey ışıklı çizgiler , sanki arka arkaya yerleştirilmiş birçok güçlü projektör yukarı doğru parlıyormuş gibi gökyüzünde görülebilir . Işımaya yandan değil, doğrudan aşağıdan bakan bir gözlemci için , ışınlar tepede birleşiyormuş gibi görünür (perspektif etkisi). Yaklaşık 100 km yükseklikten başlayan ışınlar yüzlerce, hatta binlerce kilometre yukarıya çıkıyor. Birlikte parlak bir bant oluştururlar . Genellikle yeşilimsi renktedir. Aşağıda genellikle pembemsi-turuncu bir kenarlık vardır.

kıvrımlar ve özellikle perdeler (perdeler) oluşturabilen şeritler şeklindeki auroralar özellikle etkileyicidir (Şekil 2.19, bkz. renk eki). Dev perdeler gökyüzünde yüksekte asılı durur, sallanır, dalgalanır , şekil ve parlaklık değiştirir. Bu perdelerin kalınlığı yaklaşık bir kilometredir; yükseklikleri yaklaşık 100 km ile 400 km arasında değişmektedir. Şeritlerin rengi esas olarak yeşilimsi mavidir ve alt kısımda kural olarak pembemsi ve kırmızı tonlara geçiş vardır.

Bazen auroralar flaşlarla "patlar" (Şekil 2.20, renkli eke bakın). Güçlü ışık huzmeleri patlıyor gibi görünüyor

doğrudan dünyadan, gece gökyüzünün genişliğine doğru koşarak. Flaşlar devasa bir parlak korona oluşturabilir (Şekil 2.21, renkli eke bakın).

dev parlak bulutlara benzeyen bulanık noktalar şeklindeki auroralara dikkat edilmelidir ; bunlara dağınık noktalar denir (Şekil 2.22, renkli eke bakın). Böyle bir noktanın alanı yaklaşık 100 km2'dir . Kural olarak, noktalar beyazımsı veya kırmızımsı tonlarda boyanır. Yaklaşık 100 km rakımlarda ve ayrıca 400-500 km rakımlarda oluşurlar .

Birbirinin üzerine binen çeşitli kutup ışıkları biçimleri aynı anda görünebilir . Işınlar, şeritler, noktalar hiç hareketsiz değildir: hareket ederler ve aynı zamanda parlaklıklarının yoğunluğu zamanla değişir. Kirişlerin ve şeritlerin hızı saniyede onlarca kilometreye ulaşabilir .

bazı aurora biçimlerinin kademeli olarak diğerlerine dönüştüğü gözlemlenebilir . Örneğin, homojen bir yay aniden ışınlara dönüşebilir veya bir şerit kıvrımlarına dönüşebilir ve ikincisi daha sonra bulut benzeri noktalara bölünebilir. Örneğin, Şekil l'de gösterilen aurora resmi. 2.18, a, radyant ve şerit formların birbiri üzerine bindirilmiş hali olarak düşünülebilir .

Genel durumda, aurora resminde şu veya bu formu ayırt etmek zordur. Gözlemcinin önünde titreşimli bir parıltı belirir - ya izole bir nokta ya da gökyüzünün önemli bir bölümünü kaplayan, bir perdeye benzeyen homojen olmayan bir parıltı.

Çoğu zaman, iç yapısı olmayan oldukça homojen bir parıltı vardır. Gözlemci, kutup ışığının parlaklığında periyodik değişiklikler, hızlı yanıp sönen (saniyede 5-10 kez ) parlaklık titreşimleri veya kutup ışığının tabanında ortaya çıkan ve hızla yukarı doğru yükselen güçlü flaşlar görür.

Auroralar nerede ve ne zaman gözlemlenir?

, coğrafi Kuzey Kutbu'nun üzerinde bir yerden bakıyoruz . Auroralar, gezegenin üzerinde, direği oval bir şekilde çevreleyen parlak bir hale oluşturacak. Bu oval, auroraların en sık gözlemlendiği alandır; Şekil l' de gölgelendirilmiştir . 2.23. Oval auroral bölge veya başka bir deyişle auroral bölge olarak adlandırılır .

5. Göksel pasorların gözlemleri ve flaşlar (kutup ışıkları)

Auroral bölgenin ovali, Şekil 2'de açıkça görüldüğü gibi, yerkürenin gece tarafına kaydırılmıştır. 2.23. Gündüz tarafında (Güneşe bakan ), bölge 75° enleminden 80° enlemine ve gece tarafında yaklaşık 60°' den 70°' ye kadar uzanır. Ovalin konumu Güneş'e göre sabittir. Küre, olduğu gibi, ona göre günlük dönüşünde döner ve ovalin kendisi, Güneş ile Dünya'nın merkezlerini birleştiren çizgiye göre yaklaşık olarak sabit bir yönelimi korur. Sakin bir Güneş sırasında ovalin çapı yaklaşık 3000 km'dir.

İncir. 2.23

, güneş aktivitesinin ortalama bir seviyede olduğu , sessiz Güneş dönemlerini ifade eder . Güneş aktivitesindeki artışla birlikte, auroral bölgenin boyutu önemli ölçüde artar. Oval genişler ve auroralar , normal görünümlerinin sınırlarının 20-25° güney veya kuzeyindeki daha düşük enlemlerde gözlemlenebilir . Güneş'teki özellikle şiddetli tedirginliklerden sonra , kutup ışığı bölgesi o kadar genişleyebilir ki orta ve hatta ekvator'a kadar alçak enlemleri kaplar. Bu durumda, aurora emisyonunun yoğunluğu gözle görülür şekilde artar.

İyonosferdeki aurora anları arasında, aurora oval bölgesinde, manyetosfer tarafından yakalanan güneş rüzgarı parçacıklarının Dünya'nın iyonosferine sürekli nüfuz etmesi nedeniyle ortaya çıkan, sürekli olarak var olan zayıf bir parıltı gözlemlenir .

Kuzey Kutbu yakınlarındaki aurora bölgesi ile birlikte, Güney Yarımküre'de Güney Kutbu yakınlarındaki bir aurora bölgesi de vardır. İngiliz gezgin James Cook (1728-1779), Güney Yarımküre'deki kutup ışıklarının tanımını yapmakla kalmayan, aynı zamanda kutup ışıklarının her iki yarımkürenin yüksek enlemlerinde aynı anda göründüğüne dikkat çeken ilk kişilerden biriydi.

İlkbahar ve sonbaharda kutup ışıkları, kış ve yaza göre çok daha sık görülür. Frekans zirvesi , ilkbahar ve sonbahar ekinokslarına en yakın dönemlerde düşer .

6. MANYETİK FIRTINALAR

Ah, bu Kuzey nasıl oynuyor! Ah, çeşitli gökkuşaklarının yelpazesi nasıl da yanıyor üzerimde Buzlu tacıyla! O, muhtemelen, doğası gereği, güzelliğin soğuk tutkusu, Manyetik bir fırtınanın gücüyle Renklere dönüştü ...

MA Dudin

Manyetik fırtına gözlemleri

Fridtjof Nansen'in (1861-1930) günlüğünde bulunabilir : “Öğleden sonra nadir bir kuzey ışığı vardı. Saat altıda ayrıldığımda, göğün güney kenarına parlak bir yay çizildi. Bir süre sakin kaldı, neredeyse hiç değişmedi. Sonra üst kenarında güçlü bir parıltı başladı. Yanma bir dakika devam etti ; sonra aniden parıltı yay boyunca batıya doğru yayıldı. Işınlar tüm şeritten zirveye fırladı ve ben aklımı başıma toplamadan önce, arktan zirveye kadar gökyüzünün tüm güney kısmı parlak bir alevle kaplandı. Parladı ve yandı, sanki bir kasırgadaymış gibi dönüyor, ışınlar ileri geri uçuşuyor, şimdi kırmızı ve kırmızı-mor, sonra sarı, yeşil ve göz kamaştırıcı beyaz. Burada, yayın tabanında, ışınların kırmızı olduğu ve üstte sarı ve yeşil olduğu ortaya çıktı, ancak her şey tam tersi şekilde değişti. Alev yükseldikçe yükseldi; zirvenin kuzey tarafına ulaştı ve bir an için içinde muhteşem bir taç oluştu. Sonra her şey ekseni dönen bir ateşli kütleye dönüştürdü. Kırmızı, sarı ve yeşil bir ateş girdabı gibiydi - göz böyle bir manzarayla kör oldu ... "

deseninin değişkenliğini ve hareketliliğini daha önce belirtmiştik . Ancak parlaklık, manyetik bir fırtına sırasında özellikle değişken ve hareketlidir. Olağanüstü dinamizm, parlaklık ve ölçek ile ayırt edilir. Bütün bunlar Nansen'in günlüğündeki yazıları okuyarak hissedilebilir . Yeterince güçlü bir manyetik fırtına sırasında kutup ışıklarının ölçeği, Şekil 1'e bakılarak hissedilebilir . 2.24 (renkli eke bakın).

Uzaydan bir manyetik fırtınayı gözlemleyebilseydik, kutup ışığı bölgesinin parlak ovalinin önemli ölçüde genişlediğini görürdük . Güçlü manyetik fırtınalar sırasında, Akdeniz ve Kuzey Afrika sakinleri bile kutup ışıklarını gözlemleyebilir.

Manyetik fırtınalara olan ilgi son on yıllarda güçlü bir şekilde arttı . Bilim adamları, güneş aktivitesindeki artışın neden olduğu jeomanyetik alandaki güçlü tedirginliklerin yalnızca auroraları değil, (daha da önemlisi) dünya atmosferinin durumunu etkilediği sonucuna vardılar .

alandaki bozulmaların güçlü siklonların oluşmasına neden olabileceği kanısındayız . Marnite fırtınaları, uzay havasının en önemli unsurlarından biridir ve iletişimin kesintiye uğraması, uzay aracı navigasyon sistemleri , trafolarda ve boru hatlarında yüzey yüklerinin ortaya çıkması ve hatta imha edilmesi gibi insan faaliyetinin birçok alanını etkiler. enerji sistemleri.

Manyetik fırtınaların insan sağlığı üzerindeki etkisi

Manyetik fırtınaların insan sağlığı üzerindeki olumsuz etkilerine dikkat çekelim. Kardiyovasküler hastalıklardan muzdarip hastaların durumu kötüleşir, kan basıncı yükselir, koroner dolaşım değişir. Marnite fırtınaları, bu tür hastaların vücudunda hipertansif bir krize, felce ve miyokard enfarktüsüne yol açabilecek alevlenmelere neden olur. Biorhythms, manyetik fırtınaların etkisi altında değişir. Kuzeye ne kadar uzaksa, manyetik fırtınaların insan sağlığı üzerindeki etkisi o kadar güçlüdür.

İnsanların büyük çoğunluğu için manyetik fırtına vücut için stresli bir durumdur. Manyetik bir fırtınanın adaptasyondan sorumlu bir hormon olan melatonin üretimini baskıladığı kanıtlanmıştır . Büyük fırtınalar, uyumsuzluğun gelişmesine yol açabilir - biyoritmde bir başarısızlık neredeyse kaçınılmaz olarak refahı etkiler . Manyetik bir fırtına sırasında adrenal korteks stres altındaymış gibi çalışır. Örneğin çok daha fazla kortizol (“stres hormonu”) salınır.

Güneş'in etkinliğindeki değişikliklerin etkisini ve dünyanın manyetosferinde neden olduğu rahatsızlıkları yeryüzündeki organizmalar üzerinde inceleyen biyofizik bölümüne heliobiyoloji denir. Heliobiyologlar, doktorlarla ittifak halinde, bir stres reaksiyonunun başlama anının , farklı fırtınalar ve belirli bir kişi için farklı dönemler için bir manyetik fırtınanın başlangıcına göre değişebileceğini belirlediler . Bazı insanlar manyetik fırtınalara kendilerinden 1-2 gün önce, yani Güneş'in kendisinde parlamalar olduğu sırada, aslında güneş fırtınalarına tepki vermeye başlarlar .

aktivitesinin nakliye ve üretimde meydana gelen kazalar ve yaralanmalar üzerindeki etkisi sorusu keskin tartışmalara neden oldu . Bu ilk kez 1928'de Rus biyofizikçi ve heliobiyolojinin kurucusu Alexander Leonidovich Chizhevsky (1897-1964) tarafından işaret edildi .

Manyetik fırtınalar ve güneş aktivitesi

Manyetik fırtınaya ne sebep olur? Güneş atmosferinin durumunun sürekli değiştiği bilinmektedir . Çeşitli bölgelerinde parlamalar meydana gelir, güneş lekeleri belirir, hareket eder ve kaybolur, çıkıntılar oluşur. Bu güneş aktivitesidir. Bazen keskin bir şekilde yoğunlaşır. Dünya'nın manyetosferine etki eden güneş rüzgarının yoğunluğunda ve hızında önemli bir artış var . Sonuç olarak, manyetosfer önemli bozulmalara uğrar ve Dünya'da manyetik fırtınalar dönemi başlar.

Güneş aktivitesi, güneş atmosferinde periyodik olarak meydana gelen bir dizi fenomen olarak anlaşılmaktadır. Güneş aktivitesinin tezahürleri, güneş plazmasının manyetik özellikleriyle yakından ilgilidir. Aktif bir bölgenin ortaya çıkışı, fotosferin belirli bir bölgesinde manyetik akıda kademeli bir artışla başlar.

Güneşin aktivitesindeki değişiklikler, sözde güneş lekelerinin optik aralığındaki gözlemler sırasında tespit edilir (Şekil 2.25, renkli eke bakın). Modern kavramlara göre, bunlar Güneş tüplerinin yüzeyinin manyetik alan çizgilerinden oluşan bölümleridir , bu bölümler noktalara benzer. Konveksiyon sonucunda Güneş'in derin katmanlarından çıkıyor gibi görünüyorlar . Lekelerin sıcaklığı, çevredeki alanların sıcaklığından daha düşüktür, bu nedenle koyu görünürler . Elbette her manyetik tüpün iki kutbu olmalıdır - kuzey ve güney. Tüpün, kutupları karşılık gelen bazı "at nalı mıknatıslarının" uçları ile yüzeye çıktığını söyleyebiliriz (Şekil 2.26).

İncir. 2.26

Tipik bir güneş lekesi, birkaç on binlerce kilometrelik bir boyuta sahiptir ve karanlık bir orta kısımdan oluşur - bir gölge ve lifli bir penumbra. Güneş lekelerinin en önemli özelliği içlerinde güçlü manyetik alanların bulunmasıdır. Güneş lekeleri, Güneş'in içinden çıkan yüksek derecede manyetize olmuş maddelerdir. Güneş lekelerinin marnitik alanı, Dünya'nın manyetik alanından yüz binlerce kat daha güçlüdür (daha önce belirtildiği gibi, güneş lekesi manyetik alanının indüksiyonu yaklaşık 10 T değerine ulaşır ).

Farklı manyetik kutuplara sahip noktalar rastgele birbirine yaklaştığında, gerçek anlamda kozmik miktarda bir enerjinin salınmasıyla dev bir “kısa devreye” benzer bir şey meydana gelir. Birkaç düzine hidrojen bombasının patlamasıyla karşılaştırılabilir. Gökbilimciler bu fenomene güneş patlaması diyorlar. Patlama sonucu açığa çıkan toplam enerji miktarı IO 23 ile IO 25 arasında olabilir. J. Bir güneş patlaması genellikle yaklaşık 1 saat sürer.

güneş lekelerinin manyetik enerjisinin patlayarak gama radyasyonu, X-ışını radyasyonu ve spektrumun morötesi ve görünür bölgelerindeki radyasyon enerjisine dönüştüğü tespit edilmiştir . Ayrıca yüklü parçacıkların -elektronlar ve protonlar- yüksek hızlı akışlarının fırlatılması da vardır .

Kendisinde bir manyetik alan taşıyan bu tedirgin güneş rüzgarı, yolunda Dünya'nın manyetosferi ile karşılaştığında, manyetik fırtınanın özü olan temas noktasında Dünya'nın manyetik alanında rastgele ve bazen çok güçlü değişiklikler meydana gelmeye başlar. Parlamalardan etkilenen güneş rüzgarının hızı 500 ila 1000 km/s arasında değiştiğinden , bir manyetik fırtına genellikle bir güneş patlamasından bir veya iki gün sonra başlar. Plazmanın Güneş'ten Dünya'ya 150 milyon km kat etmesi bu kadar sürer.

güneş patlaması ve dolayısıyla daha yüksek güneş aktivitesi ve Dünya'da daha sık manyetik fırtınalar meydana geldiği açıktır . Güneş aktivitesinin döngüsel olduğu ortaya çıktı .

1843'te Alman astronom ve botanikçi Heinrich Schwabe (1789-1875), güneş aktivitesinin döngüsünün 11 yıl olduğunu gösterdi. Bu keşif, güneş lekeleri üzerine yaptığı araştırmalarla ünlü İsviçreli astronom ve matematikçi Rudolf Wolf (1816-1893) tarafından doğrulandı . Her 11 yılda bir Güneş'in manyetik alanının polaritesinde bir değişiklik olduğunu hatırlayın (Güneş'in manyetik kutuplarının tersine dönmesi vardır).

