nekrasovI (1114433), страница 11
Текст из файла (страница 11)
д. 6) Налагаемая атмосферным давлением на живые организмы нагрузка гораздо значительнее, чем та представляется с первого взгляда, Так, абщаи поверхность че.то- 1) Общая масса атмосферы равна 5,2 10" г, т. е. составляет менее одной мнл. липиной от массы всего земного шара (6,0 10" т). Однако на долю каждого человека все же приходится более 1,5 млн. г воздуха. Около 90оо массы атмосферы занлючено в слое высотой до 16 км н лишь одна миллионная — выше !00 кж. 2) В древности воздух счгпался индивидуальным веществом.
По учению греческого философа Анакснмена, воздух являлся началом всего сущего, а позднее стал рассматриватьсн в качестве одного из основных элементов природы. То обстоятельстио, что воздух имеет массу, было известно уже Аристотелю Александрийский ученый Герон (62 — 150 гг. н. э) писал о воздухе следующее: «Сосуды, которые кажутся большинству людей пустыни, на самом деле не пусты, а наполнены воздухом. Как считают обучавшиеся физике, возлух образован частицами малсиькнмн н легкими, в своем большинстве невпднмыии... Следовательно, должно быть принято, что воздух ыатериален.
Приведенный в движение, он становится ветром (так как ветер есть не что нное, как воздух в движении)». Первые указания на сложность состава воздуха содержатся, по-внлимому, в сочинениях древних китайских химиков. Из европейцев такое мнение впервые высказал Леонардо да Винчи (конец ХЪ' века). Оно было подтверждена опытныч путем и стало обшепрннятын лишь к концу Х'ь'!1! века. 3) Сила ветра измеряется специальнымн приборами (анемометрами) и обычно оцеьнвветсн по 12-балльной шкале. Тихий ветер (1) лишь отклоняет дыи нз трубы, при спдьном (6) качаются верхушки деревьев, а ураган (12) причиняет большие раз. рушеиня.
4) Кроме перечисленных в основном тексте газов, воздух постоянно содержит с л еды (т. е. ничтожные количества) озона, водорода, метана, аммиака, окислов азота н окксн углерода, По мере совершенствования методов газового анализа число таких, практически незаметных составных частей воздуха постепенно возрастает. 5) Атмосферная пы.ть содержит частицы диаметром от 10 ' до !О з см (нэ которы:с наиболее мелкие не оселают даже в неподвижном воздухе).
Помимо пылинок, возникающих на самой земной поверхности (частиц почвы, дыма, пыльцы растений н т. д.), некоторое значение имеют пылинки вулканического и лаже космического происхождения. Подсчитано, что на Землю ежегодно оседает около 5 млн. т космической пыли. Так как поверхность Земли равна 510 млн. кн', зто составляет лишь сотую долю грамма на квадратный метр. 6) Абсолютная запыленность возлуха может быть а отлельных местах очень различной. Его относительная запыленность быстро уменьшаетсн с высотой, как видно из приводимых ниже примерных данных: веческого тела составляет в среднем около 20 тыс.
см. Это зиачит, что человек иетаыетио для себя испытывает постояииую нагрузку в размере примерка 20 г. 9) Непосредственно примыкающий к поверхности Земли слой атмосферы характеризуется довальиа закоиомериым измеиеиием температуры — последняя понижается примерно из б град с каждым километром высоты. Слой этот — т р о п о с ф е р в— простирается иа высоту около 18 км у экватора и 7 км у полюсов. Между иим и Землей существует известная разность потенция.тов (с иапряисеииостью поля у земной поверхности порядка в/см], причем тропосферв заряжеиа паложительио, а земная поверхиость отрицательно.
Основное зиачеиие для поддержании такой разности потевциалов имеет, по.видимому,. постоянное поступление в атмосферу множества мельчайших кчпслек морской воды, срываемых ветром с гребней океанских волн и пряобретвющих при этом значительный положительный заряд. 10) Более высокие сваи атмосферы принято делить ив стратосферу (приблизительио до 40 км), м езо сферу (40 — 80 км), те р и ос фер у (80 — 800 км) и эвзосфер у (выше 800 км). Граяицы между этимя слоями ие являютек четкимяь та' гй гй гй л за хй хв лр гм lгвг Ай Этвт гйг ЭВР«м гр Рлс.
11-2. Осеоекые карактеристякк еерхлез атмосферы. Рлс. !1-3. И»мексике клотеостк атмосфеРы с высотой !«томоогсмз). в также несколько изменяются в зависимости от широты местиости, времени года и общего состояиии атмосферы. Верхняя граница того или нного слоя носит название соответствующей «и а узы». Например, граница между тропосферай и стратосферой ° взэыеается тропапаузай. На высотах порядка иесколько тысяч километров экзасфера постепеииа перехалит в межплаиетиый газ.
Помимо приведенной выше общей классификации атмосфериых слоев, для иекота- рыл из иих примеияютси другие иазваикя. Так, слой высотой 80 — 80 км, в котором преимушествеииа протекают химические ревкцни под действием солиечиых лучей, иио- гдв называют хемасферой, слой выше 80 км, характеризующийся большим атиоситель- вым содержаиием заряженных частиц,— ионосферой. Пад «верхней атмосферой» в рвз-' вмх сл>чаях понимают слои атмосферы, иачииая с различиой высоты, 11) Основной химический состав атмосферы примерио до 1000 км остается азот- ип'кислородным. Характер измеиеиия температуры и давлеиия в верхней атмосфере с 'высотой показан иа рис.
