Zagadnienia naukowe lotów stratosferycznych

B ib lio tek a G łó w n a

U M K T o ru ń 0 3 0 ł v Slf.

Z A K Ł A D F I Z Y C Z N Y I P O L I T E C H N I K I W>A R S Z A W S K I E J a r *

P U B L IK A C JA N r. 9 4 .

Proł. Dr MIECZYSŁAW WOLFKE

Zagadnienia naukowe lotów stratosferycznych

O db itka z czasopisma „Przeglqd M echaniczny" 1 9 3 8 r., Nr. 7-8

Z A K Ł A D F I Z Y C Z N Y I P O L I T E C H N I K I W A R S Z A W S K I E J

P U B L IK A C JA Nr. 9 4 .

Prof. Dr MIECZYSŁAW WOLFKE

Zagadnienia naukowe lotów stratosferycznych

O dbifka z czasopisma „Przeglqd M echaniczny" 1 9 3 8 r., Nr. 7-8

W A R S Z A W A - 1 9 3 8

» 1

W, Marzi

o a o n

Sp A k c. Z a k ł. G ra f. , .D ru k arn ia P o lsk a “ , W arszaw a, S zp italn a 12, w dzierżaw ie Spółki W y d aw n iczej C zasopism , Sp. z o. o.

Zagadnienia naukowe lotów stratosferycznych *)

O D CZASU słynnych lotów s tra ­ tosferycznych profesora Pic- carda, zagadnienia związane z tym i w yczynam i techniki balono­

w ej, w zbudzają niezm iernie żywe za­

interesow anie nie tylko w śród n a u ­ kowców, lecz rów nież w najszerszych sferach społeczeństwa. W Polsce p ro ­ blem w y praw do najw yższych w arstw atm osfery stał się zagadnieniem szczególnie a k tu aln y m z chw ilą kiedy zapadła uchw ała o zorganizow aniu polskiego lotu naukow ego do w yso­

kości około 30 kilom etrów .

Dopiero w zględnie niedaw no n a ­ stąpiło odkrycie strato sfery , to zn a­

czy stw ierdzenie fak tu , że na po d sta­

wie odm iennych stosunków , p a n u ją ­ cych w pow ietrzu na w iększych w y ­ sokościach, m ożna odróżnić dwie n a j­

bliższe, różne od siebie w arstw y ota­

czającej Ziem ię powłoki atm o sfery­

cznej. W roku 1899 francuski uczony L. T e i s s e r e n c d e B o r t po raz pierw szy zauważył, że — począwszy od wysokości 10 do 11 kilom etrów — przy dalszym w znoszeniu się tem pe-

Lipiec 1931r 28.Vh30' 7 23.19h4 5 Y \ 28-4h50'

li _i

1 1 _-1 ¹ _ J-L / 1 /

/ 1

U l

* ) /;■

'Ł

h0 0 '

<T'

> % 75

N\ V\

'Vs

t r

ra tu ra atm osfery nie opada obserw ować m ożna na niższych wysokościach,—

lecz z pew nym i w ahania­

mi u trz y m u je się m niej więcej na ty m sam ym po­

ziomie.

Spostrzeżenia Teisse­

renc de B orta nie znala­

zły początkowo uznania w świecie naukow ym . Trzy lata później niem iecki uczony R. A s s m a n n potw ierdził obserw acje de B orta. Od tego m niej więcej czasu zagadnienie

ja k to Rys. 1. Rozkład tem peratu­

ry na różnych wysokościach

Rys. 2. Pierwsze stadium napełniania stratostatu Explorer II.

*) Wykład, wygłoszony dnia 12.11.1938 r. w cyklu w y ­ kładów, zorganizowanych w Warszawie przez Stowarzy­

szenie Elektryków Polskich.

badania strato sfery już nie zeszło z w idnokręgu badań naukow ych.

Rozkład te m p e ra tu ry na różnych poziom ach pow ietrza dostarcza nam bodajże najłatw iejszej cechy odgrani­

czenia s t r a t o s f e r y od z n a jd u ją ­ cej się pom iędzy nią a pow ierzchnią Ziem i t r o p o s f e r y . Oczywiście, nie m a raptow nego, nagłego przejścia od jednej w arstw y do drugiej; to też zw ykle oznaczam y nazw ą t r o p o ­ p a u z a sferę przejściow ą, grubości około 3 kilom etrów .

Opracowano cały szereg m etod b a­

dań strato sfery . M etody te w zajem ­ nie się uzupełn iają i w yrów n ują w a­

dy, jakie cechują każdą z osobna.

W cale liczne obserw acje prow adzić m ożem y w prost z pow ierzchni Ziemi.

A więc p rzyrządy optyczne pozw ala­

ją nam w pew nej m ierze stosować w ypróbow ane m etody widm owe. Ob­

serw ując rozchodzenie się fal głoso­

w ych w atm osferze, m ożem y rów nież w ysnuw ać wnioski o stosunkach p a­

nujących w stratosferze. Analogiczne badania d a ją się przeprow adzić na podstaw ie obserw acyj rozprzestrze­

niania się fal radiow ych, m ówiąc o g ó lnie,-fal elek­

trom agnetycznych. Do­

rzućm y jeszcze obserw a­

cje barw y nieba, p o lary ­ zacji św iatła, obserw acje m eteorologiczne, k tó re o- czywiście rów nież rzu ca­

ją nieco św iatła na cało­

k ształt problem ów s tra ­ tosferycznych.

Niezależnie od ty ch z pow ierzchni Ziemi doko­

nanych badań, p rzy stą­

piono do naw iązania bliż­

szego, bardziej bezpośredniego k o n tak tu ze strato sferą za pom ocą sond-baloników .

Z am knięte baloniki, napełnione wodorem , uno

szą do strato sfery samopiszące ap araty . Zarów ­ no w czasie wzlotu, ja k i w czasie opadania, au to ­ m aty te zapisują to, co nas interesu je. Baloniki do­

cierają do wysokości, na k tó rej ciśnienie zew nę­

trzn e jest tak niskie, że pod w pływ em n adm iaru ciśnienia gazu, znajdującego się w ew nątrz balo­

nu, n a stęp u je pęknięcie powłoki gum ow ej. W tedy p rzy rząd y samopiszące opadają przy pom ocy spa­

dochronu, otw ierającego się autom atycznie.