11 yıllık güneş aktivitesi döngüsünün başlangıcında , güneş lekelerinin sayısı çok azdır veya hatta yoktur. Daha sonra artmaya başlar ve döngünün ortasında maksimum güneş aktivitesine ulaşılır (maksimum güneş lekeleri ve güneş patlamaları ile). Döngünün sonunda, güneş aktivitesi yavaş yavaş azalır.

Bugün, tüm gözlem tarihi boyunca güneş aktivitesinin 24. döngüsünde yaşıyoruz. 2008'de başladı . Bu döngüde, 2012–2013'te maksimum güneş aktivitesi bekleniyor.

7. KUTUP IŞIKLARININ DOĞASI

Auroraların doğası hakkındaki fikirlerin evrimi

beri insanlar, kutup ışıklarının görkemli resmine hayran kalmış ve kökenlerini merak etmişlerdir. Auroralara yapılan en eski referanslardan biri Aristoteles'te bulunur. 2.300 yıl önce yazdığı Meteorologika'sında şunları okuyabilirsiniz: “Bazen açık gecelerde gökyüzünde boşluklar, delikler ve kan kırmızısı renklenme gibi birçok olguyu gözlemleyebilirsiniz . Buradaki sebep şudur: havanın üst tabakası, tutuşabilmesi için kalınlaşır ve bazen tutuşma, sanki bir alev parlıyormuş gibi olur ... ”Aristoteles'in yaşadığı yerde, auroralar oldukça nadirdir, ancak hala oluyor

Pek çok batıl inanç kutup ışıkları tarafından üretilir. Bazı durumlarda Allah'ın azabından korkuya neden oldular, bazılarında ise tam tersine yardıma koşan göksel bir ordu gibi göründüler. Tarihçiler, Alexander Nevsky'nin birlikleri ile Almanlar arasındaki Peipsi Gölü'nün buzundaki savaş sırasında ( 1242), aniden gökyüzünde flaşların belirdiğini söylüyor. Efsaneye göre, Rus askerleri bunu iyi bir işaret olarak gördüler ve düşmana intikamla saldırdılar.

Estonya destanı "Kalevipoeg"de şu satırlar vardır:

Geniş dipli teknelerle denizin ötesinden bize geliyorlar Atılgan denizciler, acımasız caniler...

Böylece aurora borealis, yani yıldızlar bizim için kehanet etti!

Kaygı ruhumuzu eziyor, kalbimiz korkudan yorgun!

Eski Estonyalılar, kutup ışıklarından yalnızca savaş, kıtlık, hastalık değil, hatta hava değişikliklerini bile tahmin ettiler. Aurora'nın iyi ve kötü ruhlar arasındaki mücadeleyi yansıttığına inanıyorlardı.

Auroraların doğası yüzyıllarca keşfedilmeden kaldı. Bazen oldukça naif olan birçok hipotez öne sürüldü. Örneğin, auroraların ufkun altına batmış güneşin yansımaları olduğuna inanılıyordu . Bunun, kutup buzunun özellikle şiddetli donlar sırasında yaydığı iddia edilen ışık olduğu da varsayılmıştır. Hipotezlerden birine göre şöyle çıktı: kuzeyde bir okyanus var, okyanusta balıklar var; bir fırtına sırasında, çürüdüğü ve herhangi bir çürüme gibi parladığı kıyıya çok miktarda balık atılır ; bu nedenle auroralar. Daha önce belirtildiği gibi, Aristoteles, kalınlaşan üst hava katmanlarının tutuşabileceğine ve böylece bir aurora resmi oluşturabileceğine inanıyordu. Bir fizik ders kitabında 18. yüzyıl aurora ile ilgili bölümde, "kaçan ışınların tutuşturulmuş yanıcı buharlardan başka bir şey olmadığı" ve "kuzey ışıkları ile şimşek meselesinin aynı olduğu" belirtildi. Bu iddiaların hepsi yanlıştı.

Mikhail Basil'evich Lomonosov (1711-1765), kutup ışıklarının doğası hakkında çok düşündü . “Büyük Kuzey Işıkları Vakasında Tanrı'nın Majesteleri Üzerine Akşam Meditasyonu”nda şu satırlar yer alır:

Ama yasan nerede, doğa? Geceyarısı ülkelerinden şafak doğuyor ! Güneş orada tahtını kurmuyor mu? Buz halkı denizin ateşini karıştırmaz mı? Ce, soğuk bir alev sardı üstümüzü, Ce, gündüz geceye girdi yeryüzünde! Gökkubbeye hangi ince alev çarpar? Tehditkar bulutlar olmadan şimşek gibi Dünyadan zirveye ulaşmaya mı çalışıyor?

Nasıl olur da kışın ortasında donan buhar yangın çıkarır?

Aurora'nın elektriksel doğasını inkar etmeden, Lomonosov'un aurora'yı şimşekle özdeşleştirmek için acelesi olmadığını unutmayın. Yeryüzünden zirveye “tehditkar bulutlar olmadan şimşek” e gidemez. Aurora borealis'in soğuk bir parıltı olduğu fikri özellikle önemlidir ("tüm soğuk alevler bizi kapladı").

Burada Lomonosov'un cam kürelerle yaptığı deneyleri hatırlamak yerinde olacaktır . Bilim adamı, havanın bir kısmını toplardan dışarı pompaladı ve içlerinde bir elektrik boşalması üretti. Aurora'nın doğasının bir gaz deşarjının parıltısıyla aynı olduğuna inanıyordu. Lomo nosov şöyle yazdı: "Toptaki uyarılmış elektrik kuvveti

2. 7. Kutup Işıklarının Doğası -J hava dışarı çekilir, ani ışınlar yayar, bunlar göz açıp kapayıncaya kadar kaybolur ve aynı zamanda yerlerine yenileri fırlar, böylece kesintisiz bir parlaklık varmış gibi görünür. Kuzey ışıklarında flaşlar veya ışınlar benzer bir görünüme sahiptir.

Ayrıca Lomonosov'un, sıvı cıva içeren boşaltılmış bir tüpte, tüp keskin bir şekilde sallandığında cıva buharının yeşil parıltısını gözlemleme deneylerine de dikkat çekiyoruz. Bu parıltı daha çok kutup ışıklarının soğuk parıltısına benziyordu.

Lomonosov'un deneylerinde gözlemlenen parıltı aslında auroraların parıltısına benziyor. İleriye baktığımızda, bu durumda sözde ışıldayan ışımanın gözlemlendiğini not ediyoruz. Doğru, sallanan bir tüpteki cıva buharının parlamasının , bir gaz deşarjındaki parlamanın ve aurora borealis'in parlamasının çeşitli nedenleri vardır. Sadece burada farklı tipte lüminesans fenomenleriyle karşılaşıyoruz . Böylece Lomonosov, kutup ışıklarının doğasını belirlemeyi başaramasa da, onu anlamaya oldukça yaklaştı.

Aurora borealis'in doğası ancak 20. yüzyılın ikinci yarısında gerçekten yerleşmişti . Hala cevaplanmamış sorular olsa da , resim bir bütün olarak oldukça net. Bu, modern fiziğin gelişmesi ve uzay araştırmalarındaki ilerlemeler sayesinde mümkün oldu.

Aurora, üst atmosferde ışıldayan bir ışıltı olarak

Farklı bedenler ve ortamlar neden parlıyor? Bunun için birçok nedeni vardır. Birincisi, cisimler ve medya, gece gökyüzünde veya gündüz gökyüzünde ay gibi yansıyan veya saçılan ışıkla parlayabilir . İkincisi, yeterince yüksek sıcaklıklarda (güneş, bir ateş alevi, sıradan bir elektrik ampulünün kırmızı-sıcak bir teli) yayılan kendi ışıklarıyla parlayabilirler . Üçüncüsü , ısıtma ile ilişkili olmayan kendi ışığıyla lüminesans mümkündür . Bu "soğuk ışık", ışıldayan radyasyon olarak adlandırılır . Denizin ışıltısını gözlemlediğimizde , ışık saçan bir televizyon ekranına baktığımızda, floresan lambaları kullandığımızda ışıma olgusuyla karşılaşırız. Auroraların ışığı da lüminesanstır.

, manyetosferin plazma tabakası adı verilen bölgesinden jeomanyetik alan çizgileri boyunca Dünya'ya doğru hareket eden yüklü parçacıkların atmosferin üst katmanlarını bombardıman etmesi sonucu ortaya çıkar . Plazma tabakasının jeomanyetik alan çizgileri boyunca dünya atmosferine izdüşümü, kuzey ve güney manyetik kutupları (auroral ovaller) çevreleyen düzensiz halkalar şeklindedir (hatırlayın Şekil 2.23).

Önceki şekilde. 2.8 , yakalama bölgesini ve yarı yakalama bölgesini veya kutup ışığı bölgesini görebilir. Kuluçkada son seçim . Kutup ışığı bölgesine çöken plazma tabakasından gelen protonlar ve elektronlar , jeomanyetik alanın etkisiyle hızlanır, jeomanyetik çizgiler etrafında bükülür ve 100 km mertebesinde yüksekliklere kadar atmosferin nispeten derinlerine spiral olarak nüfuz eder . Aynı davranışın, yakalama bölgesinden dışarı taşan, yani manyetik tuzaktan "kaçan" parçacıklar için gözlendiğini not ediyoruz.

Yakalama bölgesinden ve yarı yakalama bölgesinden dışarı dökülen güneş rüzgarının hızlandırılmış parçacıkları, atmosferik havanın atomları ve molekülleri ile çarpışır, onları iyonlaştırır ve harekete geçirir, bu da aslında aurora olan bir ışıldama parıltısıyla sonuçlanır.

Üst atmosferin çok sınırlı bir bölgesinde, kuzey ve güney kutup zirvelerinden manyetosfere giren güneş rüzgarının yüklü parçacıkları auroraya neden olabilir . Kuzey yarımkürede, öğle saatlerinde Svalbard üzerinde doruk kutup ışıkları gözlemlenebilir.

Bu nedenle, aurora, Güneş'ten uçan, dünyanın manyetosferine nüfuz eden ve içinde Dünya'nın üst atmosferinin atomları ve molekülleri ile hızlanan elektronların ve protonların etkileşiminin bir sonucu olarak ortaya çıkan parlak bir ışıltıdır. Dünya atmosferinin belirli bölgelerinde ve belirli yüksekliklerde elektronların ve protonların ortaya çıkması, güneş rüzgarı parçacıklarının dünyanın manyetik alanıyla etkileşiminden kaynaklanmaktadır .

Lüminesans

öncelikle enerjinin vücutta birikmesi gerekir ; uyarılma enerjisi denir. Bu enerji vücut tarafından yayılır (orta) - lüminesans radyasyon oluşur. Aldığı enerjiyi ışık radyasyonuna (lüminesans) dönüştürebilen bir maddeye fosfor denir . Aydınlatma, vücut uyarma enerjisini aldıktan hemen sonra - yalnızca ІО 8 ־ —ІО 6 ־ s sonra gerçekleşebilir. Bu durumda vücudun uyarılma enerjisi aldığı sürece ışıldadığı söylenebilir; uyarım durdu ve parlaklık hemen kesildi. Bu lüminesansa floresan denir . Uyarmanın saniyeler, dakikalar ve hatta saatler boyunca sona ermesinden sonra lüminesansın gözlendiği durumlarda , fosforesanstan söz edilir. TV ekranında floresan görüyoruz . Aydınlık bir saat kadranı, ışıklı yol işaretleri, fosforlu cisimlere örnektir.

Auroraların lüminesansı floresan olarak kabul edilmelidir .

Daha sonra, luminoforları uyarma yöntemlerinin çeşitli olmasına dikkat ediyoruz. Bu bağlamda, farklı lüminesans türleri ayırt edilir (hem flüoresans hem de fosforesans. Bazı türleri not ediyoruz:

1. fotolüminesans - uyarım, fosfor tarafından emilen ışık tarafından üretilir ;
2. kemilüminesans - belirli kimyasal reaksiyonlar sırasında açığa çıkan enerji nedeniyle uyarım ;
3. elektrolüminesans - gazlarda elektrik deşarjları meydana geldiğinde meydana gelen bir elektrik alanının enerjisiyle uyarma ;
4. katodolüminesans - fosforu bombardıman eden bir elektron ışınının enerjisinden kaynaklanan uyarım.

ekran yüzeyini tarayan kontrollü bir elektron ışını tarafından bombardımana tutulan bir televizyon tüpü ekranının lüminesansıdır . Auroraların ışıması (daha doğrusu floresansı) aynı zamanda katodolüminesanstır . Dünyanın üst atmosferini işgal eden elektron akışlarından kaynaklanır. Işıklı ekranın rolü ( fosfor) bu durumda atmosferin kendisi veya daha doğrusu atmosferin atomları, molekülleri ve iyonları tarafından oynanır .

20. yüzyılda netleşti . - mikropartiküllerin (atomlar, moleküller, iyonlar) özelliklerini ve etkileşimlerini açıklayan kuantum fiziği oluşturulduğunda. Bir mikro parçacığın enerjisinin nicelleştirildiğini hatırlayın : yalnızca belirli belirli değerler alır . Enerji değerleri kümesi, farklı mikropartiküller için farklıdır; bir mikro parçacığın bir dizi

enerji düzeyine karşılık gelir .

Olağan (uyarılmamış ) durumda, mikropartikül en düşük seviyededir; ana seviye denir . Uyarma, mikroparçacığı bir sıçrama ile daha yüksek seviyelerinden birine aktarır ve daha sonra bir sıçrama veya birkaç sıçrama ile (orta seviyelerden) yer seviyesine geri döner . Aşağı atlamalara çoğu durumda ışıldayan radyasyonu oluşturan fotonların emisyonu eşlik eder.

E v enerjili bir seviyeden bir sıçrama (buna kuantum geçişi denir ) meydana gelirse daha düşük bir E v enerjisine sahip bir seviyeye , ardından ε = E 2 enerjisine sahip bir foton —Ev _ _ Bu tür fotonlardan oluşan ışığın dalga boyu

(2.33)

hc _ hc
ε E 1 -E x

Burada h = 6.6 ∙ GÇ -34 J • s — Planck sabiti, s = 3 GÇ^[1] m/s, ışığın boşluktaki hızıdır. Lüminesan radyasyonun dalga boyunun , belirli bir fosforun mikropartiküllerinin enerji seviyelerinin yapısı tarafından belirlendiğini vurguluyoruz .

7. Auroraların doğası lüminesans , yani 1 S 0 seviyesinden kuantum geçişleri sırasında yayılırlar. seviye 1 D 2'ye ve son seviyeden ana seviyeye - (Şekil 2.27) (seviye tanımlamalarının anlamını açıklama yapmadan bırakacağız). Seviye 1 enerji S 0 4.17 eV ve seviye 1 D 2 - 1,96 eV. İlk kuantum geçişi 0,56 µm (yeşil ışık) dalga boyunda ışık yayarken , ikincisi 0,63 µm (kırmızı ışık) yayar.

Elektron auroralarının ortaya çıkışı

İki tür aurora vardır - elektron akışlarından kaynaklananlar (elektron auroraları) ve proton akışlarından kaynaklananlar (proton auroraları). Ana rolün elektron auroraları tarafından oynandığını hemen not ediyoruz. Proton kutup ışıklarının gök parlamasına katkısı nispeten küçüktür. Açıkça tanımlanmış bir yapıya (yaylar, ışınlar, şeritler, perdeler) sahip olan tüm aurora biçimleri elektronlardan kaynaklanmaktadır. Aslında, yalnızca dağınık noktalar kökenlerini protonlara borçlu olabilir.

Elektron auroraları nasıl oluşur? Aurora'nın ışıltılı bandına hayranlıkla bakarken , her bir parlak ışının, jeomanyetik alan çizgileri boyunca yaklaşık 100 km yüksekliğe inen bir elektron çığının bıraktığı parlak bir iz olduğu unutulmamalıdır . Dikey ışınların yanı sıra şeritlerin dikey ışıklı ipliklerinin) , dünyanın manyetosferinin manyetik indüksiyon hatlarının bir tür "resmi" olduğu söylenebilir .

Manyetosfere nüfuz eden elektronların basitçe jeomanyetik alan tarafından yakalanıp yönlendirilmediğini hatırlayın. Ayrıca hızlanırlar, böylece atomlar ve moleküller ve atmosfer ile çarpışmalarda gerekli enerjiyi elde ederler .

Kozmik elektronların oksijen ve nitrojen atomları ve molekülleri ile çarpışmaları, elektron aurorasının görünümünde ana rolü oynar. Bu çarpışmalarda, bu mikro parçacıklar uyarılır veya iyonlaşır. Uyarılan mikroparçacık daha sonra temel duruma geri döner ve iyon, serbest bir elektronla yeniden birleşir. Her iki durumda da, bir ışıldayan radyasyon fotonunun emisyonu mümkündür.

