Atmosferski tlak planetov sončnega sistema. Makemake, pritlikavi planet, nima atmosfere. Zemljina atmosfera. Življenjska podpora
Pred 4,6 milijarde let so se v naši galaksiji začele tvoriti kepe iz oblakov zvezdne snovi. Plini so se vedno bolj zgoščeni in zgoščeni segrevali in oddajali toploto. Z naraščajočo gostoto in temperaturo so se začele jedrske reakcije, ki vodik spreminjajo v helij. Tako je obstajal zelo močan vir energije - Sonce.
Hkrati s povečanjem temperature in prostornine Sonca so zaradi združevanja drobcev medzvezdnega prahu v ravnini, pravokotni na os vrtenja zvezde, nastali planeti in njihovi sateliti. Oblikovanje sončnega sistema se je končalo pred približno 4 milijardami let.
Trenutno ima sončni sistem osem planetov. To so Merkur, Venera, Zemlja, Mars, Jupiter, Saturn, Uran, Nepto. Pluton je pritlikavi planet, največji znani objekt Kuiperjevega pasu (gre za pas velikih fragmentov, podoben asteroidnemu pasu). Po odkritju leta 1930 je veljal za deveti planet. Razmere so se spremenile leta 2006 s sprejetjem formalne definicije planeta.
Na planetu, ki je najbližje Soncu, Merkurju, nikoli ne dežuje. To je posledica dejstva, da je atmosfera planeta tako redka, da je preprosto nemogoče popraviti. In od kod lahko pride dež, če dnevna temperatura na površini planeta včasih doseže 430 stopinj Celzija. Ja, ne bi rad bil tam :)
Toda na Veneri se nenehno pojavlja kislo deževje, saj oblaki nad tem planetom niso narejeni iz oživljajoče vode, temveč iz smrtonosne žveplove kisline. Res je, ker temperatura na površini tretjega planeta doseže 480 stopinj Celzija, kapljice kisline izhlapijo, preden dosežejo planet. Nebo nad Venero prebadajo velike in strašne strele, a iz njih je več svetlobe in ropota kot dežja.
Na Marsu so bili po mnenju znanstvenikov pred davnimi časi naravni pogoji enaki kot na Zemlji. Pred milijardami let je bilo ozračje nad planetom precej gostejše in možno je, da je obilno deževje napolnilo te reke. Toda zdaj ima planet zelo redko atmosfero in fotografije, ki so jih posredovali izvidniški sateliti, kažejo, da je površina planeta podobna puščavam jugozahodnih Združenih držav ali Suhim dolinam na Antarktiki. Ko je del Marsa zavit v zimo, se nad rdečim planetom pojavijo tanki oblaki, ki vsebujejo ogljikov dioksid, mrtvo kamenje pa prekrije zmrzal. Zgodaj zjutraj so po dolinah tako goste megle, da se zdi, da bo kmalu deževalo, vendar so takšna pričakovanja zaman.
Mimogrede, temperatura zraka čez dan na Mrse znaša 20 stopinj Celzija. Res je, ponoči lahko pade na -140 :(
Jupiter je največji med planeti in je velikanska krogla plina! Ta krogla je skoraj v celoti sestavljena iz helija in vodika, vendar je možno, da je globoko v notranjosti planeta majhno trdno jedro, ovito v ocean tekočega vodika. Vendar je Jupiter z vseh strani obdan z barvnimi pasovi oblakov. Nekateri od teh oblakov so celo sestavljeni iz vode, vendar jih praviloma velika večina tvori strjene kristale amoniaka. Od časa do časa planet preletijo najmočnejši orkani in nevihte, ki prinašajo snežne padavine in deževje amoniaka. Tam je treba držati čarobno rožo.
A. Mihajlov, prof.
Znanost in življenje // Ilustracije
Lunarna pokrajina.
Taljenje polarne pege na Marsu.
Orbite Marsa in Zemlje.
Lowellov zemljevid Marsa.
Kuhlov model Marsa.
Antoniadijeva risba Marsa.
Glede na vprašanje obstoja življenja na drugih planetih bomo govorili samo o planetih našega sončnega sistema, saj ne vemo ničesar o prisotnosti drugih sonc, ki so zvezde, lastnih planetarnih sistemov, podobnih našemu. . Glede na sodobne poglede na nastanek sončnega sistema lahko celo domnevamo, da je nastanek planetov, ki se vrtijo okoli osrednje zvezde, dogodek, katerega verjetnost je zanemarljiva in da torej velika večina zvezd nima svojega lastnih planetarnih sistemov.
Nadalje je treba narediti pridržek, da nehote obravnavamo vprašanje življenja na planetih z našega zemeljskega vidika, ob predpostavki, da se to življenje manifestira v enakih oblikah kot na Zemlji, tj. ob predpostavki življenjskih procesov in splošna struktura organizmi, kot so tisti na zemlji. V tem primeru morajo za razvoj življenja na površini planeta obstajati določeni fizikalno-kemijski pogoji, ne sme biti previsok in ne previsok nizka temperatura, je potrebna prisotnost vode in kisika, medtem ko bi morala biti osnova organske snovi ogljikove spojine.
planetarne atmosfere
Prisotnost atmosfere na planetih je določena z gravitacijskim pritiskom na njihovo površino. Veliki planeti imajo dovolj gravitacijske sile, da obdržijo plinasto lupino okoli sebe. Dejansko so molekule plina v stalnem hitrem gibanju, katerega hitrost je določena s kemično naravo tega plina in temperaturo.