Mimo zalet, baloniki-sondy posiadają cały sze­

reg braków , pozw alają­

cych na korzystanie z nich tylko w ograniczo­

n ym zakresie. Przede w szystkim wznoszą się zbyt szybko w górę, za prędko p rzeby w ają po­

szczególne w arstw y tropo- sfery i stratosfery , w sku ­ tek czego a p a ra ty opóź­

n iają się z zapisami. W y­

n ik ają stąd trudności ze skoordynow aniem noto­

w ań. Cały szereg pom ia­

rów m iałoby w artość is­

totn ą tylko w tedy, gdyby zostały w ykonane na ści­

śle określonych pozio­

m ach, przy dłuższym nie­

co zatrzy m an iu się sondy na m iejscu. J e s t to na przykład konieczne przy liczeniu im pulsów w licz­

nikach prom ieni kosmicz­

nych. N iestety, baloników - sond nie m ożem y dowol­

nie zatrzym yw ać. P rzy w ielu wreszcie badaniach obecność żywego obserw a­

to ra jest jed n ak nieod­

zowna.

pu — wysokości. Ze stra to sta tu ponadto można w ykonać cały szereg badań, w ym agających in te r­

w encji człowieka, jak: badanie składu chem iczne­

go atm osfery, badanie ciśnienia, ustalenie k ie ru n ­ ków i siły w iatrów , obserw acje b arw y nieba itd.

Zaznaczam y tu z góry, że koszty w ypraw y s tra ­ tosferycznej nie są tak wielkie, jak skłonna jest sądzić opinia publiczna. Z p u n k tu w idzenia n a ­ ukowego w ypraw y takie całkowicie się opłacają.

Jeśli chodzi zaś o względy n a tu ry technicznej: o problem kom unikacji s tra ­ tosferycznej, i poznanie w arunków panujących w strato sferze dla uw zględ­

nienia ich przy k o n stru k ­ cji odpow iednich silników

— to jest faktem już do­

w iedzionym , że tak, jak zw ykły balon w skazał dro­

gę samolotowi, podobnie stra to sta t w ytycza szlaki przyszłym sam olotom s tra ­ tosferycznym . O statnie lot­

nicze rek o rd y wysokościo­

we, istotnie naw iązały już k o n tak t z pierw szym i, h i­

storycznym i już rek o rd a­

mi Piccarda.

Nic więc dziwnego, że kraje, któ ry ch narod y od­

znaczają się w y b itn y m dy­

nam izm em , od czasu o- wych pierw szych pionier­

skich lotów bohaterskiego Piccarda o rganizują loty stratosferyczne. Poniższe zestaw ienie odzw ierciadla nam krótką, lecz jakże do­

niosłą histo rię dotychcza­

sowych w y praw do n a j­

wyższych regionów pow ie­

trza:

Rys. 3. Amerykański stratostat Explorer II krótko przed startem

L o t y s t r a t o s f e r y c z n e

D a t a C z ł o n k o w i e w y p r a w y

O b jęto ść b a lo n u

m 3

O sią g n ię ta w y so k o ść

m

27.V 1931 A. Piccard

Kipfer ( B e l g i a ) ... ... 14 300 15 780

5.VIII 1932 A. Piccard i Cosyns ( B e l g ia ) ...

14 300 16 370 30.IX 1933 Prokofief, Godunow, Birnbaum (Z S R R )... 25 000 19 000 20.XT 1933 Settle i Foroney (USA) . . . ... 17 000 18 660 30.1 1934 Fiedosienko, Wasienko i Usyskin (ZSRR) — k a ta str o fa ... 25 000 22 000 28.VII 1934 Kepner, Anderson i Stevens (USA) — rozdarcie p o w ł o k i... 85 000 18 000 8. V III1934 Cosyns i Van der Elst ( B e lg ia )... ... 14 300 16 000 26.VII 1934 Zille, Pryłuckij i Wierygo ( Z S R R ) ... 25 000 16 200 23.X 1934 J. Piccard z żoną ( U S A ) ... 17 000 17 670 11.XI 1935 Stevens i Anderson .'U S A )... 105 000 22 066

w p r z y g o t o w a n i u :

1938 kpt Burzyński, kpt Hynek (ewent. kpt Janusz) i dr Narkiewicz-Jodko (Polska) 120 000 30 000

W idzimy więc, że istn ieje um otyw ow ana ściśle konieczność organizow ania w y p raw do strato sfe­

ry, to znaczy konieczność budow ania tak zw anych s t r a t o s t a t ó w . B alonik-sonda przebyw a zw y­

kle w locie nie dłużej niż trz y godziny. S tra to sta t może utrzym yw ać się w pow ietrzu n aw et przez kilkanaście godzin. B alonik-sonda wznosi się przez troposferę i strato sferę z n iedającą się ograniczyć, ani unorm ow ać szybkością, stra to sta t m ożna za­

trzym ać na dowolnej — oczywiście poniżej pu ła-

O ceniając znaczenie naukow e poszczególnych lotów, obfitość i jakość osiągniętych w yników, stw ierdzić należy, że z tego p u n k tu w idzenia na czoło w y praw w ysuw a się ostatnia am erykańska ekspedycja stratosferyczna na E x p 1 o r e r z e II.

W ypraw a ta, m imo uszkodzenia powłoki balonu w czasie napełniania gazem, udała się doskonale.

P rogram p rac w ykonany został w całości. Na w y ­ niki tej w ypraw y będę m iał okazję pow oływ ać się kilkak ro tnie poniżej.

4

Naukow e zbadanie zjaw isk i stosunków , zacho­

dzących w najw yższych regionach pow ietrza, m u­

si być podstaw ą w szelkich rozw ażań, m ających związek ze strato sferą. Od ty ch badań zależy u sta ­ lenie w aru nk ów i możliwości kom unikacji stra to ­ sferycznej. Spraw a silnika, mogącego działać w stratosferze, wiąże się ściśle z tym zagadnieniem . A nie ulega w ątpliwości, że rów nież najbardziej

„teoretyczne“ cele lotów stratosferycznych, jak na p rzy k ład badanie prom ieniow ania kosmicznego, poprzez zdobycze fizyki, znajdą prędzej czy póź­

niej doniosłe zastosowanie w technice.

