Saulės sistemos planetų atmosferos slėgis. Makemake, nykštukinė planeta, neturi atmosferos. Žemės atmosfera. Gyvybės palaikymas

Prieš 4,6 milijardo metų mūsų galaktikoje iš žvaigždžių materijos debesų pradėjo formuotis gumulėliai. Vis labiau tankėja ir tirštėja dujos, kurios įkaista, skleisdamos šilumą. Didėjant tankiui ir temperatūrai, prasidėjo branduolinės reakcijos, kurių metu vandenilis virsta heliu. Taigi buvo labai galingas energijos šaltinis – Saulė.

Kartu su Saulės temperatūros ir tūrio padidėjimu, tarpžvaigždinių dulkių fragmentams susijungus plokštumoje, statmenoje žvaigždės sukimosi ašiai, buvo sukurtos planetos ir jų palydovai. Saulės sistemos formavimasis buvo baigtas maždaug prieš 4 milijardus metų.

Šiuo metu Saulės sistemoje yra aštuonios planetos. Tai Merkurijus, Venera, Žemė, Marsas, Jupiteris, Saturnas, Uranas, Neptonas. Plutonas yra nykštukinė planeta, didžiausias žinomas Kuiperio juostos objektas (tai didelis fragmentų diržas, panašus į asteroidų juostą). Po atradimo 1930 m. ji buvo laikoma devintąja planeta. Padėtis pasikeitė 2006 m., kai buvo priimtas oficialus planetos apibrėžimas.

Arčiausiai Saulės esančioje planetoje – Merkurijuje – niekada nelyja. Taip yra dėl to, kad planetos atmosfera yra tokia reta, kad ją sutvarkyti tiesiog neįmanoma. O iš kur gali ateiti lietus, jei planetos paviršiuje dienos temperatūra kartais siekia 430º Celsijaus. Taip, nenorėčiau ten būti :)

Tačiau Veneroje nuolat vyksta rūgštūs lietūs, nes debesys virš šios planetos sudaryti ne iš gyvybę teikiančio vandens, o iš mirtinos sieros rūgšties. Tiesa, kadangi temperatūra trečiosios planetos paviršiuje siekia 480º Celsijaus, rūgšties lašai išgaruoja dar nepasiekę planetos. Dangų virš Veneros perveria dideli ir baisūs žaibai, tačiau iš jų daugiau šviesos ir riaumojimo nei lietaus.

Marse, anot mokslininkų, seniai gamtos sąlygos buvo tokios pat kaip ir Žemėje. Prieš milijardus metų atmosfera virš planetos buvo daug tankesnė ir gali būti, kad šias upes užliejo gausūs lietūs. Tačiau dabar planetoje vyrauja labai išretėjusi atmosfera, o žvalgybinių palydovų perduotos nuotraukos rodo, kad planetos paviršius primena JAV pietvakarių dykumas arba Antarktidoje esančius Sausuosius slėnius. Kai dalis Marso žiemą yra apgaubta, virš raudonosios planetos atsiranda ploni debesys, kuriuose yra anglies dioksido, o šerkšnas dengia negyvas uolas. Ankstų rytą slėniuose tvyro toks tirštas rūkas, kad atrodo, kad tuoj tuoj lietus, tačiau tokie lūkesčiai bergždi.

Beje, oro temperatūra dieną Mrse yra 20 laipsnių Celsijaus. Tiesa, naktį gali nukristi iki -140 :(

Jupiteris yra didžiausia iš planetų ir yra milžiniškas dujų kamuolys! Šis rutulys yra sudarytas beveik vien iš helio ir vandenilio, tačiau gali būti, kad giliai planetos viduje yra maža kieta šerdis, apgaubta skysto vandenilio vandenyno. Tačiau Jupiterį iš visų pusių supa spalvotos debesų juostos. Kai kurie iš šių debesų netgi susideda iš vandens, tačiau, kaip taisyklė, didžioji jų dalis sudaro sukietėjusius amoniako kristalus. Retkarčiais virš planetos praskrenda stipriausi uraganai ir audros, atnešdamos sniegą ir amoniako liūtis. Štai kur laikyti stebuklingą gėlę.

A. Michailovas, prof.

Mokslas ir gyvenimas // Iliustracijos

Mėnulio peizažas.

Tirpstanti poliarinė dėmė Marse.

Marso ir Žemės orbitos.

Lowello Marso žemėlapis.

Kuhlo Marso modelis.

Antoniadi Marso piešinys.

Nagrinėdami gyvybės egzistavimo kitose planetose klausimą, kalbėsime tik apie mūsų Saulės sistemos planetas, nes nieko nežinome apie kitų saulių, kurios yra žvaigždės, buvimą savo planetų sistemose, panašiose į mūsų planetas. . Remiantis šiuolaikinėmis nuomonėmis apie Saulės sistemos kilmę, netgi galima daryti prielaidą, kad planetų, besisukančių aplink centrinę žvaigždę, susidarymas yra įvykis, kurio tikimybė yra nereikšminga, todėl didžioji dauguma žvaigždžių neturi savo savo planetines sistemas.

Be to, būtina padaryti išlygą, kad gyvybės planetose klausimą mes nevalingai svarstome savo žemišku požiūriu, darydami prielaidą, kad ši gyvybė pasireiškia tomis pačiomis formomis kaip ir Žemėje, t. y. prisiimant gyvybės procesus ir bendra struktūra organizmų, tokių kaip žemėje. Šiuo atveju gyvybės vystymuisi planetos paviršiuje turi egzistuoti tam tikros fizikinės ir cheminės sąlygos, jos turi būti ne per aukštos ir ne per didelės. žema temperatūra, būtinas vandens ir deguonies buvimas, o organinės medžiagos pagrindas turėtų būti anglies junginiai.

planetinės atmosferos

Atmosferos buvimą planetose lemia gravitacijos įtempis jų paviršiuje. Didelės planetos turi pakankamai gravitacinės jėgos, kad aplink jas išlaikytų dujinį apvalkalą. Iš tiesų, dujų molekulės yra nuolatiniame greitame judėjime, kurio greitį lemia cheminė šių dujų prigimtis ir temperatūra.

Lengvosios dujos – vandenilis ir helis – turi didžiausią greitį; kylant temperatūrai greitis didėja. Įprastomis sąlygomis, t.y., esant 0 ° temperatūrai ir atmosferos slėgiui, vidutinis vandenilio molekulės greitis yra 1840 m / s, o deguonies - 460 m / s. Tačiau abipusių susidūrimų įtakoje atskiros molekulės įgyja greitį, kelis kartus didesnį už nurodytus vidutinius skaičius. Jei į viršutiniai sluoksniai Jei vandenilio molekulė Žemės atmosferoje pasirodys didesniu nei 11 km/sek greičiu, tai tokia molekulė nuskris nuo Žemės į tarpplanetinę erdvę, nes Žemės gravitacijos jėgos nepakaks jai išlaikyti.

Kuo planeta mažesnė, tuo ji mažesnė, tuo mažesnis šis ribojantis arba, kaip sakoma, kritinis greitis. Žemei kritinis greitis siekia 11 km/s, Merkurijui – tik 3,6 km/s, Marsui – 5 km/s, Jupiteriui – didžiausiai ir masyviausiai iš visų planetų – 60 km/s. Iš to išplaukia, kad Merkurijus, o juo labiau net mažesni kūnai, kaip ir planetų palydovai (įskaitant mūsų Mėnulį) ir visos mažos planetos (asteroidai), dėl savo silpnos traukos negali išlaikyti atmosferos apvalkalo šalia savo paviršiaus. Marsas sugeba, nors ir sunkiai, išlaikyti daug plonesnę nei Žemės atmosferą, tačiau Jupiterio, Saturno, Urano ir Neptūno trauka yra pakankamai stipri, kad išlaikytų galingą atmosferą, kurioje yra lengvųjų dujų, tokių kaip amoniakas ir metanas. ir galbūt laisvo vandenilio.

Atmosferos nebuvimas neišvengiamai reiškia ir skysto vandens nebuvimą. IN beorė erdvė vandens garavimas vyksta daug intensyviau nei esant atmosferos slėgiui; todėl vanduo greitai virsta garais, kurie yra labai lengvas baseinas, kuriam būdingas toks pat likimas kaip ir kitų atmosferos dujų, t.y. jis daugiau ar mažiau greitai palieka planetos paviršių.

Akivaizdu, kad planetoje, kurioje nėra atmosferos ir vandens, sąlygos gyvybei vystytis yra visiškai nepalankios ir tokioje planetoje negalime tikėtis nei augalų, nei gyvūnų gyvybės. Į šią kategoriją patenka visos mažos planetos, planetų palydovai, o iš didelių planetų - Merkurijus. Pakalbėkime šiek tiek daugiau apie du šios kategorijos kūnus, būtent Mėnulį ir Merkurijų.

Mėnulis ir Merkurijus

Šiems kūnams atmosferos nebuvimas buvo nustatytas ne tik aukščiau išvardintais svarstymais, bet ir tiesioginiais stebėjimais. Kai Mėnulis slenka dangumi aplink Žemę, jis dažnai uždengia žvaigždes. Žvaigždės dingimą už Mėnulio disko galima stebėti net per mažą vamzdelį, ir tai visada įvyksta gana akimirksniu. Jei Mėnulio rojų suptų bent reta atmosfera, tai žvaigždė, prieš visiškai išnykdama, kurį laiką šviestų per šią atmosferą, o regimasis žvaigždės ryškumas palaipsniui mažėtų, be to, dėl šviesos lūžio. , žvaigždė atrodytų pasislinkusi iš savo vietos. Visų šių reiškinių visiškai nėra, kai žvaigždes dengia Mėnulis.