Največjo hitrost imajo lahki plini - vodik in helij; ko se temperatura dvigne, se hitrost poveča. Pri normalnih pogojih, to je pri temperaturi 0 ° in atmosferskem tlaku, je povprečna hitrost molekule vodika 1840 m / s, kisika pa 460 m / s. Toda pod vplivom medsebojnih trkov posamezne molekule pridobijo hitrosti, ki so nekajkrat višje od navedenih povprečnih številk. Če v zgornje plastiČe se v Zemljini atmosferi pojavi molekula vodika s hitrostjo večjo od 11 km/s, bo taka molekula odletela z Zemlje v medplanetarni prostor, saj sila Zemljine gravitacije ne bo zadostovala, da bi jo zadržala.
Manjši kot je planet, manj je masiven, manjša je ta omejevalna ali, kot pravijo, kritična hitrost. Za Zemljo je kritična hitrost 11 km/s, za Merkur le 3,6 km/s, za Mars 5 km/s, za Jupiter, največji in najmasivnejši planet, pa 60 km/s. Iz tega sledi, da Merkur, še bolj pa še manjša telesa, kot so sateliti planetov (vključno z našo Luno) in vsi majhni planeti (asteroidi), s svojo šibko privlačnostjo ne morejo zadržati atmosferske lupine blizu svoje površine. Mars lahko, čeprav s težavo, zadrži atmosfero, ki je veliko tanjša od Zemljine, toda kar zadeva Jupiter, Saturn, Uran in Neptun, je njihova privlačnost dovolj močna, da zadrži močno atmosfero, ki vsebuje lahke pline, kot sta amoniak in metan. in morda tudi prosti vodik.
Odsotnost ozračja neizogibno pomeni odsotnost tekoče vode. AT brezzračni prostor izhlapevanje vode poteka veliko močneje kot pri atmosferskem tlaku; zato se voda hitro spremeni v paro, ki je zelo lahek bazen, podvržen enaki usodi kot drugi plini v ozračju, to je, da bolj ali manj hitro zapusti površino planeta.
Jasno je, da so na planetu brez atmosfere in vode razmere za razvoj življenja povsem neugodne in na takem planetu ne moremo pričakovati ne rastlinskega ne živalskega sveta. Vsi majhni planeti, sateliti planetov in od velikih planetov - Merkur spadajo v to kategorijo. Povejmo nekaj več o dveh telesih te kategorije, in sicer o Luni in Merkurju.
Luna in Merkur
Za ta telesa je bila odsotnost atmosfere ugotovljena ne le z zgornjimi premisleki, ampak tudi z neposrednimi opazovanji. Ko se Luna premika po nebu in se prebija okoli Zemlje, pogosto prekrije zvezde. Izginotje zvezde za Luninim diskom je mogoče opazovati celo skozi majhno cev in vedno se zgodi precej v trenutku. Če bi bil lunin raj obdan z vsaj redko atmosfero, potem bi zvezda, preden bi popolnoma izginila, nekaj časa sijala skozi to atmosfero, navidezna svetlost zvezde pa bi se postopoma zmanjševala, poleg tega pa bi zaradi loma svetlobe , bi se zvezda zdela premaknjena s svojega mesta. Vsi ti pojavi so popolnoma odsotni, ko so zvezde prekrite z Luno.
Lunarne pokrajine, opazovane skozi teleskope, presenetijo z ostrino in kontrastom njihove osvetlitve. Na Luni ni penumbre. Ob svetlih, s soncem obsijanih mestih so globoke črne sence. To se zgodi zato, ker zaradi odsotnosti ozračja na Luni ni modrega dnevnega neba, ki bi s svojo svetlobo mehčalo sence; nebo je vedno črno. Na Luni ni somraka in po sončnem zahodu takoj nastopi temna noč.
Merkur je dlje od nas kot Luna. Zato ne moremo opazovati takih podrobnosti kot na Luni. Ne poznamo vrste njegove pokrajine. Okultacija zvezd z Merkurjem je zaradi njegove navidezne majhnosti izredno redka in nič ne kaže, da bi bile takšne okultacije kdaj opažene. Obstajajo pa prehodi Merkurja pred sončnim diskom, ko opazimo, da se ta planet v obliki drobne črne pike počasi plazi po svetli sončni površini. V tem primeru je rob Merkurja ostro začrtan in tistih pojavov, ki smo jih videli med prehodom Venere pred Soncem, pri Merkurju nismo opazili. A vseeno je možno, da so se ohranili majhni sledovi atmosfere okoli Merkurja, vendar ima ta atmosfera v primerjavi z zemljo povsem zanemarljivo gostoto.
Na Luni in Merkurju so temperaturne razmere popolnoma neugodne za življenje. Luna se izredno počasi vrti okoli svoje osi, zaradi česar dan in noč trajata na njej štirinajst dni. Toplote sončnih žarkov zračni ovoj ne ublaži, posledično se čez dan na Luni površinska temperatura dvigne na 120 °, to je nad vreliščem vode. V dolgi noči temperatura pade do 150° pod ničlo.
Med luninim mrkom je bilo opazovano, kako je temperatura v dobri eni uri padla s 70° toplega na 80° pod ničlo in se po koncu mrka skoraj v enakem kratkem času vrnila na prvotno vrednost. Ta ugotovitev kaže na izjemno nizko toplotno prevodnost kamnin, ki tvorijo lunino površino. Sončna toplota ne prodre globoko, ampak ostane v najtanjši zgornji plasti.