Z agadnienie rozkładu te m p e ra tu ry w stratosfe­

rze, ja k ju ż wiemy, zapoczątkow ało właściw ie pro­

blem strato sfery. Sam pom iar te m p e ra tu ry w n a j­

wyższych w arstw ach pow ietrza spraw ia jednak dużo trudności. Trudności te w y n ik ają przede w szystkim ze znacznej różnicy absorbcji prom ie­

niow ania samego term o m e tru oraz pow ietrza.

W arto tu przytoczyć analogiczny objaw , często obserw ow any przy dośw iadczeniach z ciałam i, pod­

danym i niskim tem peraturo m . Ciekły hel pochła­

nia np. m inim alnie prom ieniow anie cieplne. Św ie­

cąca żarów ka może się znajdow ać w pobliżu n a ­ czynia z helem , nie w yw ołując zbyt prędkiego o- grzew ania się cieczy. W ystarczy jednak, by w pły n n ym h elu została zanurzona jak aś część m e­

talow a (np. kondensator), a nastąpi w y b itn y w zrost te m p e ra tu ry helu.

Podobne zjaw iska dają się obserw ow ać również w stratosferze. U tru d n ia ją one dokładny pom iar tem p eratu ry .

Z nam y kilk a system ów term om etrów , ja k te r ­ m om etry rtęciow e, pentanow e, następnie term o- pary, a wreszcie term o m etry oporowe, p laty n o ­ we. Do badań stratosferycznych n ajlepiej nad ają się term o m etry oporowe, zbudow ane na zasadzie niezrównow ażonego m ostku W heatstone‘a. W ed­

ług tej m etody pom iarow ej opory m ostku W heat- sto ne‘a dobiera się w ten sposób, że p rzy pew nej przew idyw anej niskiej tem p eratu rze galw ano- m etr wskaże zero. O dchylenia wskazów ki galw a- nom etru pozw alają nam stw ierdzić, o ile tem p e­

ra tu ra jest wyższa lub niższa od owej z góry p rzy ­ jętej średniej tem p eratu ry .

Dla usunięcia błędów, w ynikających z w pływ u prom ieniow ania słonecznego, um ieszcza się p la ty ­ now e druciki w e w n ętrzu niklow anych rurek.

Okazało się jednak, że i w tym w ypadku zachodzi nieścisłość, nadw yżka te m p e ra tu ry jest m niej w ię­

cej w prost proporcjonalna do grubości drucika.

K orzystam y wobec tego z dwóch term om etrów oporowych, z oporowym i drucikam i różnej g ru ­ bości, celem w yelim inow ania błędu. Istotnie, jeśli przez d oznaczym y średnicę d ru tu platynow ego, przez t0 praw dziw ą tem p e ra tu rę pow ietrza stra to ­ sferycznego, a przez t t w zględnie t2 notow ania te m p e ra tu ry obu term om etrów , to będziem y m ieli

t x — t0 = const. dj, t 2 — t 0 = const. d2, skąd

*1 _ u. + _ k t 2 ~ h t2 - t 0 d2 *• 0 Tc — 1

Rys. 4 przedstaw ia w y k resy baloników -sond, po­

chodzące z pom iarów m oskiew skich z la t 1930 —

1933. W ykresy nie w yznaczają oczywiście jednej linii, tw orzą one jed n ak pęk krzyw ych, w yraźnie ilu stru jący ch fak t zatrzym ania się spadku tem p e ­ ra tu ry na wysokości 10 do 12 kilom etrów .

Rozkład rocznych izoterm na różnych wysokościach w zale­

żności o d , szerokości geograficznej przed ­ staw ia nam rys. 5.

W idzimy, że tropo- pauza sięga n a jw y ­ żej, m ianow icie po­

nad 17 kilom etrów nad poziom m orza, w pobliżu rów nika, a najniżej zn ajd u je się na biegunach. W arto rów nież zwrócić u - w agę na fakt, że i tem p eratu ra tropopa- uzy zależy od poło­

żenia geograficznego.

U nas, ja k widać, tro - popauza zn ajd u je się na wysokości m niej więcej jed en astu k i­

lom etrów , a tem pe­

ra tu ra na tej w yso­

kości jest niższa niż -—50° C, w ynosi oko­

ło — 56° C.

Rys. 6 podaje nam

wreszcie rozkład izoterm w różnych porach roku i wysokość tropopauzy w Moskwie.

Zupełnie m ylne poglądy panow ały początkowo w kw estii w iatrów w stratosferze. Sądzono, że w ogóle w iatrów w stratosferze nie ma. Na w ielkich wysokościach, jak m niem ano, p an u je spokój, a składniki gazowe u k ład ają się w statycznej rów ­ nowadze w edług ich ciężarów drobinow ych. Już pierw sze pom iary i badania udow odniły, że ten pogląd jest niesłuszny. W strato sferze p a n u ją w ia­

try, często naw et bardzo silne, zarów no w k ie ru n ­ ku pionowym , a szczególnie w k ieru n k u pozio­

mym.

wysokościach, w zależności od szerokości

geograficznej.

Często stosow aną przy pom iarach w iatrów s tra ­ tosferycznych m etodą jest śledzenie ruchów balo­

ników za pom ocą teodolitów z ziemi. Oczywiście tę sam ą m etodę teodolitow ą m ożna rów nież sto­

sować do stratostatów .

w ielką ścisłością przy pomocy strato statu . A z d ru ­ giej stro ny dokładna znajom ość ciśnienia w w yż­

szych regionach pow ietrznych jest nieodzow ną przy jakim kolw iek planow aniu kom unikacji s tra ­ tosferycznej.

Rys. 6. Rozkład izoterm w różnych porach roku i wysokość tropopauzy w Moskwie.

Rys. 7. Wykres prędkości poziomej, wyznaczony z obserwacyj balonów-

sond.

D okładniejsze w yniki uzyskać m ożem y ze s tr a ­ tostatu , stosując m etodę fotograficzną. K am era fotograficzna skierow ana jest pionowo na dół. Po­

niżej k am ery zawieszony jest pierścień, przez k tó ­ ry robi się zdjęcia na taśm ie film ow ej. Im wyżej zn ajd u je się balon, tym większe pole obejm uje pierścień. Z estaw ienie zdjęć pozw ala więc ustalić zarów no ruch pionowy, jak i ru ch poziom y s tr a ­ tostatu . A poniew aż rów nocześnie na zdjęciu w i­

doczny jest rów nież zegar, przeto ze stosunku dro­

gi do czasu otrzym uje się prędkość.