Mėnulio peizažai, stebimi per teleskopus, stebina savo apšvietimo ryškumu ir kontrastu. Mėnulyje nėra pusiausvyros. Šalia šviesių, saulės apšviestų vietų yra gilūs juodi šešėliai. Taip nutinka todėl, kad dėl atmosferos nebuvimo Mėnulyje dienos metu nėra mėlyno dangaus, kuris savo šviesa sušvelnintų šešėlius; dangus visada juodas. Mėnulyje nėra prieblandos, o po saulėlydžio iš karto užklumpa tamsi naktis.

Merkurijus yra toliau nuo mūsų nei Mėnulis. Todėl negalime stebėti tokių smulkmenų kaip Mėnulyje. Mes nežinome jo kraštovaizdžio tipo. Merkurijaus žvaigždžių užmaskavimas dėl akivaizdaus mažumo yra labai retas ir nėra jokių požymių, kad toks užmaskavimas kada nors būtų buvęs pastebėtas. Tačiau priešais Saulės diską vyksta Merkurijaus tranzitai, kai stebime, kad ši planeta mažo juodo taško pavidalu lėtai šliaužia per ryškų saulės paviršių. Šiuo atveju Merkurijaus kraštas yra ryškiai nubrėžtas, o tie reiškiniai, kurie buvo pastebėti Venerai einant prieš Saulę, Merkurijuje nebuvo pastebėti. Tačiau vis tiek įmanoma, kad aplink Merkurijų buvo išsaugoti nedideli atmosferos pėdsakai, tačiau šios atmosferos tankis yra visiškai nereikšmingas, palyginti su žeme.

Mėnulyje ir Merkurijuje temperatūros sąlygos gyvybei visiškai nepalankios. Mėnulis aplink savo ašį sukasi itin lėtai, todėl diena ir naktis jame tęsiasi keturiolika dienų. Saulės spindulių šilumos nesureguliuoja oro apvalkalas, todėl dieną Mėnulyje paviršiaus temperatūra pakyla iki 120 °, t.y. virš vandens virimo temperatūros. Ilgą naktį temperatūra nukrenta iki 150° žemiau nulio.

Mėnulio užtemimo metu buvo pastebėta, kaip per kiek daugiau nei valandą temperatūra nuo 70° šilumos nukrito iki 80° žemiau nulio, o pasibaigus užtemimui beveik per tiek pat trumpą laiką sugrįžo į pradinę vertę. Šis stebėjimas rodo itin žemą Mėnulio paviršių sudarančių uolienų šilumos laidumą. Saulės šiluma neįsiskverbia giliai į ploniausią viršutinį sluoksnį, o išlieka.

Reikia galvoti, kad Mėnulio paviršius padengtas lengvais ir biriais vulkaniniais tufais, gal net pelenais. Jau metro gylyje šilumos ir šalčio kontrastai išlyginami „tiek, kad tikėtina, kad ten vyrauja vidutinė temperatūra, kuri mažai skiriasi nuo vidutinės žemės paviršiaus temperatūros, t.y., keliais laipsniais aukščiau. nulis. Gali būti, kad ten buvo išsaugoti kai kurie gyvosios medžiagos embrionai, tačiau jų likimas, žinoma, nepavydėtinas.

Merkurijuje temperatūros sąlygų skirtumas yra dar didesnis. Ši planeta visada atsukta į Saulę vienoje pusėje. Dienos Merkurijaus pusrutulyje temperatūra siekia 400 °, t.y. ji yra aukščiau švino lydymosi temperatūros. O naktiniame pusrutulyje šerkšnas turėtų pasiekti skysto oro temperatūrą, o jei Merkurijuje buvo atmosfera, tai nakties pusėje ji turėtų virsti skysta, o gal net užšalti. Tik ant ribos tarp dienos ir nakties pusrutulių siauroje zonoje gali būti bent kiek palankios gyvybei temperatūros sąlygos. Tačiau nėra pagrindo galvoti apie išplėtotos organinės gyvybės galimybę ten. Be to, esant atmosferos pėdsakams, laisvo deguonies joje nepavyko išlaikyti, nes dienos pusrutulio temperatūroje deguonis energingai jungiasi su dauguma cheminių elementų.

Taigi, kalbant apie gyvybės Mėnulyje galimybę, perspektyvos yra gana nepalankios.

Venera

Skirtingai nei Merkurijus, Venera turi tam tikrų storos atmosferos požymių. Kai Venera praeina tarp Saulės ir Žemės, ją supa šviesos žiedas – tai jos atmosfera, kurią šviesoje apšviečia Saulė. Tokie Veneros perėjimai priešais Saulės diską pasitaiko labai retai: paskutinis praplaukimas įvyko 18S2, kitas įvyks 2004. Tačiau beveik kiekvienais metais Venera praeina, nors ir ne per patį saulės diską, bet pakankamai arti tai, o tada jis matomas labai siauro pjautuvo pavidalu, kaip mėnulis iškart po jaunaties. Pagal perspektyvos dėsnius, Saulės apšviestas Veneros pusmėnulis turėtų sudaryti lygiai 180 ° lanką, tačiau iš tikrųjų stebimas ilgesnis ryškus lankas, atsirandantis dėl saulės spindulių atspindžio ir lenkimo atmosferoje. Venera. Kitaip tariant, Veneroje yra prieblanda, kuri pailgina dienos trukmę ir iš dalies apšviečia jos naktinį pusrutulį.

Veneros atmosferos sudėtis vis dar menkai suprantama. 1932 m., Naudojant spektrinę analizę, jame buvo aptiktas didelis anglies dioksido kiekis, atitinkantis 3 km storio sluoksnį standartinėmis sąlygomis (t. y. esant 0 ° ir 760 mm slėgiui).

Veneros paviršius mums visada atrodo akinančiai baltas ir be pastebimų nuolatinių dėmių ar kontūrų. Manoma, kad Veneros atmosferoje visada yra storas baltų debesų sluoksnis, visiškai dengiantis kietą planetos paviršių.

Šių debesų sudėtis nežinoma, bet greičiausiai tai yra vandens garai. Kas yra po jais, nematome, bet aišku, kad debesys turi sušvelninti saulės spindulių šilumą, kuri Veneroje, kuri yra arčiau Saulės nei Žemė, kitu atveju būtų pernelyg stiprus.

Temperatūros matavimai dieną pusrutulyje davė apie 50-60° šilumos, o naktį 20° šalčio. Tokie kontrastai paaiškinami lėtu Veneros sukimu aplink ašį. Nors tikslus jo sukimosi laikotarpis nežinomas, nes planetos paviršiuje nėra pastebimų dėmių, tačiau, matyt, diena Veneroje trunka ne mažiau kaip 15 dienų.

Kokios yra gyvybės galimybės Veneroje?

Šiuo klausimu mokslininkai skiriasi. Kai kurie mano, kad visas jo atmosferoje esantis deguonis yra chemiškai surištas ir egzistuoja tik kaip anglies dioksido dalis. Kadangi šios dujos turi mažą šilumos laidumą, tokiu atveju temperatūra prie Veneros paviršiaus turėtų būti gana aukšta, galbūt net artima vandens virimo temperatūrai. Tai gali paaiškinti didelį vandens garų kiekį viršutiniuose atmosferos sluoksniuose.

Atkreipkite dėmesį, kad aukščiau pateikti Veneros temperatūros nustatymo rezultatai reiškia išorinį debesų dangos paviršių, t.y. į gana didelį aukštį virš jo kieto paviršiaus. Bet kokiu atveju reikia pagalvoti, kad sąlygos Veneroje primena šiltnamį ar oranžeriją, bet tikriausiai kur kas aukštesnė temperatūra.

Marsas

Gyvybės egzistavimo klausimo požiūriu didžiausią susidomėjimą kelia Marso planeta. Daugeliu atžvilgių jis panašus į Žemę. Iš jo paviršiuje aiškiai matomų dėmių nustatyta, kad Marsas sukasi apie savo ašį, padarydamas vieną apsisukimą per 24 valandas ir 37 metrus, todėl dienos ir nakties kaita jame vyksta beveik tiek pat, kiek laiko. žemėje.

Marso sukimosi ašis sudaro 66 ° kampą su jo orbitos plokštuma, beveik lygiai tokį patį kaip ir Žemės. Dėl šio ašinio posvyrio Žemėje keičiasi metų laikai. Akivaizdu, kad Marse yra tokie pat pokyčiai, tačiau tik kiekvienas sezonas Žemėje yra beveik dvigubai ilgesnis nei mūsų. Taip yra todėl, kad Marsas, būdamas vidutiniškai pusantro karto toliau nuo Saulės nei Žemė, savo apsisukimą aplink Saulę padaro per beveik dvejus Žemės metus, tiksliau – per 689 dienas.

Ryškiausia Marso paviršiaus detalė, pastebima žiūrint pro teleskopą, yra balta dėmė, kuri savo padėtyje sutampa su vienu iš jo polių. Dėmė Marso pietiniame ašigalyje geriausiai matoma, nes laikotarpiais, kai jis yra arčiausiai Žemės, Marsas yra pasviręs link Saulės ir Žemės su pietiniu pusrutuliu. Pastebėta, kad prasidėjus žiemai atitinkamame Marso pusrutulyje baltos dėmės pradeda daugėti, o vasarą mažėja. Buvo net atvejų (pavyzdžiui, 1894 m.), kai rudenį poliarinė dėmė beveik visiškai išnyko. Galima manyti, kad tai sniegas ar ledas, kuris žiemą nusėda kaip plona danga šalia planetos ašigalių. Kad šis dangalas yra labai plonas, išplaukia iš aukščiau pateikto baltos dėmės išnykimo stebėjimo.

