Ilmakehän ja epäpuhtauksien koostumus

ilmakehän ilman koostumus tai ilmapiiri määräytyy siinä olevien eri kaasujen osuuden mukaan, joka on ollut jatkuvasti muuttumassa koko maan historian. Muodostuneen planeetan ilmapiiri sisälsi pääasiassa H₂ ja muut kaasut, kuten CO₂ ja H₂O. Noin 4 400 miljoonaa vuotta sitten ilmakehän ilmaa rikastettiin pääasiassa CO: sta₂.

Kun elämä ilmestyi maapallolla, metaanin kertyminen tapahtui (CH₄) ilmakehässä, koska ensimmäiset organismit olivat metanogeenejä. Myöhemmin ilmestyi fotosynteettiset organismit, jotka rikastuttivat O: n ilmakehän ilmaa₂.

Ilmakehän ilman koostumus voidaan jakaa kahteen suureen kerrokseen, jotka erotellaan niiden kemiallisessa koostumuksessa; homosfääri ja heterosfääri.

Homosphere sijaitsee 80-100 km merenpinnan yläpuolella ja koostuu pääasiassa typestä (78%), hapesta (21%), argonista (alle 1%), hiilidioksidista, otsonista, heliumista, vedystä ja metaanista. , muun muassa hyvin pieninä osuuksina.

Heterosfera muodostuu alhaisen molekyylipainon omaavista kaasuista, jotka sijaitsevat yli 100 kilometrin korkeudessa. Ensimmäinen kerros esittelee N₂ molekyylin, toisen atomin O, kolmannen heliumin ja viimeisen muodostetaan atomivety (H).

indeksi

• 1 Historia
  • 1.1 Muinainen Kreikka
  • 1.2 Ilmakehän ilman koostumuksen löytäminen
• 2 Ominaisuudet
  • 2.1 Alkuperä
  • 2.2 Rakenne
• 3 Alkeellisten ilmakehän ilman koostumus
  • 3.1 CO2: n kerääntyminen
  • 3.2 Elämän alkuperä, metaanin (CH4) kertyminen ja hiilidioksidin väheneminen
  • 3.3 Suuri hapetustapahtuma (O2: n kertyminen)
  • 3.4 Ilmakehän typpi ja sen rooli elämän alkuperässä
• 4 Nykyisen ilmakehän koostumus
  • 4.1 Homosphere
  • 4.2 Heterosfääri
• 5 Viitteet

historia

Ilmakehän tutkimukset alkoivat tuhansia vuosia sitten. Tällä hetkellä, kun primitiiviset sivilisaatiot löysivät tulipalon, he alkoivat saada käsityksen ilman olemassaolosta.

Muinainen Kreikka

Tänä aikana he alkoivat analysoida, mitä ilmaa ja mitä toimintoa se täyttää. Esimerkiksi Anaxímades de Mileto (588 a.C.-524 a.C.) katsoi, että ilma oli olennainen elämälle, koska elävät olennot syötettiin tästä elementistä.

Toisaalta Empédocles de Acragas (495 a.C.-435 a.C.) katsoi, että elämässä oli neljä perustekijää: vesi, maa, tuli ja ilma..

Aristoteles (384 a.C.-322 a.C.) katsoi myös, että ilma oli yksi elävien olentojen olennaisista osista.

Ilmakehän ilman koostumuksen löytäminen

Vuonna 1773 ruotsalainen apteekki Carl Scheele huomasi, että ilma koostui typestä ja hapesta (nivelpää). Myöhemmin vuonna 1774 brittiläinen Joseph Priestley totesi, että ilma koostui elementtien seoksesta ja että jokin näistä oli elämälle välttämätöntä.

Vuonna 1776 ranskalainen Antoine Lavoisier kutsui happea elementin, jonka hän eristi elohopeaoksidin termisestä hajoamisesta.

Vuonna 1804 luonnontieteilijä Alexander von Humboldt ja ranskalainen kemisti Gay-Lussac analysoivat planeetan eri osista tulevaa ilmaa. Tutkijat totesivat, että ilmakehän ilman koostumus on vakaa.

Vasta 1900-luvun lopulla ja kahdennenkymmenennen vuosisadan alussa, kun havaittiin muita ilmakehään kuuluvia kaasuja. Näiden joukossa on argonia vuonna 1894, sitten heliumia vuonna 1895 ja muita kaasuja (neon, argoni ja ksenon) vuonna 1898.

piirteet

Ilmakehän ilma tunnetaan myös ilmakehänä ja se on sekoitus kaasuja, jotka kattavat maapallon.

lähde

Maapallon ilmakehän alkuperästä tiedetään vähän. On katsottu, että sen jälkeen kun se oli erottunut auringosta, planeetta ympäröi erittäin kuumien kaasujen kirjekuori.

Nämä kaasut olivat mahdollisesti vähennettäviä ja tulevia auringosta, ja ne koostuivat pääasiassa H: sta₂. Muut kaasut olivat todennäköisesti CO₂ ja H₂Tai syntyy voimakkaasta vulkaanisesta toiminnasta.