Rys. 7 przedstaw ia w ykres prędkości poziomej, w yznaczony z obserw acyj balonów -sond. Na rys. 8 m am y zanotow ane w yniki w y p raw y E x plorera II.

Zygzakow ata linia na praw o, in form u je nas o kie­

ru n k u w iatru, panującym w czasie w y p raw y na różnych wysokościach. Linia zygzakow ata całkiem na lewo nato m iast w yobraża prędkość w iatru, w y­

rażoną w angielskich m ilach na godzinę. W p rze­

liczeniu na m /sek otrzym am y, że w obszarze tro - posfery prędkość w ia tru z m ałym i w ahaniam i w zrastała od 4,5 do 32 m/sek, a w stratosferze prędkość w ahała się pom iędzy 32 a 14 m/sek. Środ­

kow y w ykres uw idocznia zm iany tem p eratu ry . Szczególnie w ażny problem strato sferyczny sta ­ nowi zagadnienie ciśnienia. Znany, zw ykły wzór barom etryczny, uzależniający ciśnienie p od w y­

sokości ponad poziomem m orza h, brzm i:

, . , 760

n = const . log P

Wzór ten jest jed n ak bardzo nieścisły, a na du ­ żych wysokościach, w stratosferze, je s t już zupeł­

nie bezużyteczny. W łaśnie badania ciśnienia oraz rów noczesne u stalenie wysokości m ożliwe jest z

P i c c a r d korzystał z w zoru R. S o r e a u, po­

siadającego n astęp ujący kształt:

H = 5 (3 064 + 1,73p 0,0011 p 2) log 7®° • Również i ten wzór nie jest dostatecznie ścisły, ja k to udow adnia poniższe zestaw ienie, w którym obok ciśnienia atm osferycznego, w yrażonego w częściach jed n ej atm osfery, podana jest w drugiej kolum nie wysokość, wyznaczona w edług w zoru Soreau, a w trzeciej wysokość wyznaczona z do­

kładniejszych pom iarów i obliczeń:

p

k m

V. 5,4 5,2

ha 11,6 11,5

V.o 15,9 16,6

1120 20,4 21,5

hao 26,2 28,3

Vioo 30,7 33,5

W czasie w ypraw y E xplorera II zagadnienie ci­

śnienia atm osferycznego w zależności od wysoko­

ści oraz od innych w arunków atm osferycznych b y ­ ło przedm iotem bardzo sum iennych pom iarów, przy czym spraw dzony został nowy, lepszy wzór, opracow any przez A m erykanów . Wzór ten przed ­ staw ia się następująco:

H = 221,152 Tm G log P£ + h .

H jest tu wysokością, obliczoną w stopach an ­ gielskich, T m oznacza przypuszczalną średnią tem ­ p e ra tu rę pow ietrza poniżej gondoli w stopniach ab­

solutnych, P0 i P oznaczają ciśnienie pow ietrza na poziomie sta rtu i na poziomie gondoli, G jest w

6

tym wzorze popraw ką, w yw ołaną różnicą ciążenia ziemskiego, oczywiście m alejącego ze w zrostem wysokości. W artość tego G określona jest wzorem:

G = 1 + 4 8.10 9 H.

P ręd ko ść wiatru mil/godz. Kierunek w iatru

Rys. 8. Wyniki pomiarów na Explorerze II (prędkość wiatru, temperatura powietrza i kierunek wiatru).

Pow yższy wzór zdaje się n ajlepiej odpowiadać panujący m w strato sferze stosunkom ciśnienio­

wym . Oczywiście, wzór ten nie uw zględnia cał­

kiem już chwilowego, przejściowego w pływ u pio­

now ej składow ej w iatru , w iejącego w danej chwili w stratosferze. Poza tym w spom nijm y, że w użyciu są rów nież dokładne tablice, oparte na w zorach d e Q u e r v a i n a.

W pływ na ciśnienie barom etryczne posiada skład chem iczny atm osfery.

nych w edług ich gęstości cząsteczkowej. P rzyrost, a w łaściw ie spadek ciśnienia jakiegoś i - tego gazu określony będzie podstaw ow ym wzorem

dpi = — g Dt d h ; przy czym Di jest gęstością gazu.

Dla wszystkich gazów mieć będziemy:

dp = — g l i Di dh.

Zważywszy, że

mi p i R T ’ Di

gdzie R jest stałą gazową, a T tem p eratu rą, która je s t fu nk cją wysokości h, otrzym am y

dpi = m iPi

g RT dh czyli dpi

Pi = — 9 ^ d h . R T O pierając się na tym o statnim rów naniu różnicz­

kowym , W e g e n e r w yznaczył praw dopodobny skład atm osfery na w iększych wysokościach. Rys.

10 uw idocznia w ykres W egenera. B adania do­

św iadczalne zaprzeczyły jed n ak tem u w ynikow i teoretyczn em u .

W yniki analizy pow ietrza stratosferycznego są bardzo ciekawe. Okazało się, że na wysokości 21,5 kilom etrów procentow a ilość tlen u w ynosiła 20,895 ± 0,003, a ilość d w u tlen ku węgla w ynosiła 0,029 + 0,002. Otóż przypom nijm y, że na po­

ziomie m orza procent Ó2 stanow i około 22%, zaś teoretycznie na wysokości 22 km powinno być oko­

ło 15% Oa. Ten rezu ltat, k tó ry szczególnie w y raź­

nie stw ierdzony został na podstaw ie badania p ró ­ bek z w y praw y E xplorera II, nie d aje się w yjaśnić zw ykłą dyfu zją gazów. U dow adnia on, że zaobser­

w ow ane zresztą w stratosferze w iatry, nie są rzad-

Rys. 9. Wyniki pomiaru ciśnienia i temperatury podczas am erykańskiego lotu stratosferycznego 11.XI. 1935 r.

Rys. 10. Prawdopodobny skład atmo­

sfery na większych wysokościach w g Wegenera.