Dėl Marso nutolimo nuo Saulės temperatūra jame yra palyginti žema. Vasara ten labai šalta, tačiau pasitaiko, kad poliarinis sniegas visiškai ištirpsta. Ilga vasaros trukmė nepakankamai kompensuoja šilumos trūkumą. Iš to išplaukia, kad ten iškrenta mažai sniego, gal tik keli centimetrai, netgi gali būti, kad baltos poliarinės dėmės susideda ne iš sniego, o iš šerkšno.

Ši aplinkybė visiškai sutampa su tuo, kad pagal visus duomenis Marse mažai drėgmės, mažai vandens. Jūrų ir didelių vandens erdvių ant jo nerasta. Jo atmosferoje debesys pastebimi labai retai. Labai oranžinę planetos paviršiaus spalvą, dėl kurios Marsas plika akimi atrodo kaip raudona žvaigždė (iš čia jos pavadinimas kilęs nuo senovės romėnų karo dievo), dauguma „stebėtojų“ paaiškina tuo, kad Marso paviršius. yra bevandenė smėlio dykuma, nuspalvinta geležies oksidais.

Marsas aplink Saulę juda ryškiai pailga elipse. Dėl šios priežasties jo atstumas nuo Saulės kinta gana plačiame diapazone – nuo ​​206 iki 249 milijonų km. Kai Žemė yra toje pačioje Saulės pusėje kaip ir Marsas, atsiranda vadinamosios Marso opozicijos (nes Marsas tuo metu yra priešingoje dangaus pusėje nuo Saulės). Opozicijų metu Marsas stebimas naktiniame danguje palankiomis sąlygomis. Prieštaravimai keičiasi vidutiniškai po 780 dienų arba po dvejų metų ir dviejų mėnesių.

Tačiau ne kiekvienoje opozicijoje Marsas artėja prie Žemės trumpiausiu atstumu. Tam būtina, kad opozicija sutaptų su arčiausiai Marso priartėjimo prie Saulės laiku, o tai įvyksta tik kas septintą ar aštuntą opoziciją, tai yra maždaug po penkiolikos metų. Tokios priešpriešos vadinamos didžiosiomis opozicijomis; jie vyko 1877, 1892, 1909 ir 1924 m. Kitas didelis susidūrimas įvyks 1939 m. Būtent šiomis datomis nustatomi pagrindiniai Marso stebėjimai ir susiję atradimai. Marsas buvo arčiausiai Žemės per 1924 m. opoziciją, tačiau jau tada jo atstumas nuo mūsų buvo 55 mln. Marsas niekada nėra arčiau Žemės.

Kanalai Marse

1877 metais italų astronomas Schiaparelli, atlikdamas stebėjimus palyginti kukliu teleskopu, bet po skaidriu Italijos dangumi, Marso paviršiuje, be tamsių dėmių, nors ir neteisingai vadinamų jūromis, aptiko ištisą siaurų tiesių linijų tinklą ar dryžiais, kuriuos jis pavadino sąsiauriais (itališkai canale). Taigi žodis „kanalas“ buvo pradėtas vartoti kitomis kalbomis, norint apibūdinti šiuos paslaptingus darinius.

Schiaparelli, atlikęs daugelį metų trukusių stebėjimų, sudarė išsamų Marso paviršiaus žemėlapį, kuriame buvo nubrėžta šimtai kanalų, jungiančių tamsias „jūrų“ dėmes tarp povandeninių zonų. Vėliau amerikiečių astronomas Lowellas, Arizonoje net pastatęs specialią observatoriją Marsui stebėti, tamsiose „jūrų“ erdvėse aptiko kanalus. Jis išsiaiškino, kad ir „jūros“, ir kanalai keičia savo matomumą priklausomai nuo metų laikų: vasarą jie tamsėja, kartais įgauna pilkšvai žalsvą atspalvį, o žiemą – blyški ir rusva. Lowell žemėlapiai yra dar išsamesni nei Schiaparelli žemėlapiai, jie pažymėti daugybe kanalų, kurie sudaro sudėtingą, bet gana taisyklingą geometrinį tinklą.

Norėdami paaiškinti Marse pastebėtus reiškinius, Lowell sukūrė teoriją, kuri buvo plačiai pripažinta, daugiausia tarp astronomų mėgėjų. Ši teorija susiveda į štai ką.

Oranžinis Lowell planetos paviršius, kaip ir dauguma kitų stebėtojų, užima smėlio dykvietę. Tamsiomis „jūrų“ dėmėmis jis laiko augmenija apaugusius plotus – laukus ir miškus. Jis mano, kad kanalai yra drėkinimo tinklas, kurį vykdo protingos būtybės, gyvenančios planetos paviršiuje. Tačiau patys kanalai iš Žemės mums nematomi, nes jų plotis toli gražu nėra pakankamas. Kad kanalai būtų matomi iš Žemės, jie turi būti bent dešimčių kilometrų pločio. Todėl Lowellas mano, kad matome tik plačią augalijos juostą, kuri išskleidžia savo žalius lapus, kai pats kanalas, esantis šios juostos viduryje, pavasarį prisipildo vandens, tekančio iš polių, iš kur susidaro iš polių. tirpstantis poliarinis sniegas.

Tačiau po truputį ėmė kilti abejonių dėl tokių paprastų kanalų realumo. Labiausiai orientuota buvo aplinkybė, kad galingiausiais šiuolaikiniais teleskopais ginkluoti stebėtojai nematė jokių kanalų, o tik stebėjo neįprastai turtingą įvairių detalių ir atspalvių vaizdą Marso paviršiuje, tačiau be taisyklingų geometrinių kontūrų. Tik stebėtojai, kurie naudojo vidutinio stiprumo instrumentus, matė ir eskizavo kanalus. Taigi kilo stiprus įtarimas, kad kanalai yra tik optinė iliuzija (optinė iliuzija), kuri atsiranda esant dideliam akių įtempimui. Šiai aplinkybei išaiškinti atlikta daug darbų, atlikta įvairių eksperimentų.

Įtikinamiausi yra vokiečių fiziko ir fiziologo Kühlo gauti rezultatai. Jie surengė specialų modelį, vaizduojantį Marsą. Tamsiame fone Kühlas priklijavo iš paprasto laikraščio iškirptą apskritimą, ant kurio buvo uždėtos kelios pilkos dėmės, primenančios Marso „jūrų“ kontūrus. Jei vertinsime tokį modelį iš arti, tada aiškiai matosi, kas tai yra – gali skaityti laikraščio tekstą ir nesukuriama jokia iliuzija. Bet jei nutolsite toliau, tada su tinkamu apšvietimu pradeda atsirasti tiesios plonos juostelės, einančios iš vienos tamsios dėmės į kitą ir, be to, nesutampančios su spausdinto teksto eilutėmis.

Kuhlas išsamiai ištyrė šį reiškinį.

Jis parodė, kad trys – tai daugybės smulkių detalių ir atspalvių buvimas, pamažu virstantis viena į kitą, kai akis nepagauna „apie visas detales, kyla noras šias detales derinti su paprastesniais geometriniais raštais, ko pasekoje. tiesių juostelių iliuzija atsiranda ten, kur nėra teisingų kontūrų. Šiuolaikinis iškilus stebėtojas Antoniadis, kuris tuo pat metu yra geras menininkas, Marsą piešia dėmėtą, su daugybe netaisyklingų detalių, bet be jokių tiesių kanalų.

Galbūt manote, kad šią problemą geriausiai išspręs trys fotografavimo pagalba. Fotografinės plokštės negalima apgauti: atrodytų, kad ji turėtų parodyti, kas iš tikrųjų egzistuoja Marse. Deja, taip nėra. Fotografija, kuri, pritaikyta žvaigždėms ir ūkams, davė tiek daug planetų paviršiaus atžvilgiu, duoda mažiau nei tai, ką stebėtojo akis mato tuo pačiu instrumentu. Tai paaiškinama tuo, kad Marso vaizdas, gautas net ir didžiausių ir ilgiausio fokusavimo instrumentų pagalba, lėkštėje pasirodo labai mažo dydžio – tik iki 2 mm skersmens.Žinoma, tai ant tokio vaizdo neįmanoma išskirti didelių detalių.Nuotraukose yra defektas, nuo kurio taip nukenčia šiuolaikinės fotografijos mėgėjai, fotografuojantys Leica tipo aparatais.Būtent atsiranda vaizdo grūdėtumas, kuris užstoja visas smulkmenas. .

Gyvenimas Marse

Tačiau Marso nuotraukos, darytos per skirtingus šviesos filtrus, aiškiai įrodė, kad Marse egzistuoja atmosfera, nors ir daug retesnė nei Žemės. Kartais vakare šioje atmosferoje pastebimi ryškūs taškai, kurie tikriausiai yra kamuoliniai debesys. Tačiau apskritai debesuotumas Marse yra nereikšmingas, o tai atitinka nedidelį vandens kiekį jame.

Beveik visi Marso stebėtojai dabar sutinka, kad tamsios „jūrų“ dėmės iš tiesų žymi augalais padengtas sritis. Šiuo atžvilgiu Lowello teorija patvirtinama. Tačiau dar palyginti neseniai buvo viena kliūtis. Klausimą apsunkino temperatūros sąlygos Marso paviršiuje.