И-2. В протвваположиасть монотонно уменьшающемуся дйэлеиию, температурная кривая имеет мпиимум ив высоте около 20 км, максим>м вкала 60 км и новый минимум в мезапаузе. После этого температура иачииает расти, дщтвгвя примерно 900'С уже иа высоте 200 км. Как впдио из рис.
11.3, плотиость атмосферы иа больших высотах паслеловательио уменьшается. -12) Интересно отметить, что общий характер высап1аго иэмеиеипи температуры воздухв был предугадан Аристотелем. Ои делил атмосферу иа три слоя, из которых врйлегвюший к Земле пригоден для жилив, следующий сильно охлаждеи, в самый верхввй, наоборот, сильна ивгрет. П. Воздух. Кислород !3) По молекулярно-кинетической теории температ> ра газа определяется средней энергией двмжения составляющих его частмц. «Совершенно очевидно, что имеется достаточное основание теплоты в движении. А так как движение не может проис.
холить без материи, то необходимо, чтобы достаточное основание теплоты заключалось в движении иакоА то материн»,— писал в 1745 г. М. В. Ломоносов. Соотншиение между температуроА и среднеА эиергяеА движения частиц дается выражением глот Т Зй гло' 3 — АТ 2 2 илн м тг' гл где Т вЂ”. абсолютная температура; гп — средняя масса част1ш; о — нх средняя ско' рость; й — постоянная величина (1,3я ° 10™ зрг/град).
Квк видно из приведенного выражения, температура пряма пропорциональна к в ад р а ту скорости. По мере удаления от Земли средняя скорость частиц возрастает и для межпланетного газа достигает величин, отвечающих температурам в несколько тысяч градусов. м» 3 чв Это ие значит. однако, что такую темперзту- ру показывал бы помещенный в межпланетном глч ч г «> сд ьа юг пРостРаастве теРмометР. НапРотив, бУдУчн изолпШ" «с, Аа ч, рован от излучений, он показал бы очень ннзк>ю у.
ю' температуру, ниже — 200'С. Дело в том, чта тер«й мометр (давший п р а к т н ч е с к н интересуюптне ючб $1 зт~ нас оценки) регистрирует не энергию движения » гг» ж с ,р.г каждой отдельной частицы, а о б ш у ю энергию, дйз Ч сообщаемую ему ударами окружающих частиц. ю-' Такнх ударов за едимнцу времени тем больше, Ш дзл»п»сг, »ир» см щ г чем значительнее число молекул в единице объема тр» ю ы.» м-»ю-»кг» ю в лгч газа. Каждый кубический сантиметр воздуха у Рчс, 11нь Оси»»мы» л»пакте»нстчкн а»кххн», земной поверхности содержит 2,7 1О'" молекул, Обычно достигаемый в лабораториях вакуум (спустота»), при котором столкмовення молекул между собой уже сравнительно редки.
соответствует давлению примерно в одну тысячную долю миллиметра ртутного столба. Как видно нэ рнс. П.4, прн таком вакууме в каждом кубическом сантиметре разрежен. ного газа остается еще около 30 тысяч миллиардов частиц, Даже с)помощью самых совершенных методов современмай технмки не удается достигнуть ваку>ма, прн кото. ром в кубическом сантиметре газа оставалось бы менее !000 частиц. Между тем к>бн. ческий сантиметр межпланетного пространства содержит лишь десятки частиц, а меж. звездного — еще гораздо ыеньше. Именно поэтому »межзвездное пространство одновременно н исключительно холодна н чрезвычайно горячо» (Э д д н и г т а и) .
14) Фактическая температура находящегося в межпланетном пространстве тела соответствует средней энергии движения его собст вени ых частиц. Онз определяется в основном лучепоглощеинем н лученсп>сканиен этого тела. Например, обрапгенная к Солнцу сторона Луны (на ее экваторе) нагревается до +!20 'С, а обратная охлаждается до †150 'С. Так как одни поверхности (особенно — зеркальная) сильно затрудняют обмен лучмстоА энергией. а другае (особенно — шероховатая черная) такому обмену очень способствуют, путем изменения характера напранленных к Солнцу н от него поверхностей находящегося в межпланетном пространстве тела можно регулировать его температуру. 16) До Х!Х вена считали, что газы янляются таковыни по самой своей природе, н вопрос о нх сжнженнн даже не возникал.
Лишь в 20-х годах Х!Х века, прнмення значительные давления, удалось получить в жндкоы состоянии хлор, аммиак, лвуокнсь углерода и ряд других веществ «газообразиой природы». Однако оставались еще б 7. Воздух многие, в частности основные газы воздуха — кислород и азот, которые, несмотря иа асе усилии, не сжвжвлвсь. На них перенесли то предстаиление, которое раньше было общим, и стали считать их «постоянными» газалги. Только а 1877 г.
впервые удалось получить в жидком состоянии один нз этих «постоянных» газов — кислород. Вслед за тем были сжпжены н все другие. 16) Причина неудач ранних попыток сжнжения газов лежала в том, что еще неясна была сущность различия между газообразным и жидким состоянием вещества. Яы знаем теперь, что в обоих случаях имеет место н взаимное притяжение молекул.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