Ja k wiadomo, pow ietrze jest m ieszaniną różnych kością i że rów nież w k ieru n k u pionowym istn ieją

gazów. G dyby — ja k to pierw otnie sądzono — w p rąd y pow ietrzne, któ re m ieszają troposferę ze

strato sferze w ia try nie istniały, w ty ch najw yż- stra to sfe rą i któ re spraw iają, że skład chem iczny

szych regionach atm osferycznych składniki po- stra to sfe ry aż do wysokości ponad 20 km jest m niej

w ietrzą u k ładałyb y się w w arstw ach zrów now ażo- więcej tak i sam, ja k n ad ziemią.

W śród składników atm osfery szczególnie w ażną rolę odgryw a w strato sferze ozon, czyli tlen tró j- atom owy. W iemy, że na wysokości ponad 20 kilo­

m etrów istn ieje w arstw a strato sfery, szczególnie obfitująca w ozon. Z różnych względów dokładne w yjaśnienie problem u ozonu jest w yjątkow o do­

niosłe. Ozon działa inten sy w n ie zarów no pod w zględem biologicznym, ja k i chem icznym . Tlen tró jato m o w y ochrania nas od szkodliwego działa­

nia fal św ietlnych pozafiołkow ych. Ozon obcina widm o Słońca poza długością fali 0,29 p. Być m o­

że, że owej w arstw ie ozonu zawdzięczam y, iż w ogóle życie organiczne może się na Ziemi rozw i­

jać. Z drugiej jed n a k strony, ozon działa niszcząco na gum owe powłoki balonów. R egener zauważył, że większość baloników -sond, k tó ry ch pułap obli­

czony był na wysokość ponad 30 kilom etrów , p ę­

kała już na znacznie niższych wysokościach — przypuszczalnie w skutek działania ozonu.

M echanizm pow staw ania i rozpadania się ozonu w strato sferze zw iązany jest z prom ieniow aniem słonecznym . G dy foton o krótkiej fali św ietlnej {^■ = 0,185 p) n a tra fia na odrobinę tlenu, drobina ulega rozkładow i na O + O. W olne zaś atom y tlenu łączą się z drobinam i tle n u na 0 3. Zatem

O , + hv (X = 0,185 p) = 0 + 0 ; O + 0 2 = 0 3.

Ozon nie jest jed n ak trw ały m związkiem, łatw o ulega rozkładowi, a ten rozkład przyśpiesza jesz­

cze działanie fotonów o długości fali ^. = 0,29 p. P ro ­ ces rozpadania się ozonu m ożem y więc napisać w postaci:

0 3 + O = 2 0 2; 0 3 + hv (>. = 0,29 p) = Oa + O.

W w idm ie ozon zaznacza się pasm am i absorb- cyjnym i w części u ltrafioletow ej.

ście istniała pew na wysokość, na której procento­

w a ilość ustaw icznie tw orzącego się i rozpadające­

go się ęzonu, będzie m aksym alna.

B adania zaw artości ozonu w pow ietrzu n iestety nie da się przeprow adzić m etodą zabierania pró ­ bek atm osfery. N ietrw ałość ozonu pow odow ałaby, że jeszcze przed lądow aniem stra to sta tu praw ie cały ozon, pieczołowicie zabrany ze stratosfery , zam ieniłby się w tlen. Trzeba więc badać zaw ar­

tość ozonu w pow ietrzu w czasie lotu, w prost na m iejscu — tam , gdzie ozon zn ajdu je się in statu nascendi.

B adanie przeprow adza się m etodą widm ową. Fo­

to grafu je się część pozafiołkow ą w idm a słonecz­

nego i wyznacza się natężenie pasm absorbcyj- nych, w yw ołanych obecnością ozonu. P rzy tej m e- t todzie m ierzy się w łaściw ie nie procentow ą za­

w artość ozonu na danej wysokości, lecz całkow itą jego zaw artość w pow ietrzu na przestrzen i od w y­

sokości gondoli stra to sta tu aż do granic atm osfery.

Z pom iarów tych nie tru d n o obliczyć szukaną zaw artość ozonu, pow iedzm y w w arstw ie pow ie­

trza grubości jednego kilom etra. Jeśli bowiem tę szukaną ko ncen trację ozonu w kilom etrow ej g ru ­ bości w arstw ie oznaczym y przez C, to ilość ozonu m ierzona z intensyw ności pasm absorbcyjnych, dająca się napisać jako fu nkcja wysokości, czyli jako f(H), będzie się nam przedstaw iała w postaci całki od wysokości H do nieskończoności — całki, w ziętej z koncentracji C, m nożonej przez przy ro st wysokości dH. A zatem :

f C d H — —

H

j * C dH;

Rys. 11. Procentowa zawartość ozonu (w stos. do całkowitej jego zawartości w atmosferze) powyżej wysokości H.

Z tego, co wyżej powiedzieliśm y, w ynika już, że na w szystkich wysokościach w y tw arzają się stany rów now agi ozonu i tlenu. P rom ienie słoneczne, przen ikając atm osferę, tra c ą część swej energii, przyczyniając się zarów no do pow staw ania, jak i do rozkładu drobin ozonowych. Będzie oczywi-

Rys. 13. Zmiany jasności słońca i nieba w miarę wzrostu wysokości (efekt roz­

praszania światła).

po zróżniczkow aniu m am y stąd od razu

W yniki pom iarów zaw artości ozonu szczególnie w ybitnie ilu s tru ją konieczność spraw dzania po-

Rys. 12. Koncentracja ozonu na róż­

nych wysokościach: A —wedł. pomia­

rów amerykańsk., R — wg Regenera.

8

m iarów, osiągniętych za pomocą balonów -sond.

Rys. 11 przedstaw ia w ykresy p rocentu ozonu, znajdującego się powyżej danej wysokości, od cał­

kow itej zaw artości ozonu w atm osferze. Linia p rzery w an a ilu stru je pom iary sondo we R égénéra z roku 1934, a linie ciągłe — pom iary am ery k ań ­ skie E xplorera I z roku 1934 i E xplorera II z ro­

ku 1935.

W idoczna jest znaczna różnica m iędzy Regene- rem a Exploreram i. O kazuje się, że w sk utek p ręd ­ kiego wznoszenia się baloników, sp ek tro g rafy da­

w ały błędne notow ania. Synchronizacja pom iarów, przydzielenie ich do odpowiedniej wysokości jest więc p rzy dośw iadczeniach z balonikam i-sondam i bardzo utrudnione.

