Атмосферното налягане на планетите от Слънчевата система. Макемаке, планета джудже, няма атмосфера. Земна атмосфера. Поддържане на живота

Преди 4,6 милиарда години в нашата Галактика започнаха да се образуват струпвания от облаци от звездна материя. Все повече, по-уплътнени и удебелени, газовете се нагряваха, излъчвайки топлина. С увеличаване на плътността и температурата започват ядрени реакции, превръщащи водорода в хелий. Така имаше много мощен източник на енергия - Слънцето.

Едновременно с повишаването на температурата и обема на Слънцето, в резултат на обединяването на фрагменти от междузвезден прах в равнина, перпендикулярна на оста на въртене на звездата, се създават планети и техните спътници. Формирането на Слънчевата система е завършено преди около 4 милиарда години.

Слънчевата система в момента има осем планети. Това са Меркурий, Венера, Земя, Марс, Юпитер, Сатурн, Уран, Непто. Плутон е планета джудже, най-големият известен обект от пояса на Кайпер (това е пояс с големи фрагменти, подобен на пояса на астероидите). След откриването й през 1930 г. тя е смятана за деветата планета. Ситуацията се промени през 2006 г. с приемането на формална дефиниция на планетата.

На най-близката до Слънцето планета Меркурий никога не вали. Това се дължи на факта, че атмосферата на планетата е толкова разредена, че е просто невъзможно да се поправи. И откъде може да дойде дъжд, ако дневната температура на повърхността на планетата понякога достига 430º по Целзий. Да, не бих искал да съм там :)

Но на Венера постоянно има киселинни дъждове, тъй като облаците над тази планета не са направени от животворна вода, а от смъртоносна сярна киселина. Вярно е, че тъй като температурата на повърхността на третата планета достига 480º по Целзий, капките киселина се изпаряват, преди да стигнат до планетата. Небето над Венера е пронизано от големи и страшни светкавици, но от тях има повече светлина и рев, отколкото дъжд.

На Марс, според учените, преди много време природните условия са били същите като на Земята. Преди милиарди години атмосферата над планетата е била много по-плътна и е възможно обилните дъждове да са напълнили тези реки. Но сега планетата има много разредена атмосфера и снимки, предадени от разузнавателни спътници, показват, че повърхността на планетата прилича на пустините на югозападните Съединени щати или Сухите долини в Антарктика. Когато част от Марс е забулена през зимата, над червената планета се появяват тънки облаци, съдържащи въглероден диоксид, и скрежът покрива мъртвите скали. Рано сутринта в долините има толкова гъсти мъгли, че изглежда, че ще вали, но подобни очаквания са напразни.

Между другото, температурата на въздуха през деня на Mrse е 20º по Целзий. Вярно, през нощта може да падне до -140 :(

Юпитер е най-голямата от планетите и представлява гигантска газова топка! Тази топка е съставена почти изцяло от хелий и водород, но е възможно дълбоко в планетата да има малко твърдо ядро, обвито в океан от течен водород. Юпитер обаче е заобиколен от всички страни от цветни ивици облаци. Някои от тези облаци дори се състоят от вода, но по правило по-голямата част от тях образуват втвърдени кристали амоняк. От време на време най-силните урагани и бури летят над планетата, носейки снеговалежи и дъждове от амоняк. Това е мястото, където да държите вълшебното цвете.

А. Михайлов, проф.

Наука и живот // Илюстрации

Лунен пейзаж.

Топящо се полярно петно ​​на Марс.

Орбитите на Марс и Земята.

Карта на Марс на Лоуел.

Моделът на Кул на Марс.

Рисунка на Марс от Антониади.

Разглеждайки въпроса за съществуването на живот на други планети, ще говорим само за планетите от нашата слънчева система, тъй като не знаем нищо за наличието на други слънца, които са звезди, на техните собствени планетарни системи, подобни на нашата . Според съвременните възгледи за произхода на Слънчевата система може дори да се приеме, че образуването на планети, въртящи се около централна звезда, е събитие, чиято вероятност е пренебрежимо малка и че следователно огромното мнозинство от звездите нямат своя собствени планетарни системи.

Освен това е необходимо да се направи уговорка, че ние неволно разглеждаме въпроса за живота на планетите от нашата земна гледна точка, приемайки, че този живот се проявява в същите форми като на Земята, т.е. приемайки жизнени процеси и обща структураорганизми като тези на земята. В този случай за развитието на живот на повърхността на една планета трябва да съществуват определени физико-химични условия, не трябва да има твърде високи и не прекалено ниска температура, необходимо е наличието на вода и кислород, докато основата на органичната материя трябва да бъде въглеродни съединения.

планетарни атмосфери

Наличието на атмосфера на планетите се определя от напрежението на гравитацията върху тяхната повърхност. Големите планети имат достатъчно гравитационна сила, за да поддържат газова обвивка около себе си. Наистина, газовите молекули са в постоянно бързо движение, чиято скорост се определя от химическата природа на този газ и температурата.

Най-голяма скорост имат леките газове - водород и хелий; с повишаване на температурата скоростта се увеличава. При нормални условия, т.е. температура от 0 ° и атмосферно налягане, средната скорост на молекулата на водорода е 1840 m / s, а на кислорода 460 m / s. Но под въздействието на взаимни сблъсъци отделните молекули придобиват скорости, няколко пъти по-високи от посочените средни числа. Ако в горни слоевеАко молекула водород се появи в земната атмосфера със скорост над 11 км/сек, тогава такава молекула ще отлети от Земята в междупланетното пространство, тъй като силата на земната гравитация ще бъде недостатъчна, за да я задържи.

Колкото по-малка е планетата, толкова по-малко масивна е тя, толкова по-малка е тази ограничаваща или, както се казва, критична скорост. За Земята критичната скорост е 11 km/s, за Меркурий е само 3,6 km/s, за Марс 5 km/s, за Юпитер, най-голямата и най-масивна от всички планети, тя е 60 km/s. От това следва, че Меркурий и още повече дори по-малки тела, като спътниците на планетите (включително нашата Луна) и всички малки планети (астероиди), не могат да задържат атмосферната обвивка близо до повърхността си със слабото си привличане. Марс е в състояние, макар и с трудности, да задържи атмосфера, много по-тънка от тази на Земята, но що се отнася до Юпитер, Сатурн, Уран и Нептун, тяхното привличане е достатъчно силно, за да задържи мощни атмосфери, съдържащи леки газове, като амоняк и метан и вероятно също свободен водород.

Липсата на атмосфера неизбежно води до липса на течна вода. AT безвъздушно пространствоизпарението на водата става много по-енергично, отколкото при атмосферно налягане; следователно водата бързо се превръща в пара, която е много лек басейн, подложен на същата съдба като другите газове на атмосферата, т.е. напуска повърхността на планетата повече или по-малко бързо.

Ясно е, че на планета, лишена от атмосфера и вода, условията за развитие на живот са напълно неблагоприятни и не можем да очакваме нито растителен, нито животински живот на такава планета. Всички малки планети, спътници на планети и от големите планети - Меркурий попадат в тази категория. Нека кажем малко повече за двете тела от тази категория, а именно Луната и Меркурий.

Луна и Меркурий

За тези тела липсата на атмосфера е установена не само от горните съображения, но и от преки наблюдения. Когато Луната се движи по небето, правейки си път около Земята, тя често покрива звездите. Изчезването на звезда зад диска на Луната може да се наблюдава дори през малка тръба и винаги се случва доста моментално. Ако лунният рай беше заобиколен от поне рядка атмосфера, тогава, преди да изчезне напълно, звездата ще свети през тази атмосфера за известно време и видимата яркост на звездата постепенно ще намалява, освен това поради пречупването на светлината , звездата ще изглежда изместена от мястото си. Всички тези явления напълно липсват, когато звездите са покрити от Луната.