Kadangi Marsas yra pusantro karto toliau nuo Saulės nei Žemė, jis gauna du su puse karto mažiau šilumos. Klausimas, iki kokios temperatūros gali sušildyti jo paviršių toks nereikšmingas šilumos kiekis, priklauso nuo Marso atmosferos sandaros, kuri yra mums nežinomo storio ir sudėties „kailis“.

Neseniai buvo galima tiesioginiais matavimais nustatyti Marso paviršiaus temperatūrą. Paaiškėjo, kad pusiaujo regionuose vidurdienį temperatūra pakyla iki 15-25°C, tačiau vakare užklumpa stiprus atšalimas, o naktį, matyt, lydi nuolatiniai kieti šalčiai.

Sąlygos Marse yra panašios į tas, kurias turime aukštuose kalnuose: retas ir skaidrus oras, didelis kaitinimas nuo tiesioginių saulės spindulių, šaltis pavėsyje ir didelės nakties šalnos. Sąlygos, be jokios abejonės, labai atšiaurios, tačiau galima daryti prielaidą, kad augalai aklimatizavosi, prisitaikė prie jų, taip pat ir prie drėgmės trūkumo.

Taigi, augalų egzistavimą Marse galima laikyti beveik įrodytu, tačiau apie gyvūnus, o tuo labiau protingus, kol kas nieko aiškaus pasakyti negalime.

Kalbant apie kitas Saulės sistemos planetas – Jupiterį, Saturną, Uraną ir Neptūną, sunku manyti, kad jose gali egzistuoti gyvybė dėl šių priežasčių: pirma, žemos temperatūros dėl atstumo nuo Saulės ir, antra, nuodingos. neseniai jų atmosferoje aptiktų dujų – amoniako ir metano. Jei šios planetos turi tvirtą paviršių, tai jis yra paslėptas kažkur dideliame gylyje, o mes matome tik viršutinius jų itin galingos atmosferos sluoksnius.

Dar mažiau tikėtina, kad gyvybė toliausiai nuo Saulės esančioje planetoje – neseniai atrastame Plutone, apie kurio fizines sąlygas vis dar nieko nežinome.

Taigi iš visų mūsų Saulės sistemos planetų (išskyrus Žemę) galima įtarti gyvybės egzistavimą Veneroje ir laikyti gyvybės egzistavimą Marse beveik įrodytu. Bet, žinoma, visa tai susiję su dabartimi. Laikui bėgant, vystantis planetoms, sąlygos gali labai pasikeisti. Dėl duomenų trūkumo apie tai nekalbėsime.

SAULĖS SISTEMOS PLANETŲ ATMOSFERA. Keliaujame į Saulės sistemos planetas, norėdami ištirti jų atmosferos sudėtį, taip pat savo. Beveik kiekviena mūsų Saulės sistemos planeta gali būti laikoma turinčia atmosferą. Taip pat pažiūrėkite, koks konkretus poveikis gali sukelti skirtingas sąlygas skirtingose ​​planetose. Gyvsidabris

Manoma, kad Merkurijaus atmosfera yra neįtikėtinai plona, ​​ji yra daugiau nei trilijoną kartų plonesnė už Žemę. Jo gravitacija sudaro apie 38% Žemės gravitacijos, todėl ji negali išlaikyti didelės atmosferos dalies, be to, dėl artumo Saulei saulės vėjas gali nupūsti dujas nuo paviršiaus. Dalelės saulės vėjas kartu su paviršinių uolienų išgaravimu dėl meteorų smūgių yra bene didžiausias Merkurijaus atmosferos šaltinis VENUS

Venera keliais atžvilgiais panaši į Žemę: jos tankis, dydis, masė ir tūris yra palyginami. Tačiau čia panašumai ir baigiasi. Atmosferos slėgis planetos paviršiuje yra apie 92 kartus didesnis nei Žemėje, o pagrindinės dujos yra anglies dioksidas – ankstesnių ugnikalnių išsiveržimų planetos paviršiuje rezultatas. Azoto taip pat yra nedideliais kiekiais. Aukščiau atmosferoje planetoje yra debesų, kurie yra sieros dioksido ir sieros rūgšties mišinys. Po šiais debesimis yra storas anglies dioksido sluoksnis, dėl kurio planetos paviršius patiria intensyvų šiltnamio efektą. Paviršiaus temperatūra Veneroje yra apie 480 laipsnių Celsijaus – per karšta, kad palaikytų mūsų pažįstamą gyvybę. ŽEMĖ

Žemės atmosferą daugiausia sudaro azotas ir deguonis, kurie yra būtini planetoje gyvenančiai gyvybei. Atmosferos sudėtis yra tiesioginė augalų gyvenimo pasekmė. Augalai fotosintezės būdu sugeria anglies dioksidą ir išstumia deguonį, o jei taip nebūtų, tikėtina, kad anglies dvideginio procentas atmosferoje būtų daug didesnis. Žemės atmosfera suskirstyta į sluoksnius: Troposfera Troposfera yra apie 9 km nuo Žemės paviršiaus poliariniuose regionuose ir apie 17 km ties pusiauju, vidutinis aukštis apie 12 km. Visa gyvybė Žemėje egzistuoja troposferoje. Daugiau nei 80% visos atmosferos oro masės yra sutelkta troposferoje, labai išvystyta turbulencija ir konvekcija, koncentruojasi vyraujanti vandens garų dalis, kyla debesys, vystosi ciklonai ir anticiklonai, taip pat kiti procesai, lemiantys orą ir klimatas. Stratosfera Stratosfera, atskirta nuo troposferos tropopauzės, tęsiasi iki 50–55 km ir čia yra ozono sluoksnis. Stratosfera baigiasi stratopauzėje, kitoje jos pusėje prasideda mezosfera. Mezosfera Mezosfera yra aukščiausias sluoksnis, kuriame susidaro neryškūs debesys, tiesiai po mezopauze, kuri yra už 80–85 km. Mezosferoje taip pat yra dauguma meteorų, kurie, patekę į Žemės atmosferą, pradeda švytėti ir degti. Už mezopauzės prasideda termosfera. Termosfera Termosferos aukštis yra 90–800 km aukštyje. Temperatūra termosferoje gali siekti 1773 K (1500 °C, 2700 °F), tačiau atmosfera šiame aukštyje yra labai plona. Termosferoje yra auroros, jonosfera ir Tarptautinė kosminė stotis. Egzosfera Ir galiausiai egzosfera, kuri tęsiasi iki maždaug 10 000 km. Dauguma dirbtinių Žemės palydovų sukasi egzosferos viduje. Ar Žemės atmosfera yra unikali? MARS

Marso, kaip ir Veneros, atmosferą daugiausia sudaro anglies dioksidas, nedidelis kiekis argono, taip pat azoto. Sluoksniai lengvai įsimenami – tai žemutinė atmosfera, vidurinė atmosfera, viršutinė atmosfera ir egzosfera. Kalbant apie ekstremalų šiltnamio efektą, atsirandantį Veneroje dėl didelio anglies dioksido kiekio, gali atrodyti keista, kad Marso paviršiaus temperatūra pasiekia aukščiausią 35 ° C. Taip yra todėl, kad Marso atmosfera yra žymiai plonesnė nei Veneros, taigi, nors anglies dioksido dalis yra palyginama, tikroji koncentracija yra daug mažesnė. JUPITERIS

Jupiteris, pirmasis iš dujų milžinų ir didžiausia planeta Saulės sistemoje, turi sluoksnius, troposferą, stratosferą, termosferą ir egzosferą, panašią į Žemę, nors mezosferos nėra. Jupiterio troposfera, matoma dalis, kurią mes siejame su Jupiteriu, daugiausia sudaryta iš vandenilio ir helio, nedideliais kiekiais metano, amoniako, vandenilio sulfido ir vandens, su amoniako kristalų debesimis. Kadangi Jupiteris neturi kieto paviršiaus, daugiau žemi lygiai troposfera palaipsniui kondensuojasi į skystą vandenilį ir helią. Be kieto paviršiaus, visuotinai pripažintas Jupiterio paviršius grindžiamas tuo, kur atmosferos slėgis yra 100 kPa. Be to, šios atmosferos sluoksniams būdingas didesnis nei aukštis slėgis. Jupiterio troposfera yra beveik 143 000 km. Tai daugiau nei 22 Žemės. SATURNAS

Kaip ir Jupiteris, Saturnas taip pat yra dujų milžinas, nors ir ne toks milžiniškas. Mažiau žinoma Saturno atmosfera, nors ji vėlgi daugeliu atžvilgių panaši į Jupiterio atmosferą. Daugiausia vandenilis, daug mažiau helio. Saturno debesys taip pat sudaryti iš amoniako kristalų. Atmosferoje esanti siera suteikia amoniako debesims šviesiai geltoną atspalvį. Ši matoma debesuota Saturno dalis yra daugiau nei 120 000 km. Tai daugiau nei 20 Žemės planetų. URANAS

Urano, kaip ir Jupiterio ir Saturno, atmosferą daugiausia sudaro vandenilis ir helis. Tačiau šiek tiek didesnis metano kiekis, ypač viršutinė atmosfera, labiau sugeria raudoną saulės šviesą, o tai savo ruožtu sukelia planetos atsiradimą mėlyna-mėlyna spalva. Urano atmosfera yra šalčiausia Saulės sistemoje, maždaug -224 ° C, todėl jo atmosferoje yra daug daugiau vandens ledo nei Jupiteryje ir Saturne. NEPTUNAS

Siųsti savo gerą darbą žinių bazėje yra paprasta. Naudokite žemiau esančią formą

Studentai, magistrantai, jaunieji mokslininkai, kurie naudojasi žinių baze savo studijose ir darbe, bus jums labai dėkingi.