Şek. 2.28, elektron aurorasının spektrumunu gösterir ve spektral çizgilerin kaynağını gösterir . İyonize nitrojen molekülleri spektrumda mavi ve mor çizgiler yayar, uyarılmış nitrojen molekülleri ise kırmızı çizgiler yayar. Uyarılmış oksijen atomları yeşil ve kırmızı çizgileri vurgular (bkz. Şekil 2.27). 150 km ila 500 km arasındaki rakımlarda, Dünya atmosferinin esas olarak atomik oksijen ve moleküler nitrojenden oluştuğunu hatırlamak uygundur (hatırlayın Şekil 2.1).

m *         o         N 2

        JC         Bir *

0,40         0,450,500,550,600,650,70 L, µm

ben         ben         ben         ben         ben         » _         _

Pirinç. 2.28

Mavi nitrojen çizgileri ve yeşil atomik oksijen çizgisi özellikle yoğundur , bunun sonucunda elektron auroraları ağırlıklı olarak mavi-yeşil tonlarda renklendirilir.

atomik oksijen spektrumundaki kırmızı çizginin neden yeşil çizgiden belirgin şekilde daha zayıf olduğunu düşünmek ilginçtir . Şek. 2.27 bu spektral çizgilere karşılık gelen kuantum geçişleri gösterilmiştir. Her şey oksijen atomunun 1 S 0 seviyelerindeki yaşam süreleri arasındaki farkla ilgilidir. ve 1D2 . _ _ Ömrün, çok sayıda özdeş atom dikkate alınarak elde edilen ortalama bir değer olduğunu hatırlıyoruz. Aynı zamanda, bireysel atomlar bu durumda daha uzun süre "yaşayabilir", diğerleri ise bu durumu çok kısa sürede terk edebilir.

Düzeyler 1 S 0 ve 1 D 2 Oksijen atomları, önemli ölçüde farklı yaşam süreleri ile karakterize edilir. 1 S 0 seviyesindeki bir oksijen atomunun ömrü 0,7 s ve 1 D 2 düzeyinde yakın 100 saniye Görünüşe göre 1 D 2 seviyesinde bir oksijen atomu , sanki ana seviyeye atlamaya "cesaret edemiyormuş" gibi, üzerinde uzun süre "yaşıyor". Bu sırada atom "yavaşlar", başka bir atom veya serbest bir elektron onun içine uçabilir . Bu çarpışma, oksijen atomunun fazla enerjiyi kendisiyle çarpışan parçacığa aktarmasına ve L ile bir foton emisyonuna yol açabilir. = 0,63 µm bu durumda yer almaz. Neredeyse tüm oksijen atomları 1 5 0 seviyesinden hareket eder. seviye 1 D2'ye bir foton yayar (yeşil ışık görüntülenir); aynı zamanda sadece birkaç atom 1 D 2 seviyesinden geçiyor zemin seviyesine, bir foton yayar. Seviye 1 D 2 oksijen atomlarının vurgulanacak zamanları yoktur - diğer parçacıklarla çarpışmalar onları bir foton yaymadan yer seviyesine gitmeye zorlar. Bu nedenle λ = 0,56 μm ( yeşil ışık) olan radyasyon, R = 0,63 μm (kırmızı ışık) olan radyasyondan çok daha yoğundur .

Proton kutup ışıklarının ortaya çıkışı

Daha önce belirtildiği gibi, elektronikten farklı olarak, proton aurora'nın açıkça tanımlanmış bir yapısı yoktur - bulanıktırlar, şekilsiz parlak noktalar gibi görünürler (bkz. Şekil 2.22). Neyle bağlantılı olduğunu anlamaya çalışalım.

Güneş rüzgarının getirdiği protonlar jeomanyetik alana girdiklerinde, elektronlar gibi alan çizgileri etrafında sarmal yollarda hareket etmeye başlarlar. Bir elektronunkiyle aynı enerji değerlerine sahip bir protonun Larmor yarıçapı , elektronun Larmor yarıçapından önemli ölçüde daha büyüktür (40-50 kat; Bölüm'de ele alınan sorunu hatırlıyoruz. "Bir yüklü hareket düzgün bir manyetik alandaki parçacık: 1 ׳ ve B'nin karşılıklı olarak dik olduğu durum "). Bu nedenle, proton yörüngeleri elektronik ׳ yörüngelerine göre jeomanyetik alan çizgilerine daha az bağlıdır . Ama sadece bu değil .

Daha da önemlisi, bir proton atmosferdeki hareketi sırasında serbest bir elektronu yakalayabilir ve bir hidrojen atomuna dönüşebilir. Böyle bir dönüşümün bir sonucu olarak, artık bir manyetik alanın etkisine maruz kalmayan (elektriksel olarak nötr olan) bir mikro parçacık ortaya çıkar. Ortaya çıkan hidrojen atomu, yeni bir çarpışma hidrojen atomu tarafından bir elektron kaybına yol açana kadar "kendi" alan kuvvet çizgisinden düz bir çizgide hareket eder , ardından hidrojen atomu bir proton olarak yeni alan çizgisi etrafında bükülmeye başlar. güç. Bu, Şekil l'de açıklanmaktadır. 2.29: √4 1 noktasında proton elektronu yakaladı ve A2 noktasında bir hidrojen atomuna dönüştü hidrojen atomu A3 noktasında başka bir atomla çarpışma yaşadı (bu bizim atomumuz tarafından bir elektron kaybına yol açmadı) . Başka bir çarpışma sonucunda hidrojen atomu bir elektron kaybederek protona dönüştü.

Atmosferde uçan bir proton, birkaç kez art arda elektron yakalama ve kaybetme aşamalarından geçebilir. Sonuç olarak, orijinal alan çizgisinden önemli ölçüde uzaklaşabilir.

Tam da bu nedenle proton auroraları uzamsal olarak belirsizdir, çok bulanıktır ve kural olarak dağınık noktalar biçimine sahiptir.

Pirinç. 2.29

uyarılmış hallerden birinde olan bir hidrojen atomuna dönüşür . Ek olarak, bir çarpışma sırasında (örneğin, ?I 2 noktasında) bir hidrojen atomunun uyarılması meydana gelebilir. incirde. 2.29). Daha sonra temel duruma geçen hidrojen atomu, atomik hidrojen spektrumundaki çizgilerden birine karşılık gelen dalga boyuna sahip bir foton yayar. En parlak olanı spektral çizgidir λ = 0,66 μm (kırmızı ışık). Bu nedenle proton dağınık noktaları ağırlıklı olarak kırmızımsı tonlarda renklidir.

Auroralar hakkında genel açıklamalar

Sorov Eğitim Dergisi (cilt 7, 5, 2001), MIPT Profesörü N.L.'nin bir makalesini içerir. Aleksandrov "Kutup Işıkları". Yazar, makalenin sonuç bölümünde, kutup ışıklarının doğası hakkındaki konuşmayı sonlandırarak burada alıntılanması uygun olan bir dizi genel açıklama yapıyor.

auroralar hakkındaki bilgimizi önemli ölçüde zenginleştirdiği kesin olarak söylenebilir. Sadece aurora bilmecesinin çözülmediği, aynı zamanda gezegenimizi çevreleyen uzay, gezegenler arası ortamın durumu ve yüklü parçacık akışları da dahil olmak üzere güneş radyasyonu hakkında büyük miktarda gerçek materyalin biriktiği açıktır. Bununla birlikte, kutup ışıkları sorunu hala çözülmekten uzaktır.

Aslında bunun, Dünya'nın kuzey ve güney yarımkürelerinin yüksek enlemlerinde, Güneş'ten gelirken Dünya'nın manyetosferini işgal eden enerjik yüklü parçacıkların neden olduğu üst atmosferin bir parıltısı olduğunu biliyoruz. Auroraların tezahüründeki ana düzenlilikler de bilinmektedir : bunların yüksekliğe, coğrafi konuma, güneş aktivitesine, Dünya'nın manyetik alanının bozulmalarına vb. ama hatta yaklaşan auroranın birçok modelini önceden söylemeyi tahmin edin. Aurora sorunu çok karmaşık ve çok yönlü görünüyor . Örneğin, auroralar ve hava durumu arasındaki ilişki hala net değil . Kuzeyliler, kutup ışıklarının daha çok soğuk gecelerde görüldüğünün farkındadır. Bunun için henüz bir açıklama yok.

Aynı zamanda, alışılmadık sorularda gelecekteki araştırmacılarını bekleyen beklenmedik ilişkiler ortaya çıkıyor. Makalenin başında, bir zamanlar auroraların ortaya çıkmasının doğadaki ve toplumdaki trajik olaylarla ilişkilendirildiği söylendi . Bu hurafelerin altında yatan sadece anlaşılmaz etkileyici doğa olaylarından duyulan korku mu ? Farklı dönemlere (27 gün, 11 yıl, vb.) sahip güneş ritimlerinin Dünya üzerindeki yaşamın en çeşitli yönlerini etkilediği artık iyi bilinmektedir . Güneş ve manyetik fırtınalar (ve ilişkili auroralar ), insan kardiyovasküler sistemi hastalıkları da dahil olmak üzere çeşitli hastalıkların büyümesine neden olabilir . Dünyadaki iklim değişiklikleri, kuraklık ve sellerin ortaya çıkışı, depremler vb. güneş döngüleri ile ilişkilidir.Bütün bunlar bizi bir kez daha kutup ve auroralar ile dünyevi felaketler ve sıkıntılar arasındaki bağlantı hakkında ciddi şekilde düşündürüyor. Belki de böyle bir bağlantı hakkındaki eski fikirler o kadar aptalca değildir?

Aurora borealis, Kozmos'un dünya süreçleri üzerindeki etkisinin yerini ve zamanını işaret eder. Onlara neden olan yüklü parçacıkların istilası hayatımızın birçok yönünü etkiler . İyonosferin ozon içeriği ve elektrik potansiyeli değişir, iyonosferik plazmanın ısınması atmosferdeki dalgaları harekete geçirir. Bütün bunlar hava durumunu etkiler. Ek iyonlaşma nedeniyle, iyonosferde, manyetik alanları Dünya'nın manyetik alanını bozan ve birçok insanın sağlığını doğrudan etkileyen önemli elektrik akımları akmaya başlar. Böylece, auroralar ve bunlarla ilişkili süreçler aracılığıyla Kozmos, çevremizdeki doğayı ve sakinlerini etkiler.

8. JÜPİTER'İN MANYETOSFERİ

Jüpiter'in manyetosferinin özellikleri

Jüpiter, Güneş'e Dünya'dan 5 kat daha uzaktır . Bununla birlikte, güneş rüzgarının dev gezegenin manyetosferi üzerindeki etkisi temelde önemini koruyor. Güneş, "evde patronun kim olduğunu" göstermek istiyor gibi görünüyor. Güneş yönünde Jüpiter'in manyetosferinin boyutları 50 R s ila 100 R s ( güneş aktivitesi seviyesine bağlı olarak) ise, o zaman Güneş yönünde Jüpiter'in manyetosferinin boyutları 10.000 R s'nin ötesine geçer , yani. Satürn'ün yörüngesi (R κt = 71.400 km, Jüpiter'in yarıçapıdır). Dünya gibi, Jüpiter'in manyetosferi de gece tarafında uzun bir manyetosferik kuyruğa sahiptir ve kuzey ve güney lobları, manyetosfere nüfuz etmiş güneş rüzgarı parçacıklarından oluşan bir plazma tabakasıyla ayrılmıştır . Dünya gibi, Jüpiter manyetosferinin iç bölgesi (doğrusal boyutları yaklaşık 20∕⅞ o , yani yaklaşık 140 milyon km'dir) bir bütün olarak gezegenle birlikte dönerek Dünya'nın plazmasferi gibi olur.

Ancak, elbette, Jüpiter'in manyetosferi, Dünya'nın manyetosferinden önemli ölçüde farklıdır. Her şeyden önce, az önce verilen rakamlardan kolayca görülebileceği gibi, son derece büyüktür . Jüpiter'in manyetosferinin iç bölgesi (plazmasferi) ultraviyole ışıkta parlak bir şekilde "parlar". Görünür ışıkta parlasaydı, o zaman Dünya'nın sakinleri olarak biz Jüpiter'i gece gökyüzünde ay büyüklüğünde bir disk şeklinde görürdük.

Jüpiter'in alanının manyetik indüksiyonu da harika. Gezegenin bulut örtüsünün tepesinde, IO -3 -1.5 ∙ IO -3 T, yani Dünya yüzeyinden 20 kat daha fazla.

10 saatte bir dönüş yapıyor ! Aynı 10 saat boyunca Jüpiter'in plazma küresi de tam bir devrim yapar . Merkezkaç etkisi nedeniyle, plazmakürenin parçacıkları ekvator bölgesine yaklaştıkça gezegenin dönme ekseninden uzağa fırlatılır. Sonuç olarak, Jüpiter plazma küresi bir simit (Dünya'nınki gibi) değil, disk benzeri bir yapı şeklini alır ve kalınlığı dönme ekseninden uzaklaştıkça kademeli olarak azalır . Bu yapıya manyetoplasmodisk veya daha basit bir şekilde manyetodisk denir . Çapı yaklaşık 201? y .

Jüpiter'in manyetosferinin bir özelliği de olağanüstü güçlü radyasyon kuşağı olmalıdır. Daha önce de belirttiğimiz gibi , 2,5 milyon km mesafeye kadar uzanır ve gezegenin 1,5 ila 6 yarıçapı kadar bir alanı kaplar. Jüpiter'i araştıran uzay sondalarının elde ettiği verilere göre, radyasyon kuşağı Dünya'nınkinden on binlerce kat daha yoğun.

Ve burada şu soru ortaya çıkıyor: Jüpiter'in radyasyon kuşağında böylesine güçlü bir birikim için Jüpiter manyetosferine giren güneş rüzgarı parçacıkları gerçekten yeterli mi? Dahası , Jüpiter'in radyasyon kuşağında protonlar ve elektronlarla birlikte, güneş rüzgarında basitçe bulunmayan kükürt, oksijen ve diğer elementlerin iyonları bulundu.

Görünüşe göre Jüpiter'in manyetosferinde başka bir plazma ikmal kaynağı var. Bu, Jüpiter'in uydusu Io veya daha doğrusu inanılmaz plazma torus Io'dur. Jüpiter manyetosferinin bu kesinlikle benzersiz özelliği ayrı bir değerlendirmeyi gerektirir.

Io'nun ayı aktif volkanlara ev sahipliği yapıyor

Plazma torus Io'dan bahsetmeden önce, Jüpiter'in uydusu Io'ya daha yakından bakalım.

Jüpiter'in çok sayıda uydusu vardır ( 2004'te 63 uydu biliniyordu ). Ancak, 1610'da ünlü İtalyan bilim adamı Galileo Galilei tarafından keşfedilen ve bu nedenle Jüpiter'in Galilean uyduları olarak adlandırılan en büyük dört uydu özellikle ilgi çekicidir . İsimleri (Jüpiter'den uzaklaştıkça) şöyledir: * Io (yörünge yarıçapı 420 bin km), Avrupa (670 bin km), Ganymede (1 milyon km), Cal yaprağı (2 milyon km). Dört Galilean uydusunun tümü, boyut olarak Merkür ile karşılaştırılabilir ve Ganymede'nin biraz daha büyük olduğu ortaya çıktı.

Hepsinin katı bir yüzeyi ve zayıf bir atmosferi var. Tüm bu uydular için, kendi ekseni etrafındaki dönme zamanı öyledir ki, her biri aynı tarafta Jüpiter'e bakar (Ay'ın Dünya'ya göre olması gibi). Aynı zamanda, Galilean uydularının her birinin kendine has özellikleri ve dahası çok meraklı olanları vardır. Örneğin, Europa, kalın (birkaç kilometre) pürüzsüz buz kabuğunun altındaki sıvı su okyanusu iken, Ganymede ve Callisto kaya-buz toplarıdır.

Ancak Io ayı özellikle harika. Burası aktif volkanların gerçek evi . Jüpiter'in çevresini ziyaret eden uzay sondaları, Io'da aynı anda bir düzine kadar aktif yanardağ gözlemledi. Io'da keşfedilen toplam aktif volkan sayısı 120'dir ( 2002 verilerine göre ).

Şek. 2.30 (renkli eke bakın), Io'nun yüzeyinin 1999'da Jüpiter'in yörüngesinde dönen Galileo* uzay sondası tarafından çekilmiş bir fotoğrafıdır . Io'nun yüzeyinin rengi erimiş silikat kayalar, kükürt ve bileşikleri tarafından belirlenir. Tüm güneş sistemindeki volkanik olarak en aktif yüzey böyle görünüyor .

Şek. Şekil 2.31 (renkli eke bakın), 2007'de Yeni Ufuklar uzay sondası tarafından çekilen, Io'daki Tvashtar volkanı patlamasının bir fotoğrafını gösteriyor. Fotoğrafta Io'nun diskinin üst kenarında parlak bir parıltı görülebiliyor. Bu bir yanardağdan fışkıran bir padişah. Kükürt ve kükürt dioksit içerir . Sultan , Jüpiter'in ayının ufkundan 300 km'den fazla yükseliyor

Aktif volkanların meskenleri neden Güneş'ten yüz milyonlarca kilometre uzakta oluştu ? Hangi volkanik patlama fıskiyelerinin doğması nedeniyle enerji kaynağı nedir ? Gerçek şu ki, Io yakındaki Jüpiter'in yanı sıra yakındaki Europa ve Ganymede'den güçlü bir yerçekimi çekiyor . Jüpiter, Europa ve Ganymede, yerçekimi kuvvetleriyle Io'yu gerer ve bu uydunun yüzeyinde , uydu Jüpiter'in yörüngesinde hareket ederken Io'nun yüzeyi boyunca hareket eden gelgit sırtları oluşturur. Ay ve Güneş tarafından gelen yerçekimi çekiminin etkisi altında, Dünya'da gelgit su hörgüçlerinin ortaya çıktığını, gelgitlerin gözlemlendiğini herkes bilir .