Rys. 12 daje w ynik przeliczenia pom iarów na koncentrację ozonu w w arstw ach grubości jed n e ­ go kilom etra. W edług R égénéra (R ) w ypada błęd­

nie m aksym um k o ncentracji na wysokości około 25 kilom etrów . W edług am erykańskich pom iarów (A) to m aksym um zn ajd u je się już niżej, m niej więcej na wysokości 22 km, a ponadto jest ono o wiele w yraźniejsze, niżby to w ynikało z zapisów sond balonow ych Régénéra.

Na podstaw ie dotychczasow ych badań można więc już stw ierdzić, że do wysokości 20 kilom e­

trów mało jest w pow ietrzu ozonu. Pow yżej tej wysokości istnieje w arstw a dużej koncentracji ozonu, a jeszcze wyżej — na wysokości ponad 27 kilom etrów — trój atom ow y tle n w ystępu je znów w znikom ej koncentracji.

Bardzo interesu jąco p rzedstaw ia się problem rozpraszania św iatła słonecznego w stratosferze.

Z agadnienie to było już przedm iotem rozw ażań te ­ oretycznych. W tej dziedzinie pracow ali R a y ­ l e i g h i S m o l u c h o w s k i , dochodząc do tych sam ych w yników . W edług teorii w spółczynnik roz­

praszania św iatła, czyli rozproszony na boki u ła­

m ek św iatła padającego na 1 cm 3 gazu, w yraża się form ułą:

8 Ti3 (n 2 — 1) 3 N a 4

gdzie N oznacza liczbę A vogardy, a n — w spół­

czynnik załam ania.

Dla pow ietrza powyższa form uła p rzy jm u je przybliżony kształt:

8 r.2 a 2

“ 3 N ( X 2 — V )« ’ przy czym

a = 5,7642.10 4 /.„ = 0,0737 [ jl

zanikiem w pływ u k urzu i zanieczyszczeń w niż­

szych strefach atm osfery. Zaznaczm y jeszcze, że na ry su n k u zastosowano różne skale dla w y k re ­ sów jasności Słońca i nieba; w tej samej bowiem skali k rzyw a słoneczna znalazłaby się oczywiście bardzo daleko na praw o.

Rys. 14 przedstaw ia schem at ko lorym etru nie­

ba, czyli specjalnego fotom etru klinowego, służą­

cego do dokładnego u stalan ia barw y nieba. W nę­

trze kuli S rozśw ietla m ała żarów ka. P rzed otwo­

rem kuli O zn a jd u ją się trzy wąskie, b arw n e kliny Kj fioletow y, K , niebiesko - zielony i K 3 szary.

Św iatło z w n ętrza kuli zostaje w ten sposób zabar­

wione. Położenie klinów można odpowiednio reg u ­ lować i osiągnąć tak i wynik, że p rzy obserw acji nieba przez m ałą lu n etk ę T barw a nieba odpowia­

da dokładnie b arw ie w n ętrza kuli S.

X

Od rozpraszania św iatła zależy zarów no jasność, jak i kolor nieba. W troposferze duża zaw artość pyłu i innych zanieczyszczeń stałych lub p rzypad­

kow ych całkow icie zasłania efek t właściwego roz­

praszania św iatła. W idoczne to jest w yraźnie na załączonym ry sunk u 13, sporządzonym na podsta­

wie badań E xplorera II. K rzyw a jasności Słońca w ykazuje ze w zrostem wysokości stałą tendencję zbliżania się do pew nej asym ptotycznej wartości, odpow iadającej oczywiście jasności słońca w p u ­ stej przestrzen i wszechśw iata. S ym etrycznie do tej krzyw ej jasność nieba pow inna stale maleć. T ym ­ czasem widzim y, że do wysokości 5 km n astęp uje w zrost jasności, w yw oływ any w łaśnie pow olnym

K 3— f, sz ary ; Z — z w ie rc ia d ło ; T — lu n e tk a .

Rys. 14. Schemat kolorymetru nieba.

W yniki badań nie zgadzają się z teo rią R ayłei- gha i Smoluchowskiego. Stw ierdzono w yraźne od­

chylenia zarów no w kolorze, jak i jasności nieba.

O dchylenia te należy przypuszczalnie tłum aczyć fluorescencją najw yższych w arstw strato sfery, tak zw anej h i p e r s t r a t o s f e r y , fluorescencją w yw ołaną działaniem prom ieni u ltrafioletow ych oraz snopów elektronów , w yrzuconych przez Słoń­

ce. W zw iązku z tym i przypuszczeniam i profesor V e g a r d badał fluorescencją kryształków azotu, przy czym znalazł w w idm ie zielone prążki, podob­

ne do tych, k tó re d ają się obserw ow ać w w idm ie zorzy polarnej.

Z zagadnieniem rozpraszania św iatła w tropo­

sferze łączy się pośrednio technika zdjęć fotogra­

ficznych ze strato statu . F otografia z w ielkich w y ­ sokości posiada ogrom ne znaczenie z różnych po­

wodów. Ju ż pow ierzchnia norm alnych zdjęć obej­

m uje z wysokości 20 kilom etrów około 2700 kilo­

m etrów kw adratow ych przestrzeni. Przez stoso­

w anie specjalnych obiektyw ów m ożna jeszcze po­

w iększyć zasięg norm alnej fotografii. Przecież w idnokrąg teoretyczny na tej wysokości obej­

m u je pow ierzchnię około 800 000 kilom etrów k w a­

dratow ych, to jest więcej niż dw a razy pow ierzch­

nia Polski!