Treba je misliti, da je površina Lune prekrita z rahlimi in rahlimi vulkanskimi tufi, morda celo s pepelom. Že na globini enega metra se kontrasti toplote in mraza zgladijo »toliko, da tam verjetno prevladuje povprečna temperatura, ki se malo razlikuje od povprečne temperature zemeljskega površja, to je nekaj stopinj nad nič. Morda so se tam ohranili kakšni zametki žive snovi, a njihova usoda je seveda nezavidljiva.
Na Merkurju je razlika v temperaturnih razmerah še večja. Ta planet je vedno obrnjen proti Soncu z ene strani. Na dnevni polobli Merkurja temperatura doseže 400 °, to je nad tališčem svinca. In na nočni polobli bi morala zmrzal doseči temperaturo tekočega zraka, in če bi bila na Merkurju atmosfera, bi se morala na nočni strani spremeniti v tekočino in morda celo zmrzniti. Samo na meji med dnevno in nočno poloblo v ozkem pasu so lahko temperaturne razmere, ki so vsaj kolikor toliko ugodne za življenje. Ni pa razloga za razmišljanje o možnosti razvitega organskega življenja tam. Poleg tega v prisotnosti sledi atmosfere prostega kisika ni bilo mogoče zadržati v njem, saj se pri temperaturi dnevne poloble kisik močno povezuje z večino kemičnih elementov.
Torej, kar zadeva možnost življenja na Luni, so obeti precej neugodni.
Venera
Za razliko od Merkurja ima Venera določene znake goste atmosfere. Ko gre Venera med Soncem in Zemljo, jo obdaja svetlobni obroč – to je njena atmosfera, ki jo v svetlobi osvetljuje Sonce. Takšni prehodi Venere pred sončnim diskom so zelo redki: zadnji prehod se je zgodil leta 18S2, naslednji se bo zgodil leta 2004. Vendar skoraj vsako leto gre Venera, čeprav ne skozi sam sončni disk, vendar dovolj blizu, da in takrat je viden v obliki zelo ozkega srpa, kot je luna takoj za mlajem. Po zakonih perspektive bi moral Venerin polmesec obsijan s Soncem narediti lok točno 180°, v resnici pa opazimo daljši svetel lok, ki nastane zaradi odboja in upogiba sončnih žarkov v atmosferi. Venera. Z drugimi besedami, na Veneri je somrak, ki podaljša dan in delno osvetli njeno nočno poloblo.
Sestava atmosfere Venere je še vedno slabo razumljena. Leta 1932 je bila s pomočjo spektralne analize v njej odkrita prisotnost velike količine ogljikovega dioksida, ki je ustrezala plasti debeline 3 km pri standardnih pogojih (tj. Pri 0 ° in tlaku 760 mm).
Površje Venere se nam vedno zdi bleščeče belo in brez opaznih trajnih madežev ali obrisov. Menijo, da je v atmosferi Venere vedno debela plast belih oblakov, ki popolnoma prekrivajo trdno površino planeta.
Sestava teh oblakov ni znana, najverjetneje pa gre za vodno paro. Kaj je pod njimi, ne vidimo, jasno pa je, da morajo oblaki ublažiti toploto sončnih žarkov, ki bi bila na Veneri, ki je bližje Soncu kot Zemlja, sicer pretirano močna.
Meritve temperature so pokazale približno 50-60 ° toplote za dnevno poloblo in 20 ° zmrzali za noč. Takšne kontraste je mogoče razložiti s počasnim vrtenjem Venere okoli osi. Čeprav natančno obdobje njegove rotacije ni znano zaradi odsotnosti opaznih madežev na površini planeta, vendar očitno en dan na Veneri ne traja manj kot naših 15 dni.
Kakšne so možnosti življenja na Veneri?
Učenjaki se glede tega razlikujejo. Nekateri verjamejo, da je ves kisik v njeni atmosferi kemično vezan in obstaja le kot del ogljikovega dioksida. Ker ima ta plin nizko toplotno prevodnost, bi morala biti v tem primeru temperatura ob površini Venere precej visoka, morda celo blizu vrelišča vode. To bi lahko pojasnilo prisotnost velike količine vodne pare v zgornjih plasteh atmosfere.
Upoštevajte, da se zgornji rezultati določanja temperature Venere nanašajo na zunanjo površino oblačnega pokrova, tj. na dokaj visoko nadmorsko višino nad njegovo trdno površino. V vsakem primeru je treba misliti, da razmere na Veneri spominjajo na rastlinjak ali zimski vrt, vendar verjetno z veliko višjo temperaturo.
Mars
Največji interes z vidika vprašanja obstoja življenja je planet Mars. V mnogih pogledih je podoben Zemlji. Iz lis, ki so dobro vidne na njegovi površini, je bilo ugotovljeno, da se Mars vrti okoli svoje osi in naredi en obrat v 24 urah in 37 metrih, zato je na njem menjava dneva in noči skoraj enako dolga kot na Zemlji.
Os rotacije Marsa tvori kot 66 ° z ravnino njegove orbite, skoraj popolnoma enak kot na Zemlji. Zaradi tega osnega nagiba na Zemlji se spreminjajo letni časi. Očitno je na Marsu enaka sprememba, le da je vsak letni čas na Zemlji skoraj dvakrat daljši od našega. Razlog za to je, da Mars, ki je v povprečju enkrat in pol dlje od Sonca kot Zemlja, naredi svojo revolucijo okoli Sonca v skoraj dveh zemeljskih letih, natančneje v 689 dneh.