Ama Io'da su yok. Bu durumda, gelgit tümsekleri su değil , katı kayalardan yapılmıştır. Hiçbir şekilde hareketsiz değillerdir.

2.8. Jüpiter'in manyetosferi - "y" ve Io'nun yüzeyi boyunca hareket eder Bu durumda, yüzey bükülür - birkaç on metre yükselir ve alçalır.

Sert bir cismin bükülmesine ısı salınımının eşlik ettiğini hatırlayın. Bu, sıradan bir ataşı bükerek kolayca doğrulanabilir . Io'nun ısınmasının sebebi de burada yatmaktadır.

Böylece Jüpiter, Europa ve Ganymede yerçekimi kuvvetleriyle Io ayını esnetiyor. Bu nedenle, Io'da gelgit tümsekleri belirir - uydunun yüzeyi bükülür . Buna karşılık, yüzey bükülmesi uyduyu ısıtır: deformasyon enerjisi termal enerjiye dönüştürülür. Sonuç olarak, Io'nun bağırsakları ısınır ve Jüpiter'in bu muhteşem uydusunun volkanik aktivitesi harekete geçer.

Plazma simidi Io

Io'nun yanardağlarından çıkan volkanik ürünler, güneş ultraviyole radyasyonu ile iyonize edilir. Böylece Io atmosferinde kükürt ve oksijen iyonları oluşur: S + , O + , S 2+ ve Jüpiter'in plazmaküresinin plazmasının ayrılmaz bir parçası haline gelen 0 2+ .

Jüpiter'in plazmaküresinin bir bütün olarak gezegenle birlikte çok hızlı döndüğünü hatırlayın. Jüpiter'in merkezinden Io'nun yörüngesinin yarıçapına eşit bir uzaklıkta plazmasferin doğrusal dönüş hızı v 1 ≈ 75 km/s'dir. Ve Io'nun yörünge boyunca hareket hızı çok daha düşük çıkıyor : v 2 ≈ 20 km/s.

v l üzerinde üretilen plazmanın hızı — v 2 ≈ 55 km/s, Io uydusunun hızından daha fazladır. Sonuç olarak , Jüpiter'in manyetosferi her κyπ∂H0 i'de Io'dan yaklaşık 1000 kg iyon süpürür. Io'nun yörüngesi boyunca onlardan ultraviyole spektrumunda "parlak" bir plazma torusu yaratmak. Simit iyonlarından bazıları dışa doğru göç eder ve basınçları Jüpiter'in manyetosferini şişirerek boyutunun artmasına katkıda bulunur. Daha enerjik kükürt ve oksijen iyonlarının bazıları manyetik alan boyunca yolunu bularak gezegenin atmosferine girerek kutupların yakınında bir parlamaya neden olur.

Dolayısıyla, Io, Jüpiter'in manyetosferi ile aktif olarak etkileşime girer ve olduğu gibi, doğal, güçlü bir elektrik jeneratörü oluşturan bir tür yüklü parçacık hızlandırıcısının bir parçasıdır. Io ile Jüpiter arasında 400 bin V'luk bir potansiyel fark ortaya çıkar ve 5 milyon A'lik bir elektrik akımı oluşur.Bu enerjinin gücü,

devlet sisteminin kapasitesi, dünyadaki tüm elektrik santrallerinin toplam kapasitesinden 20 kat daha fazladır. Jüpiter'in dönüşü sırasında manyetik alanının sürekli olarak yaklaşık 1 ton maddeyi çektiğini ve bunun daha sonra ana gezegene uçarak bir elektrik akımı oluşturduğunu söyleyebiliriz .

Şek. Şekil 2.32, Jüpiter ve Io'nun plazma torusunu basitleştirilmiş bir biçimde göstermektedir. Simidin dış yarıçapı, Io'nun yörüngesinin yarıçapına eşittir; 67 mi Yu ≈ 420 bin km. İç yarıçap yaklaşık olarak Jüpiter'in yarıçapına eşittir. Kesikli çizgiler, Jüpiter'de kuzey ve güney auroralarının görünmesine yol açan, Io'nun plazma torusundan iyonların çökelme sürecini temsil ediyor . Kesikli noktalı çizgi, Io'nun yörüngesidir.

Pirinç. 2.32

1980'den 2007'ye kadar farklı yıllarda Jüpiter'i ziyaret eden uzay sondaları Voyager 1 ve -2, Galileo, New Horizons tarafından gerçekleştirildi. Ölçümler, güçlü bir şekilde iyonize olmuş sülfür buharının yoğun radyasyonunun olduğunu gösterdi. 953 ve 672 nm dalga boylarında torustan geldiği , torustaki plazma sıcaklığının 50 bin K'ye ulaştığı, torustaki iyon konsantrasyonunun 3 ∙ IO 9 olduğu m -3 .

, Jüpiter'in manyetosferinin, yüklü parçacıkların akışlarının özellikle yoğun olduğu, radyasyon kuşağının merkezinde yer aldığına dikkat edelim . Jüpiter'in güçlü radyasyon kuşağını yaratanın Io'nun plazma simidi olduğu açıktır .

Böylece, Jüpiter'in manyetosferinin plazması iki kaynaktan oluşur: birincisi, güneş rüzgarının elektronları ve protonları ve ikincisi, Io'nun plazma torusundan taşınan iyonlar.

Jüpiter'deki Auroralar

Jüpiter'deki auroralar ilk olarak 1979'da Voyager 1 uzay sondası tarafından tespit edildi , ancak daha sonra pek dikkat çekmedi. Jüpiter'in auroraları üzerine çalışmalar 1990'larda başladı. Daha kısa dalga boylarında (ultraviyole ve X-ışını spektrumlarında) gözlemler yapılmaya başlandığı geçen yüzyılın . Hubble ultraviyole teleskopu ve Chandra X-ışını teleskopu olan iki HACA yörüngeli teleskopunun yardımıyla gözlemlerden bahsediyoruz . Şek. Şekil 2.33 (renkli eke bakın), Jüpiter'in kutup ışıklarının 2007'de Hubble ve Chandra teleskopları tarafından çekilmiş birleşik bir fotoğrafını gösteriyor .

Dünya'daki kutup ışıkları gibi, Jüpiter'deki kutup ışıkları da yüklü parçacıkların manyetik alan çizgileri boyunca gezegenin kuzey ve güney kutup bölgelerindeki atmosferine akışından kaynaklanır. Volkanik bir uydudan fırlatıldı. Jüpiter'in manyetik alanı tarafından yakalanan iyonize madde, Dünya'daki kutup ışıklarından bin kat daha yoğun olan kuzey ve güney kutup ışıklarını yaratır.

Artan güneş aktivitesi dönemlerinde ortaya çıkan Dünya'daki auroraların aksine, Jüpiter'in auroraları sabittir , ancak yoğunlukları günden güne değişebilir.

Dünya'da, tüm auroralara güneş fırtınaları neden olur - yani, gezegenimizin manyetopozunu kıran Güneş'ten gelen yüksek enerjili parçacık akışları. Güneş'ten Jüpiter'e ulaşan parçacık akışları da auroralara neden olabilir, ancak Dünya'nın aksine Jüpiter'in görkemli auroralar oluşturmak için kendi bağımsız yolu vardır. Chandra teleskobu, Jüpiter'in kutuplarının üzerindeki atmosferde, atomların neredeyse tüm elektronlarından mahrum bırakıldığı oksijen iyonlarının ve diğer elementlerin varlığını saptadı . Tüm bu iyonlar güneş rüzgarında yoktur; Io'nun plazma torusunda doğarlar .

Anlaşıldığı üzere, Jüpiter'de güneş rüzgarı aurora yaratmada hiç de büyük bir rol oynamıyor. Gerçekten de, auroradan sorumlu parçacıklar Güneş'ten geldiğinde, yoğun bir ultraviyole auroraya yol açan çok sayıda protonun eşlik etmesi gerekir . 2003 yılında Chandra teleskopuna paralel olarak yörüngedeki Hubble teleskopundan gerçekleştirilen ultraviyole aralığındaki gözlemler , nispeten zayıf bir ultraviyole emisyonu gösterdi. Bu nedenle, Hubble ve Chandra'nın birleşik verileri, Jüpiter'deki auroraların esas olarak Jüpiter'in manyetik alanının kutup bölgelerinin atmosferine çöken "yerel" yüklü oksijen iyonlarının ve diğer iyonların hızlanmasından kaynaklandığı sonucuna varmamızı sağlıyor . Io'nun plazma torusundan.

Chandra teleskopu tarafından elde edilen X-ışını spektrumları, Jüpiter auroralarının , atomik kabukları elektronlarının çoğundan yoksun olan oksijen iyonlarının ve diğer elementlerin çevresel etkisinden kaynaklandığını ikna edici bir şekilde gösterdi . Bu parçacıklar, gezegenin kutuplarının üzerindeki dev doğal multi-milyon voltluk hızlandırıcılarda yüksek enerjilere hızlandırılır ve orada hidrojen molekülleri ile çarpışır. Bu tür yüksek enerjili iyonların varlığı, doğrudan Jüpiter'deki auroraların nedenlerinin Dünya'daki auroraların nedenlerinden temelde farklı olduğunu gösterir .

Şubat 2007'de, yörüngedeki Chandra X-ışını teleskopu Jüpiter'de 15 saat boyunca dev bir kutup ışığı kaydetti. Aynı zamanda, Jovian aurorasının gözlemleri , Hubble Fuse teleskopunun küçük kardeşi olan Hubble yörünge teleskobu, Avrupa XXM-Newton gözlemevi ve Jüpiter'in yanından yeni geçen Yeni Ufuklar uzay sondası tarafından gerçekleştirildi. Plüton Gökbilimciler, ilk kez bu kadar çok enstrüman tarafından aynı anda yapılan gözlemlerin, dev bir gezegende kalan aurora gizemlerinin birçoğuna dair bir ipucu sağlayacağını umuyor .

ГЛАВА

JEOMAGNETİK ALANIN KÖKENİ SORUNU

1. DÜNYANIN YAPISI HAKKINDA MODERN KAVRAMLAR

Dünyanın manyetik alanının kökenini ve doğasını inceleyen jeofizik dalına jeomanyetizma denir. Jeomanyetizma , dünyanın iç yapısı hakkındaki mevcut bilgilere dayanır ve içinde meydana gelen fiziksel olayları kullanır. Bu nedenle, öncelikle gezegenimizin iç yapısı hakkındaki modern fikirleri dikkate almak gerekir.

Dünyanın içini dinlemek (sismoloji)

İnsan, ultra derin sondaj kullanarak, bir düzine kilometreden fazla olmamak üzere yer kabuğunun derinliklerine girmeyi başardı. Bununla birlikte, bilim adamları, sismolojinin olanaklarını kullanarak, dünyanın içini tüm hacimleriyle "görmenin" veya daha doğrusu "dinlemenin" bir yolunu bulmuşlardır . Bu , depremleri inceleyen ve ayrıca Dünya'nın iç yapısını incelemek için sismik dalgaları kullanan jeofizik dalının adıdır (bkz. Yunanca "dalgalanma" anlamına gelir). Bununla bağlantılı olarak, dünyanın içini incelemenin sismik yöntemlerinden veya başka bir deyişle sismik araştırmadan söz ederler.

Dünyanın içinde bir yerde bir toprak şoku olduğunu varsayalım . Bir deprem veya insan yapımı bir patlamadan kaynaklanabilir. Bu yerden , toprak kaya parçacıklarının salınımları (sismik dalgalar ) hemen her yöne doğru yayılmaya başlar . Bu dalgalar sismologlar tarafından incelenir. İki tür sismik dalga vardır: gövde ve yüzey. İlki, dünyanın hacminde dağılırken, ikincisi yüzeyi boyunca uzanır. Dünyanın iç yapısını inceleyen sismologlar öncelikle hacimsel sismik dalgalarla ilgilenirler . Bu dalgalar boyuna veya enine olabilir .

Dalga uzunlamasına ise, içindeki kaya parçacıklarının salınımları, parçacıkların dalga yayılma yönü boyunca ileri ve geri yer değiştirmeleridir. Havada yayılan bir ses dalgası gibi bir sıkıştırma ve seyrekleşme dalgasıdır . Enine bir dalgada, ortamın parçacıkları dalga yayılma yönüne dik olarak yer değiştirir. Bunu yapmak için, ortamın belirli bir sertliğe sahip olması gerekir (yalnızca sıkıştırma ve çekmede değil, aynı zamanda kesmede de "çalışmalıdır"). Bu nedenle, hava veya sıvı bir ortamda enine dalgalar gözlenmez.

Elastisite teorisine göre, izotropik bir ortamda uzunlamasına bir dalganın yayılma hızının ifadesi şu şekilde temsil edilebilir:

⅛=J* + 4z3χz ∙         (3-1)

Burada p, ortamın yoğunluğudur; K ve μ, ortamın elastik modülleridir ; ortamın belirli bir noktasındaki mekanik gerilimi, ortamın deformasyonuyla ilişkilendirirler ve böylece, ortamın dikkate alınan noktadaki elastik özelliklerini karakterize ederler. Modül K, vücudun hacmindeki bir değişiklikle ilişkili deformasyonu ve μ modülü karakterize eder. - vücut şeklinde bir değişiklik ile. Modül K , çok yönlü sıkıştırma modülü veya başka bir deyişle, yığın elastikiyet modülü olarak adlandırılır . Modül m, kesme modülü olarak adlandırılır.

İzotropik bir ortamda enine bir dalganın yayılma hızı şu ifade ile tanımlanır:

״ pop = D         (3-2)

(3.1) ve (3.2)' den enine sismik dalgaların boyuna olanlardan daha yavaş yayıldığı görülebilir. Ortamın yoğunluğunun (p) derinlikle arttığı bilinmektedir . Ancak dalgaların hızının derinlikle azaldığı düşünülmemelidir; sonuçta, derinliğe bağlı olarak ortamın elastik modüllerindeki artışın da hesaba katılması gerekir (dalga hızının derinlikle değişimi için aşağıya bakın). Bir sismik dalga, ortamın yoğunluğunun keskin bir şekilde değiştiği sınıra ulaştığında, dalganın kısmi veya tam bir yansıması meydana gelir; kırılması da mümkündür. İki şeffaf ortamın sınırında ışık ışınlarının yaklaşık olarak aynı davranışı.

Dünyanın içini dinleyen basitleştirilmiş bir sismik şema Şek . 3.1. Küre burada basitleştirilmiş bir biçimde, merkezinde homojen bir sıvı küre bulunan (tarama ile gösterilmiştir) homojen bir katı cisim olarak temsil edilir. Oklar sismik ışınları gösterir (sismik dalgaların yayılma yönleri). A , sismik dalgaların kaynağı olan patlamanın merkezini gösterir . Düz ışınlar uzunlamasına dalgaları temsil eder ve kesikli ışınlar enine dalgaları temsil eder. Ortamın homojen olduğu varsayıldığı için burada gösterilen sismik ışınların düz çizgiler olduğuna dikkat edin; Bununla birlikte, gerçek ortamda yoğunluk ve esneklik modülleri belirli bir hacim içinde değişir ve bu da kiriş bükülmesine yol açar. 3. dalga Şekilde katı ve sıvı ortam arasındaki ara yüze düşüyor. Sınırda, kısmen yansıtılır ve Z) noktasında yüzeye gelir ve kısmen kırılır ve E noktasında yüzeye gelir. Dalga 4 enine; bu nedenle sıvı ortama girdiğinde söner.

Pirinç. 3.1

Dünyanın çeşitli noktalarına sismograf adı verilen özel aletler yerleştirilmiştir . Kendilerine gelen sismik dalgaları yakalar ve sabitlerler, bu da hızlarını belirlemeyi, dalgaların belirli yansımalarını ve kırılmalarını belirlemeyi mümkün kılar Sonuç olarak, Dünya'nın içi gerçekten de olduğu gibi dinlenir.

kesit küre

Şek. Şekil 3.2, farklı katmanların art arda değişiminin meydana geldiği derinliklerin bir göstergesi ile yerkürenin bir bölümünün şematik bir temsilidir. Kürenin merkezinde ortalama yarıçapı 3470 km olan ağır bir çekirdek bulunur . Sonuç olarak, dünyanın çekirdeğinin yüzeyi 6370-3470 = 2900 km derinliktedir . Çekirdek iki parçadan oluşur - yaklaşık 13.000 kg/m3 yoğunluğa sahip merkezi bir katı top (13 g/cm 3 ) ve yoğunluğu 10'dan 12 g /cm3'e derinlikle kademeli olarak artan çevredeki erimiş sıvı kabuk .

Dünyanın çekirdeği bir manto ile çevrilidir, yoğunluğu derinlikle birlikte dünya yüzeyinin yakınında 3,3 g/cm3'ten çekirdek sınırının yakınında 5,5 g/cm3'e kadar kademeli olarak artmaktadır. Bu sınır aşıldığında, ortamın yoğunluğu aniden neredeyse iki kat artarak 5,5'ten 10 g /cm3'e çıkar .