Лунните пейзажи, наблюдавани с телескопи, удивляват с остротата и контраста на тяхното осветление. На Луната няма полусянка. Има дълбоки черни сенки до ярки, осветени от слънцето места. Това се случва, защото поради липсата на атмосфера на Луната няма синьо дневно небе, което да смекчи сенките със своята светлина; небето винаги е черно. На Луната няма здрач и след залез веднага настъпва тъмна нощ.

Меркурий е по-далече от нас от Луната. Следователно не можем да наблюдаваме такива детайли като на Луната. Не знаем вида на ландшафта му. Закриването на звезди от Меркурий, поради привидната му малка площ, е изключително рядко и няма индикации, че такива затъмнения някога са били наблюдавани. Но има транзити на Меркурий пред слънчевия диск, когато наблюдаваме как тази планета под формата на малка черна точка бавно пълзи по ярката слънчева повърхност. В този случай ръбът на Меркурий е рязко очертан и онези явления, които се наблюдават по време на преминаването на Венера пред Слънцето, не се наблюдават в Меркурий. Но все още е възможно да са запазени малки следи от атмосферата около Меркурий, но тази атмосфера има напълно незначителна плътност в сравнение със земята.

На Луната и Меркурий температурните условия са напълно неблагоприятни за живот. Луната се върти изключително бавно около оста си, поради което денят и нощта продължават на нея в продължение на четиринадесет дни. Топлината на слънчевите лъчи не се смекчава от въздушната обвивка и в резултат на това през деня на Луната повърхностната температура се повишава до 120 °, т.е. над точката на кипене на водата. През дългата нощ температурата пада до 150° под нулата.

По време на лунно затъмнение се наблюдава как за малко повече от час температурата пада от 70° топло до 80° под нулата и след края на затъмнението почти за същото кратко време се връща към първоначалната си стойност. Това наблюдение сочи изключително ниската топлопроводимост на скалите, които образуват лунната повърхност. Слънчевата топлина не прониква дълбоко, а остава в най-тънкия горен слой.

Човек трябва да мисли, че повърхността на Луната е покрита с леки и рохкави вулканични туфи, може би дори с пепел. Вече на дълбочина от един метър контрастите на топлина и студ се изглаждат „дотолкова, че е вероятно там да преобладава средна температура, която се различава малко от средната температура на земната повърхност, т.е. няколко градуса над нула. Възможно е там да са се запазили зародиши на жива материя, но съдбата им, разбира се, е незавидна.

На Меркурий разликата в температурните условия е още по-рязка. Тази планета винаги е обърната към Слънцето от едната страна. В дневното полукълбо на Меркурий температурата достига 400 °, т.е. тя е над точката на топене на оловото. А на нощното полукълбо скрежът трябва да достигне температурата на течния въздух и ако на Меркурий имаше атмосфера, тогава от нощната страна тя трябваше да се превърне в течност и може би дори да замръзне. Само на границата между дневните и нощните полукълба в тясна зона може да има температурни условия, които са поне донякъде благоприятни за живот. Няма причина обаче да се мисли за възможността за развит органичен живот там. Освен това, при наличието на следи от атмосферата, свободният кислород не може да се задържи в нея, тъй като при температурата на дневното полукълбо кислородът енергично се свързва с повечето химични елементи.

Така че, по отношение на възможността за живот на Луната, перспективите са доста неблагоприятни.

Венера

За разлика от Меркурий, Венера има определени признаци на плътна атмосфера. Когато Венера преминава между Слънцето и Земята, тя е заобиколена от светлинен пръстен - това е нейната атмосфера, която е осветена от Слънцето в светлината. Такива преминавания на Венера пред слънчевия диск са много редки: последното преминаване се състоя през 18S2, следващото ще се случи през 2004 г. Въпреки това почти всяка година Венера преминава, макар и не през самия слънчев диск, но достатъчно близо до и тогава се вижда под формата на много тесен сърп, като луната непосредствено след новолунието. Според законите на перспективата полумесецът на Венера, осветен от Слънцето, трябва да прави дъга от точно 180 °, но в действителност се наблюдава по-дълга ярка дъга, която се получава поради отразяването и огъването на слънчевите лъчи в атмосферата на Венера. С други думи, на Венера има здрач, който увеличава продължителността на деня и частично осветява нощното й полукълбо.

Съставът на атмосферата на Венера все още е слабо разбран. През 1932 г. с помощта на спектрален анализ в него е открито наличие на голямо количество въглероден диоксид, съответстващ на слой с дебелина 3 km при стандартни условия (т.е. при 0 ° и налягане 760 mm).

Повърхността на Венера винаги ни се струва ослепително бяла и без забележими постоянни петна или очертания. Смята се, че в атмосферата на Венера винаги има дебел слой бели облаци, напълно покриващи твърдата повърхност на планетата.

Съставът на тези облаци е неизвестен, но най-вероятно те са водни пари. Какво има под тях, ние не виждаме, но е ясно, че облаците трябва да смекчат топлината на слънчевите лъчи, които на Венера, която е по-близо до Слънцето от Земята, иначе биха били прекалено силни.

Температурните измервания дадоха около 50-60° топлина за дневното полукълбо и 20° слана за нощта. Такива контрасти се обясняват с бавното въртене на Венера около оста. Въпреки че точният период на нейното въртене е неизвестен поради липсата на забележими петна по повърхността на планетата, но очевидно един ден продължава на Венера не по-малко от нашите 15 дни.

Какви са шансовете за живот на Венера?

Учените се различават по този въпрос. Някои смятат, че целият кислород в неговата атмосфера е химически свързан и съществува само като част от въглеродния диоксид. Тъй като този газ има ниска топлопроводимост, в този случай температурата близо до повърхността на Венера трябва да бъде доста висока, може би дори близо до точката на кипене на водата. Това може да обясни наличието на голямо количество водна пара в горните слоеве на атмосферата.

Имайте предвид, че горните резултати от определяне на температурата на Венера се отнасят за външната повърхност на облачната покривка, т.е. на доста голяма надморска височина над твърдата му повърхност. Във всеки случай трябва да се мисли, че условията на Венера приличат на оранжерия или оранжерия, но вероятно с много по-висока температура.

Марс

Най-голям интерес от гледна точка на въпроса за съществуването на живот представлява планетата Марс. В много отношения тя е подобна на Земята. От петната, които ясно се виждат на повърхността му, е установено, че Марс се върти около оста си, като прави един оборот за 24 часа и 37 м. Следователно на него има смяна на деня и нощта с почти същата продължителност като на земята.

Оста на въртене на Марс сключва ъгъл от 66 ° с равнината на неговата орбита, почти точно същия като този на Земята. Поради този аксиален наклон на Земята сезоните се сменят. Очевидно на Марс има същата промяна, но само всеки сезон на Земята е почти два пъти по-дълъг от нашия. Причината за това е, че Марс, намирайки се средно един път и половина по-далеч от Слънцето, отколкото Земята, прави своята обиколка около Слънцето за почти две земни години, по-точно за 689 дни.

Най-отчетливият детайл на повърхността на Марс, който се забелязва, когато се гледа през телескоп, е бяло петно, което по своята позиция съвпада с един от неговите полюси. Най-добре се вижда петното на южния полюс на Марс, тъй като в периодите на най-голяма близост до Земята Марс е наклонен към Слънцето и Земята с южното си полукълбо. Забелязано е, че с настъпването на зимата в съответното полукълбо на Марс бялото петно ​​започва да се увеличава, а през лятото намалява. Имаше дори случаи (например през 1894 г.), когато полярното петно ​​почти напълно изчезна през есента. Може да се мисли, че това е сняг или лед, който се отлага през зимата като тънка покривка близо до полюсите на планетата. Това, че това покритие е много тънко, следва от горното наблюдение на изчезването на бялото петно.