Najbolj izrazit detajl na površju Marsa, opazen s teleskopom, je bela lisa, ki po svojem položaju sovpada z enim od njegovih polov. Najbolje se vidi mesto na južnem polu Marsa, saj je Mars v obdobjih največje bližine Zemlji nagnjen proti Soncu in Zemlji z južno poloblo. Opazili so, da se z nastopom zime na ustrezni polobli Marsa bela lisa začne povečevati, poleti pa se zmanjša. Bili so celo primeri (na primer leta 1894), ko je polarna pega jeseni skoraj popolnoma izginila. Lahko si mislimo, da je to sneg ali led, ki se pozimi odloži kot tanek pokrov blizu polov planeta. Da je ta obloga zelo tanka, sledi iz zgornjega opažanja izginotja bele lise.
Zaradi oddaljenosti Marsa od Sonca je temperatura na njem relativno nizka. Poletje je tam zelo hladno, pa vendar se zgodi, da se polarni sneg popolnoma stopi. Dolgo trajanje poletja ne nadomesti dovolj toplote. Iz tega sledi, da tam zapade malo snega, morda le nekaj centimetrov, možno je celo, da bele polarne pege niso sestavljene iz snega, ampak iz inja.
Ta okoliščina se popolnoma ujema z dejstvom, da je po vseh podatkih na Marsu malo vlage, malo vode. Na njem ni bilo morja in velikih vodnih prostorov. V njegovem ozračju zelo redko opazimo oblake. Zelo oranžno barvo površja planeta, zaradi katere je Mars s prostim očesom videti kot rdeča zvezda (od tod tudi ime po starorimskem bogu vojne), si večina »opazovalcev« razlaga z dejstvom, da je površje Marsa je brezvodna peščena puščava, obarvana z železovimi oksidi.
Mars se giblje okoli Sonca po izrazito podolgovati elipsi. Zaradi tega se njegova oddaljenost od Sonca spreminja v precej širokem razponu - od 206 do 249 milijonov km. Ko je Zemlja na isti strani Sonca kot Mars, nastanejo tako imenovane opozicije Marsa (ker je Mars takrat na nasprotni strani neba od Sonca). Med opozicijami je Mars opazovan na nočnem nebu pod ugodnimi pogoji. Opozicije se izmenjujejo v povprečju po 780 dneh oziroma po dveh letih in dveh mesecih.
Vendar pa se Mars v vsaki opoziciji ne približa Zemlji na najkrajšo razdaljo. Za to je potrebno, da opozicija sovpada s časom največjega približevanja Marsa Soncu, kar se zgodi šele ob vsaki sedmi ali osmi opoziciji, torej po približno petnajstih letih. Takšna nasprotja imenujemo velika nasprotja; potekale so v letih 1877, 1892, 1909 in 1924. Naslednje veliko soočenje bo leta 1939. Na te datume so časovno omejena glavna opazovanja Marsa in z njimi povezana odkritja. Mars je bil Zemlji najbližje v času opozicije leta 1924, a že takrat je bila njegova oddaljenost od nas 55 milijonov km. Mars ni nikoli bližje Zemlji.
Kanali na Marsu
Leta 1877 je italijanski astronom Schiaparelli z opazovanjem z razmeroma skromnim teleskopom, a pod prozornim nebom Italije, odkril na površju Marsa poleg temnih lis, sicer napačno imenovanih morja, celo mrežo ozkih ravnih črt oz. proge, ki jih je imenoval ožine (italijansko canale). Zato se je beseda "kanal" začela uporabljati v drugih jezikih za označevanje teh skrivnostnih formacij.
Schiaparelli je na podlagi svojih dolgoletnih opazovanj sestavil podroben zemljevid površja Marsa, na katerem je bilo vrisanih na stotine kanalov, ki so povezovali temne lise "morja" med podmornicami. Kasneje je ameriški astronom Lowell, ki je v Arizoni zgradil celo poseben observatorij za opazovanje Marsa, odkril kanale v temnih prostorih »morij«. Ugotovil je, da tako "morja" kot kanali spreminjajo svojo vidnost glede na letne čase: poleti postanejo temnejši, včasih dobijo sivo-zelenkast odtenek, pozimi postanejo bledi in postanejo rjavkasti. Lowellovi zemljevidi so še bolj podrobni od Schiaparellijevih, označeni so s številnimi kanali, ki tvorijo zapleteno, a dokaj pravilno geometrijsko mrežo.
Za razlago pojavov, opaženih na Marsu, je Lowell razvil teorijo, ki je bila splošno sprejeta, predvsem med amaterskimi astronomi. Ta teorija se skrči na naslednje.
Oranžno površje planeta Lowell, tako kot večina drugih opazovalcev, ima za peščeno puščavo. Za temne lise »morij« šteje območja, prekrita z vegetacijo – polja in gozdove. Kanale ima za namakalno mrežo, ki jo izvajajo inteligentna bitja, ki živijo na površju planeta. Sami kanali pa nam z Zemlje niso vidni, saj njihova širina še zdaleč ni zadostna za to. Da bi bili vidni z Zemlje, morajo biti kanali široki vsaj deset kilometrov. Zato Lowell meni, da vidimo le širok pas vegetacije, ki razgrne svoje zelene liste, ko se sam kanal, ki leži sredi tega pasu, spomladi napolni z vodo, ki priteka iz polov, kjer nastane iz taljenje polarnega snega.