, yer kabuğunun çok ince bir tabakası ile çevrilidir . Kalınlığı dünya yüzeyinin farklı yerlerinde yaklaşık 10 ila 80 km arasında değişmez .

Yani, dışarıda ince bir yer kabuğu var, altında bir manto var ve mantonun altında dünyanın çekirdeği var: merkezinde katı bir top bulunan sıvı erimiş bir top. Yer kabuğunu ve mantoyu ayıran yüzeye Mohorovichic sınırı veya daha basit bir şekilde Moxo sınırı denir . Manto ile Dünya'nın çekirdeğini ayıran yüzeye Gutenberg sınırı denir. Bu isimler, bu arayüzlerin varlığını keşfeden bilim adamlarının onuruna verilmiştir - Yugoslav sismolog Andriy Mohorovichich (1857-1936) ve Alman sismolog Beno Gutenberg (1889-1960). Mohorovicic, 1909'da kabuk ile manto arasındaki sınırı keşfetti ve beş yıl sonra, 1914'te Gutenberg , manto ile dünyanın çekirdeği arasındaki sınırı keşfetti.

Yerkabuğuna modern literatürde A katmanı denir.Mantoda üç katman ayırt edilir : üst manto (katman B), orta manto veya Golitsyn katmanı (katman C) ve alt manto (katman D). Dünyanın çekirdeğindeki E tabakası (sıvı bir gövde olan dış çekirdek), geçiş katmanı F ve son olarak katman G (kesinlikle "katman" kavramının uygulanamadığı katı bir top olan iç çekirdek ). Listelenen tüm katmanlar Şekil 1'de gösterilmiştir. 3.2.

bu şekilde gölgeleme ile işaretlenmiş ilginç bir katman keşfedildi . Sertliği ve viskoziteyi azaltmıştır. Burada katı kayalar madde ile "seyreltilmiş" gibidir.

«4 ET C
хээ

sıvı erimiş durumda olan stvom. Sonuç olarak, zayıf bir şekilde ifade edilen akışkanlık ile karakterize edilen tuhaf bir plastik "katı-sıvı" durumu ortaya çıkar. Bu katmana astenosfer adı verildi (Yunanca astenos i kelimesinden ) . " zayıflamış") Astenosferin üst sınırı, okyanus tabanının yaklaşık 10 km altında ve kıtaların altında 100-150 km derinlikte yer almaktadır.

Pirinç. 3.2

Yerkabuğu, Moxo sınırından astenosferin üst sınırına kadar olan üst mantonun bir kısmı ile birlikte genellikle litosfer olarak adlandırılır. Gezegenimizin sert bir kabuğu olarak düşünülmelidir. Yunanca kelime Iithos "taş" anlamına gelir. Belirli koşullar altında, "katı-sıvı" astenosfer sıvı magmaya dönüşebilir - ve ardından volkanik bir patlama mümkündür. Bu nedenle, litosfer y ve astenosfer genellikle tektonik ve magmatik süreçlerin tezahür alanı olan tektonosfer kavramında birleştirilir .

Boyuna ve enine sismik dalgaların yayılma hızları

Derinlik ile değişim h Boyuna (hız vπp ) ve enine ( hız vπoπ ) sismik dalgaların yayılma hızları Şekil 1'de gösterilmektedir. 3.3. (3.1) ve (3.2) 'den aşağıdaki gibi , herhangi bir derinlikteki enine dalganın hızı, aynı derinlikteki boyuna dalganın hızından daha azdır. Moxo sınırında , dalga hızları neredeyse aniden artar. Enine dalgaların hızı 2,5'ten 4,5 km/s'ye ve boyuna dalgaların hızı 6,5'ten 8 km /s'ye çıkar. Astenosferin sınırları içinde, her iki dalganın hızları bir miktar azalır , bu , kayalar plastik katı-sıvı duruma geçtiğinde kayma modülündeki τ belirli bir azalma ile açıklanır .

Orta manto içinde, hız v πp ve v πop derinlikle sürekli ve dahası oldukça hızlı bir şekilde artar . Sismik dalgaların hızındaki bir artış, μ ortamının elastik modüllerinin derinliğindeki bir artışla ilişkilidir. ve K. Alt manto içinde, sismik dalgaların hızında kademeli bir artış devam eder, ancak daha yavaştır. Mantonun tabanında (Gutenberg sınırına, yani 2900 km derinliğe ulaştıktan sonra), boylamasına dalgaların hızı maksimum 13,6 km/s değerini alır. Enine dalgaların hızı da maksimuma ulaşır; 7,3 km/ s'dir .

Gutenberg sınırını geçerken, mantonun katı kayaçlarının yerini dış çekirdeğin sıvı kayaları alır ve bunun sonucunda kayma modülü neredeyse yok olur. Sonuç olarak, enine dalgaların hızı aniden sıfıra düşerken, boyuna dalgaların hızı aniden 13,6'dan 8,1 km /s'ye düşer. Boyuna dalgaların hızında böyle bir 1,7 kat azalma, yalnızca ortamın kayma modülünün yok olmasından değil, aynı zamanda ortamın yoğunluğunun sıçrama yönünde iki kat artmasından kaynaklanmaktadır.

E katmanı içinde (sıvı dış çekirdeğin), boyuna dalgaların hızı tekrar artmaya başlar (derinlik ile düzgün sıkıştırma K modülündeki artış nedeniyle ) ve / 7 geçişi ile sınırda 10,5 km/s değerine ulaşır. katman _ Bu sınırda, dünyanın çekirdeğinin sıvı halden katı hale geçmesi nedeniyle ortamın yoğunluğu 12'den 13 g /cm3'e yükselir . Bu nedenle, r πp hızında bir miktar azalma olur. F katmanı içinde Ayrıca bu katman içerisinde enine sismik dalgalar da oluşur; hızları dünyanın çekirdeğinin merkezinde yaklaşık 3,5 km/s'ye ulaşır.Uzunlamasına dalgaların hızının dünyanın merkezinde 12,5 km/s olduğu tahmin edilmektedir.

Pirinç. 3.3

yerkabuğu

(okyanus kabuğu) ile karadaki yer kabuğu (kıta veya kıta kabuğu) arasında ayrım yapmak gerekir . İlki özellikle incedir: kalınlığı

yaklaşık 5 ila 10 km arasında değişirken, kıta kabuğunun kalınlığı ovalarda 30–40 km ve dağlık bölgelerde 70–80 km'ye ulaşır. Dikkat edelim: dağ sırası ne kadar yüksekse, yer kabuğunun altında o kadar derine iner (sanki dağların kendine özgü kökleri varmış gibi).

Şek. 3.4 yer kabuğunun şematik bir kesitidir. Okyanus kabuğu iki katmandan oluşur. Üst tabaka tortul kayaçlardan (killer, kumlar, kumtaşları, kireçtaşları) oluşur ; kalınlığı ortalama olarak yaklaşık bir kilometredir ve kıtaların yakınında birkaç kilometreye çıkar. Tortul tabakanın altında bazalt tabakası bulunur. Kıtasal kabuk, sedimanter ve bazaltik tabakalara ek olarak bir de granit tabakası içerir; tortul ve bazalt tabakaları arasında yer alır . Bazaltlar, hem okyanus hem de kıtasal olmak üzere yer kabuğunun altında yatan ana kayalardır. Granitler , bazaltların üzerinde kalın bir kıtasal kabuk tabakasıdır . Granitler ve bazaltlar arasındaki sınıra Konrad sınırı denir.

Рис. 3.4

Okyanus kabuğunun ve kıtasal kabuğun üst kısmının kimyasal bileşimi, Amerikalı jeokimyacı Frank Clark (1847-1931) tarafından oldukça doğru bir şekilde belirlendi. Üzerinde yirmi yıl çalıştı, beş bin testin sonuçlarını özetledi. Ve bu, yer kabuğunun kimyasal bileşiminin sonunda kurulduğu şeydir: oksijen - %47, silikon - %29,5, alüminyum - %8,05, demir - %4,65, kalsiyum - %2,96, sodyum - %2, %50, potasyum - 2,50 %, magnezyum - %1,87. Kalan kimyasal elementler yer kabuğunda küçük miktarlarda bulunur.

Gördüğünüz gibi yer kabuğunun ana kimyasal elementleri oksijen ve silikondur; korteksin toplam maddesinin neredeyse 4/5'ini oluştururlar . Bu nedenle gezegenin oksijen-silikon kabuğundan bahsedebiliriz . Ana kimyasal bileşik silikadır (SiO 2 ). Granitler % 80'e kadar silika ve bazaltlar - yaklaşık % 50 içerir.

toprak örtüsü

Mohorovich sınırının altında manto (daha doğrusu üst manto) bulunur. Manto, Dünya'nın silikat kabuğu olarak adlandırılır çünkü esas olarak iki grup silikat mineralinden oluşur : olivinler ve piroksenler. Olivin grubu üç mineral içerir: forsterit (Mg 2 SiO 4 ), fayalist (Fe 2 SiO 4 ), tefroit (Mn 2 SiO 4 ). Piroksen grubundaki mineraller genel durumda (M , M)[Si206 ] formülüyle temsil edilebilir , burada M alkali metaller Li , Na, Ca, Mg ve M , Al, Ti metalleridir , Kr vb.

Yerkabuğunun ortalama yoğunluğu 2,8 g/cm3 ve üst manto 3,3 g / cm3'tür . Aynı zamanda, sismik dalgaların yayılma hızı azalmaz, aksine, neredeyse aniden 1,5–2 km/s artarak boylamasına dalgalar için 8 km/s'ye ve enine dalgalar için 4,5 km/s'ye ulaşır ( Şekil 3.3'ü hatırlayın). Bu , basınç ve sıcaklıktaki artışın yanı sıra Dünya'nın iç kısmının kimyasal bileşimindeki artışın neden olduğu faz durumundaki değişikliklerin bir sonucu olarak elastik modüllerdeki ani artışla açıklanır .

Orta ve alt manto katmanları, hemen hemen aynı kimyasal bileşime sahiptir, yaklaşık olarak üst mantodaki ile aynıdır . Bununla birlikte, orta mantoda, kayaların ortalama yoğunluğu derinlikle birlikte alt mantoya göre daha hızlı artar. Orta mantoda yoğunluk 1 g/cm3 artar ( 3,6'dan 4,6 g/cm3'e ) . Ve alt mantoda da 1 g/cm3 artar ( 4,6'dan 5,6 g / cm3'e ) . Ancak orta mantoda bu yoğunluk artışı 600 km ( 400'den 1000 km'ye ) derinleşme ile gerçekleşirken , alt mantoda belirtilen yoğunluk artışı 1900 km (1000'den 2900 km'ye ) derinleşme ile gerçekleşir . . Manto silikatlarının nispeten hızlı bir şekilde sıkıştırılması, orta mantoda, artan basıncın etkisi altında daha yoğun bir atom paketine sahip bir kristal kafes elde eden olivinlerin ve piroksenlerin polimorfik dönüşümleri nedeniyle meydana gelir. Silikatların alt mantoda sıkışması, özellikle bunların

160 Bölüm 3. Derinlerde jeomanyetik solukluğun kökeni sorunu , çoğu silikat basit oksitlere ayrışır, bunun sonucunda kristal kafes içindeki atomların paketlenme yoğunluğu daha da artar.

Oleg Georgievich Sorokhtin'e (1927 doğumlu ) göre manto, aşağıdaki kimyasal bileşime sahiptir (oksitlere indirgenmiştir): SiO 2 - % 46, MgO - %38, Al203 - %4, Fe 2 O 3 - %4. FeO - %4, CaO - %2 Böylece, Dünya'nın mantosunun silikat-magnezyum kimyasal bileşimi hakkında konuşabiliriz .

dünyanın çekirdeği

Gutenberg sınırının altında ( 2900 km'den itibaren) manto, merkezinde 1270 km yarıçaplı katı bir iç çekirdek bulunan 3470 km yarıçaplı sıvı bir dış çekirdek olan Dünya'nın çekirdeğine yol açar . Dünya'nın çekirdeğinin özellikleri , mantonun özelliklerinden önemli ölçüde farklıdır. Çekirdeğin yoğunluğu, çevresinde bile 10 g/cm3'tür ve bu, tabanına yakın mantonun yoğunluğundan 1.8 kat daha fazladır. Dünyanın hafif bir mantosu ve ağır, masif bir çekirdeği vardır. Manto , yerkürenin hacminin %83'ünü ve kütlesinin % 67'sini oluşturur . Çekirdek, yerkürenin hacminin %16'sını ve kütlesinin %31,5'ini oluşturur. Gördüğünüz gibi mantonun hacmi çekirdeğin hacminin 5,2 katı, kütlesi ise çekirdeğin kütlesinin sadece 2,1 katı.

Mantodan çekirdeğe geçiş sırasında yoğunluktaki önemli bir artış, esas olarak karasal kayaçların kimyasal bileşimindeki bir değişiklikle ilişkilidir. Silikat-magnezyum kayaları, 2900 km derinlikte, önemli ölçüde daha yüksek atomik kütlelere sahip kimyasal elementlerle temsil edilen kayalarla değiştirilir.

19. yüzyılın sonunda - 20. yüzyılın başında. demir-nikel çekirdek fikri kök saldı. Demir ve nikelin atomik kütleleri sırasıyla , 55.8 ve 58.7'dir ; bu, mantonun karakteristik kimyasal elementleri için atomik kütlelerin 2-3 katıdır (oksijenin atomik kütlesi 16.0 , silikon 28.1 , magnezyum - 24.3) .

40-50'lerde. Geçen yüzyılda, manto ile aynı silikatlardan oluşan , ancak muazzam basıncın etkisi altında kristal kafesteki değişikliklerin bir sonucu olarak güçlü bir şekilde sıkıştırılmış bir "taş çekirdek" hipotezi yaygın olarak kullanıldı . Bununla birlikte, kuantum mekaniksel hesaplamalar ve yapılarla birlikte silikatların (ve ayrıca metaller ve oksitlerinin) şok sıkıştırması üzerine deneyler, bizi bir "taş çekirdek" fikrinden vazgeçmeye zorladı.

Aynı zamanda, dünyanın çekirdeğinde ve dahası büyük miktarlarda ( % 80-90) demirin varlığını kesin olarak gösteren veriler elde edildi. Çekirdeğin saf demir veya demir-nikel bileşiminin, dış (sıvı) çekirdeğin yoğunluğunu %10-15 oranında fazla tahmin etmiş olması gerektiği ortaya çıktı . Dış çekirdekteki demire, rolü oksijen, silikon ve kükürt tarafından talep edilebilecek nispeten hafif bazı katkı maddeleri ile takviye etmek gerekliydi .

1971'de O. G. Sorokhtin tarafından önerilen, Dünya'nın oksit-demir dış çekirdeği hipotezi genel olarak kabul edilmektedir . Bu durumda, iç çekirdeğin geleneksel olarak demirin %90 ve nikelin %10 olduğu FeNi alaşımından oluştuğu kabul edilir (bu, birçok meteoritin demir-nikel bileşimidir ).

O. G. Sorokhtin tarafından önerilen dış dünya çekirdeğinin kimyasal bileşimi üzerinde daha ayrıntılı olarak duralım : FeO - % 49,3, Fe - % 43,4, FeS - % 6,7, Ni - % 0,6 (FeS, bulunan mineral troilitin kimyasal formülüdür) göktaşlarında). Bu durumda ana bileşenler demir Fe ve demir oksit FeO'dur. Etkileşirler:

FeO + Fe = FeFeO.         (3.3)

Sonuç ötektik bir alaşım FeFeO'dur. Ötektik , katı bir fazla (Yunanca ötektos kelimesi) dengede olan bir sıvı fazdır (eriyik). "kolayca eriyen " anlamına gelir). Fe-FeO ötektik alaşımı, içinde demir oksidin çözündüğü sıvı bir demir eriyiğidir . FeO. Böyle bir eriyik , tek değerli demir oksit Fe20 olarak da kabul edilebilir ve (3.3) şu şekilde yeniden yazılabilir:

FeO + FeFe 2 O.         (3.4)

Ancak tek değerlikli demir var olabilir mi? Evet, yeterince yüksek basınçta demir atomlarının elektron kabuğunu değiştirmek mümkündür (hatta çok muhtemeldir). Bilindiği gibi, olağan koşullar altında bir demir atomunun dış 4S kabuğu tamamen elektronlarla doludur, ancak altındaki A/ kabuğu boş kalır. Muazzam basınç altında, 45 kabuğundaki elektronlardan biri .?*/ kabuğuna "itilebilir". Bu durumda 45 kabuğunda bir elektron kalır ve demir atomları tek değerlikli bir metalin özelliklerini kazanır.

Dünyanın ortalama yoğunluğunun derinliği ile değişim

Şek. 3.5, yerkürenin ortalama yoğunluğunun derinlikle değişimini grafiksel olarak gösterir. Manto içinde, derinlikle artan basınç etkisi altında silikat kristal yapısının sıkışması nedeniyle yoğunluk kademeli olarak 3,3'ten 5,6 g /cm3'e yükselir . Kayaların kimyasal bileşimi korunur.