Поради отдалечеността на Марс от Слънцето, температурата на него е относително ниска. Лятото там е много студено и все пак се случва полярните снегове да се стопят напълно. Дългата продължителност на лятото не компенсира адекватно липсата на топлина. От това следва, че там пада малко сняг, може би само няколко сантиметра, дори е възможно белите полярни петна да не са от сняг, а от слана.

Това обстоятелство е в пълно съгласие с факта, че според всички данни на Марс има малко влага, малко вода. На него не са открити морета и големи водни пространства. Много рядко се наблюдават облаци в атмосферата му. Самият оранжев цвят на повърхността на планетата, поради който Марс изглежда с невъоръжено око като червена звезда (откъдето идва и името му от древноримския бог на войната), се обяснява от повечето "наблюдатели" с факта, че повърхността на Марс е безводна пясъчна пустиня, оцветена с железни оксиди.

Марс се движи около Слънцето в подчертано удължена елипса. Поради това разстоянието му от Слънцето варира в доста широк диапазон - от 206 до 249 милиона км. Когато Земята е от същата страна на Слънцето като Марс, възникват така наречените опозиции на Марс (тъй като Марс по това време е на противоположната страна на небето спрямо Слънцето). По време на опозиции Марс се наблюдава на нощното небе при благоприятни условия. Опозициите се редуват средно след 780 дни или след две години и два месеца.

Въпреки това, не при всяка опозиция Марс се доближава до Земята на най-късото си разстояние. За това е необходимо опозицията да съвпадне с времето на най-близкото приближаване на Марс до Слънцето, което се случва само на всяка седма или осма опозиция, тоест след около петнадесет години. Такива опозиции се наричат ​​големи опозиции; те се състояха през 1877, 1892, 1909 и 1924 г. Следващата голяма конфронтация ще бъде през 1939 г. Към тези дати са причислени основните наблюдения на Марс и свързаните с тях открития. Марс беше най-близо до Земята по време на противопоставянето през 1924 г., но дори тогава разстоянието му от нас беше 55 милиона км. Марс никога не е по-близо до Земята.

Канали на Марс

През 1877 г. италианският астроном Скиапарели, извършвайки наблюдения със сравнително скромен телескоп, но под прозрачното небе на Италия, открива на повърхността на Марс, освен тъмни петна, макар и неправилно наречени морета, цяла мрежа от тесни прави линии или ивици, които той нарича проливите (canale на италиански). Следователно думата "канал" започва да се използва в други езици за обозначаване на тези мистериозни образувания.

Скиапарели, в резултат на многогодишните си наблюдения, съставя подробна карта на повърхността на Марс, на която са начертани стотици канали, свързващи тъмните петна на "моретата" между подводниците. По-късно американският астроном Лоуел, който дори построява специална обсерватория в Аризона за наблюдение на Марс, открива канали в тъмните пространства на „моретата“. Той установява, че както „моретата“, така и каналите променят видимостта си в зависимост от сезоните: през лятото те стават по-тъмни, понякога придобивайки сиво-зеленикав оттенък, през зимата бледнеят и стават кафеникави. Картите на Лоуел са дори по-подробни от картите на Скиапарели, те са маркирани с много канали, които образуват сложна, но доста правилна геометрична мрежа.

За да обясни явленията, наблюдавани на Марс, Лоуел разработи теория, която беше широко приета, главно сред астрономите аматьори. Тази теория се свежда до следното.

Оранжевата повърхност на планетата Лоуел, както повечето други наблюдатели, приема за пясъчна пустош. Тъмните петна на „моретата“ той смята за площи, покрити с растителност – полета и гори. Той смята каналите за напоителна мрежа, осъществявана от разумни същества, живеещи на повърхността на планетата. Самите канали обаче не се виждат от Земята, тъй като тяхната ширина далеч не е достатъчна за това. За да бъдат видими от Земята, каналите трябва да са широки поне десетки километри. Следователно Лоуел смята, че виждаме само широка ивица растителност, която разгръща зелените си листа, когато самият канал, който се намира в средата на тази ивица, се напълни през пролетта с вода, течаща от полюсите, където се образува от топенето на полярните снегове.

Въпреки това малко по малко започнаха да възникват съмнения относно реалността на такива ясни канали. Най-показателното беше обстоятелството, че наблюдатели, въоръжени с най-мощните съвременни телескопи, не виждаха никакви канали, а само наблюдаваха необичайно богата на различни детайли и нюанси картина на повърхността на Марс, лишена обаче от правилни геометрични очертания. Само наблюдатели, които използваха инструменти със средна сила, видяха и скицираха каналите. Оттук възникна силно подозрение, че каналите представляват само оптична илюзия (оптична илюзия), която възниква при екстремно напрежение на очите. За изясняване на това обстоятелство са проведени много работа и различни експерименти.

Най-убедителни са резултатите, получени от немския физик и физиолог Кюл. Те подредиха специален модел, изобразяващ Марс. На тъмен фон Кюл залепил кръг, който бил изрязал от обикновен вестник, върху който били поставени няколко сиви петна, напомнящи очертанията на „моретата“ на Марс. Ако разгледаме такъв модел отблизо, тогава ясно се вижда какво представлява - можете да прочетете вестникарски текст и не се създава илюзия. Но ако се отдалечите по-далеч, тогава с правилното осветление започват да се появяват прави тънки ивици, преминаващи от едно тъмно петно ​​към друго и освен това не съвпадат с редове от печатен текст.

Кул изучава този феномен в детайли.

Той показа, че три са наличието на много малки детайли и нюанси, постепенно преминаващи един в друг, когато окото не може да ги улови „за всички детайли има желание да се комбинират тези детайли с по-прости геометрични шарки, в резултат на което илюзията за прави ивици се появява там, където няма правилни очертания. Съвременният виден наблюдател Антониади, който същевременно е и добър художник, рисува Марс на петна, с множество неправилни детайли, но без никакви праволинейни канали.

Може да си помислите, че този проблем се решава най-добре с три фотографски съдействия. Една фотографска плоча не може да бъде измамена: изглежда, че трябва да показва какво всъщност съществува на Марс. За съжаление не е така. Фотографията, която приложена към звезди и мъглявини е дала толкова много по отношение на повърхността на планетите, дава по-малко от това, което окото на наблюдателя вижда със същия инструмент. Това се обяснява с факта, че изображението на Марс, получено дори с помощта на най-големите и дългофокусни инструменти, върху плочата се оказва много малко по размер - само до 2 mm в диаметър. е невъзможно да се различат големи детайли на такова изображение.При снимките има един дефект, от който много страдат любителите на съвременната фотография, които снимат с апарати тип Leica, а именно появява се зърнистост на изображението, която замъглява всички малки детайли .

Живот на Марс

Въпреки това снимките на Марс, направени през различни светлинни филтри, ясно доказват съществуването на атмосфера на Марс, макар и много по-рядка от тази на Земята. Понякога вечер в тази атмосфера се забелязват ярки точки, които вероятно са купести облаци. Но като цяло облачността на Марс е незначителна, което е в съответствие с малкото количество вода на него.

Почти всички наблюдатели на Марс сега са съгласни, че тъмните петна на „моретата“ наистина представляват области, покрити с растения. В това отношение теорията на Лоуел се потвърждава. Но до сравнително скоро имаше една пречка. Въпросът беше усложнен от температурните условия на повърхността на Марс.

Тъй като Марс е един път и половина по-далеч от Слънцето, отколкото Земята, той получава два и четвърт пъти по-малко топлина. Въпросът до каква температура такова незначително количество топлина може да затопли повърхността му зависи от структурата на марсианската атмосфера, която е „козина“ с неизвестна за нас дебелина и състав.

Наскоро беше възможно да се определи повърхностната температура на Марс чрез директни измервания. Оказа се, че в екваториалните райони по обяд температурата се повишава до 15-25 ° C, но вечерта настъпва силно охлаждане, а нощта, очевидно, е придружена от постоянни силни студове.