On ehdotettu, että osa läsnä olevista kaasuista jäähtyy, tiivistyy ja aiheuttaisi valtameret. Muut kaasut säilyivät muodostaen ilmakehää ja toiset varastoitiin kiviin.

rakenne

Ilmakehän muodostavat erilaiset samankeskiset kerrokset, jotka on erotettu siirtymäalueilla. Tämän kerroksen ylärajaa ei ole määritelty selkeästi, ja jotkut tekijät asettavat sen yli 10 000 km merenpinnan yläpuolelle.

Painovoiman vetovoima ja tapa, jolla kaasua puristetaan, vaikuttaa sen jakautumiseen maan pinnalle. Siten suurin osa sen kokonaismassasta (noin 99%) sijaitsee merenpinnan yläpuolella olevalla ensimmäisellä 40 km: llä.

Ilmakehän ilman eri tasoilla tai kerroksilla on erilainen kemiallinen koostumus ja lämpötilan vaihtelut. Vertikaalisen järjestelyn mukaan tunnetaan lähinnä maan pinnasta lähimpänä olevia kerroksia: troposfääri, stratosfääri, mesosfääri, termosfääri ja eksosfääri.

Ilmakehän ilman kemiallisen koostumuksen osalta määritellään kaksi kerrosta: homosfääri ja heterosfääri.

homosphere

Se sijaitsee ensimmäisellä 80-100 km merenpinnan yläpuolella, ja sen kaasujen koostumus ilmassa on homogeeninen. Tässä sijaitsevat troposfääri, stratosfääri ja mesosfääri.

heterosphere

Se on läsnä yli 100 km: n etäisyydellä ja se on tunnettu siitä, että ilmassa olevien kaasujen koostumus on vaihteleva. Se on samanaikainen lämpösfäärin kanssa. Kaasujen koostumus vaihtelee eri korkeuksilla.

Primitiivisen ilmakehän ilman koostumus

Maapallon muodostumisen jälkeen noin 4,500 miljoonaa vuotta sitten ilmakehän muodostavat kaasut alkoivat kerääntyä. Kaasut tulivat pääosin maapallon vaipasta sekä vaikutuksista planetesimallien kanssa (planeetan alkuperää olevat aineen aggregaatit).

CO: n kerääntyminen₂

Suuri tulivuoren toiminta planeetalla alkoi vapauttaa erilaisia ​​kaasuja ilmakehään, kuten N₂, CO₂ ja H₂O. Hiilidioksidi alkoi kerääntyä, koska hiilihapotus (CO-kiinnitysprosessi)₂ ilmakehän karbonaattien muodossa) oli niukasti.

Tekijät, jotka vaikuttivat CO-kiinnitykseen₂ tällä hetkellä ne olivat hyvin alhaisen intensiteetin sateita ja hyvin vähäisiä manneralueita.

Elämän alkuperä, metaanin kertyminen (CH₄) ja CO: n väheneminen₂

Ensimmäiset planeetalla esiintyvät elävät olennot käyttivät CO: ta₂ ja H₂ hengittää. Nämä ensimmäiset organismit olivat anaerobisia ja metanogeenisiä (ne tuottivat suuren määrän metaania).

Metaani kertyi ilmakehään, koska sen hajoaminen oli hyvin hidasta. Se hajoaa fotolyysin avulla ja ilmakehässä, jossa on lähes happea, tämä prosessi voi kestää jopa 10 000 vuotta.

Joidenkin geologisten tietojen mukaan noin 3500 miljoonaa vuotta sitten CO: n määrä laski₂ ilmakehässä, joka on liittynyt siihen rikkaaseen ilmaan₄ tehostivat sateita suosimalla hiilihapotusta.

Suuri hapetustapahtuma (O: n kertyminen)₂)

On katsottu, että noin 2400 miljoonaa vuotta sitten O: n määrä₂ planeetalla se saavutti merkittävät tasot ilmakehässä. Tämän elementin kertyminen liittyy fotosynteettisten organismien esiintymiseen.

Fotosynteesi on prosessi, jonka avulla orgaaniset molekyylit voidaan syntetisoida muista epäorgaanisista molekyyleistä valon läsnä ollessa. O: n esiintymisen aikana vapautuu O₂ toissijaisena tuotteena.

Syanobakteerien (ensimmäiset fotosynteettiset organismit) tuottama korkea fotosynteettinen nopeus muutti ilmakehän ilmaa. Suuret määrät O: ta₂ jotka vapautuivat, palasivat ilmakehään yhä enemmän hapettaviksi.

Nämä korkeat O: n tasot₂ vaikutti CH: n kertymiseen₄, koska se nopeutti tämän yhdisteen fotolyysimenetelmää. Vähentämällä voimakkaasti metaania ilmakehässä, planeetan lämpötila laski ja jään aika muuttui..

Toinen tärkeä vaikutus O: n kertymiseen₂ planeetalla se oli otsonikerroksen muodostuminen. O₂ ilmakehän hajoaa valon vaikutuksesta ja muodostaa kaksi atomihapen hiukkasia.