Paskelbta http://www.allbest.ru/

Santrauka tema: "planetinės atmosferos»

Merkurijaus atmosfera

Merkurijaus atmosfera turi labai mažą tankį. Jį sudaro vandenilis, helis, deguonis, kalcio garai, natris ir kalis. Planeta tikriausiai gauna vandenilio ir helio iš Saulės, o metalai išgaruoja nuo jos paviršiaus. Šis plonas apvalkalas gali būti vadinamas "atmosfera" tik su dideliu ruožu. Slėgis planetos paviršiuje yra 500 milijardų kartų mažesnis nei Žemės paviršiuje (tai mažesnis nei šiuolaikiniuose vakuuminiuose įrenginiuose Žemėje).

Didžiausia Merkurijaus paviršiaus temperatūra, fiksuojama jutikliais, yra +410 °C. Vidutinė nakties pusrutulio temperatūra yra -162 ° C, o dienos +347 ° C (to pakanka švinui ar alavui ištirpti). Temperatūros skirtumai dėl metų laikų kaitos, kurią sukelia orbitos pailgėjimas, dienos pusėje siekia 100 °C. 1 m gylyje temperatūra yra pastovi ir lygi +75 ° C, nes akytas dirvožemis blogai praleidžia šilumą. Organinė gyvybė Merkurijuje atmesta.

Veneros atmosfera

Veneros atmosfera itin karšta ir sausa. Paviršiaus temperatūra pasiekia maksimumą, apie 480 ° C. Veneros atmosferoje yra 105 kartus daugiau dujų nei Žemės atmosferoje. Šios atmosferos slėgis šalia paviršiaus yra labai didelis, 95 kartus didesnis nei Žemėje. Erdvėlaiviai turi būti suprojektuoti taip, kad atlaikytų gniuždančią, gniuždančią atmosferos jėgą.

1970 m. pirmasis erdvėlaivis, nusileidęs į Venerą, tvankius karščius galėjo ištverti tik maždaug vieną valandą, tiek laiko, kad būtų galima siųsti duomenis apie paviršiaus sąlygas. 1982 metais Veneroje nusileidęs Rusijos lėktuvas į Žemę atsiuntė spalvotas aštrių uolienų nuotraukas.

Dėl šiltnamio efekto Veneroje siaubingai karšta. Atmosfera, kuri yra tanki anglies dioksido antklodė, sulaiko šilumą, sklindančią iš saulės. Dėl to jis kaupiasi didelis skaičiusšiluminė energija.

Veneros atmosfera yra padalinta į kelis sluoksnius. Tankiausia atmosferos dalis – troposfera – prasideda planetos paviršiuje ir tęsiasi iki 65 km. Prie įkaitusio paviršiaus vėjai silpni, tačiau viršutinėje troposferos dalyje temperatūra ir slėgis nukrenta iki sausumos verčių, o vėjo greitis sustiprėja iki 100 m/s.

Atmosferos slėgis Veneros paviršiuje yra 92 kartus didesnis nei Žemėje ir yra panašus į slėgį, kurį sukuria vandens sluoksnis 910 metrų gylyje. Dėl to aukštas spaudimas anglies dioksidas iš tikrųjų nebėra dujos, o superkritinis skystis. Veneros atmosferos masė yra 4,8 1020 kg, tai yra 93 kartus didesnė už visos Žemės atmosferos masę, o oro tankis paviršiuje yra 67 kg / m3, tai yra 6,5% tankio. skystas vanduo ant žemės.

Veneros troposferoje yra 99% visos planetos atmosferos masės. 90% Veneros atmosferos yra 28 km atstumu nuo paviršiaus. 50 km aukštyje atmosferos slėgis yra maždaug lygus slėgiui Žemės paviršiuje. Naktinėje Veneros pusėje debesų galima rasti net 80 km aukštyje virš paviršiaus.

Viršutinė atmosfera ir jonosfera

Veneros mezosfera yra nuo 65 iki 120 km. Tada prasideda termosfera, pasiekusi viršutinę atmosferos ribą (egzosferą) 220-350 km aukštyje.

Veneros mezosferą galima suskirstyti į du lygius: apatinį (62–73 km) ir viršutinį (73–95) km. Pirmajame sluoksnyje temperatūra yra beveik pastovi ir siekia 230K (-43°C). Šis lygis sutampa su viršutiniu debesų sluoksniu. Antrame lygyje temperatūra pradeda mažėti, nukrenta iki 165 K (?108 °C) 95 km aukštyje. Tai šalčiausia vieta Veneros atmosferos dienos pusėje. Tada prasideda mezopauzė, kuri yra riba tarp mezosferos ir termosferos ir yra tarp 95 ir 120 km. Mezopauzės dieną temperatūra pakyla iki 300–400 K (27–127 °C) – termosferoje vyraujančių verčių. Priešingai, naktinė termosferos pusė yra šalčiausia Veneros vieta, jos temperatūra yra 100 K (–173 °C). Kartais ji vadinama kriosfera. 2015 m., naudodami zondą „Venera Express“, mokslininkai užfiksavo šiluminę anomaliją aukščio diapazone nuo 90 iki 100 kilometrų – vidutinė temperatūra čia yra 20–40 laipsnių aukštesnė ir prilygsta 220–224 Kelvino laipsniams.

Venera turi pailgą jonosferą, esančią 120-300 km aukštyje ir beveik sutampančią su termosfera. Aukštas jonizacijos lygis išlieka tik dieninėje planetos pusėje. Nakties pusėje elektronų koncentracija beveik lygi nuliui. Veneros jonosfera susideda iš trijų sluoksnių: 120-130 km, 140-160 km ir 200-250 km. Taip pat gali būti papildomas sluoksnis apie 180 km. Didžiausias elektronų tankis (elektronų skaičius tūrio vienete) – 3 1011 m3, pasiekiamas antrajame sluoksnyje, esančiame prie subsaulės taško. Viršutinė jonosferos riba - jonopauzė - yra 220-375 km aukštyje. Pagrindiniai pirmojo ir antrojo sluoksnių jonai yra O2+ jonai, o trečiasis – O+ jonai. Remiantis stebėjimais, jonosferos plazma juda, o saulės fotojonizacija dienos pusėje ir jonų rekombinacija nakties pusėje yra procesai, daugiausia atsakingi už plazmos pagreitinimą iki stebimo greičio. Atrodo, kad plazmos srautas yra pakankamas, kad būtų išlaikytas stebimas jonų koncentracijos lygis nakties pusėje.

Žemės atmosfera

Žemės planetos, vienos iš geosferų, atmosfera yra Žemę supančių dujų mišinys ir yra sulaikomas dėl gravitacijos. Atmosferą daugiausia sudaro azotas (N2, 78%) ir deguonis (O2, 21%; O3, 10%). Likusią dalį (~1%) daugiausia sudaro argonas (0,93%) su nedidelėmis kitų dujų priemaišomis, ypač anglies dioksidu (0,03%). Be to, atmosferoje yra apie 1,3 h 1,5 h 10 kg vandens, kurio didžioji dalis yra sutelkta troposferoje.

Pagal temperatūros pokyčius atmosferoje išskiriami šie sluoksniai:

· Troposfera- iki 8-10 km poliariniuose regionuose ir iki 18 km - virš pusiaujo. Beveik 80% atmosferos oro sutelkta troposferoje, čia beveik visi vandens garai, susidaro debesys, iškrenta krituliai. Šilumos mainai troposferoje daugiausia vyksta konvekciniu būdu. Troposferoje vykstantys procesai tiesiogiai veikia žmonių gyvenimą ir veiklą. Temperatūra troposferoje didėjant aukščiui sumažėja vidutiniškai 6 ° C 1 km, o slėgis - 11 mm Hg. V. kas 100 m. Sąlyginė troposferos riba yra tropopauzė, kurioje sustoja temperatūros mažėjimas didėjant aukščiui.

· Stratosfera- nuo tropopauzės iki stratopauzės, kuri yra maždaug 50-55 km aukštyje. Jam būdingas nedidelis temperatūros padidėjimas didėjant aukščiui, kuris pasiekia vietinį maksimumą viršutinėje riboje. 20-25 km aukštyje stratosferoje yra ozono sluoksnis, apsaugantis gyvus organizmus nuo žalingo ultravioletinių spindulių poveikio.

· Mezosfera- yra 55-85 km aukštyje. Temperatūra palaipsniui krenta (nuo 0 °C stratopauzėje iki -70 h -90 °C mezopauzėje).

· Termosfera- važiuoja aukštyje nuo 85 iki 400-800 km. Temperatūra didėja didėjant aukščiui (nuo 200 K iki 500–2000 K turbopauzėje). Pagal atmosferos jonizacijos laipsnį jame išskiriamas neutralus sluoksnis (neutrosfera) - iki 90 km aukščio, o jonizuotas sluoksnis - jonosfera - aukščiau 90 km. Pagal homogeniškumą atmosfera yra padalinta į homosferą (homogeniška konstantos atmosfera cheminė sudėtis) ir heterosfera (atmosferos sudėtis kinta priklausomai nuo aukščio). Sąlyginė riba tarp jų maždaug 100 km aukštyje yra homopauzė. Viršutinė atmosferos dalis, kurioje molekulių koncentracija sumažėja tiek, kad jos juda daugiausia balistinėmis trajektorijomis, beveik nesusidurdamos tarpusavyje, vadinama egzosfera. Jis prasideda maždaug 550 km aukštyje, daugiausia sudarytas iš helio ir vandenilio, ir palaipsniui pereina į tarpplanetinę erdvę.