Условията на Марс са подобни на тези, които имаме във високите планини: разреден и прозрачен въздух, значително нагряване от пряка слънчева светлина, студ на сянка и силни нощни студове. Условията без съмнение са много сурови, но може да се предположи, че растенията са се аклиматизирали, приспособили към тях, както и към липсата на влага.

Така че съществуването на растителен живот на Марс може да се счита за почти доказано, но що се отнася до животните и още повече за интелигентните, все още не можем да кажем нищо определено.

Що се отнася до другите планети от Слънчевата система - Юпитер, Сатурн, Уран и Нептун, е трудно да се предположи възможността за живот на тях поради следните причини: първо, ниска температура поради разстоянието от Слънцето и, второ, отровни газове, открити наскоро в техните атмосфери - амоняк и метан. Ако тези планети имат твърда повърхност, то тя е скрита някъде на голяма дълбочина, докато ние виждаме само горните слоеве на техните изключително мощни атмосфери.

Още по-малко вероятно е животът на най-отдалечената от Слънцето планета, наскоро открития Плутон, за чиито физически условия все още не знаем нищо.

И така, от всички планети в нашата слънчева система (с изключение на Земята), човек може да подозира съществуването на живот на Венера и да счита съществуването на живот на Марс за почти доказано. Но, разбира се, това е всичко за настоящето. С течение на времето, с еволюцията на планетите, условията могат драстично да се променят. Няма да говорим за това поради липса на данни.

АТМОСФЕРА НА ПЛАНЕТИТЕ ОТ СЛЪНЧЕВАТА СИСТЕМА. Ние пътуваме до планетите от Слънчевата система, за да изследваме техните атмосферни състави, както и нашите собствени. На практика всяка планета в нашата слънчева система може да се смята, че има атмосфера. И също така вижте какви специфични ефекти могат да причинят различни условия на различни планети. ЖИВАК

Меркурий има невероятно тънка атмосфера, която се оценява на повече от трилион пъти по-тънка от Земята. Неговата гравитация е около 38% от земната, така че не е в състояние да задържи голяма част от атмосферата, а освен това близостта му до Слънцето означава, че слънчевият вятър може да издуха газове от повърхността. частици Слънчев вятъркомбинирани с изпарението на повърхностните скали от сблъсъци с метеори, са вероятно най-големият източник на атмосферата на Меркурий ВЕНЕРА

Венера е подобна на Земята в няколко отношения: нейната плътност, размер, маса и обем са сравними. Тук обаче приликите свършват. Атмосферното налягане на повърхността на планетата е около 92 пъти по-високо от това на Земята, а основният газ е въглероден диоксид - резултат от предишни вулканични изригвания на повърхността на планетата. Азот също присъства в малки количества. По-високо в атмосферата планетата има облаци, които са смес от серен диоксид и сярна киселина. Под тези облаци има дебел слой въглероден диоксид, който излага повърхността на планетата на интензивен парников ефект. Температурата на повърхността на Венера е около 480 градуса по Целзий - твърде горещо, за да поддържа живота, какъвто го познаваме. ЗЕМЯ

Атмосферата на Земята се състои главно от азот и кислород, които са от съществено значение за живота, който обитава планетата. Съставът на атмосферата е пряко следствие от живота на растенията. Растенията абсорбират въглероден диоксид и изместват кислорода чрез фотосинтеза и ако това не беше така, вероятно процентът на въглероден диоксид в атмосферата би бил много по-висок. Земната атмосфера е разделена на слоеве: Тропосфера Тропосферата е около 9 km на повърхността на Земята в полярните региони и около 17 km в екватора, със средна надморска височина около 12 km. В тропосферата съществува целият живот на Земята. Повече от 80% от общата маса на атмосферния въздух е концентрирана в тропосферата, турбулентността и конвекцията са силно развити, преобладаващата част от водните пари е концентрирана, възникват облаци, развиват се циклони и антициклони, както и други процеси, които определят времето и климат. Стратосфера Стратосферата, отделена от тропосферата от тропопаузата, се простира до 50-55 km и е мястото, където намирате озоновия слой. Стратосферата завършва в стратопаузата, от другата страна на която започва мезосферата. Мезосфера Мезосферата е най-високият слой, в който се образуват нощни облаци, точно под мезопаузата, която е на 80 до 85 км. Мезосферата също съдържа повечето от метеорите, които започват да светят и изгарят, когато навлязат в земната атмосфера. Отвъд мезопаузата започва термосферата. Термосфера Височината на термосферата е на височина от 90 до 800 км. Температурата в термосферата може да достигне 1773 K (1500 °C, 2700 °F), но атмосферата на тази надморска височина е много тънка. Термосферата съдържа полярните сияния, йоносферата и Международната космическа станция. Екзосфера И накрая екзосферата, която се простира до около 10 000 км. Повечето изкуствени спътници на Земята се въртят в екзосферата. Уникална ли е атмосферата на Земята? МАРС

Атмосферата на Марс, подобно на тази на Венера, се състои предимно от въглероден диоксид, с малко количество аргон, както и азот. Слоевете са лесни за запомняне - те са долната атмосфера, средната атмосфера, горната атмосфера и екзосферата. По отношение на екстремния парников ефект, присъстващ на Венера като следствие от високите нива на въглероден диоксид, може да изглежда странно, че повърхностната температура на Марс достига максимум 35C. Това е така, защото атмосферата на Марс е значително по-тънка от тази на Венера, така че докато делът на въглеродния диоксид е сравним, действителната концентрация е много по-ниска. ЮПИТЕР

Юпитер, първият от газовите гиганти и най-голямата планета в Слънчевата система, има слоеве, тропосфера, стратосфера, термосфера и екзосфера, подобни на Земята, въпреки че няма мезосфера. Тропосферата на Юпитер, видимата част, която свързваме с Юпитер, се състои предимно от водород и хелий, с малки количества метан, амоняк, сероводород и вода, с облаци от амонячни кристали. Тъй като Юпитер няма твърда повърхност, повече ниски ниватропосферата постепенно се кондензира в течен водород и хелий. Без твърда повърхност, общоприетата повърхност на Юпитер се основава на това, че атмосферното налягане е 100 kPa. Освен това слоевете на тази атмосфера се характеризират с налягане, по-голямо от височината. Тропосферата на Юпитер е почти 143 000 км. Това е повече от 22 Земи. САТУРН

Подобно на Юпитер, Сатурн също е газов гигант, макар и не толкова гигантски. По-малко известна е атмосферата на Сатурн, въпреки че отново е подобна по много начини на тази на Юпитер. Предимно водород, с много по-малко хелий. Облаците на Сатурн също са изградени от амонячни кристали. Сярата, присъстваща в атмосферата, придава на амонячните облаци бледожълт оттенък. Тази видима облачна част на Сатурн е над 120 000 км. Това са повече от 20 планети Земя. УРАН

Атмосферата на Уран, подобно на тази на Юпитер и Сатурн, е предимно водород и хелий. Въпреки това, малко по-високи нива на метан, особено в горните слоеве на атмосферата, причиняват по-голямо поглъщане на червена светлина от слънцето, което от своя страна води до появата на планетата синьо-син цвят. Уран има най-студената атмосфера в Слънчевата система, приблизително -224C, и атмосферата му съдържа много повече воден лед, отколкото Юпитер и Сатурн като следствие. НЕПТУН

Изпратете добрата си работа в базата знания е лесно. Използвайте формата по-долу

Студенти, докторанти, млади учени, които използват базата от знания в обучението и работата си, ще ви бъдат много благодарни.

публикувано на http://www.allbest.ru/

Резюме по темата: "планетарни атмосфери»

Атмосфера на Меркурий

Атмосферата на Меркурий има изключително ниска плътност. Състои се от водород, хелий, кислород, калциеви пари, натрий и калий. Планетата вероятно получава водород и хелий от Слънцето, а металите се изпаряват от нейната повърхност. Тази тънка обвивка може да се нарече "атмосфера" само с голяма тежест. Налягането на повърхността на планетата е 500 милиарда пъти по-малко, отколкото на повърхността на Земята (това е по-малко, отколкото в съвременните вакуумни инсталации на Земята).