Atomihappo yhdistyy O: n kanssa₂ molekyyli ja muodostaa O: n₃ (Ozone). Otsonikerros muodostaa suojaavan esteen ultraviolettisäteilylle, mikä mahdollistaa elämän kehittymisen maan pinnalla.

Ilmakehän typpi ja sen rooli elämän alkuperässä

Typpi on elävien organismien olennainen osa, koska se on välttämätöntä proteiinien ja nukleiinihappojen muodostumiselle. N₂ useimmat organismit eivät voi käyttää suoraan ilmakehään.

Typen kiinnitys voi olla bioottinen tai abioottinen. Se koostuu N: n yhdistelmästä₂ O: n kanssa₂ tai H₂ muodostaa ammoniakkia, nitraatteja tai nitriittejä.

N: n sisältö₂ ilmakehän ilmassa ne ovat pysyneet maapallon ilmakehässä enemmän tai vähemmän vakioina. CO-kertymisen aikana₂, N-kiinnitys₂ Se oli pohjimmiltaan abioottinen, muodostamalla typen oksidia, joka muodostui H-molekyylien fotokemiallisesta dissosiaatiosta.₂O ja CO₂ jotka olivat O: n lähde₂.

Kun lasku tapahtui CO-tasoilla₂ ilmakehässä typpioksidin muodostumisnopeudet laskivat jyrkästi. Katsotaan, että tänä aikana aloitettiin N: n ensimmäiset biotien kiinnityspolut₂.

Nykyisen ilmakehän koostumus

Ilmakehän ilma muodostuu kaasujen ja muiden melko monimutkaisten elementtien seoksesta. Sen koostumukseen vaikuttavat pääasiassa korkeus.

homosphere

On todettu, että kuiva ilmakehän ilman kemiallinen koostumus merenpinnalla on melko vakio. Typpi ja happi muodostavat noin 99% homosfäärin massasta ja tilavuudesta.

Ilmakehän typpi (N₂) on 78%, kun taas happi on 21% ilmaa. Seuraava eniten ilmakehän ilma on argonia (Ar), joka on alle 1% kokonaismäärästä.

On muitakin elementtejä, jotka ovat erittäin tärkeitä, vaikka ne olisivatkin pieniä. Hiilidioksidi (CO₂) on läsnä 0,035% ja vesihöyry voi vaihdella alueella 1 - 4%.

Otsoni (O₃) on 0,003%, mutta se on olennainen este elävien olentojen suojelemiselle. Myös tässä samassa suhteessa löydämme useita jalokaasuja, kuten neon (Ne), krypton (Kr) ja ksenon (Xe).

Lisäksi on vetyä (H₂), typpioksidit ja metaani (CH₄) hyvin pieninä määrinä.

Toinen elementti, joka on osa ilmakehän ilman koostumusta, on pilvissä oleva nestemäinen vesi. Samoin löydämme kiinteitä elementtejä, kuten itiöitä, siitepölyä, tuhkaa, suoloja, mikro-organismeja ja pieniä jääkiteitä..

heterosphere

Tällä tasolla korkeus määrittää ilmakehän ilmassa vallitsevan kaasun tyypin. Kaikki kaasut ovat kevyitä (matala molekyylipaino) ja ne on järjestetty neljään eri kerrokseen.

Ymmärretään, että kun korkeus kasvaa, kaikkein runsaimmilla kaasuilla on pienempi atomimassa.

100 - 200 km: n korkeudessa on enemmän molekyylityppiä (N₂). Tämän molekyylin paino on 28,013 g / mol.

Heterosferan toinen kerros on atomi-O: n mukainen ja se sijaitsee välillä 200 ja 1000 km merenpinnan tasolla. Atomin O: n massa on 15 999, mikä on vähemmän raskasta kuin N₂.

Myöhemmin löysimme heliumin kerroksen, jonka korkeus oli 1000 - 3500 km. Heliumin atomimassa on 4,00226.

Heterosfäärin viimeinen kerros muodostuu atomivetystä (H). Tämä kaasu on kaikkein kevyin jaksollisessa taulukossa, jonka atomimassa on 1,007.

viittaukset

1. Katz M (2011) Materiaalit ja raaka-aineet, Ilma. Didaktinen opas Luku 2. Kansallinen teknisen koulutuksen laitos, opetusministeriö. Buenos Aires Argentiinassa. 75 pp
2. Monks PS, C Granier, S Fuzzi et ai. (2009) Ilmakehän koostumuksen muutos-globaali ja alueellinen ilmanlaatu. Ilmakehän ympäristö 43: 5268-5350.
3. Pla-García J ja C Menor-Salván (2017) Maapallon primitiivisen ilmapiirin kemiallinen koostumus. Quim 113: 16-26.
4. Rohli R ja Vega A (2015) Climatology. Kolmas painos. Jones ja Bartlett Learning. New York, USA. 451 pp.
5. Saha K (2011) Maan ilmapiiri, sen fysiikka ja dynamiikka. Springer-Verlag. Berliini, Saksa.367 s.