Atmosferos vertė

Nors atmosferos masė yra tik viena milijoninė Žemės masės dalis, ji vaidina lemiamą vaidmenį įvairiuose gamtos cikluose (vandens cikle, anglies cikle ir azoto cikle). Atmosfera yra pramoninis azoto, deguonies ir argono šaltinis, gaunamas frakciniu būdu distiliuojant suskystintą orą.

Marso atmosfera

Marso atmosfera buvo atrasta dar prieš automatinių tarpplanetinių stočių skrydį į planetą. Dėl planetos opozicijų, atsirandančių kas trejus metus, ir spektrinės analizės, astronomai jau XIX amžiuje žinojo, kad ji yra labai homogeniškos sudėties, kurios daugiau nei 95% sudaro CO2.

XX amžiuje tarpplanetinių zondų dėka sužinojome, kad Marso atmosfera ir jo temperatūra yra stipriai tarpusavyje susijusios, nes dėl smulkiausių geležies oksido dalelių pernešimo kyla didžiulės dulkių audros, galinčios padengti pusę planetos, pakeldamos jo temperatūra pakeliui.

Apytikslė sudėtis

Planetos dujų apvalkalą sudaro 95% anglies dioksido, 3% azoto, 1,6% argono ir nedidelis kiekis deguonies, vandens garų ir kitų dujų. Be to, jis labai pripildytas smulkių dulkių dalelių (daugiausia geležies oksido), kurios suteikia rausvą atspalvį. Dėl informacijos apie geležies oksido daleles visai nesunku atsakyti į klausimą, kokios spalvos yra atmosfera.

Kodėl raudonosios planetos atmosfera sudaryta iš anglies dioksido? Planetoje nėra plokščių tektonikos milijardus metų. Plokštės judėjimo stoka leido vulkaniniams taškams išspjauti magmą į paviršių milijonus metų. Anglies dioksidas taip pat yra išsiveržimo produktas ir yra vienintelės dujos, kurias atmosfera nuolat papildo, iš tikrųjų tai yra vienintelė priežastis, kodėl jis egzistuoja. Be to, planeta prarado magnetinį lauką, o tai prisidėjo prie to, kad lengvesnes dujas nunešė saulės vėjas. Dėl nuolatinių išsiveržimų atsirado daug didelių ugnikalnių kalnų. Olimpo kalnas yra didžiausias kalnas Saulės sistemoje.

Mokslininkai mano, kad Marsas prarado visą atmosferą dėl to, kad prieš maždaug 4 milijardus metų prarado magnetosferą. Kadaise dujinis planetos apvalkalas buvo tankesnis, o magnetosfera apsaugojo planetą nuo saulės vėjo. Saulės vėjas, atmosfera ir magnetosfera yra stipriai tarpusavyje susiję. Saulės dalelės sąveikauja su jonosfera ir išneša iš jos molekules, sumažindamos tankį. Tai yra raktas į klausimą, kur dingo atmosfera. Šias jonizuotas daleles erdvėlaiviai aptiko erdvėje už Marso. Dėl to vidutinis slėgis paviršiuje yra 600 Pa, palyginti su vidutiniu slėgiu Žemėje 101 300 Pa.

Struktūra

Atmosfera yra padalinta į keturis pagrindinius sluoksnius: apatinį, vidurinį, viršutinį ir egzosferą. Apatiniai sluoksniai yra šiltas regionas (temperatūra apie 210 K). Jį šildo ore esančios dulkės (1,5 µm skersmens dulkės) ir paviršiaus šiluminė spinduliuotė.

Reikėtų atsižvelgti į tai, kad nepaisant labai didelio retėjimo, anglies dioksido koncentracija planetos dujiniame apvalkale yra maždaug 23 kartus didesnė nei pas mus. Todėl Marso atmosfera nėra tokia draugiška, joje negali kvėpuoti ne tik žmonės, bet ir kiti sausumos organizmai.

Vidutinis – panašus į Žemę. Viršutinius atmosferos sluoksnius kaitina saulės vėjas, o temperatūra ten yra daug aukštesnė nei paviršiuje. Dėl šios šilumos dujos išeina iš dujų apvalkalo. Egzosfera prasideda apie 200 km nuo paviršiaus ir neturi aiškios ribos. Kaip matote, antžeminei planetai temperatūros pasiskirstymas aukštyje yra gana nuspėjamas.

Jupiterio atmosfera

Vienintelė matoma Jupiterio dalis yra atmosferos debesys ir dėmės. Debesys yra lygiagrečiai pusiaujui, priklausomai nuo kylančio šilto ar besileidžiančio šalto srauto, jie yra šviesios ir tamsios atmosferos planeta gyvsidabris žemė

Jupiterio atmosferoje daugiau nei 87% tūrio vandenilio ir ~ 13% helio, likusios dujos, įskaitant metaną, amoniaką, vandens garus, yra dešimtųjų ir šimtųjų procentų priemaišų pavidalu.

1 atm slėgis atitinka 170 K temperatūrą. Tropopauzė yra 0,1 atm slėgio ir 115 K temperatūros lygyje. Visoje pagrindinėje didelio aukščio troposferoje temperatūros kitimas gali būti apibūdinamas kaip adiabatinis gradientas vandenilio-helio terpėje – apie 2 K vienam kilometrui. Jupiterio radijo spinduliuotės spektras taip pat rodo nuolatinį radijo ryškumo temperatūros didėjimą didėjant gyliui. Virš tropopauzės yra temperatūros inversijos sritis, kurioje iki maždaug 1 mbar slėgio temperatūra palaipsniui pakyla iki ~180 K. Ši reikšmė išsaugoma mezosferoje, kuriai būdinga beveik izoterma iki lygio su a. ~10-6 atm slėgis, o virš jo prasideda termosfera, pereinanti į 1250 K temperatūros egzosferą.

Jupiterio debesys

Yra trys pagrindiniai sluoksniai:

1. Viršutinė, esant maždaug 0,5 atm slėgiui, sudaryta iš kristalinio amoniako.

2. Tarpinis sluoksnis sudarytas iš amonio hidrosulfido

3. Apatinis sluoksnis, esant kelių atmosferų slėgiui, susidedantis iš paprasto vandens ledo.

Kai kuriuose modeliuose taip pat manoma, kad egzistuoja žemiausias, ketvirtasis debesų sluoksnis, sudarytas iš skysto amoniako. Apskritai toks modelis atitinka turimų eksperimentinių duomenų visumą ir gerai paaiškina zonų ir juostų spalvą: aukščiau atmosferoje esančiose šviesos zonose yra ryškiai baltų amoniako kristalų, o gilesniuose – raudonai rudų amonio hidrosulfido kristalų. .

Kaip ir Žemė ir Venera, Jupiterio atmosferoje buvo užfiksuotas žaibas. Sprendžiant iš „Voyager“ nuotraukose užfiksuotų šviesos blyksnių, iškrovų intensyvumas yra itin didelis. Tačiau kol kas neaišku, kiek šie reiškiniai yra susiję su debesimis, nes blyksniai buvo aptikti didesniame aukštyje nei tikėtasi.

Cirkuliacija Jupiteryje

Būdingas judėjimas Jupiteryje yra zoninė tropinių ir vidutinio klimato platumų cirkuliacija. Pati cirkuliacija yra ašiesimetrinė, tai yra, skirtingose ​​ilgumose ji beveik nesiskiria. Rytų ir vakarų vėjų greičiai zonose ir juostose svyruoja nuo 50 iki 150 m/s. Ties pusiauju vėjas pučia rytų kryptimi apie 100 m/s greičiu.

Zonų ir juostų struktūra skiriasi vertikalių judesių pobūdžiu, nuo kurių priklauso horizontalių srovių susidarymas. Šviesiose zonose, kurių temperatūra žemesnė, judesiai kylantys, debesys tankesni ir išsidėstę aukštesniuose atmosferos lygiuose. Tamsesnėse (raudonai rudose) aukštesnės temperatūros juostose judesiai yra žemyn, jie išsidėstę giliau atmosferoje ir yra dengiami ne tokių tankių debesų.

Jupiterio žiedai

Jupiterio žiedai, supantys planetą statmenai pusiaujui, yra 55 000 km aukštyje nuo atmosferos.

Juos 1979 m. kovo mėn. atrado „Voyager 1“ ir nuo tada jie buvo stebimi iš Žemės. Yra du pagrindiniai žiedai ir vienas labai plonas vidinis žiedas su būdinga oranžine spalva. Atrodo, kad žiedų storis neviršija 30 km, o plotis – 1000 km.

Skirtingai nuo Saturno žiedų, Jupiterio žiedai yra tamsūs (albedas (atspindėjimas) – 0,05). Ir tikriausiai jie susideda iš labai mažų kietų dalelių, turinčių meteorinį pobūdį. Dalelės iš Jupiterio žiedų juose greičiausiai ilgai neužsibūna (dėl atmosferos ir magnetinio lauko sukuriamų kliūčių). Todėl, kadangi žiedai yra nuolatiniai, juos reikia nuolat papildyti. Maži Metis ir Adrastea palydovai, kurių orbitos yra žieduose, yra akivaizdūs tokių priedų šaltiniai. Iš Žemės Jupiterio žiedus galima pamatyti tik infraraudonųjų spindulių šviesoje.

Saturno atmosfera

Saturno viršutinę atmosferą sudaro 96,3% vandenilio (pagal tūrį) ir 3,25% helio (palyginti su 10% Jupiterio atmosferoje). Yra metano, amoniako, fosfino, etano ir kai kurių kitų dujų priemaišų. Amoniako debesys viršutinėje atmosferos dalyje yra galingesni nei Jupiterio debesys. Žemutinėje atmosferoje esantys debesys susideda iš amonio hidrosulfido (NH4SH) arba vandens.