Gutenberg sınırında, kayaların kimyasal bileşimindeki keskin bir değişiklik nedeniyle yoğunluk 10 g/cm3'e kadar sıçramaktadır. Daha sonra, artan basınçla kayaların kademeli olarak sıkışması meydana gelir ve kademeli olarak artan yoğunluk, iç çekirdek sınırında 12 g /cm3'e ulaşır . Çekirdeğin sıvıdan katı hale geçmesi ve kimyasal bileşimdeki değişiklik nedeniyle, yoğunlukta 5100 km derinlikte 12'den 13 g/cm3'e başka bir sıçrama meydana gelir . Ayrıca, yoğunluk neredeyse değişmez - dünyanın merkezine kadar.

Basınç ve sıcaklıkta derinlik ile değişim

Dünyanın enine kesitini bir bütün olarak ele aldığımızda, aşağıdaki resmi gözlemliyoruz. Katı litosferin altında, erimiş magmaya dönüşebilen "yumuşatılmış" bir astenosfer tabakası vardır. Astenosferin altında, Gutenberg sınırına kadar katı kayalar bulunur. Dış çekirdekte kayaçlar, iç çekirdekte katı bir demir-nikel alaşımına dönüşen sıvı eriyik halindedir. Böylece, Dünya'nın bağırsaklarına batarken ve merkezine yaklaşırken, katı önce hafifçe "yumuşatır", sonra tekrar sertleşir, sonra sıvı hale gelir ve son olarak tekrar bir "gök kubbeye" dönüşür. Bu resim garip gelebilir.

kayanın erime sıcaklığının bu kayanın bulunduğu basınca bağlı olduğunu hesaba katmak gerekir . Basınç ne kadar yüksek olursa, katı kayanın erimeye başladığı sıcaklık da o kadar yüksek olur. Daha derin katmanlara daldıkça, dünyanın iç kısmının sıcaklığı giderek artar. Aynı zamanda, basınç ve dolayısıyla katmanları oluşturan kayaların erime sıcaklığı artar. Ve burada her şey, bu iki sıcaklıktan hangisinin belirli bir derinlikte daha büyük olacağına bağlıdır. Yeraltı sıcaklığı hakim olursa , kaya eriyecektir. Kayanın erime sıcaklığı hakim olursa, katı kalacaktır.

Üst mantonun çok sığ derinliklerinde, iç sıcaklık bu derinliklerde basınç altında silikatların erime sıcaklığına hemen hemen karşılık gelir. Silikat kayası olduğu gibi erimeye hazırdır ve bir astenosfer tabakası oluşur. Yerin derinliklerine inildikçe , artan basınçla silikatların erime noktası, iç sıcaklığın artmasından çok daha hızlı artar, böylece silikatlar yalnızca katı halde var olabilir. Dünyanın mantosunun sağlam olmasına şaşmamalı. Demir başka bir konudur. 2900 km derinliğe kadar olan basınçlarda erime noktası yükselirken, iç sıcaklığın üzerinde kalır, ancak daha sonra durum değişir. 2900 km'den başlayarak , çekirdek sıcaklığının demirin (ve demir oksidin) erime sıcaklığından daha yüksek olduğu ortaya çıkıyor . Artık derinlikle birlikte iç sıcaklığın artmasının, basınç artışından daha etkili olduğu söylenebilir - bu nedenle, Dünya'nın sıvı (erimiş) bir oksit-demir dış çekirdeği ortaya çıkar. Sonunda derinden başlayarak

5100 km, basınç intikam alır - ve iç çekirdek bölgesinde yine sağlam bir gövdeye sahibiz (katı bir demir ve nikel alaşımı). Ve bunu, iç çekirdeğin sıcaklığının 5500-6000 o C aralığında olmasına rağmen not ediyoruz. Ancak oradaki basınç 3,5 milyon atm'ye ulaşıyor.

İşte farklı toprak altı sıcaklık ve basınç derinlikleri için modern hesaplanmış değerleri içeren bir tablo. Basınç kilobar olarak verilir; 1 kbar = GÇ 8 Pa = 987 atm.

Derinlik, km	Sıcaklık, o C	Basınç, kbar
200	1500	65
400	1650	140
600	1860	220
800	1900	305
1000	2000	400
1200	2090	490
1600	2270	690
2200	2750	1000
2600	3500	1220
2900	4000	1380
3400	4600	1910
5100	5700	3240
5800	5900	3520
6370	6000	3600

Şek. 3.6, dünyanın iç sıcaklığının derinlikle (eğri 7) ve ayrıca silikatların erime noktasının (eğri 2) nasıl değiştiğini grafiksel olarak gösterir. ve demirin erime noktası ( J eğrisi). Bu eğriler elde edilirken hesaplanmış ve deneysel veriler kullanılmıştır. Eğri 7, yukarıdaki tabloda sunulan sıcaklık değerlerini içerir. Yaklaşık 50 ila 200–300 km derinliklerde 7. ve 2. eğrilerin olduğu görülebilir. pratik olarak çakışır ve ardından silikatların erime sıcaklığı çok hızlı, çekirdek sıcaklığından çok daha hızlı artar. Silikat kayaları yer kabuğunun hemen altında serttir , daha sonra eğri 7 ve 2'nin çakıştığı derinlik bölgesinde (bu astenosfer bölgesidir) hafifçe "yumuşar" ve bu bölgeden daha derin olan her yerde silikat kayaları yine serttir. Orta ve alt mantoda, silikatların erime sıcaklığı, iç sıcaklığın üzerindedir, ne kadar güçlüyse, derinlik o kadar fazladır. Böylece 1000 km derinlikte bu sıcaklıklar arasındaki fark 500 o C iken , 2000 km derinlikte zaten 1000 o C'nin üzerindedir . Bu nedenle orta manto ve altındaki silikat kayaçların erimesi tamamen hariç. Özellikle erimiş haldeki silikat kayaçların mantodan çekirdeğe geçişi kesinlikle hariç tutulmuştur.

3 görülebilir (demirin erime noktası ) 2900 km derinliğe kadar 1. eğrinin üstüne çıkar (toprak altı sıcaklığı), ancak, 2900 km derinliğin altında , eğri 1 daha hızlı büyümeye başlar ve 3. eğrinin üzerindedir . Bu, 5100 km derinliğe ulaşılana kadar gözlemlenir ve ardından 1. eğri yine 3. eğrinin altındadır. 1. ve 3. eğrilerin seyri 2900 km'den 5100 km'ye kadar derinliklerde sıvı (ergimiş) demirin (sıvı bir dış çekirdek vardır) ve sadece 2900 km'nin üzerinde değil, aynı zamanda 5100 km'nin altında, yani içte katı demirin dünyanın iç kısmındaki varlığını açıklar. katı toprak çekirdeği.

2. BAŞARISIZ HİPOTEZ ÖRNEKLERİ

Ferromanyetik hipotez

manyetizmanın kökenini basitçe dünyanın manyetizasyonuyla açıklamayı önerdi ( Hilbert'in terella'sına benzeterek); Aynı zamanda, manyetizasyonun nedenleri sorusu açık kaldı. Dünyanın katı iç çekirdeği, nikel eklenmiş demirden yapılmıştır ve bunlar ferromanyetlerdir. Dünyanın katı çekirdeğinin , alanların manyetik alanlarının Dünya'nın manyetik eksenini belirleyen baskın bir yönelime sahip olduğu bir ferromanyet olduğu varsayılabilir . Bununla birlikte, böyle bir varsayım , bir ferromanyetin manyetik özelliklerinin tamamen ortadan kalktığı Curie noktasından çok daha yüksek olan, dünyanın çekirdeğinin aşırı yüksek sıcaklıkları hakkındaki verilerle hiçbir şekilde tutarlı değildir . Ve çekirdek -ferromanyetin nasıl manyetize edilebileceği açık değil . Sıvı dış çekirdeğe gelince, sıvı haldeki kalıcı mıknatıslar bilinmediğinden ve teorik nedenlerle varlıkları imkansız olduğundan, ferromanyetik hipotez kesinlikle buna uygun değildir .

kıta kabuğunun üst katmanlarında yoğunlaşan kayaların manyetizasyonundan kaynaklandığını varsayarak bir teori oluşturmak için girişimlerde bulunulmuştur . Bununla birlikte, bu durumda, jeomanyetik alanın hesaplanan manyetik indüksiyonunun, ölçülen manyetik indüksiyondan birkaç kat daha düşük olduğu ortaya çıktı. Yerkabuğundaki manyetit içeriğinin derinlikle birlikte hızla arttığını varsaymak kaldı , ancak jeofizik araştırmaların tüm verileri böyle bir varsayım için herhangi bir temel sağlamıyor.

Jeomanyetizmanın kökenine ilişkin ferromanyetik hipotezin açıkça savunulamaz olduğu sonucuna varmalıyız .

Manyeto-mekanik (jiroskopik) hipotez

Albert Einstein, karasal manyetizmanın doğasını manyetomekanik etki ile açıklamaya çalıştı. Küre kendi ekseni etrafında döner ve Dünya'nın hacminde bulunan ferromanyetik malzemeden yapılmış cisimler onunla birlikte döner . Ferromanyetlerin maddesini oluşturan atomların elektronlarının mekanik ve manyetik momentleri arasında bir bağlantı olduğundan, bu cisimler kendiliğinden mıknatıslanmalıdır (dış bir manyetik alanın yokluğunda bile) . Bu bağlantının varlığı nedeniyle, elektronların manyetik momentleri , bir manyetik alanın ortaya çıkmasına yol açacak şekilde ferromanyetik cismin dönme yönüne yönlendirilecektir .

Manyetomekanik etkiyi açıklamak için, manyetize olmayan bir demir çubuk hayal edin. Elektron yörüngelerinin eksenleri, çubuğun farklı atomlarında farklı şekilde eğilir. Ancak çubuk hızlı bir dönüşe getirilirse, o zaman elektron yörüngelerinin eksenleri birbirine paralel olma eğiliminde olacaktır - tıpkı mekanik yasalarına uyarak, bunun dönen bir kutu içinde fırlatılan sıradan tepelerle yapılması gibi. . Bu durumda, hızla dönen çubuk mıknatıslanmalıdır, çünkü eksenlerin dönmesi nedeniyle atomlardaki elektron akımları aynı yönde olacaktır. Manyetik alanları toplanacak, birbirini güçlendirecek ve çubuğun uçlarında manyetik kutuplar görünecektir.

Aynı şey yer kabuğunda bulunan metallerde de olmuyor mu ? Ne de olsa, Dünya'nın günlük dönüşü, yer kabuğunun manyetik maddelerinin atomlarının yörüngelerinin düzenlenmesinde "işleri düzene sokabilir". Elektron yörüngeleri görünüşe göre ekvator düzlemine paralel olacak şekilde dönmelidir . Bu durumda Güney manyetik kutbunun Dünya'da olduğu gibi coğrafi kuzeyde görüneceğini doğrulamak kolaydır.

Samuel Barnet (1873-1956) tarafından doğrulanması , Dünya gezegenine benzer boyutlara ve özelliklere sahip bir cisimle ilgili olarak ortaya çıkan etkinin, gerekli olandan birçok kat daha az olduğunu gösterdi. mevcut jeomanyetik alanın ortaya çıkışı.

Dönen elektrik yükleri hipotezi

Bu hipotez, büyüklük bakımından eşit fakat işaret bakımından zıt iki yükün aynı anda var olduğunu varsayar. Bir yük Dünya'nın tüm hacmine, diğeri ise yüzeyine dağılmıştır. Dünyanın günlük dönüşünde yer alan bu yükler, karşılığında bir jeomanyetik alan oluşturan kapalı akımlar oluşturur.

ele alırken cevaplanması gereken ilk soru şudur: Zıt işaretli elektrik yükleri uzayda nasıl ayrılabilir ? İlk elektriksel olarak nötr durumunda ( hacimdeki zıt işaretlerin serbest elektrik yüklerinin sayısı aynı olduğunda), Dünya gezegenine benzer, elektriksel olarak iletken bir gövdeden bahsediyoruz . Dünyanın kütlesini oluşturan maddede bu tür elektrik yüklerinin var olduğu gerçeği, yüzeyinden atmosfere bir elektron akışının varlığıyla kanıtlanır. Atmosferik elektrik çalışmaları , bu elektrik akımının toplam değerinin yaklaşık 2000 A, yani elektron akısı olduğunu belirlemeyi mümkün kıldı ( N.A. Kaptsov'un "Gazlarda ve Vakumda Elektrik Olayları" adlı kitabında sunduğu verilerden aşağıdaki gibi ) IO 22 _ saniyede elektrik yükü veya Dünya yüzeyinin santimetre karesi başına ortalama 2.000 yük. Elektronlar, yer atmosferinde fırtına faaliyetinin neden olduğu dolaşıma katılır ve yıldırım deşarjları sırasında yer kabuğunun hacmine geri dönerler.Yer kabuğunun negatif elektrik yüklerinin toplam değeri yaklaşık 5 ∙ İO 5'tir. Cl.

Dünyanın hacmindeki zıt işaretlerin yüklerinin yarıçapı yönünde uzamsal olarak ayrılmasını sağlayan mekanizmaların aslında incelenmediği kabul edilmelidir. Ancak, bu tür mekanizmalardan biri belirtilebilir. Bu, triboelektriklik (Yunanca tribos kelimesi) adı verilen fiziksel bir olgudur. "sürtünme " anlamına gelir). Bu fenomen, iki ortam arasındaki arayüzde meydana gelir. Bu ortamlar arasında birbirine göre sürtünme meydana geldiğinde , bir ortam diğer ortam pahasına ek bir elektron sayısı kazanır. Bu durumda, kural olarak, daha büyük bir elektrik direncine sahip bir ortam tarafından fazla elektron elde edilir.

Burada, yerkürenin dış kabuğunu oluşturan yer kabuğunun maddesinin, bu fiziksel parametrenin gezegenin diğer bölgelerine göre daha yüksek bir değere sahip olduğunu belirtmekte fayda var. Sonuç olarak, dünyanın hacminde, zıt işaretlerin yüklerinin yarıçapı boyunca ayrılması, triboelektriklik süreci nedeniyle meydana gelebilir, bunun bir sonucu olarak yer kabuğunda fazla elektron ve iç kısımda fazla pozitif iyon vardır. dünyanın hacminin bir kısmı oluşabilir.

Şu anda, dönen yük hipotezi kabul görmemiştir. Jeomanyetik alanın kökenini açıklamak için, hidrodinamik dinamo hipotezi bugün genel olarak kabul edilmektedir .

3. HİDROMANYETİK DİNAMONUN HİPOTEZİ

kendinden uyarmalı bir doğru akım jeneratöründe (qtq) durağan bir manyetik alanın görünümüne benzer şekilde gerçekleşir. genellikle dinamo olarak adlandırılır). Hidrodinamik dinamo fikri ilk olarak 1919'da İngiliz fizikçi Joseph Larmor (1857-1942) tarafından güneşin manyetizmasını açıklamak için önerildi. Dünyanın manyetizmasını açıklamak için bu fikir 1947'de Rus fizikçi Yakov Ilyich Frenkel (1894-1952) tarafından kullanıldı. Dünyanın sıvı dış çekirdeği, Ay'ın hacminin beş katı bir hacme sahip, içinde demir oksit çözünmüş devasa bir erimiş demir kütlesi, elektriksel olarak iletken bir sıvı olarak kabul edildi .

dinamo makinesi

Bir tel bobininin bir dış manyetik alanda döndüğünü varsayalım (ya kalıcı bir mıknatıs ya da bir elektromıknatıs - bir kaynaktan gelen akımla beslenen bir indüktör tarafından oluşturulur ). İngiliz fizikçi Michael Faraday (1791-1867) tarafından 1831'de keşfedilen bir fenomen olan elektromanyetik indüksiyon nedeniyle , bir tel bobininde bir elektrik akımı üretilir. Dış manyetik alanda bir artışa ve sonuç olarak bobindeki akımda daha da büyük bir artışa yol açabilecek bir manyetik alan oluşturur . Bu durumda indüktör sargısı, bobinde meydana gelen akımla beslenir. Bu, kendinden tahrikli bir DC elektrik jeneratörü , yani bir dinamodur.

Dikkat edelim: dinamo çalışmaya başladığında mıknatısı (buna stator denir) artık alan tarafından çok zayıf bir şekilde mıknatıslanır . Ancak üzerine tel bobinlerin sarıldığı makinenin armatürü, statorun zayıf alanında hızla döndüğünden, içinde bir endüksiyon akımı oluşur. Henüz küçük ve kullanışsız. Akım, dinamo sargısından akmaya zorlanır, böylece dinamonun manyetik alanı stator alanını yükseltir. Armatür bobinleri dönmeye devam ediyor, ancak şimdi daha güçlü bir manyetik alanda ve içlerinde daha güçlü bir endüksiyon akımı indükleniyor. Makinenin her yeni devrinde , alanın bir "kırbaçlanması" veya daha doğrusu kendi kendini güçlendirmesi vardır. Bir kartopu gibi ki

bir dağdan alçalır ve büyük bir çığ boyutuna ulaşır, bu nedenle kendi kendini uyaran bir dinamo, mıknatısının alanını sınırlayıcı sabit duruma getirir. Bu noktadan sonra makine normal şekilde çalışmaya başlar.