Максималната повърхностна температура на Меркурий, регистрирана от сензори, е +410 °C. Средната температура на нощното полукълбо е -162 ° C, а през деня +347 ° C (това е достатъчно, за да се стопи олово или калай). Температурните разлики поради смяната на сезоните, причинени от удължаването на орбитата, достигат 100 °C от дневната страна. На дълбочина 1 m температурата е постоянна и равна на +75 ° C, тъй като порестата почва не провежда топлина добре. Органичният живот на Меркурий е изключен.

Атмосферата на Венера

Атмосферата на Венера е изключително гореща и суха. Температурата на повърхността достига своя максимум, около 480 ° C. Атмосферата на Венера съдържа 105 пъти повече газ от атмосферата на Земята. Налягането на тази атмосфера близо до повърхността е много високо, 95 пъти по-високо от това на Земята. Космическите кораби трябва да бъдат проектирани да издържат на смазващата, смазваща сила на атмосферата.

През 1970 г. първият космически кораб, който кацна на Венера, можеше да издържи на знойната жега само за около един час, достатъчно дълго, за да изпрати обратно данни за условията на повърхността. Руски самолет, който кацна на Венера през 1982 г., изпрати цветни снимки на остри камъни обратно на Земята.

Заради парниковия ефект на Венера е ужасно горещо. Атмосферата, която е плътно покритие от въглероден диоксид, улавя топлината, която идва от слънцето. В резултат на това се натрупва голям бройТермална енергия.

Атмосферата на Венера е разделена на няколко слоя. Най-плътната част от атмосферата, тропосферата, започва от повърхността на планетата и се простира до 65 km. Ветровете в близост до горещата повърхност са слаби, но в горната част на тропосферата температурата и налягането намаляват до земните стойности, а скоростта на вятъра се увеличава до 100 m/s.

Атмосферното налягане на повърхността на Венера е 92 пъти по-високо от това на Земята и е сравнимо с налягането, създадено от слой вода на дълбочина 910 метра. Заради това високо наляганевъглеродният диоксид всъщност вече не е газ, а суперкритична течност. Атмосферата на Венера има маса от 4,8 1020 kg, което е 93 пъти масата на цялата атмосфера на Земята, а плътността на въздуха на повърхността е 67 kg / m3, което е 6,5% от плътността течна водаНа земята.

Тропосферата на Венера съдържа 99% от цялата атмосфера на планетата по маса. 90% от атмосферата на Венера е в рамките на 28 км от повърхността. На надморска височина 50 km атмосферното налягане е приблизително равно на налягането на земната повърхност. От нощната страна на Венера облаците могат да бъдат намерени дори на 80 км над повърхността.

Горна атмосфера и йоносфера

Мезосферата на Венера се намира между 65 и 120 km. След това започва термосферата, достигайки горната граница на атмосферата (екзосферата) на височина 220-350 км.

Мезосферата на Венера може да бъде разделена на две нива: долно (62–73 km) и горно (73–95) km. В първия слой температурата е почти постоянна и възлиза на 230K (?43°C). Това ниво съвпада с горния слой облаци. На второто ниво температурата започва да намалява, като пада до 165 K (?108 °C) на височина 95 km. Това е най-студеното място от дневната страна на атмосферата на Венера. Тогава започва мезопаузата, която е границата между мезосферата и термосферата и се намира между 95 и 120 км. От дневната страна на мезопаузата температурата се повишава до 300–400 K (27–127 °C) - стойностите, преобладаващи в термосферата. За разлика от това, нощната страна на термосферата е най-студеното място на Венера с температура 100K (?173°C). Понякога се нарича криосфера. През 2015 г. с помощта на сондата Venera Express учените регистрираха топлинна аномалия в диапазона на надморската височина от 90 до 100 километра - средните температури тук са с 20-40 градуса по-високи и равни на 220-224 градуса по Келвин.

Венера има удължена йоносфера, разположена на височина 120-300 км и почти съвпадаща с термосферата. Високите нива на йонизация се запазват само от дневната страна на планетата. От нощната страна концентрацията на електрони е почти нула. Йоносферата на Венера се състои от три слоя: 120-130 км, 140-160 км и 200-250 км. Може да има и допълнителен слой в района на 180 км. Максималната електронна плътност (броят на електроните в единица обем) от 3 1011 m3 се достига във втория слой близо до подслънчевата точка. Горната граница на йоносферата - йонопаузата - се намира на надморска височина 220-375 km. Основните йони в първия и втория слой са O2+ йони, докато третият слой се състои от O+ йони. Според наблюденията йоносферната плазма е в движение и слънчевата фотойонизация от дневната страна и рекомбинацията на йони от нощната страна са процесите, отговорни главно за ускоряването на плазмата до наблюдаваните скорости. Плазменият поток очевидно е достатъчен, за да поддържа наблюдаваното ниво на концентрация на йони от нощната страна.

Земна атмосфера

Атмосферата на планетата Земя, една от геосферите, е смес от газове, заобикалящи Земята, и се задържа поради гравитацията. Атмосферата се състои основно от азот (N2, 78%) и кислород (O2, 21%; O3, 10%). Останалата част (~1%) се състои главно от аргон (0,93%) с малки примеси от други газове, по-специално въглероден диоксид (0,03%). Освен това атмосферата съдържа около 1,3 h 1,5 h 10 kg вода, по-голямата част от която е концентрирана в тропосферата.

Според изменението на температурата с височина в атмосферата се разграничават следните слоеве:

· Тропосфера- до 8-10 км в полярните райони и до 18 км - над екватора. Почти 80% от атмосферния въздух е концентриран в тропосферата, почти цялата водна пара, тук се образуват облаци и падат валежи. Топлообменът в тропосферата е предимно конвективен. Процесите, протичащи в тропосферата, пряко засягат живота и дейността на хората. Температурата в тропосферата намалява с височина средно с 6 °C на 1 km, а налягането - с 11 mm Hg. в. за всеки 100 м. Условната граница на тропосферата е тропопаузата, в която спира намаляването на температурата с височина.

· Стратосфера- от тропопаузата до стратопаузата, която се намира на надморска височина около 50-55 км. Характеризира се с леко повишаване на температурата с височина, която достига локален максимум на горната граница. На височина 20-25 км в стратосферата има слой озон, който предпазва живите организми от вредното въздействие на ултравиолетовото лъчение.

· Мезосфера- разположени на надморска височина 55-85 км. Температурата постепенно се понижава (от 0 °C в стратопаузата до -70 h -90 °C в мезопаузата).

· Термосфера- работи на височини от 85 до 400-800 км. Температурата се повишава с височина (от 200 K до 500–2000 K в турбопаузата). Според степента на йонизация на атмосферата в нея се разграничават неутрален слой (неутросфера) - до височина 90 km, и йонизиран слой - йоносфера - над 90 km. По хомогенност атмосферата се разделя на хомосфера (хомогенна атмосфера на постоянен химичен състав) и хетеросферата (съставът на атмосферата се променя с надморската височина). Условната граница между тях на височина около 100 км е хомопаузата. Горната част на атмосферата, където концентрацията на молекулите намалява толкова много, че те се движат по предимно балистични траектории, почти без сблъсъци помежду си, се нарича екзосфера. Започва на височина около 550 км, като се състои основно от хелий и водород и постепенно преминава в междупланетното пространство.

Стойността на атмосферата

Въпреки че масата на атмосферата е само една милионна от масата на Земята, тя играе решаваща роля в различни природни цикли (водния цикъл, въглеродния цикъл и азотния цикъл). Атмосферата е промишлен източник на азот, кислород и аргон, които се получават чрез фракционна дестилация на втечнен въздух.