„Voyagers“ duomenimis, Saturne pučia stiprūs vėjai, prietaisai užfiksavo 500 m/s oro greitį. Vėjai daugiausia pučia rytų kryptimi (ašinio sukimosi kryptimi). Jų stiprumas silpnėja tolstant nuo pusiaujo; tolstant nuo pusiaujo atsiranda ir vakarinės atmosferos srovės. Nemažai duomenų rodo, kad atmosferos cirkuliacija vyksta ne tik viršutiniame debesų sluoksnyje, bet ir mažiausiai 2000 km gylyje. Be to, „Voyager 2“ matavimai parodė, kad pietų ir šiaurės pusrutulių vėjai yra simetriški pusiaujo atžvilgiu. Yra prielaida, kad simetriški srautai yra kažkaip sujungti po matomos atmosferos sluoksniu.

Saturno atmosferoje kartais atsiranda stabilių darinių, kurie yra itin galingi uraganai. Panašūs objektai stebimi ir kitose Saulės sistemos dujinėse planetose (žr. Didžiąją raudonąją dėmę Jupiteryje, Didžiąją tamsiąją dėmę Neptūne). Milžiniškas „Didysis baltas ovalas“ Saturne pasirodo maždaug kartą per 30 metų, paskutinį kartą jis buvo pastebėtas 1990 m. (mažesni uraganai formuojasi dažniau).

2008 m. lapkričio 12 d. Cassini fotoaparatai padarė infraraudonųjų spindulių Saturno šiaurinio ašigalio vaizdus. Ant jų mokslininkai aptiko pašvaistę, panašių į Saulės sistemą. Be to, šios auroros buvo stebimos ultravioletinėje ir matomoje srityje. Auroros yra ryškūs ištisiniai ovalūs žiedai, supantys planetos ašigalį. Žiedai, kaip taisyklė, yra 70–80 ° platumoje. Pietiniai žiedai yra išsidėstę vidutinėje 75 ± 1° platumoje, o šiauriniai yra maždaug 1,5° arčiau ašigalio, o tai yra dėl to, kad šiauriniame pusrutulyje magnetinis laukas yra šiek tiek stipresnis. Kartais žiedai tampa spiraliniai, o ne ovalūs.

Skirtingai nuo Jupiterio, Saturno pašvaistės nėra susijusios su netolygiu plazmos lakšto sukimu išorinėse planetos magnetosferos dalyse. Manoma, kad jie atsiranda dėl magnetinio pakartotinio sujungimo, veikiant saulės vėjui. Laikui bėgant Saturno pašvaistės forma ir išvaizda labai keičiasi. Jų vieta ir ryškumas yra stipriai susiję su saulės vėjo slėgiu: kuo jis didesnis, tuo pašvaistė šviesesnė ir arčiau ašigalio. Vidutinė auroros galia yra 50 GW 80–170 nm diapazone (ultravioletinė) ir 150–300 GW 3–4 µm (infraraudonųjų spindulių) diapazone.

Audrų ir audrų metu Saturne stebimi galingi žaibo išlydžiai. Jų sukeltas elektromagnetinis Saturno aktyvumas bėgant metams svyruoja nuo beveik visiškas nebuvimas labai stiprioms elektros audroms.

2010 m. gruodžio 28 d. Cassini nufotografavo audrą, panašią į cigarečių dūmus. Kita, ypač galinga audra, užfiksuota 2011 metų gegužės 20 dieną.

Urano atmosfera

Urano atmosfera, kaip ir Jupiterio ir Saturno atmosfera, daugiausia susideda iš vandenilio ir helio. Dideliame gylyje jame yra daug vandens, amoniako ir metano, o tai yra Urano ir Neptūno atmosferų požymis. Priešingas vaizdas stebimas viršutiniuose atmosferos sluoksniuose, kuriuose yra labai mažai medžiagų, sunkesnių už vandenilį ir helią. Urano atmosfera yra šalčiausia iš visų planetų atmosferų Saulės sistemoje, jos minimali temperatūra yra 49 K.

Urano atmosferą galima suskirstyti į tris pagrindinius sluoksnius:

1. Troposfera- užima aukščio diapazoną nuo 300 km iki 50 km (0 yra sąlyginė riba, kai slėgis yra 1 baras;) ir slėgio diapazonas nuo 100 iki 0,1 baro

2. Stratosfera-- Apima aukštį nuo 50 iki 4000 km ir slėgį nuo 0,1 iki 10-10 barų

3. Egzosfera-- tęsiasi nuo 4000 km aukščio iki kelių planetos spindulių, slėgis šiame sluoksnyje linkęs į nulį, atsižvelgiant į atstumą nuo planetos.

Pastebėtina, kad, skirtingai nei Žemėje, Urano atmosfera neturi mezosferos.

Troposferoje yra keturi debesų sluoksniai: metano debesys ties riba, atitinkančia apie 1,2 baro slėgį; vandenilio sulfido ir amoniako debesys 3-10 barų slėgio sluoksnyje; amonio hidrosulfido debesys, esant 20–40 barų, ir galiausiai ledo kristalų vandens debesys, esantys žemiau sąlyginės slėgio ribos – 50 barų. Tik du viršutiniai debesų sluoksniai yra prieinami tiesioginiam stebėjimui, o apatinių sluoksnių egzistavimas prognozuojamas tik teoriškai. Ryškūs troposferos debesys Urane pastebimi retai, tikriausiai dėl mažo konvekcijos aktyvumo giliuose planetos regionuose. Tačiau tokių debesų stebėjimais buvo matuojamas zoninių vėjų greitis planetoje, kuris pasiekia 250 m/s.

Šiuo metu informacijos apie Urano atmosferą yra mažiau nei apie Saturno ir Jupiterio atmosferas. 2013 m. gegužės mėn. tik vienas erdvėlaivis „Voyager 2“ tyrė Uraną iš arti. Jokių kitų misijų į Uraną šiuo metu neplanuojama.

Neptūno atmosfera

Viršutiniuose atmosferos sluoksniuose buvo rasta vandenilio ir helio, kurie tam tikrame aukštyje sudaro atitinkamai 80 ir 19%. Taip pat yra metano pėdsakų. Pastebimos metano sugerties juostos atsiranda, kai bangos ilgis viršija 600 nm raudonojoje ir infraraudonojoje spektro dalyse. Kaip ir Urano atveju, metano sugertis raudona šviesa yra pagrindinis veiksnys, suteikiantis Neptūno atmosferai mėlyną atspalvį, nors ryškiai mėlyna Neptūno spalva skiriasi nuo nuosaikesnio Urano akvamarino. Kadangi metano gausa Neptūno atmosferoje mažai skiriasi nuo Urano, daroma prielaida, kad atmosferoje taip pat yra tam tikras, kol kas nežinomas, komponentas, kuris prisideda prie mėlynos spalvos susidarymo. Neptūno atmosfera yra padalinta į 2 pagrindinius regionus: apatinę troposferą, kur temperatūra mažėja didėjant aukščiui, ir stratosferą, kur temperatūra, priešingai, didėja didėjant aukščiui. Riba tarp jų, tropopauzė, yra esant 0,1 baro slėgio lygiui. Stratosfera pakeičiama termosfera, kai slėgio lygis yra mažesnis nei 10–4–10,5 mikrobarai. Termosfera palaipsniui pereina į egzosferą. Neptūno troposferos modeliai rodo, kad, priklausomai nuo aukščio, jį sudaro įvairios sudėties debesys. Viršutinio lygio debesys yra slėgio zonoje žemiau vieno baro, kur temperatūra palanki metano kondensacijai.

Esant slėgiui nuo vieno iki penkių barų, susidaro amoniako ir vandenilio sulfido debesys. Kai slėgis didesnis nei 5 barai, debesys gali būti sudaryti iš amoniako, amonio sulfido, vandenilio sulfido ir vandens. Giliau, esant maždaug 50 barų slėgiui, vandens ledo debesys gali egzistuoti 0 °C temperatūroje. Taip pat gali būti, kad šioje zonoje galima rasti amoniako ir vandenilio sulfido debesų. Didelio aukščio Neptūno debesys buvo pastebėti pagal šešėlius, kuriuos jie meta ant nepermatomo debesų sluoksnio žemiau lygio. Tarp jų išsiskiria debesų juostos, kurios „apvynioja“ aplink planetą pastovioje platumoje. Šios periferinės grupės yra 50–150 km pločio, o pačios yra 50–110 km virš pagrindinio debesų sluoksnio. Neptūno spektro tyrimas rodo, kad jo apatinė stratosfera yra miglota dėl ultravioletinių metano fotolizės produktų, tokių kaip etanas ir acetilenas, kondensacijos. Vandenilio cianido pėdsakai ir smalkės. Dėl didesnės angliavandenilių koncentracijos Neptūno stratosfera yra šiltesnė nei Urano stratosfera. Dėl nežinomų priežasčių planetos termosferos temperatūra yra neįprastai aukšta – apie 750 K. Esant tokiai aukštai temperatūrai, planeta yra per toli nuo Saulės, kad ji įkaitintų termosferą ultravioletiniais spinduliais. Galbūt šis reiškinys yra atmosferos sąveikos su jonais planetos magnetiniame lauke pasekmė. Remiantis kita teorija, šildymo mechanizmo pagrindas yra gravitacijos bangos iš vidinių planetos sričių, kurios yra išsklaidytos atmosferoje. Termosferoje yra anglies monoksido ir vandens pėdsakų, kurie galėjo atsirasti iš išorinių šaltinių, tokių kaip meteoritai ir dulkės.