Makinenin armatürü bir gaz veya su türbini tarafından döndürülürse, tüm cihaza bir bütün olarak turbojeneratör denir.

Jeomanyetik alanın kökenini açıklayan hidromanyetik dinamo hipotezi

Şimdi, dönen bir tel bobini yerine elektriği ileten bir sıvının akışını ele aldığımızı varsayalım . Kendi başına, sıvı akışı bir elektrik akımının ortaya çıkmasına neden olmaz. Bir tür çekirdek manyetik alan gereklidir (bir dinamo durumunda, bir indüktör tarafından oluşturulur veya artık alan kullanılır). Akışkan akışı, akıştaki çekirdek alanın manyetik alan çizgilerini geçtiğinde, Faraday'ın elektromanyetik indüksiyon yasasına göre, bir elektrik akımı ve dolayısıyla bir manyetik alan ortaya çıkar. Uygun bir akışkan akış geometrisi ile bu manyetik alan , sırasıyla sıvıdaki elektrik akımında ve dolayısıyla karşılık gelen manyetik alanda bir artışa yol açacak olan tohum alanında bir artışa yol açabilir . Sonunda, iletken sıvıda bir miktar durağan manyetik alan oluşturulacaktır. Böylece bir dinamo analoğu olan hidrodinamik bir dinamo elde ederiz .

Bu erimiş kütlenin hareketi termal konveksiyondan kaynaklanmaktadır . Bildiğimiz gibi, Dünya'nın iç çekirdeğinin sınırında, içinin sıcaklığı yaklaşık 5700 o C ve Gutenberg sınırında (mantonun dibinde) 4000 o C'dir (hatırlayın Şekil 3.6). Termal konveksiyon sırasında, dış çekirdeğin sıvı kütlesi, iç çekirdek ile çok sıcak bir sınırdan manto ile daha az sıcak bir sınıra yükselir, mantonun termal enerjisinin bir kısmını aktarır, soğur ve daha sonra tekrar yükselmek için alçalır . ısıtılıyor. Böylece, erimiş demirin meridyen düzlemlerinde dolaşımı için koşullar ortaya çıkar.

Dünyanın kendi ekseni etrafında dönmesi nedeniyle, Coriolis kuvveti , dikey akımların sapmasına, enlemsel dolaşımlara dönüşmesine ve sapmaların doğasının Kuzey ve Güney yarım kürelerde farklı olmasına neden olur (uygundur) troposferde, Dünya'nın farklı yarım kürelerindeki rüzgarların Dünya'nın farklı yönlerde dönmesi nedeniyle saptığını hatırlayın).

"tohum" manyetik alanının manyetik indüksiyon çizgilerini geçer - ve bir elektrik akımı ve dolayısıyla jeomanyetik alan ortaya çıkar. "Tohum" alanının rolünün, özellikle Dünya'nın yörüngesi seviyesindeki değeri 6 ∙ IO -9 olan Güneş'in manyetik alanı tarafından oynanabileceğini unutmayın. Tl.

Yani Frenkel'e göre dünyanın çekirdeği bir tür doğal turbojeneratördür. Türbinin içindeki rolü, ısı akışları tarafından oynanır: çekirdeğin derinliklerinden her yöne büyük miktarda erimiş metal yükseltirler. Coriolis kuvveti onları dünyanın ekseni etrafında "döndürür" ve böylece "dünya dinamosu" içinde dev bobinler oluşturur. Sıradan bir dinamonun ankrajındaki tel bobinlerinde olduğu gibi, bu kapalı sıcak metal akımlarında, uzun zaman önce bir endüksiyon akımı ortaya çıkmış olmalıdır. Yavaş yavaş dünyanın çekirdeğini manyetize etti. Başlangıçtaki çok zayıf manyetik alan, zamanla sınır değerine ulaşana kadar arttı. Bu sınıra uzak geçmişte ulaşılmıştı. Ve karasal turbojeneratör çalışmaya devam etse de, sıvı metalin türbülanslı akışlarının kinetik enerjisi artık dünyanın çekirdeğinin mıknatıslanması için harcanmaz, neredeyse tamamen ısıya dönüştürülür.

Karasal turbojeneratörün onsuz çalışmaya başlayamayacağı zayıf ilk manyetik alana gelince, bunun kaynağını kanıtlamak zor değil. Bunu yapmak için, Dünya'nın manyetizmasını günlük dönüşüyle açıklama girişimini hatırlamak yeterlidir. Başarısız olarak kabul edildi, çünkü dünyaya önemsiz miktarda mıknatıslanma verdi . Ancak doğal bir "türbin jeneratöründe " başlangıç alanı keyfi olarak küçük olabilir, çünkü zamanla gerekli boyuta çıkacaktır. Ek olarak, başlangıçtaki manyetik alanın rolü, daha önce bahsettiğimiz Güneş'in manyetik alanı tarafından oynanabilir .

Hidromanyetik dinamo teorisindeki tüm zorluklar aşılmış olmaktan çok uzaktır. Örneğin, dünyanın çekirdeğindeki endüktif akımın büyüklüğünü hesaplamak mümkün değildir . Çekirdekteki manyetik alanın ne kadar artması gerektiği henüz netlik kazanmadı . Ayrıca, elektrik akımını dünyanın çekirdeğinin manyetik alanında iyi ileten erimiş bir metalin hareket yasaları hala yeterince bilinmemektedir.

Bu nedenle, hidrodinamik dinamo hipotezi bugün en umut verici gibi görünüyor. Dinamo etkisine dayanır - elektriksel olarak iletken bir sıvı veya gaz plazmasının hareketi nedeniyle manyetik alanların durağan bir durumda kendi kendine uyarılması ve sürdürülmesi. Dinamo etkisinin mekanizması , kendi kendini uyaran bir dinamoda elektrik akımı ve manyetik alan üretimine benzer .

sadece Dünya'nın değil, Güneş'in ve dev gezegenler Jüpiter ve Satürn'ün de içsel manyetik alanlarının kökeni dinamo etkisi ile ilişkilendiriliyor. Jüpiter ve Satürn'de bir manyetik alanın varlığı, iyi bir iletken olan devasa "sıvı hidrojen" kütlelerinin derinliklerinde dönmesiyle açıklanır.

Dış çekirdekte erimiş demirin yatay sirkülasyonu olan basit bir model

Sıvı Dünya'nın çekirdeğinin dolaşımının doğasıyla ilgili bir dizi model var. Örnek olarak, dış çekirdekteki erimiş demirin enlemesine dolaşımının Kuzey Yarımküre'de bir yönde ve Güney Yarımküre'de ters yönde gerçekleştiği oldukça basit bir modeli ele alalım. Bu model Şekil 1 de şematik olarak gösterilmiştir. 3.7.

Burada olduğu gibi iki solenoid var; akım ben 1 kuzey solenoidinde akar ve akım 2 - güneyde. Alanın ∕ 1 akımı tarafından oluşturulan katı manyetik kuvvet çizgileri B' harfi ile ve akım 2 tarafından oluşturulan alanın kesikli manyetik kuvvet çizgileri B harfi ile işaretlenmiştir . uzaydaki her noktadaki alanlar, alanların üst üste binmesi ilkesine göre vektörel olarak eklenir.Her iki alan da tamamen simetrikse, ortaya çıkan manyetik alan açıkça olmayacaktır.Ancak, alanın manyetik indüksiyonunun yaratıldığı ortaya çıkarsa, örneğin, akım T 1 tarafından , akım I 2 tarafından oluşturulan alanın endüksiyonundan daha büyüktür , o zaman bu durumda Güney manyetik kutbu Kuzey Yarımküre'de görünecektir . Geçerli I 1 tarafından oluşturulan aynı alan ise , akım tarafından oluşturulan alandan daha zayıf olacak I 2 , daha sonra Kuzey Yarımküre'de Kuzey Manyetik Kutbu oluşur.

bu modelde ele alınan manyetik alanların göreli katkılarındaki herhangi bir nedenle meydana gelen değişikliklerle açıklanabilir.

4. JEOMANYETİK ALANIN GELİŞEN TERS DÖNÜŞÜ

Ters polaritenin bilgisayar modelleri

Tabii ki, yukarıdaki resim oldukça keyfi. Netlik ile ayırt edilen olası seçeneklerden biri olarak sunulur . Gerçekte, işler çok daha karmaşıktır. Şu anda, hidromanyetik dinamonun, Dünya'nın manyetik alanının keyfi polarite tersini oldukça iyi yeniden üreten birkaç üç boyutlu bilgisayar modeli yaratılmıştır .

Şek. Şekil 3.8, bu modellerden birinde Dünya'nın çekirdeğinin bilgisayar destekli manyetik alan çizgilerini göstermektedir. Üç durum gösterilir:

1. başlangıç polaritesi olan alan;
2. polarite ters periyodu sırasında alan;
3. ters kutuplu alan (kuvvet çizgilerinin yönleri oklarla işaretlenmiştir).

v

Pirinç. 3.8

Ters kutup başlangıcının belirtileri

Ancak jeomanyetik alanın kutuplarının tersine dönmesi gerçekten geliyor mu ? Görünüşe göre bu soruya olumlu bir cevap vermek gerekiyor. Paleomanyetik çalışmalar , Dünya'nın tarihi boyunca jeomanyetik alanın polaritesini tekrar tekrar değiştirdiğini göstermiştir (bkz. Bölüm 1.5). Bir milyon yılda birkaç kez tersinmelerin meydana geldiği dönemler vardı . Bu nedenle, Jurassic ve ortalama olarak Kambriyen'deki tersine dönüşlerin sıklığı , 200-250 bin yılda bir tersine dönüştü. Ancak son tersine çevirme gezegende 780 bin yıl önce gerçekleşti. Bundan, yakın gelecekte başka bir tersine çevirmenin olması gerektiği sonucuna varabiliriz.

Bir inversiyon başlangıcının zorunlu bir işareti, jeomanyetik alanın manyetik indüksiyonunda norma göre on kat azalabilen bir azalmadır. Üstelik manyetik indüksiyon sıfıra bile düşebilir ve bu durum oldukça uzun bir süre, hatta daha fazla olmasa da onlarca yıl sürebilir. Manyetik kutup değişiminin başlangıcının bir başka işareti, jeomanyetik alanın konfigürasyonundaki, dipol olandan keskin bir şekilde farklı hale gelen bir değişikliktir. Bir inversiyon başlangıcının bir diğer önemli işareti, Dünya'nın manyetik kutuplarının hareket hızındaki bir değişikliktir. Kutupların yer değiştirmeleri, gezegenin dış çekirdeğindeki ve dünyaya yakın uzaydaki süreçleri yansıtır. Ancak, Dünya'nın manyetosferindeki manyetik fırtınalar, manyetik kutbun konumunda yalnızca nispeten küçük sıçramalara neden oluyorsa, o zaman yavaş ama sürekli kaymasından derin faktörler sorumludur .

inversiyonunun başlangıcının belirtilen tüm belirtileri gözleniyor mu? Evet, gözlemlenirler. Dünya manyetik gözlemevleri ağındaki gözlemlere göre, jeomanyetik alanın manyetik indüksiyonunun bir bütün olarak azaldığını ve bilim adamlarının düşündüğünden çok daha hızlı olduğunu zaten belirtmiştik . Son 150 yılda %10-15 oranında azaldı . 1980'lerin ortalarından beri manyetik indüksiyon, hesaplanan verilerden 10 kat daha yüksek olan ortalama %1,7 oranında azalır. 1931'de D. Ross tarafından keşfedildiğinden bu yana , kuzey manyetik kutbu yarım asırdır yılda 10 km hızla kuzeybatıya doğru hareket etmektedir. Ancak, 80'lerde. yerinden edilme oranı birkaç kat artarak 21. yüzyılın başlarına ulaştı . mutlak maksimum yaklaşık 50 km/yıl'dır. Bu yüzyılın ortalarında Kanada'yı terk edebilir ve kendini Sibirya kıyılarında bulabilir. Manyetik kutbun hızındaki keskin bir artış, jeomanyetik alanı yaratan dış çekirdekteki akım akışları sisteminin yeniden düzenlenmesini yansıtır.

Tersine çevirmenin çoktan başladığına dair en güçlü gösterge, Avrupa Uzay Ajansı'nın Oersted ve Magsat uydularından yapılan son gözlemlerin sonuçlarıdır. Onların yorumu, Güney Atlantik bölgesindeki Dünya'nın dış çekirdeğindeki manyetik alan çizgilerinin, alanın normal durumunda olması gereken yönün tersi yönde konumlandığını gösterdi. Ancak en ilginç olan şey, alan çizgisi anomalilerinin, günümüzün en popüler karasal manyetizma modelini yaratan Amerikalı bilim adamları Harry Glutzmayer ve Paul Roberts tarafından gerçekleştirilen jeomanyetik tersine çevirme sürecinin bilgisayar simülasyon verilerine çok benzemesidir .

Ayrıca son zamanlarda depremlerin sıklaştığını da not ediyoruz . Çok kısa bir süre içinde Haiti (2010), Şili (2010), Türkiye (2011), Japonya'da (2011) şiddetli depremler meydana geldi. Volkanik patlamaların sayısı da önemli ölçüde arttı. Bilim adamları, derinliklerdeki tektonik aktivitede önemli bir artışı yalnızca 2011–2013'te olduğu gerçeğine bağlamıyor. sonraki 11 yıllık güneş etkinliği döngüsünün zirvesi . Başlangıç kutuplarının ters çevrilmesinin önemli bir rol oynaması gerektiğine inanıyorlar. Sonuçta, eğer manyetik kutuplar çok daha hızlı hareket ediyorsa, o zaman bu 03- başlar, Dünya'nın çekirdeğindeki enerji önemli ölçüde artmaya başlar . Ancak , mantosunda dev konvektif akışları harekete geçirenin, Dünya'nın çekirdeğindeki derin enerji süreçleri olduğu ve bunun da sınırlarında depremlerin ve volkanik patlamaların meydana geldiği litosferik plakaları hareket ettirdiği bilinmektedir .

Ayrıca, 1980'den 2000'e kadar , özellikle Kuzey Amerika'nın doğu kıyısı ve Kuzey Kutbu'nun altında, ters manyetik alanın yeni bölgelerinin oluştuğuna dikkat edin. Farklı kutuplara sahip bölümlerin oluşumu, olası bir küresel kutup değişiminin ilk sinyalleri olarak kabul edilebilir.

Dünya takla atmaya mı hazırlanıyor?

Tanınmış yazar ve gazeteci Eleonora Aleksandrovna Mandalyan (d. 1939), 2008 yılında “Dünya takla atmaya mı hazırlanıyor?” başlıklı parlak bir makale yayınladı . Bu makalenin metnini burada bazı kısaltmalarla sunmayı uygun görüyoruz.

“Dünyada garip şeyler olmaya başladı. Özellikle göçmen kuşlarda ve hatta güvercinlerde. İsveç'te yolunu kaybeden binlerce posta güvercini güvercinliklerine geri dönmedi. Olimpiyat Oyunlarının açılışını kutlamak için Romanya'nın Arad kentinden Atina'ya gönderilen bu beyaz kanatlı barış sembollerinin çoğu bir daha evlerine dönmedi. Daha doğrusu, 850 kişiden sadece 50'si geri dönüş yolunu bulmayı başardı.Olimpiyatlar nedeniyle evcil hayvanlarının neredeyse tamamını kaybeden Arad'dan Adrian Lupulescu , "Daha önce benzer etkinliklere katıldım" diyor . "Ama güvercinlerim kaybolmuş olmalı!" Bu hiç olmadı." Aynısı Macar meslektaşlarının başına geldi: 1.500 güvercinden sadece 40'ı geri döndü.

büyük ve komik kuşlar - 28 bin adet olan pelikanlar düzenli olarak Kuzey Dakota Central Park'a uçuyorlar . Son sezonda kuşlar uçmadı. Ornitologlar, yolda kaybolduklarını söylüyor. Yuvaları boş kaldı. Aniden, nadir bir kahverengi pelikan türü de Kuzey Kaliforniya'dan kayboldu. Aida ho'dan çok çeşitli pelikanlar öldü . Güney Carolina'da, sorguçlar (kuzeyden güneye uçmak yerine) doğudan batıya yönünü şaşırmış şekilde uçarlar. Dünyada bunun gibi birçok örnek var . Ve son birkaç on yılda, Büyük Britanya, anavatanı Hindistan olarak kabul edilen vahşi tropikal papa sürüleri tarafından kelimenin tam anlamıyla saldırıya uğradı. Sayıları her yıl üçte bir oranında artıyor. Bu egzotik kuşların yaklaşık 20.000'i Londra'nın tüm bahçelerini ve parklarını işgal etti. Sadece Surrey ilçesindeki bir spor kompleksinin topraklarında 3000 yabani papağan barınak buldu . Ancak Sisli Albion'un yağmurlu, genellikle nemli iklimi , bu sıcak ve güneşi seven yaratıklar için en az uygun olanıdır .