Атмосферата на Марс

Атмосферата на Марс е открита още преди полета на автоматични междупланетни станции към планетата. Благодарение на противопоставянето на планетата, което се случва на всеки три години и спектралния анализ, астрономите още през 19 век знаеха, че тя има много хомогенен състав, повече от 95% от който е CO2.

През 20-ти век, благодарение на междупланетни сонди, научихме, че атмосферата на Марс и нейната температура са силно взаимосвързани, тъй като поради пренасянето на най-малките частици железен оксид възникват огромни прашни бури, които могат да покрият половината планета, повишавайки температурата му по пътя.

Приблизителен състав

Газовата обвивка на планетата се състои от 95% въглероден диоксид, 3% азот, 1,6% аргон и следи от кислород, водна пара и други газове. Освен това той е много силно запълнен с фини прахови частици (предимно железен оксид), които му придават червеникав оттенък. Благодарение на информацията за частиците железен оксид, не е никак трудно да се отговори на въпроса какъв цвят е атмосферата.

Защо атмосферата на червената планета се състои от въглероден диоксид? Планетата не е имала тектоника на плочите от милиарди години. Липсата на движение на плочите позволи на вулканичните горещи точки да изхвърлят магма на повърхността в продължение на милиони години. Въглеродният диоксид също е продукт на изригване и е единственият газ, който постоянно се допълва от атмосферата, всъщност това е всъщност единствената причина, поради която съществува. Освен това планетата загуби магнитното си поле, което допринесе за факта, че по-леките газове бяха отнесени от слънчевия вятър. Поради непрекъснатите изригвания са се появили много големи вулканични планини. Планината Олимп е най-голямата планина в Слънчевата система.

Учените смятат, че Марс е загубил цялата си атмосфера поради факта, че е загубил магнитосферата си преди около 4 милиарда години. Някога газовата обвивка на планетата е била по-плътна и магнитосферата е защитавала планетата от слънчевия вятър. Слънчевият вятър, атмосферата и магнитосферата са тясно свързани помежду си. Слънчевите частици взаимодействат с йоносферата и отнасят молекули от нея, намалявайки плътността. Това е ключът към въпроса къде е отишла атмосферата. Тези йонизирани частици са открити от космически кораби в пространството зад Марс. Това води до средно налягане на повърхността от 600 Pa, в сравнение със средно налягане на Земята от 101 300 Pa.

Структура

Атмосферата е разделена на четири основни слоя: долен, среден, горен и екзосфера. Долните слоеве са топла област (температура около 210 K). Той се нагрява от прах във въздуха (прах с размери 1,5 µm) и топлинно излъчване от повърхността.

Трябва да се има предвид, че въпреки много високото разреждане, концентрацията на въглероден диоксид в газовата обвивка на планетата е приблизително 23 пъти по-голяма, отколкото в нашата. Следователно атмосферата на Марс не е толкова приятелска, не само хората, но и други земни организми не могат да дишат в нея.

Среден - подобен на Земята. Горните слоеве на атмосферата се нагряват от слънчевия вятър и температурата там е много по-висока, отколкото на повърхността. Тази топлина кара газа да напусне газовата обвивка. Екзосферата започва на около 200 км от повърхността и няма ясна граница. Както можете да видите, разпределението на температурата по височина е доста предвидимо за земна планета.

Атмосферата на Юпитер

Единствената видима част от Юпитер са атмосферните облаци и петна. Облаците са разположени успоредно на екватора, в зависимост от възходящите топли или низходящите студени потоци, те са светла и тъмна атмосфера планета живак земя

В атмосферата на Юпитер, над 87% от обема на водород и ~ 13% от хелий, останалите газове, включително метан, амоняк, водни пари са под формата на примеси на ниво от десети и стотни от процента.

Налягане от 1 atm съответства на температура от 170 K. Тропопаузата е на ниво с налягане от 0,1 atm и температура от 115 K. В цялата подлежаща високопланинска тропосфера температурното изменение може да се характеризира с адиабат градиент във водородно-хелиева среда - около 2 К на километър. Спектърът на радиоизлъчването на Юпитер също показва постоянно нарастване на температурата на радиояркостта с дълбочината. Над тропопаузата има област на температурна инверсия, където температурата постепенно се повишава до ~180 K до налягане от порядъка на 1 mbar.Тази стойност се запазва в мезосферата, която се характеризира с почти изотерма до ниво с налягане ~10-6 atm, а над него започва термосферата, преминаваща в екзосферата с температура 1250 К.

Облаци на Юпитер

Има три основни слоя:

1. Най-горният, при налягане около 0,5 atm, състоящ се от кристален амоняк.

2. Междинният слой е съставен от амониев хидросулфид

3. Долният слой, при налягане от няколко атмосфери, състоящ се от обикновен воден лед.

Някои модели също предполагат съществуването на най-долния, четвърти слой облаци, състоящ се от течен амоняк. Като цяло, такъв модел удовлетворява съвкупността от наличните експериментални данни и добре обяснява цвета на зоните и поясите: светлите зони, разположени по-високо в атмосферата, съдържат ярко бели кристали на амоняк, а по-дълбоките пояси съдържат червено-кафяви кристали на амониев хидросулфид .

Подобно на Земята и Венера, мълнии са регистрирани в атмосферата на Юпитер. Съдейки по светлинните проблясъци, заснети на снимките на Вояджър, интензивността на изхвърлянията е изключително висока. Все още обаче не е ясно до каква степен тези явления са свързани с облаците, тъй като изригванията са открити на по-високи височини от очакваното.

Циркулация на Юпитер

Характерно движение на Юпитер е наличието на зонална циркулация на тропическите и умерените ширини. Самата циркулация е осесиметрична, тоест почти няма разлики на различни дължини. Скоростите на източните и западните ветрове в зони и пояси варират от 50 до 150 m/s. На екватора вятърът духа на изток със скорост около 100 m/s.

Структурата на зоните и поясите се различава по характера на вертикалните движения, от които зависи образуването на хоризонтални течения. В светлите зони, чиято температура е по-ниска, движенията са възходящи, облаците са по-плътни и разположени на по-високи нива в атмосферата. В по-тъмните (червено-кафяви) пояси с по-високи температури движенията са низходящи, те са разположени по-дълбоко в атмосферата и са покрити от по-малко плътни облаци.

Пръстените на Юпитер

Пръстените на Юпитер, обграждащи планетата перпендикулярно на екватора, се намират на надморска височина от 55 000 км от атмосферата.

Те бяха открити от Вояджър 1 през март 1979 г. и оттогава се наблюдават от Земята. Има два основни пръстена и един много тънък вътрешен пръстен с характерен оранжев цвят. Дебелината на пръстените не изглежда да надвишава 30 км, а ширината е 1000 км.

За разлика от пръстените на Сатурн, пръстените на Юпитер са тъмни (албедо (отражателна способност) - 0,05). И те вероятно се състоят от много малки твърди частици с метеоритен характер. Частиците от пръстените на Юпитер най-вероятно не остават дълго в тях (поради препятствията, създадени от атмосферата и магнитното поле). Следователно, тъй като пръстените са постоянни, те трябва непрекъснато да се допълват. Малките луни на Метис и Адрастея, чиито орбити лежат в рамките на пръстените, са очевидни източници на такива добавки. От Земята пръстените на Юпитер могат да се видят само в инфрачервена светлина.

Атмосферата на Сатурн

Горната атмосфера на Сатурн се състои от 96,3% водород (по обем) и 3,25% хелий (в сравнение с 10% в атмосферата на Юпитер). Има примеси от метан, амоняк, фосфин, етан и някои други газове. Амонячните облаци в горната част на атмосферата са по-мощни от тези на Юпитер. Облаците в ниските слоеве на атмосферата са съставени от амониев хидросулфид (NH4SH) или вода.