Priglobta Allbest.ru

Panašūs dokumentai

Saulės sistemos sandara, išoriniai regionai. Natūralių planetų palydovų kilmė. Dujinių milžiniškų planetų bendruomenė. Merkurijaus, Saturno, Veneros, Žemės, Mėnulio, Marso, Urano, Plutono paviršiaus, atmosferos, sudėties charakteristikos. Asteroidų juostos.

santrauka, pridėta 2012-07-05


Saulės sistemos tyrimo problema. Ne visos mūsų sistemos paslaptys ir paslaptys yra atviros. Kitų mūsų sistemos planetų ir asteroidų ištekliai. Merkurijaus, Veneros, Marso, Jupiterio, Saturno, Urano, Neptūno, Plutono tyrinėjimai.

santrauka, pridėta 2003-04-22


Dujų gigantų samprata. Jupiteris kaip didžiausia Saulės sistemos planeta. Saturno kaip dangaus kūno su žiedų sistema ypatybės. Urano planetinės atmosferos specifika. Pagrindiniai Neptūno parametrai. Lyginamosios charakteristikosšios planetos.

pristatymas, pridėtas 2014-10-31


Jupiteris: Bendra informacija apie planetą ir jos atmosferą. Jupiterio vandenyno sudėtis. Jupiterio ir jo žiedo palydovai. Retos emisijos Saturno atmosferoje. Saturno žiedai ir palydovai. Urano atmosferos sudėtis ir temperatūra. Neptūno, jo palydovų sandara ir sudėtis.

santrauka, pridėta 2012-01-17


Tarpplanetinė sistema, susidedanti iš Saulės ir aplink ją besisukančių natūralių kosminių objektų. Merkurijaus, Veneros ir Marso paviršiaus charakteristikos. Žemės, Jupiterio, Saturno ir Urano vieta sistemoje. Asteroido juostos ypatybės.

pristatymas, pridėtas 2011-08-06


Oficialiai žinomų planetų pasiskirstymo braižymas. Tikslių atstumų iki Plutono ir už Plutono esančių planetų nustatymas. Saulės susitraukimo greičio apskaičiavimo formulė. Saulės sistemos planetų kilmė: Žemė, Marsas, Venera, Merkurijus ir Vulkanas.

straipsnis, pridėtas 2014-03-23


Saulės sistemos planetų (Veneros, Neptūno, Urano, Plutono, Saturno, Saulės) pagrindinių parametrų tyrimas: spindulys, planetos masė, vidutinė temperatūra, vidutinis atstumas nuo Saulės, atmosferos sandara, palydovų buvimas. Žymių žvaigždžių sandaros ypatumai.

pristatymas, pridėtas 2010-06-15


Planetos atmosferos susidarymo istorija. Deguonies balansas, Žemės atmosferos sudėtis. Atmosferos sluoksniai, troposfera, debesys, stratosfera, vidurinė atmosfera. Meteorai, meteoritai ir ugnies kamuoliai. Termosfera, auroros, ozonosfera. Įdomūs faktai apie atmosferą.

pristatymas, pridėtas 2016-07-23


Saugokitės žvaigždžių ir planetų padėties. Ruh zorepodibnyh planetos, roztashovannyh netoli ekliptikos. „Kilpos“ viršutinių planetų – Marso, Jupiterio, Saturno, Urano ir Neptūno – danguje. Planetų judėjimo teorijos kūrimas: pagrindiniai dangaus mechanikos praktiniai aspektai.

santrauka, pridėta 2010-07-18


Koncepcija ir skiriamieji bruožai planetos milžiniškos, kiekvienos iš jų charakteristikos ir vertės Galaktikoje įvertinimas: Jupiteris, Saturnas, Uranas ir Neptūnas. Šių planetų fizinės charakteristikos: polinis suspaudimas, sukimosi greitis, tūris, pagreitis, plotas.

Planetų ir jų palydovų atmosfera – jos tankį ir sudėtį lemia planetų skersmuo ir masė, atstumas nuo Saulės, jų susidarymo ir vystymosi ypatybės. Kuo toliau planeta yra nuo Saulės, tuo jos sudėtyje buvo ir dabar yra daugiau lakiųjų komponentų; kuo mažesnė planetos masė, tuo mažesnė jos galimybė sulaikyti šias lakiąsias medžiagas ir pan.. Tikriausiai antžeminės grupės planetos jau seniai prarado pirminę atmosferą. Merkurijus, arčiausiai Saulės esanti planeta, turinti palyginti mažą masę (gravitaciniame lauke negalinti laikyti molekulių, kurių atominė masė mažesnė nei 40) ir aukštos temperatūros paviršiuje praktiškai nėra atmosferos (CO 2 = 2000 atm-cm). Yra šiek tiek atmosferos vainiko, susidedančio iš inertinių dujų – argono, neono ir helio. Matyt, argonas ir helis yra radiogeniški ir nuolat patenka į atmosferą dėl tam tikros gyvsidabrį sudarančių uolienų „emanacijos“ ir, galbūt, endogeninių procesų. Neono buvimas yra paslaptis. Sunku manyti, kad pirminėje Merkurijaus substancijoje galėjo būti tiek daug neono, kad jis vis dar galėtų išsiskirti iš šios planetos vidurių, juolab kad šioje planetoje nerasta jokių tvirtų plutoninio aktyvumo įrodymų.

Venera turi šilčiausią ir galingiausią atmosferą iš visų antžeminių planetų. Planetos atmosfera yra 97% CO 2, joje rasta 0 2, N 2 ir H 2 0. Temperatūra paviršiuje siekia 747 + 20 K, slėgis (8,83 + 0,15) 10 6 Pa. Veneros atmosfera greičiausiai yra jos vidinės veiklos rezultatas. A. P. Vinogradovas manė, kad visas Veneros atmosferos CO 2 susidaro dėl visų karbonatų degazavimo aukštoje jos paviršiaus temperatūroje. Matyt, tai ne visai tiesa, nes neaišku, kaip tada šie karbonatai galėjo susidaryti? Mažai tikėtina, kad Veneros paviršiaus temperatūra praeityje buvo žymiai žemesnė, mažai tikėtina, kad jos paviršiuje kadaise buvo hidrosfera, todėl karbonatai negalėjo susidaryti. Buvo nuomonė, kad visą vandenį Venera prarado dėl jos molekulių disociacijos atmosferoje į vandenilį ir deguonį, o po to vandenilis išsisklaidė erdvėje. Deguonis pateko į cheminės reakcijos su angline medžiaga, dėl kurios atmosfera praturtėjo anglies dioksidu. Galbūt taip ir buvo, bet tuomet turime daryti prielaidą, kad Veneroje yra plutonizmo, kuris užtikrina vis naujų materijos dalių tiekimą iš jos gelmių į reakcijos zoną deguonimi, t. y. į paviršių, o tai, atrodo, patvirtina duomenys, gauti atlikus Venera-13 ir Venera-14 tyrimus.

Marse yra nedidelė atmosfera, kurios slėgis bazėje, priklausomai nuo sąlygų, yra (2,9-8,8) 10 2 Pa ribose. Viking-1 stoties nusileidimo zonoje atmosferos slėgis buvo 7,6-10 2 Pa. Marso atmosferos masė šiauriniame pusrutulyje yra šiek tiek didesnė nei pietiniame. Atmosferoje rasta nedideli vandens garų kiekiai ir ozono pėdsakų. Marso paviršiaus temperatūra kinta priklausomai nuo platumos ir ties poliarinių kepurių riba siekia 140-150 K. Pusiaujo regionų paviršiuje dieną gali siekti 300 K, o naktį nukrenta iki 180 K. Maksimalus aušinimas vyksta didelėse Marso platumose per ilgą poliarinę naktį. Temperatūrai nukritus iki 145 K, prasideda atmosferos anglies dioksido kondensacija, tačiau prieš tai iš atmosferos užšąla vandens garai. Marso poliarinės kepurės tikriausiai susideda iš apatinio vandens ledo sluoksnio, kuris iš viršaus yra padengtas kietu anglies dioksidu.

Didžiųjų planetų Jupiterio, Saturno ir Urano atmosferą sudaro vandenilis, helis, metanas; Jupiterio atmosfera yra galingiausia tarp kitų išorinių planetų. Remiantis foto ir IR spektrų analize, įvairūs šviesos atspindžio išorinių planetų atmosferose modeliai, be vyraujančių H 2 , CH 4 , H 3 ir He, tokių komponentų kaip C 2 H 2 , C 2 H 6, taip pat buvo aptikta PH 3; neatmetama sudėtingesnių organinių medžiagų buvimo galimybė. H/He santykis yra apie 10, t. y. artimas saulės; vandenilio izotopų D/H santykis, pavyzdžiui, Jupiteryje yra 2-10-5, o tai artimas tarpžvaigždiniam santykiui, lygiam 1,4-10-5. . Remiantis tuo, kas išdėstyta, galime daryti išvadą, kad išorinių planetų materija nevyksta branduolinių transformacijų, o nuo Saulės sistemos susidarymo lengvosios dujos nebuvo pašalintos iš išorinių planetų atmosferos. .Labai nuostabus yra ir toks reiškinys kaip atmosferų buvimas išorinių planetų palydovuose. Net tokie Jupiterio palydovai kaip Io ir Europa, kurių masė yra artima Mėnulio masei, vis dėlto turi atmosferą, o ypač Io palydovą supa natrio debesis. Io ir Titano atmosfera turi rausvą atspalvį, ir buvo nustatyta, kad šią spalvą sukelia skirtingi junginiai.