P rzy zdjęciach fotograficznych pow ierzchni Zie­

mi ze strato sfery należy jed n a k pokonać trudność, w ynikającą w łaśnie z rozpraszania św iatła w po­

w ietrzu. Dla lotnika stratosferycznego ziem ia za­

k ry ta jest w elonem mgieł, zacierającym wszelkie

kontury. Problem p rzedstaw iałby się beznadziej-

w

nie, gdyby nie zrobiono doniosłego odkrycia, że prom ienie podczerw one odznaczają się zadziw ia­

jącą przenikliw ością gazów, zarów no rozpraszają­

cych innego rodzaju światło, ja k i zanieczyszczo-

Rys. 15. Zespół liczników z zegarem w Explorerze II.

n ych cząsteczkam i pyłu. Pod tym w zględem p rze ­ nikliw ość podczerw onych prom ieni jest m niej w ię­

cej 40 razy większa niż przenikliw ość prom ieni w idzialnych. A z drugiej stro n y w ystępow anie prom ieniow ania podczerwonego na pow ierzchni ziemi jest bardziej obfite, aniżeli można by sądzić bez spraw dzenia doświadczalnego. W edług am ery ­ kańskich badaczy średni skład prom ieniow ania na pow ierzchni Ziemi, analizow any pod względem długości fal, przedstaw ia się następująco:

podczerwień . . . 55,7% (X > 0,8 ii), widzialny obszar widma . . 44,0% (0,8 > X > 0,4 ¡i) n a d f i o l e t ... 0,3% (0,4 > X > 0,3 ¡x)

Można więc z powodzeniem korzystać z filtrów , nie przepuszczających św iatła w idzialnego i nad- fiołkowego, natom iast przezroczystych dla pod­

czerwieni. N aw et zw yczajne błony fotograficz­

ne rea g u ją na podczerw ień, a m am y już do dyspo­

zycji specjalne błony, szczególnie uczulone na św iatło podczerwone.

Z djęcia fotograficzne, w ykonane w prom ieniach podczerwonych, odznaczają się w ielką k o n trasto - wością; n aw et n ajm niejsze szczegóły w y stępują z zadziw iającą ostrością. Stosow anie tej m etody przy zdjęciach stratosferycznych d aje doskonałe w y n i­

ki. Załęczona fotografia (rys. 16), w ykonana z E x ­ p lo rera II, jest rep ro d u k cją swoistego rodzaju r e ­ kordu fotograficznego: w ykonana została z w yso­

kości 21 km!

M imochodem w spom nijm y jeszcze, że w ykona­

nie zdjęć fotograficznych ze znacznych wysokości przy pomocy klisz czułych na św iatło podczerw o­

ne znajdzie niew ątpliw ie duże zastosow anie w te ­ chnice w ojennej.

N iesłychanie doniosłym zespołem zagadnień stratosferycznych jest problem zjaw isk ele k try c z ­ nych, odbyw ających się w stratosferze. Samo u sta ­ lenie stru k tu ry pola elektrycznego, czyli zm iany

Rys. 16. Fotografia wykonana z najwyższej dotąd wysokości: 21 km (w promieniach podczerwonych).

grad ien tu potencjału, m a znaczenie podstaw ow e dla dokładnego poznania przebiegu elektrycznych zjaw isk atm osferycznych.

Obecność stra to sta tu w dużym stopniu znie­

kształca rozkład pola. Okoliczność ta oczywiście bardzo u tru d n ia p om iar g rad ien tu poten cjału elek­

trycznego. Ogólne nasze dotychczasow e w iadom o­

ści dają się streścić w zdaniu, że pole elektryczne ma kieru n ek ku dołowi, przy czym g rad ien t po-

Rys. 17. Schemat aparatury do pomiaru jonizacji powietrza.

A — c y lin d e r n a z e w n ą trz go n d o li; C — śm ig ie łk o ; D — e le k tr o d a zb io rcza; G — e le k tr o m e tr n itk o w y ; J — a m p lifik a to r; K — u r z ą ­

d z e n ie r e je s tr u ją c e ; L — w sk a z ó w k a .

tencjału m aleje prędko w raz z wysokością. W ar­

tość jego w ynosi tuż ponad ziem ią około 120 V/m, a w dolnych regionach stra to sfe ry już tylko kilka V/m.

10

Przew odność elektryczna atm osfery zależy od stopnia jej jonizacji. Ńa stan jonizacji pow ietrza oddziaływ ają głów nie dw a czynniki: prom ienie nadfiołkow e Słońca oraz prom ienie kosmiczne, przy czym w

niższych w a r­

stwach, to zna­

czy p o n i ż e j w arstw y ozo­

nowej, p rze­

waża w pływ prom ieni ko­

smicznych,zaś powyżej w ar­

stw y ozono­

wej działają przede wszy­

stkim krótkie fale pro m ie­

niow ania nad- fiołkowego.

Poniższa tabelka daje nam zestaw ie­

nie potencja­

łów jonizacyj­

nych V tlenu, wodoru, azotu i helu. W trz e ­ ciej kolum nie podana jest m a k s y m a ln a długość fali ś w i e t l n e j , której kw ant św ietlny hv, w ystarczy na z jo n izow an ie c z ą s t e c z e k

w edług znanego wzoru ładunek elektronu.

' ^

Rys. 18. Wykres jonizacji wykonany przez aparaturę wg rys. 17.

V e= h v, gdzie e oznacza

Rys. 17 przedstaw ia schem at a p a ra tu ry G e r - d i e n a, k tó ra służy do pom iaru jonizacji pow ie­

trza. Na praw o w idzim y podłużny cylinder, długo­

ści 75 cm, k tóry zn ajdu je się zew nątrz gondoli.

■ Małe śmigło

wprowadza do w nętrza w al­

ca powietrze stratosferycz­

ne, którego jo­

ny zbierają się na pręcie D. N ab ó j'p rę­

ta dostaje się do elektrom e- tru nitkow ego G, gdzie przez influencję e- lek try żu je p e­

wnego rodza­

ju puszkę F a ­ radaya, ota­

czającą e ^ k . tro m etr. Ta p u s z k a po­

przez am pli- fik a to r J po­

łączona je s t z w łaściw ym u- r z ą d z e n i e m rejestru jący m LK . P rzy p e­

w nym n aboju e l e k t r o m e t r nitkow y roz­

ładow uje się i w tedy w ła­

śnie na obra­

cającej się czyni zapis w postaci L£AVH*C

STRATOSPMtHt

S k ł a d n i k i P o t e n c j a ł

j o n i z a c y j n y D łu g o ś ć f a li

W |1

O 1 6 ,6 0 ,0 9 1

o,

H2

n2 1 6 ,9 0 ,0 7 3

He

G r a n i c a w i d m a S ło ń c a 2 5 ,3 0 ,0 4 9

p o n iż e j s f e r y o z o n u 4 ,2 5 0 ,3

D ziałanie jonizacyjne prom ieni nadfiołkow ych Słońca na atm osferę w yw ołuje w edług G e l b e r - t a w słupie o p rzek ro ju 1 m 2, sięgającym wzwyż od wysokości 60 kilom etrów aż do granic atm osfe­

ry, jonizację około 2.108 drobin na sekundę. A po­

niew aż w takim sam ym słupie h ip erstrato sferycz- nym prom ienie kosm iczne pow odują w edług p rzy ­ bliżonych obliczeń jonizację tylko 1,28.104 drobin na sekundę; w ynika stąd, że na tych wysokościach w pływ Słońca więcej niż 10 000 razy przew yższa w pływ y kosmicznego prom ieniow ania.