Според Вояджърите на Сатурн духат силни ветрове, устройствата са регистрирали скорост на въздуха от 500 m / s. Ветровете духат предимно в източна посока (по посока на въртене на оста). Силата им отслабва с отдалечаване от екватора; когато се отдалечаваме от екватора, се появяват и западни атмосферни течения. Редица данни сочат, че циркулацията на атмосферата се извършва не само в горния облачен слой, но и на дълбочина най-малко 2000 km. Освен това измерванията на Вояджър 2 показаха, че ветровете в южното и северното полукълбо са симетрични спрямо екватора. Има предположение, че симетричните потоци са свързани по някакъв начин под слоя на видимата атмосфера.

В атмосферата на Сатурн понякога се появяват стабилни образувания, които са свръхмощни урагани. Подобни обекти се наблюдават и на други газови планети от Слънчевата система (виж Голямото червено петно ​​на Юпитер, Голямото тъмно петно ​​на Нептун). Гигантският "Големият бял овал" се появява на Сатурн около веднъж на всеки 30 години, за последен път е наблюдаван през 1990 г. (по-малките урагани се образуват по-често).

На 12 ноември 2008 г. камерите на Касини направиха инфрачервени изображения на северния полюс на Сатурн. На тях изследователите откриха полярни сияния, подобни на които никога не са наблюдавани в Слънчевата система. Също така, тези сияния са наблюдавани в ултравиолетовия и видимия диапазон. Полярните сияния са ярки непрекъснати овални пръстени, обграждащи полюса на планетата. Пръстените са разположени на географска ширина, като правило, на 70--80 °. Южните пръстени са разположени на средна ширина 75 ± 1°, докато северните са приблизително 1,5° по-близо до полюса, което се дължи на факта, че магнитното поле е малко по-силно в северното полукълбо. Понякога пръстените стават спираловидни вместо овални.

За разлика от Юпитер, полярните сияния на Сатурн не са свързани с неравномерното въртене на плазмения слой във външните части на магнитосферата на планетата. Предполага се, че те възникват поради магнитно повторно свързване под въздействието на слънчевия вятър. Формата и външният вид на полярните сияния на Сатурн се променят значително с времето. Тяхното местоположение и яркост са силно свързани с налягането на слънчевия вятър: колкото по-голямо е то, толкова по-ярко е сиянието и по-близо до полюса. Средната мощност на полярното сияние е 50 GW в диапазона 80–170 nm (ултравиолетово) и 150–300 GW в диапазона 3–4 µm (инфрачервено).

По време на бури и бури на Сатурн се наблюдават мощни мълниеносни разряди. Електромагнитната активност на Сатурн, причинена от тях, варира през годините от почти пълно отсъствиедо много силни електрически бури.

На 28 декември 2010 г. Касини снима буря, наподобяваща цигарен дим. Друга, особено мощна буря, беше регистрирана на 20 май 2011 г.

Атмосфера на Уран

Атмосферата на Уран, подобно на атмосферите на Юпитер и Сатурн, се състои главно от водород и хелий. На голяма дълбочина съдържа значителни количества вода, амоняк и метан, което е отличителен белег на атмосферите на Уран и Нептун. Обратната картина се наблюдава в горните слоеве на атмосферата, които съдържат много малко вещества, по-тежки от водорода и хелия. Атмосферата на Уран е най-студената от всички планетарни атмосфери в Слънчевата система, с минимална температура от 49 K.

Атмосферата на Уран може да бъде разделена на три основни слоя:

1. Тропосфера- заема диапазон на надморска височина от 300 km до 50 km (0 се приема като условна граница, където налягането е 1 bar;) и диапазон на налягане от 100 до 0,1 bar

2. Стратосфера-- обхваща височини от 50 до 4000 km и налягане между 0,1 и 10?10 bar

3. Екзосфера-- простира се от височина 4000 km до няколко радиуса на планетата, налягането в този слой клони към нула с отдалечаване от планетата.

Трябва да се отбележи, че за разлика от Земята атмосферата на Уран няма мезосфера.

В тропосферата има четири облачни слоя: метанови облаци на границата, съответстващи на налягане от около 1,2 бара; сероводород и амонячни облаци в слой на налягане от 3-10 bar; облаци от амониев хидросулфид при 20-40 бара и накрая водни облаци от ледени кристали под условната граница на налягане от 50 бара. Само двата горни облачни слоя са достъпни за директно наблюдение, докато съществуването на долните слоеве се прогнозира само теоретично. На Уран рядко се наблюдават ярки тропосферни облаци, което вероятно се дължи на ниската конвекционна активност в дълбоките области на планетата. Наблюденията на такива облаци обаче са използвани за измерване на скоростта на зоналните ветрове на планетата, която достига до 250 m/s.

В момента има по-малко информация за атмосферата на Уран, отколкото за атмосферите на Сатурн и Юпитер. Към май 2013 г. само един космически кораб, Вояджър 2, е изследвал Уран от близко разстояние. В момента не са планирани други мисии до Уран.

Атмосфера на Нептун

В горните слоеве на атмосферата са открити водород и хелий, които представляват съответно 80 и 19% на дадена височина. Има и следи от метан. Забележими ленти на поглъщане на метан се появяват при дължини на вълните над 600 nm в червената и инфрачервената част на спектъра. Както при Уран, поглъщането на червената светлина от метана е основен фактор за придаването на атмосферата на Нептун в син оттенък, въпреки че яркото синьо на Нептун е различно от по-умерения аквамарин на Уран. Тъй като изобилието на метан в атмосферата на Нептун не е много по-различно от това на Уран, се предполага, че има и някакъв, все още неизвестен компонент на атмосферата, който допринася за образуването на синьо. Атмосферата на Нептун е разделена на 2 основни области: долната тропосфера, където температурата намалява с височината, и стратосферата, където температурата, напротив, се повишава с височината. Границата между тях, тропопаузата, е при ниво на налягане от 0,1 bar. Стратосферата се заменя от термосферата при ниво на налягане по-ниско от 10?4 -- 10?5 микробара. Термосферата постепенно преминава в екзосферата. Моделите на тропосферата на Нептун предполагат, че в зависимост от височината тя се състои от облаци с променлив състав. Облаците от горното ниво са в зоната на налягане под един бар, където температурата благоприятства кондензацията на метан.

При налягане между един и пет бара се образуват облаци от амоняк и сероводород. При налягане над 5 бара облаците могат да се състоят от амоняк, амониев сулфид, сероводород и вода. По-дълбоко, при налягане от приблизително 50 бара, облаци от воден лед могат да съществуват при температура от 0 °C. Също така е възможно в тази зона да се открият облаци от амоняк и сероводород. Височинните облаци на Нептун бяха наблюдавани от сенките, които хвърляха върху непрозрачния облачен слой под нивото. Сред тях се открояват облачни ивици, които се „увиват“ около планетата на постоянна ширина. Тези периферни групи имат ширина 50-150 km, а самите те са на 50-110 km над основния облачен слой. Проучване на спектъра на Нептун предполага, че долната му стратосфера е замъглена поради кондензацията на ултравиолетови продукти от фотолиза на метан, като етан и ацетилен. Следи от циановодород и въглероден окис. Стратосферата на Нептун е по-топла от стратосферата на Уран поради по-високата концентрация на въглеводороди. По неизвестни причини термосферата на планетата има необичайно висока температура от около 750 К. За такава висока температура планетата е твърде далеч от Слънцето, за да може то да загрее термосферата с ултравиолетово лъчение. Може би това явление е следствие от взаимодействието на атмосферата с йони в магнитното поле на планетата. Според друга теория в основата на механизма за нагряване са гравитационните вълни от вътрешните райони на планетата, които се разпръскват в атмосферата. Термосферата съдържа следи от въглероден окис и вода, които може да са дошли от външни източници като метеорити и прах.

Хоствано на Allbest.ru

Подобни документи

Структура на Слънчевата система, външни области. Произход на естествените спътници на планетите. Общност на планетите газови гиганти. Характеристики на повърхността, атмосферата, състава на Меркурий, Сатурн, Венера, Земя, Луна, Марс, Уран, Плутон. Астероидни пояси.