Vendar pa so se postopoma začeli pojavljati dvomi o resničnosti tako preprostih kanalov. Najbolj indikativna je bila okoliščina, da opazovalci, oboroženi z najmočnejšimi sodobnimi teleskopi, niso videli nobenih kanalov, ampak so opazovali le nenavadno bogato sliko različnih podrobnosti in odtenkov na površini Marsa, vendar brez pravilnih geometrijskih obrisov. Kanale so videli in skicirali le opazovalci, ki so uporabljali instrumente srednje moči. Zato se je pojavil močan sum, da kanali predstavljajo le optično iluzijo (optična iluzija), ki nastane ob ekstremni obremenitvi oči. Za razjasnitev te okoliščine je bilo opravljenega veliko dela in različnih poskusov.
Najbolj prepričljivi so rezultati, do katerih je prišel nemški fizik in fiziolog Kühl. Uredili so posebno maketo, ki prikazuje Mars. Na temno ozadje je Kühl nalepil krog, ki ga je izrezal iz navadnega časopisa, na katerem je bilo postavljenih več sivih lis, ki so spominjale na obrise »morij« na Marsu. Če takšen model obravnavamo od blizu, potem je jasno vidno, kaj je - lahko preberete časopisno besedilo in ne ustvarite iluzije. Če pa se odmaknete dlje, se s pravilno osvetlitvijo začnejo pojavljati ravne tanke črte, ki gredo od ene temne točke do druge in poleg tega ne sovpadajo z vrsticami tiskanega besedila.
Kuhl je ta pojav podrobno proučil.
Pokazal je, da so trije prisotnost številnih majhnih detajlov in odtenkov, ki postopoma prehajajo drug v drugega, ko jih oko ne more ujeti, »pri vseh podrobnostih obstaja želja po kombinaciji teh detajlov s preprostejšimi geometrijskimi vzorci, zaradi česar tam, kjer ni pravilnih obrisov, se pojavi iluzija ravnih črt. Sodobni ugledni opazovalec Antoniadi, ki je hkrati dober umetnik, slika Mars lisasto, z množico nepravilnih detajlov, a brez premočrtnih kanalov.
Morda mislite, da to težavo najbolje reši pomoč treh fotografij. Fotografske plošče ni mogoče prevarati: zdi se, da bi morala pokazati, kaj dejansko obstaja na Marsu. Na žalost ni. Fotografija, ki je nanesena na zvezde in meglice dala tako veliko, glede na površje planetov daje manj od tistega, kar vidi oko opazovalca z istim instrumentom. To je razloženo z dejstvom, da je slika Marsa, pridobljena tudi s pomočjo največjih in najdaljših žariščnih instrumentov, na plošči zelo majhna - le do 2 mm v premeru. na taki sliki je nemogoče razbrati velike detajle.Na fotografijah je prisotna napaka, zaradi katere tako trpijo sodobni ljubitelji fotografije, ki fotografirajo z napravami tipa Leica, namreč pojavi se zrnatost slike, ki zakrije vse drobne detajle. .
Življenje na Marsu
Vendar pa so fotografije Marsa, posnete skozi različne svetlobne filtre, jasno dokazale obstoj atmosfere na Marsu, čeprav veliko redkejšo od Zemljine. Včasih zvečer v tem ozračju opazimo svetle točke, ki so verjetno kumulusni oblaki. Toda na splošno je oblačnost na Marsu zanemarljiva, kar je skladno z majhno količino vode na njem.
Skoraj vsi opazovalci Marsa se zdaj strinjajo, da temne lise "morja" res predstavljajo območja, pokrita z rastlinami. V tem pogledu je Lowellova teorija potrjena. Vendar je do relativno nedavnega obstajala ena ovira. Vprašanje so zapletle temperaturne razmere na površini Marsa.
Ker je Mars enkrat in pol dlje od Sonca kot Zemlja, prejme dvakrat in četrtkrat manj toplote. Vprašanje, do katere temperature lahko tako nepomembna količina toplote segreje njegovo površino, je odvisno od strukture Marsove atmosfere, ki je "krzneni plašč" debeline in sestave, ki nam ni znana.
Pred kratkim je bilo mogoče z neposrednimi meritvami določiti površinsko temperaturo Marsa. Izkazalo se je, da se v ekvatorialnih regijah opoldne temperatura dvigne na 15-25 ° C, vendar zvečer nastopi močna ohladitev, noč pa menda spremljajo stalne močne zmrzali.
Pogoji na Marsu so podobni tistim, ki jih imamo v visokogorju: redek in prozoren zrak, močno segrevanje zaradi neposredne sončne svetlobe, mraz v senci in hude nočne zmrzali. Razmere so nedvomno zelo težke, vendar lahko domnevamo, da so se rastline aklimatizirale, prilagodile nanje, pa tudi na pomanjkanje vlage.
Torej se lahko šteje, da je obstoj rastlinskega sveta na Marsu skoraj dokazan, kar se tiče živali, še bolj pa inteligentnih, še ne moremo reči ničesar dokončnega.
Kar zadeva druge planete sončnega sistema - Jupiter, Saturn, Uran in Neptun, je težko domnevati možnost življenja na njih iz naslednjih razlogov: prvič, nizka temperatura zaradi oddaljenosti od Sonca in, drugič, strupenost plini, ki so jih nedavno odkrili v njihovi atmosferi - amoniak in metan. Če imajo ti planeti trdno površino, potem je ta skrita nekje v veliki globini, medtem ko vidimo le zgornje plasti njihove izjemno močne atmosfere.
Še manj verjetno je življenje na od Sonca najbolj oddaljenem planetu, nedavno odkritem Plutonu, o čigar fizičnih razmerah še vedno ne vemo ničesar.