Göç sürecindeki göçmen kuşlar, Dünya'nın manyetik alanı tarafından yönlendirilir. Dahası, bunu görsel olarak algılıyorlar ve başka bir şekilde değil, diyor Dominic Heyers liderliğindeki bir Alman araştırmacı ekibi. Bir versiyona göre, kuşlar doğru yönleri "görür". Gözleri, moleküllerin yönü manyetik alanın etkisine bağlı olan özel proteinler (kriptokromlar) içerir. Başka bir deyişle, kriptokromlar pusula görevi görür. Beğenin ya da beğenmeyin, gerçekten önemli değil . Daha da önemlisi, kuşlara binlerce yıldır düzenli olarak hizmet eden mekanizmalar bir anda arızalanmaya başladı. Sorun ne?

Bilim adamları, gezegende gözlerimizin önünde meydana gelen değişiklikleri endişe ve ilgiyle izliyorlar. Hepsinden önemlisi, onlara göre Dünya'nın manyetik alanının gücünün zayıfladığını gösteren bu değişikliklerin çığından heyecan duyuyorlar. Üstelik son yüzbinlerce yılın en büyük zayıflamasından bahsediyoruz . Geçen yüzyılda manyetik alan şiddeti % 10-15 oranında azaldı ve son yıllarda bu süreç gözle görülür şekilde hızlandı. Gezegene eşit olmayan bir şekilde dağılmıştır. Fransız jeofizikçi Gauthier Hulot'ya göre Atlantik Okyanusu'nun güney kesiminde ve Güney Amerika'da manyetik alan gezegenin geri kalanından %30 daha zayıf.

, Danimarka uydusu Orsted'den Dünya'nın manyetik alanının durumuna ilişkin gözlemlerin sonuçlarını analiz ettikten sonra benzer sonuçlara vardılar . Atlantik Okyanusu'nun güney kesiminde ve Kuzey Kutbu'nda, "manyetik delikler" adını verdikleri, anormal derecede düşük manyetik alan yoğunluğuna sahip bölgeler keşfettiler. Bilim adamlarına göre bu tür "deliklerin" varlığı, uydular, uçaklar ve gemilerdeki navigasyon ekipmanlarının arızaları, radyo iletişiminin kesilmesi, göçmen kuşların yön kaybetmesi ve daha da korkunç ve öngörülemeyen diğer birçok şeyle doludur - kanserde bir artışa kadar , çünkü "manyetik delikler » Dünya ve üzerinde yaşayan her şey kozmik radyasyondan korunmadan mahrumdur.

Dünyanın manyetosferindeki bu kadar yoğun bir zayıflama, yaklaşmakta olan kutup değişiminin habercisi olabilir (Kuzey ve Güney Kutupları yer değiştirdiğinde). İlk kez , Japon bilim adamları 16 yıl önce kutupların gezegenlere dönüşmesinden bahsetti . Dünyanın manyetik alanının yaklaşık 2000 yıl önce zayıflamaya başladığını söylüyorlar. Yoğunluğunda keskin bir düşüş 500 yıl önce kaydedildi. Bu süreç özellikle son 50 yılda yoğunlaştı. Ve 1994'ten beri kutuplarda güçlü dalgalanmalar başladı. Bilim adamları diyor ki: gezegenimizin tüm jeodinamik sistemi, sanki kutuplar yakında yer değiştirecekmiş gibi çalışıyor...”.

okültistlerin ve mistiklerin her şekilde yeniden ele aldığı bilgilere rastladım . Sözde "Schumann frekansı" var - bu gezegenden yayılan bir dalga, onun "kalp atışı", ritmi. Binlerce yıldır değişmeden kaldığına inanılan belirli bir frekansı vardır - 7.8 Hz. "Schumann frekansı" o kadar kararlı kabul edildi ki, ordu enstrümanlarını buna göre ayarladı. Ve aniden, son yıllarda büyümeye başladı: 1994'te - 8,6 Hz , 1999'da - 11,2 Hz ve 2000'in sonunda - yaklaşık 12 Hz. Dünyanın "nabzı" 13 Hz'e ulaştığında "bilgili insanlar" ürkütülür, baykuşların kutuplarında değişiklik olur . Bununla birlikte, daha az bilgili olmayan diğerleri, Avrupa'nın merkezinde bu frekansın 20 Hz'e ve Kaliforniya'da 30 Hz'e ulaştığını bildiriyor. Ve hiçbir şey, "kutupların takla atması" henüz takip etmedi ... ".

“Gezegenimizin bugün geçirmekte olduğu aşırı değişimlerin değişen dış koşullardan etkilendiğini varsayarsak , o zaman benzer bir şeyin, tüm gezegenleri ve tabii ki Güneş'in kendisi ile bir bütün olarak güneş sistemi tarafından deneyimlenmesi gerekir. Ve bu varsayım hiçbir şekilde temelsiz değildir. Rus bilim adamı A. Dmitriev , güneş sistemindeki gezegenlerin kabuklarında gözlerimizin önünde şaşırtıcı değişikliklerin yaşandığını ifade ediyor . Örneğin Mars'ın atmosferi çok hızlı artıyor , daha 1997'de yoğunluğu hesaplananın iki katını aştı ve büyümeye devam ediyor... Venüs'ün parlaklığı keskin bir şekilde arttı. Jüpiter'in manyetik alanının gücü iki kattan fazla arttı. Uranüs ve Neptün'ün manyetik alanının gücü artıyor ve bunun sonucunda giderek daha parlak hale geliyorlar. Astrofizikçilerin öne sürdüğüne göre , büyük olasılıkla, yakın zamanda Uranüs ve Neptus'ta bir kutup değişimi meydana geldi. Voyager 2 kapsülü Uranüs ve Neptün'ü geçtiğinde , kuzey ve güney manyetik alanları coğrafi kutuplara göre sırasıyla 50 ve 40 derece kaydırıldı.

The Retum of the Phoenix projesinin yazarı Michael Mandville, gezegenimizdeki volkanların faaliyetinin 1875'ten beri %500 ve 1973'ten beri %400 arttığını söylüyor . Ve yukarıda adı geçen Dmitriev, 1963'ten 1993'e kadar doğal afetlerin sayısının %410 arttığını hesapladı. Novosibirsk'teki Ulusal Bilimler Akademisi bilim adamlarına göre, tüm bu sayısız değişikliğin tek açıklaması şu olabilir: Güneş sistemi, enerjinin şimdiye kadar var olandan çok daha güçlü olduğu uzay bölgesine girdi... ”

"Peki bilim adamları neden Dünya'nın manyetik alanını sıfır göstergesine kadar güçlendirmek yerine zayıflatmaktan bahsediyorlar? Mevcut teoriye göre , manyetik alanın oluşumundan gezegenin katı çekirdeği etrafında hareket eden erimiş demir akışları sorumludur. Bazen bu akışlarda Kuzey ve Güney manyetik kutuplarını değiştirebilen dev "magma girdapları" oluşabilir. İşte dalgalanma buradan geliyor. Ve rokun oluşabilmesi için var olan manyetik alanların yavaş yavaş yok olması gerekir. Avrupa Uzay Ajansı'nın uyduları Oersted ve Magsat'tan yapılan son gözlemler, Güney Atlantik bölgesindeki Dünya'nın manyetik alan çizgilerinin (alanın normal durumuna kıyasla) ters yönde dönüyor gibi göründüğünü göstermiştir. Ve ilginç bir şekilde, günümüzün en popüler karasal manyetizma modelinin yazarları olan Kaliforniyalı bilim adamları Harry Glatzmyer ve Paul Roberts , tamamen teorik hesaplamalar kullanarak bir bilgisayarda kutup değiştirme sürecini simüle ettiler . Elde ettikleri sonuçların şaşırtıcı bir şekilde uyduların uzaydan kaydettiği alan çizgilerindeki anormalliğe benzediği ortaya çıktı.

Tamam, diyelim ki Dünyamız gerçekten kutup değiştirme aşamasına girdi. Bu bizim için ne anlama geliyor ve bizi ne tehdit ediyor? İlk olarak, manyetik kutuplar ve coğrafi kutuplar aynı şey değildir. Ve elektromanyetik kutupların ters dönmesi ile gezegenimiz “ters” dönmeyecek . Bir tren tam hızla durmuş gibi de görünmezdi, yoksa hepimiz uzayda yüzen buz parçaları olurduk. Manyetik alanlar ve kutuplar - ne normal durumda ne de anormal durumda - çıplak gözle görülemez. Ama hala! Risk nedir ? Bazıları, tersine dönmenin her an gerçekleşebileceğine ve gezegendeki tüm yaşam için bir felakete dönüşebileceğine inanıyor. Diğerleri, Dünya'nın biyosferinden bu kadar kolay kurtulmayacağına dair güvence veriyor, çünkü önemli uyarlanabilir yeteneklere sahip, özellikle de tersine çevirme süreci çok uzun zaman alabildiğinden ve bunun tam olarak ne zaman olacağını ve hatta gerçekleşip gerçekleşmeyeceğini kimse bilmiyor. Tümü. Ama bir şey kesinlikle rahatsız edici.

Dünya'nın manyetosferi, güneş rüzgarı ve kozmik radyasyonun gezegenin yüzeyine nüfuz etmesini önleyen tek savunma olmasa da ana güvenilir bir ekrandır. Manyetik alanlar bir süre daha zayıflamaya devam ederse veya tamamen yok olursa, insanlık tamamen savunmasız kalacaktır. Ve bunun ne anlama geldiğini hayal etmek imkansız .

Yıl boyunca yüzlerce manyetik gözlemevi, düzinelerce özel gemi ve uçak, uzaya fırlatılan uydular, gezegenin çeşitli yerlerinde her milletten manyetolog ekipleri Dünya'nın jeomanyetik alanıyla ilgili gözlemler yapıyor. Elde edilen veriler toplanır ve işlenir ve manyetik alan çizgilerinin mekansal dağılımının incelendiği manyetik haritalar bunlardan derlenir. Özellikle bilim adamları, güneş sisteminin tüm gezegenleri arasında belki de en güçlüsü olan Dünya'nın manyetosferinin hiçbir zaman sabit olmadığı sonucuna vardılar çünkü uzaydaki her şey hareket ve etkileşim halindedir. Ancak, yukarıda tartışılan Dünya'nın manyetik alanındaki değişikliklerin endişe verici bir anormallik mi yoksa normal bir döngünün sadece bir aşaması mı olduğunu henüz kimse kesin olarak söyleyemez.

Yaklaşan manyetik kutup değişimi için olası senaryolar

Alanın tersine çevrilmesi süreci ne kadar sürebilir ? Bilim adamları, bu sürenin on yıldan on binlerce yıla kadar olabileceğine inanıyor . Ne kadar geleceğini bilmiyoruz

toplam kutup inversiyonu. Özellikle çoktan başlamış gibi göründüğü için . Japon bilim adamları bunun çok uzun zaman önce - 2000 yıl önce - başladığına inanıyor. Her halükarda, geçen yüzyılın son çeyreğinden bu yana kutup tersinmesinin başlangıcına dair açık işaretler gözlemleniyor.

Prensip olarak, açılımlı bir kutup değişimi için iki olası senaryo hayal edilebilir. Onlara şartlı olarak birinci ve ikinci diyelim . İlk senaryoya göre, kutupların tersine çevrilmesi sürecinde, Dünya'nın yavaş yavaş dönen manyetik ekseni, belirli bir süre içinde Dünya'nın dönme eksenine dik olarak yönlenir, yani Dünya'nın ekvator düzleminde olacaktır. O zaman her gün gezegenimiz bir süre güneş rüzgarından gelen bir darbeye karşı neredeyse korumasız kalacak. Şek. 3.9 şematik olarak iki durumu gösterir:

1. Dünya'nın manyetik ekseni Dünya'nın ekvator düzlemine neredeyse dik olduğunda mevcut durum;
2. manyetik eksen ekvator düzleminde olduğunda varsayımsal bir felaket durumu.

Bununla birlikte, jeomanyetizma alanındaki son araştırmaların gösterdiği gibi , böyle bir senaryonun gerçekleşmesi pek olası değildir. İkinci senaryo, tersine çevirme sırasında Dünya'nın manyetik alanının kademeli olarak dönmediği , ancak olduğu gibi normal ve ters kutuplaşmalarla ayrı bölgelere ayrıldığı zaman daha olasıdır. başında

manyetik kutupların ters oryantasyonu ile bitmeyen ters polarizasyona sahip alanlar ortaya çıkar . Bu, Şekil l'de açıklanmaktadır. Şekil 3.10, Dünya'nın yüzeyindeki (üst sıra) ve dış çekirdek ile manto arasındaki sınırdaki (alt sıra) manyetik alanının bilgisayar destekli kontur haritalarını gösteriyor . Manyetik kutupların kademeli olarak normalden ters polariteye nasıl değiştiğini görebilirsiniz. Daha açık alanlarda, manyetik kuvvet çizgileri kürenin merkezinden uzağa ve daha karanlık alanlarda merkeze doğru yönlendirilir.

Рис. 3.10

а Время ≡ 0 б 3000 лет в 6000 лет

Географический юг Участки обратного

Обратная полярность

Смена полюсов в развитии

Географический север

Нормальная полярность

EZ Σ

т

Jeomanyetik kutupların tersine dönmesinin olası sonuçları hakkında kapsamlı bir tartışma var. Oldukça iyimser olandan aşırı derecede rahatsız edici olana kadar çeşitli bakış açıları vardır. İyimserler, Dünya'nın jeolojik tarihinde yüzlerce inversiyon meydana geldiğini ancak bu olaylarla kitlesel yok oluşlar ile doğal afetler arasında bir bağlantı kurmanın mümkün olmadığını belirtiyor. Ek olarak, biyosfer önemli ölçüde uyum sağlama kapasitesine sahiptir ve tersine çevirme işlemi oldukça uzun zaman alabilir, bu nedenle değişime hazırlanmak için fazlasıyla yeterli zaman vardır.

gelecek nesillerin yaşamı boyunca meydana gelme ve insan uygarlığı için bir felakete dönüşme olasılığını dışlamaz . Bu bakış açısının büyük ölçüde taviz verildiği söylenmelidir.

3.4. Jeomanyetik alanın yaklaşmakta olan kutupsal tersine dönüşü י״ 183 de _

bilim dışı ve basitçe bilim karşıtı ifadelerin sayısı. Örnek olarak, tersine çevirme sırasında insan beyninin bilgisayarlarda olana benzer bir yeniden başlatma yaşayacağı ve içlerinde bulunan bilgilerin tamamen silineceği görüşünden alıntı yapılabilir . Varsayımları bir kenara bırakırsak, o zaman kesinlikle söyleyebiliriz: organik dünyanın evriminde, tersine çevirme dönemleri, Dünya üzerindeki tüm yaşamın doğal seçiliminin gerçekleştiği bir tür "elek" i temsil eder .

bakış açısı benimsenebilir . Bununla birlikte, modern dünyanın yüz binlerce yıl öncekinden çok uzak olduğu unutulmamalıdır: insan, bu dünyayı kırılgan, kolayca savunmasız ve son derece istikrarsız hale getiren birçok sorun yaratmıştır. Tersine çevirmenin sonuçlarının gerçekten de dünya uygarlığı için gerçekten felaket olacağına inanmak için her türlü neden var . Ve radyo iletişim sistemlerinin yok edilmesi nedeniyle World Wide Web'in işlevselliğinin tamamen kaybı (ve bu kesinlikle radyasyon kuşaklarının kaybı sırasında gerçekleşecek ), küresel bir felaketin yalnızca bir örneğidir.

En kötü durum senaryosunun, manyetik alanın ... tamamen ortadan kalkması olduğu belirtilmelidir! Görünüşe göre güneş sisteminin gezegenlerinde bu çoktan gerçekleşti . Bir milyar yıl önce bu gezegendeki atmosferin buharlaşmasına yol açan şeyin, bir zamanlar Mars'ta var olan manyetik alanın ortadan kalkması olduğuna inanılıyor .

M. G. Savin'in ifadesini aktaralım . " Dolayısıyla , yakında beklenen (ve zaten ivme kazanmakta olan) tersine çevirmeye yakından dikkat etmek ve insanlığa ve onun bireysel temsilcilerinin her birine ne tür tehlikeler getirebileceğini anlamaya çalışmak için yeterince iyi nedenler var . uzun vadede olumsuz etkilerini azaltan bir koruma sistemi geliştirmek. Ancak koruma sistemlerine gelince, jeomanyetik alanın kökenini bile kesin olarak bilmediğimiz için konuşmak için henüz çok erken. Ancak değişimini daha yakından gözlemlemek oldukça mümkün.”

atomik hidrojen H atmosferde ana rolü oynar.H konsantrasyonu yükseklikle azalmaya devam etse de , 600 km'den itibaren O2 konsantrasyonundan daha fazla olur , 1100 km sonra daha fazladır. N2 konsantrasyonu ve 1300 km'nin üzerinde O konsantrasyonu daha yüksektir.

Aslında yalnızca atomik hidrojenden oluşan atmosferin en dış bölgeleri , birkaç dünya yarıçapına kadar uzanır; bir hidrojen geokorona oluştururlar . Jeokorondaki atomların konsantrasyonu IO 8 - IO 9 mertebesindedir m -3 .

---

[1]Örnek olarak, güneş rüzgarı elektronları ile bombardıman edilerek uyarılabilen üst atmosferdeki oksijen atomlarını düşünün. Bu atomlar daha sonra

Not: Bazen Büyük Dosyaları tarayıcı açmayabilir...İndirerek okumaya Çalışınız.

Benzer Yazılar