резюме, добавено на 07.05.2012 г


Проблемът с изучаването на слънчевата система. Не всички тайни и мистерии дори на нашата система са открити. Ресурси на други планети и астероиди от нашата система. Изследване на Меркурий, Венера, Марс, Юпитер, Сатурн, Уран, Нептун, Плутон.

резюме, добавено на 22.04.2003 г


Концепцията за газови гиганти. Юпитер като най-голямата планета в Слънчевата система. Характеристики на Сатурн като небесно тяло със система от пръстени. Особености на планетарната атмосфера на Уран. Основни параметри на Нептун. Сравнителна характеристикатези планети.

презентация, добавена на 31.10.2014 г


Юпитер: Главна информацияза планетата и нейната атмосфера. Съставът на Юпитерианския океан. Сателити на Юпитер и неговия пръстен. Редки емисии в атмосферата на Сатурн. Пръстени и луни на Сатурн. Атмосферен състав и температура на Уран. Структурата и съставът на Нептун, неговите спътници.

резюме, добавено на 17.01.2012 г


Междупланетна система, състояща се от Слънцето и естествени космически обекти, въртящи се около него. Характеристики на повърхността на Меркурий, Венера и Марс. Местоположение на Земята, Юпитер, Сатурн и Уран в системата. Характеристики на астероидния пояс.

презентация, добавена на 08.06.2011 г


График на разпределението на официално известни планети. Определяне на точните разстояния до Плутон и планетите отвъд него. Формулата за изчисляване на скоростта на свиване на Слънцето. Произходът на планетите от Слънчевата система: Земя, Марс, Венера, Меркурий и Вулкан.

статия, добавена на 23.03.2014 г


Изследване на основните параметри на планетите от Слънчевата система (Венера, Нептун, Уран, Плутон, Сатурн, Слънце): радиус, маса на планетата, средна температура, средно разстояние от Слънцето, структура на атмосферата, наличие на спътници. Характеристики на структурата на известни звезди.

презентация, добавена на 15.06.2010 г


Историята на формирането на атмосферата на планетата. Кислороден баланс, състав на земната атмосфера. Слоеве на атмосферата, тропосфера, облаци, стратосфера, средна атмосфера. Метеори, метеорити и огнени топки. Термосфера, полярни сияния, озоносфера. Интересни фактиотносно атмосферата.

презентация, добавена на 23.07.2016 г


Внимавайте за позициите на звездите и планетите. Рух zorepodibnyh планети, roztashovannyh близо до еклиптиката. "Примки" в небето на горните планети - Марс, Юпитер, Сатурн, Уран и Нептун. Създаване на теорията за движението на планетите: основни практически аспекти на небесната механика.

резюме, добавено на 18.07.2010 г


Концепция и отличителни чертипланети гиганти, характеристиките на всяка от тях и оценка на стойността в галактиката: Юпитер, Сатурн, Уран и Нептун. Физически характеристики на тези планети: полярна компресия, скорост на въртене, обем, ускорение, площ.

Атмосферата на планетите и техните спътници - нейната плътност и състав се определят от диаметъра и масата на планетите, разстоянието от Слънцето, особеностите на тяхното формиране и развитие. Колкото по-далеч се намира планетата от Слънцето, толкова по-летливи компоненти са били и сега са включени в нейния състав; колкото по-малка е масата на планетата, толкова по-малка е нейната способност да задържа тези летливи вещества и т.н. Вероятно планетите от земната група отдавна са загубили първичната си атмосфера. Меркурий, най-близката планета до Слънцето, със своята относително малка маса (неспособна да задържа молекули с атомно тегло под 40 в гравитационното поле) и висока температураповърхността практически няма атмосфера (CO 2 = 2000 atm-cm). Има някаква атмосферна корона, състояща се от инертни газове - аргон, неон и хелий. Очевидно аргонът и хелият са радиогенни и постоянно навлизат в атмосферата поради вид "еманация" на скалите, които изграждат Меркурий, и вероятно ендогенни процеси. Наличието на неон е мистерия. Трудно е да се предположи, че толкова много неон може да присъства в първоначалното вещество на Меркурий, така че да може все още да се откроява от недрата на тази планета, особено след като на тази планета не са открити твърди доказателства за плутонична активност.

Венера има най-топлата и мощна атмосфера от всички земни планети. Атмосферата на планетата е 97% CO 2, в нея са открити 0 2, N 2 и H 2 0. Температурата на повърхността достига 747 + 20 K, налягането е (8,83 + 0,15) 10 6 Pa. Атмосферата на Венера най-вероятно е резултат от нейната вътрешна дейност. А. П. Виноградов смята, че целият CO 2 в атмосферата на Венера се дължи на дегазирането на всички карбонати при висока температура на нейната повърхност. Очевидно това не е съвсем вярно, защото не е ясно как тогава могат да се образуват тези карбонати? Малко вероятно е повърхностната температура на Венера да е била значително по-ниска в миналото, малко вероятно е някога да е имало хидросфера на нейната повърхност и следователно карбонатите не са могли да се образуват. Имаше мнение, че цялата вода е изгубена от Венера поради дисоциацията на нейните молекули в атмосферата на водород и кислород, последвано от разсейване на водорода в космоса. Влезе кислород химична реакцияс въглеродна материя, което доведе до обогатяване на атмосферата с въглероден диоксид. Може би това е така, но тогава трябва да приемем наличието на плутонизъм на Венера, който осигурява доставката на все нови порции материя от нейната дълбочина до реакционната зона с кислород, т.е. до повърхността, което изглежда се потвърждава от данни, получени в резултат на изследвания на Венера-13 и Венера-14.

На Марс има малка атмосфера, чието налягане в основата, в зависимост от условията, е в диапазона (2,9-8,8) 10 2 Pa. В района на кацане на станцията Viking-1 атмосферното налягане беше 7,6-10 2 Pa. Масата на атмосферата на Марс в северното полукълбо е малко по-голяма, отколкото в южното. В атмосферата са открити малки количества водна пара и следи от озон. Температурата на повърхността на Марс варира в зависимост от географската ширина и на границата на полярните шапки достига 140-150 K. Температурата на повърхността на екваториалните области през деня може да бъде 300 K, а през нощта пада до 180 K. Максимално охлаждане настъпва във високите географски ширини на Марс по време на дългата полярна нощ. Когато температурата падне до 145 K, започва кондензация на атмосферния въглероден диоксид, но преди това водните пари замръзват от атмосферата. Полярните шапки на Марс вероятно се състоят от долен слой воден лед, който е покрит отгоре с твърд въглероден диоксид.

Атмосферите на големите планети Юпитер, Сатурн и Уран са съставени от водород, хелий, метан; Атмосферата на Юпитер е най-мощната сред другите външни планети. Въз основа на анализа на фото и инфрачервени спектри, различни модели на отражение на светлината в атмосферите на външните планети, в допълнение към преобладаващите H 2 , CH 4 , H 3 и He, такива компоненти като C 2 H 2 , C 2 H 6, РН 3 също бяха открити; не се изключва възможността за наличие на по-сложни органични вещества. Съотношението H/He е около 10, т.е. близко до слънчевото; съотношението на водородните изотопи D/H например за Юпитер е 2-10-5, което е близко до междузвездното съотношение, равно на 1,4-10-5 . Въз основа на гореизложеното можем да заключим, че материята на външните планети не претърпява ядрени трансформации и от образуването на Слънчевата система леките газове не са били отстранени от атмосферата на външните планети. .Много забележително е и такова явление като наличието на атмосфера в спътниците на външните планети. Дори такива спътници на Юпитер като Йо и Европа, с маси, близки до масата на Луната, въпреки това имат атмосфера, а спътникът на Йо, по-специално, е заобиколен от натриев облак. Атмосферите на Йо и Титан имат червеникав оттенък и е установено, че това оцветяване се причинява от различни съединения.