Tako lahko od vseh planetov v našem sončnem sistemu (razen Zemlje) sumimo na obstoj življenja na Veneri in menimo, da je obstoj življenja na Marsu skoraj dokazan. Seveda pa gre za sedanjost. Sčasoma se lahko z razvojem planetov razmere močno spremenijo. O tem zaradi pomanjkanja podatkov ne bomo govorili.
OZRAČJE PLANETOV SONČNEGA SISTEMA. Potujemo na planete sončnega sistema, da raziščemo njihovo atmosfersko sestavo, pa tudi našo. Skoraj vsak planet v našem sončnem sistemu ima atmosfero. Oglejte si tudi, kateri specifični učinki lahko povzročijo različne razmere na različnih planetih. MERKUR
Merkur ima neverjetno tanko atmosfero, za katero ocenjujejo, da je več kot bilijonkrat tanjša od Zemlje. Njegova gravitacija je približno 38 % Zemljine, zato ne more zadržati veliko atmosfere, poleg tega pa njegova bližina Sonca pomeni, da lahko sončni veter odpihne pline stran od površja. delci sončni veter skupaj z izhlapevanjem površinskih kamnin zaradi udarcev meteorjev so verjetno največji vir Merkurjeve atmosfere VENERA
Venera je Zemlji podobna v več pogledih: njena gostota, velikost, masa in prostornina so primerljivi. Vendar se tu podobnosti končajo. Atmosferski tlak na površini planeta je približno 92-krat višji kot na Zemlji, glavni plin pa je ogljikov dioksid - posledica prejšnjih vulkanskih izbruhov na površini planeta. V majhnih količinah je prisoten tudi dušik. Višje v ozračju so na planetu oblaki, ki so mešanica žveplovega dioksida in žveplove kisline. Pod temi oblaki je debela plast ogljikovega dioksida, ki izpostavlja površino planeta intenzivnemu učinku tople grede. Površinska temperatura na Veneri je okoli 480 stopinj Celzija – prevroče, da bi obstajalo življenje, kot ga poznamo. ZEMLJA
Zemljino ozračje je sestavljeno predvsem iz dušika in kisika, ki sta bistvena za življenje, ki naseljuje planet. Sestava ozračja je neposredna posledica življenja rastlin. Rastline s fotosintezo absorbirajo ogljikov dioksid in izpodrivajo kisik, in če temu ne bi bilo tako, bi bil verjetno odstotek ogljikovega dioksida v ozračju precej višji. Zemljino ozračje je razdeljeno na plasti: Troposfera Troposfera je približno 9 km na površju Zemlje v polarnih območjih in približno 17 km na ekvatorju, s povprečno višino približno 12 km. V troposferi obstaja vse življenje na Zemlji. Več kot 80 % celotne mase atmosferskega zraka je skoncentrirano v troposferi, turbulenca in konvekcija sta močno razviti, koncentriran je pretežni del vodne pare, nastajajo oblaki, razvijajo se cikloni in anticikloni ter drugi procesi, ki določajo vreme in podnebje. Stratosfera Stratosfera, ločena od troposfere s tropopavzo, se razteza do 50-55 km in je tam, kjer najdete ozonski plašč. Stratosfera se konča v stratopavzi, na drugi strani pa se začne mezosfera. Mezosfera Mezosfera je najvišja plast, v kateri nastajajo svetleči oblaki, tik pod mezopavzo, ki je oddaljena 80 do 85 km. Mezosfera vsebuje tudi večino meteorjev, ki začnejo svetiti in zgoreti, ko vstopijo v Zemljino atmosfero. Za mezopavzo se začne termosfera. Termosfera Višina termosfere je na nadmorski višini od 90 do 800 km. Temperatura v termosferi lahko doseže 1773 K (1500 °C, 2700 °F), vendar je atmosfera na tej višini zelo tanka. Termosfera vsebuje aurore, ionosfero in Mednarodno vesoljsko postajo. Eksosfera In končno eksosfera, ki se razteza do približno 10.000 km. Večina zemeljskih umetnih satelitov se vrti znotraj eksosfere. Ali je Zemljina atmosfera edinstvena? MARS
Ozračje Marsa, tako kot Venerinega, je sestavljeno večinoma iz ogljikovega dioksida, z majhno količino argona in dušika. Plasti si je enostavno zapomniti - to so spodnja atmosfera, srednja atmosfera, zgornja atmosfera in eksosfera. Glede na izjemen učinek tople grede, ki je prisoten na Veneri kot posledica visokih ravni ogljikovega dioksida, se morda zdi čudno, da površinska temperatura Marsa doseže največ 35 °C. To je zato, ker je Marsova atmosfera bistveno tanjša od Venere, tako da je delež ogljikovega dioksida primerljiv, vendar je dejanska koncentracija veliko nižja. JUPITER
Jupiter, prvi med plinastimi velikani in največji planet v sončnem sistemu, ima plasti, troposfero, stratosfero, termosfero in eksosfero, podobne Zemlji, čeprav ni mezosfere. Jupitrova troposfera, vidni del, ki ga povezujemo z Jupitrom, je sestavljena večinoma iz vodika in helija, z majhnimi količinami metana, amoniaka, vodikovega sulfida in vode, z oblaki kristalov amoniaka. Ker Jupiter nima trdne površine, več nizke ravni troposfera postopoma kondenzira v tekoči vodik in helij. Brez trdne površine splošno sprejeta površina Jupitra temelji na atmosferskem tlaku 100 kPa. Poleg tega je za plasti te atmosfere značilen tlak, večji od višine. Jupitrova troposfera meri skoraj 143.000 km. To je več kot 22 Zemelj. SATURN
Tako kot Jupiter je tudi Saturn plinski velikan, čeprav ne tako velikanski. Manj znano je Saturnovo ozračje, čeprav je spet v marsičem podobno Jupitrovemu. Večinoma vodik, z veliko manj helija. Tudi Saturnovi oblaki so sestavljeni iz kristalov amoniaka. Žveplo, prisotno v ozračju, daje oblakom amoniaka bledo rumen odtenek. Ta vidni oblačni del Saturna je oddaljen več kot 120.000 km. To je več kot 20 planetov Zemlja. URAN
Atmosfera Urana, tako kot Jupitra in Saturna, je večinoma sestavljena iz vodika in helija. Nekoliko višje ravni metana, predvsem v zgornja atmosfera, povzročijo večjo absorpcijo rdeče svetlobe sonca, kar posledično povzroči pojav planeta modro-modra barva. Uran ima najhladnejšo atmosfero v sončnem sistemu, približno -224C, zato njegova atmosfera vsebuje veliko več vodnega ledu kot Jupiter in Saturn. NEPTUN
Pošljite svoje dobro delo v bazo znanja je preprosto. Uporabite spodnji obrazec
Študenti, podiplomski študenti, mladi znanstveniki, ki bazo znanja uporabljajo pri študiju in delu, vam bodo zelo hvaležni.