Jonizacyjne działanie prom ieni kosm icznych przew aża natom iast w troposferze, gdzie odpow ia­

da ono dość dobrze em pirycznej form ule B e n n - d o r f a:

_ » H — w km,

— v C 3,8

7 — To Y — w jedn. ES.

się tarczy w skazów ka L

kropki. Rys. 18 przedstaw ia w łaśnie taki doku­

m en t stratosferyczny. W zdłuż spiralnej linii w i­

doczne są kropeczki notow ań, przy czym położenie tych kropeczek na praw o lub na lewo linii ciągłej inform u je nas o znaku naboju.

Na rys. 19 opracow ane w yniki E xplorera II ze­

staw ione są z k rzy w ą teoretyczn ą (linie ciągłe) przew odności elektrycznej atm osfery.

Prom ienie kosm iczne stanow ią już osobny, po­

tężny rozdział badań stratosferycznych. N a tu ra te ­ go niezw ykłego prom ieniow ania dotąd nie jest nam bliżej znana. Przekonaliśm y się o tym , że ten ro ­ dzaj prom ieniow ania skupia w sobie zaw rotne ilo­

ści energii, dochodzące do 1010 eV! Te potężne kon­

cen tracje energetyczne pow odują rozpad atomów, na któ re n a tra fia ją prom ienie kosm iczne i w yw o­

łu ją różnorakiego rodzaju w tórn e prom ieniow ania.

K ilka interesujących zjaw isk zw iązanych je s t z działaniem ty ch prom ieni. Za pomocą ta k zw anych liczników G eigera m ierzym y tak zw ane ulew y, k tó re polegają na w ystępow aniu pęków prom ieni kosm icznych. J a k stw ierdzono, na wysokości 20 km w y stępują te ulew y około 100 do 150 razy czę­

ściej niż na pow ierzchni ziemi. Być może z tym i

ulew am i łączy się zjaw isko w ybuchów H offm anna,

które polega na nagłym w ystępow aniu kolosalnych

T

i [■

ilości jonów, w ytw arzających prąd o ch arakterze krótkiego spięcia w kom órce jonizacyjnej. W arto wspomnieć, że badanie w ybuchów H offm anna ze względu na w ielki ciężar a p a ra tu ry (pancerz oło­

wiowy) d aje się uskutecznić tylko przy pomocy stratostatów .

Rys. 19. Przewodność elektryczna atmo­

sfery na różnych wysokościach.

W problem ie prom ieniow ania kosmicznego sku ­ p iają się najciekaw sze zagadnienia współczesnej atom istyki.

Rys. 20. Wykresy jonizacyjnego działania promie­

niowania kosmicznego.

Rys. 20 p rzedstaw ia w ykresy działania joniza­

cyjnego prom ieniow ania kosmicznego, otrzym ane na podstaw ie notow ań baloników -sond, w ypusz­

czonych w latach 1932 i 1933 przez R egenera i Kol- hórstera. Ja k widać, w ykresy przy w iększych w y­

sokościach, począwszy m niej więcej od ciśnienia słupka rtęci 130 mm, w yraźnie się rozchodzą. Z na­

czy to, że w yniki nie są zgodne i że dalsze b ada­

nia, w łaśnie za pomocą stratostatów , są nieodzow ­ ne dla ustalenia istotnego przebiegu zjaw iska.

Ten krótki, niezupełny zresztą spis zagadnień naukow ych, zw iązanych z problem am i strato sfery, d aje nam w yobrażenie o ogrom ie zadań, jakie opa­

nować m usi naukow y członek ekspedycji stra to - statem . Ciasna gondola ledwo może pomieścić m nóstwo aparatów , któ ry ch celem jest naukow y podbój strato sfery . A przecież pam iętać jeszcze należy o konieczności zab rania urządzeń, p o trzeb­

nych do pilotow ania balonu i nieodzow nych do utrzym yw ania przy życiu i w pełni sił fizycznych i duchow ych sam ych uczestników w ypraw y. Rys.

21 przedstaw ia schem at urządzenia do reg eneracji : pow ietrza oraz do zaopatryw ania gondoli w świeże pow ietrze, zabrane z Ziem i w form ie płynnej.

U rządzenie takie było z powodzeniem zastosow a­

ne na Explorerze II.

powietrze świeże do- pływające/

do gondoli

m eteoro g ra f V w entylator

worki zawie-L-ft-f rające poch/ójjj—

notez wody

* t

!_ ± _

th ( tt

1.1 . '

pow ietrze - ^ f ^

regenerow. 'Z ‘‘f j \

m a te ria ł ___

absorbujący

zawór bezpieczeństwa yęzown/ca

b u tla o ścia nka ch izolowani

próżnią

zawór niskopnęźny

,

redukcyfnv

z a w o rX “ 1

wysokopN-^zrB-hel _zawór

Rys. 21. Schemat urządzenia do zaopatrzywania gondoli w świeże powietrze i regeneracji powietrza.

Przygotow ania do pierwszego lotu strato sfery cz­

nego u nas w Polsce daleko się już posunęły. W re praca zarów no nad budow ą gondoli ja k i sam ej powłoki balonu, k tóra będzie sporządzona z m a­

teriału , ważącego zaledw ie 80 gram ów na każdy m etr kw ad rato w y powierzchni! Cała pow łoka w a­

żyć będzie tylko 1300 kg. O bjętość balonu wynosić będzie 124 788 m 3. Takie w ym iary balonu um ożli­

w iają zabranie użytecznego b alastu około 2000 kg na wysokość ponad 30 kilom etrów . W arto jeszcze zaznaczyć, że k ształt balonu nie będzie kulisty, lecz nieco w ydłużony w dół, co um ożliw i lepszy roz­

kład ciśnień na powłokę strato statu . Proponow a­

ne przez prof. P iccarda inow acje nie znajdą zasto­

sowania.

Sądzić należy, że staran n e i fachow e przygoto­

w anie lotu zapew ni m u zasłużone powodzenie.

*■

i

i