Objavljeno na http://www.allbest.ru/
Povzetek na temo: "planetarne atmosfere»
Atmosfera Merkurja
Atmosfera Merkurja ima izjemno nizko gostoto. Sestavljen je iz vodika, helija, kisika, kalcijeve pare, natrija in kalija. Planet verjetno prejema vodik in helij od Sonca, kovine pa izhlapevajo z njegove površine. To tanko lupino lahko imenujemo "atmosfera" le z velikim nategom. Tlak na površini planeta je 500 milijard krat manjši kot na površini Zemlje (to je manj kot v sodobnih vakuumskih napravah na Zemlji).
Najvišja površinska temperatura živega srebra, ki jo zabeležijo senzorji, je +410 °C. Povprečna temperatura nočne poloble je -162 ° C, dnevna pa +347 ° C (to je dovolj za taljenje svinca ali kositra). Temperaturne razlike zaradi menjave letnih časov zaradi raztezanja orbite dosegajo na dnevni strani 100 °C. Na globini 1 m je temperatura konstantna in enaka +75 ° C, ker porozna tla slabo prevajajo toploto. Organsko življenje na Merkurju je izključeno.
Atmosfera Venere
Ozračje Venere je izjemno vroče in suho. Temperatura na površini doseže najvišjo vrednost, približno 480 °C. Atmosfera Venere vsebuje 105-krat več plina kot atmosfera Zemlje. Tlak te atmosfere blizu površja je zelo visok, 95-krat večji kot na Zemlji. Vesoljske ladje morajo biti oblikovane tako, da prenesejo drobilno, drobilno silo ozračja.
Leta 1970 je prvo vesoljsko plovilo, ki je pristalo na Veneri, zdržalo vročino samo približno eno uro, ravno dovolj dolgo, da je poslalo podatke o stanju na površini. Rusko letalo, ki je leta 1982 pristalo na Veneri, je na Zemljo poslalo barvne fotografije ostrih kamnov.
Zaradi učinka tople grede je Venera strašno vroča. Ozračje, ki je gosta odeja ogljikovega dioksida, zadržuje toploto, ki prihaja od sonca. Posledično se kopiči veliko število termalna energija.
Atmosfera Venere je razdeljena na več plasti. Najgostejši del ozračja, troposfera, se začne na površini planeta in se razteza do 65 km. Vetrovi ob vročem površju so šibki, vendar se v zgornjem delu troposfere temperatura in tlak znižata na zemeljske vrednosti, hitrost vetra pa naraste na 100 m/s.
Atmosferski tlak na površini Venere je 92-krat višji kot na Zemlji in je primerljiv s pritiskom, ki ga ustvari plast vode na globini 910 metrov. Zaradi tega visok pritisk ogljikov dioksid pravzaprav ni več plin, ampak superkritična tekočina. Atmosfera Venere ima maso 4,8 1020 kg, kar je 93-krat večja od mase celotne atmosfere Zemlje, gostota zraka na površini pa je 67 kg / m3, kar je 6,5% gostote. tekoča voda na tleh.
Troposfera Venere vsebuje 99% celotne atmosfere planeta po masi. 90 % Venerinega ozračja je znotraj 28 km od površja. Na nadmorski višini 50 km je atmosferski tlak približno enak tlaku na zemeljskem površju. Na nočni strani Venere lahko najdemo oblake celo 80 km nad površjem.
Zgornja atmosfera in ionosfera
Mezosfera Venere leži med 65 in 120 km. Nato se začne termosfera, ki doseže zgornjo mejo atmosfere (eksosfero) na nadmorski višini 220-350 km.
Mezosfero Venere lahko razdelimo na dve ravni: spodnjo (62–73 km) in zgornjo (73–95) km. V prvi plasti je temperatura skoraj konstantna in znaša 230K (?43°C). Ta nivo sovpada z zgornjo plastjo oblakov. Na drugi stopnji se temperatura začne zniževati in na nadmorski višini 95 km pade na 165 K (?108 °C). To je najhladnejše mesto na dnevni strani Venerinega ozračja. Nato se začne mezopavza, ki je meja med mezosfero in termosfero in se nahaja med 95 in 120 km. Na dnevni strani mezopavze se temperatura dvigne na 300-400 K (27-127 °C) - vrednosti, ki prevladujejo v termosferi. Nasprotno pa je nočna stran termosfere najhladnejše mesto na Veneri s temperaturo 100K (?173°C). Včasih se imenuje kriosfera. Leta 2015 so znanstveniki s sondo Venera Express zabeležili toplotno anomalijo v območju nadmorske višine od 90 do 100 kilometrov - povprečne temperature so tukaj višje za 20-40 stopinj in znašajo 220-224 stopinj Kelvina.
Venera ima podolgovato ionosfero, ki se nahaja na nadmorski višini 120-300 km in skoraj sovpada s termosfero. Visoka stopnja ionizacije obstaja le na dnevni strani planeta. Na nočni strani je koncentracija elektronov skoraj nič. Ionosfera Venere je sestavljena iz treh plasti: 120-130 km, 140-160 km in 200-250 km. V območju 180 km lahko obstaja tudi dodatna plast. Največja elektronska gostota (število elektronov na enoto prostornine) 3 1011 m3 je dosežena v drugi plasti blizu podsončne točke. Zgornja meja ionosfere - ionopavza - se nahaja na nadmorski višini 220-375 km. Glavni ioni v prvi in drugi plasti so ioni O2+, tretjo plast pa sestavljajo ioni O+. Glede na opazovanja je ionosferska plazma v gibanju, sončna fotoionizacija na dnevni strani in rekombinacija ionov na nočni strani pa sta procesa, ki sta v glavnem odgovorna za pospeševanje plazme do opazovanih hitrosti. Pretok plazme je očitno zadosten za vzdrževanje opazovane ravni koncentracije ionov na nočni strani.
Zemljina atmosfera
Atmosfera planeta Zemlja, ena od geosfer, je mešanica plinov, ki obdajajo Zemljo, in je omejena zaradi gravitacije. Ozračje je sestavljeno predvsem iz dušika (N2, 78 %) in kisika (O2, 21 %; O3, 10 %). Preostanek (~1%) sestoji predvsem iz argona (0,93%) z majhnimi primesmi drugih plinov, zlasti ogljikovega dioksida (0,03%). Poleg tega atmosfera vsebuje približno 1,3 h 1,5 h 10 kg vode, katere večina je skoncentrirana v troposferi.
Glede na spremembe temperature z višino ločimo v ozračju naslednje plasti:
· Troposfera- do 8-10 km v polarnih regijah in do 18 km - nad ekvatorjem. Skoraj 80% atmosferskega zraka je koncentriranega v troposferi, skoraj vsa vodna para, tu nastajajo oblaki in padajo padavine. Izmenjava toplote v troposferi poteka pretežno konvektivno. Procesi, ki se dogajajo v troposferi, neposredno vplivajo na življenje in dejavnosti ljudi. Temperatura v troposferi se z višino zmanjša v povprečju za 6 ° C na 1 km, tlak pa za 11 mm Hg. v. na vsakih 100 m Pogojna meja troposfere je tropopavza, v kateri se zniževanje temperature z višino ustavi.
· Stratosfera- od tropopavze do stratopavze, ki se nahaja na nadmorski višini približno 50-55 km. Zanj je značilno rahlo zvišanje temperature z višino, ki doseže lokalni maksimum na zgornji meji. Na nadmorski višini 20-25 km v stratosferi je plast ozona, ki ščiti žive organizme pred škodljivimi učinki ultravijoličnega sevanja.
· Mezosfera- nahaja se na nadmorski višini 55-85 km. Temperatura postopoma pada (od 0 °C v stratopavzi do -70 h -90 °C v mezopavzi).
· Termosfera- teče na nadmorski višini od 85 do 400-800 km. Temperatura narašča z višino (od 200 K do 500–2000 K v turbopavzi). Glede na stopnjo ionizacije atmosfere v njej ločimo nevtralno plast (nevtrosfero) - do višine 90 km, in ionizirano plast - ionosfero - nad 90 km. Po homogenosti delimo ozračje na homosfero (homogeno ozračje konstantnega kemična sestava) in heterosfera (sestava ozračja se spreminja z višino). Pogojna meja med njima na višini okoli 100 km je homopavza. Zgornji del atmosfere, kjer se koncentracija molekul toliko zmanjša, da se gibljejo po pretežno balističnih tirnicah, skoraj brez trkov med seboj, imenujemo eksosfera. Začne se na nadmorski višini približno 550 km, sestoji predvsem iz helija in vodika in postopoma prehaja v medplanetarni prostor.
Vrednost atmosfere
Čeprav je masa atmosfere le ena milijoninka mase Zemlje, igra ključno vlogo v različnih naravnih ciklih (vodni cikel, cikel ogljika in cikel dušika). Ozračje je industrijski vir dušika, kisika in argona, ki se pridobivajo s frakcijsko destilacijo utekočinjenega zraka.
Atmosfera Marsa
Atmosfero Marsa so odkrili še pred poletom avtomatskih medplanetarnih postaj na planet. Zahvaljujoč opozicijam planeta, ki se pojavljajo vsake tri leta, in spektralni analizi so astronomi že v 19. stoletju vedeli, da ima zelo homogeno sestavo, od katere je več kot 95 % CO2.
V 20. stoletju smo po zaslugi medplanetarnih sond izvedeli, da sta atmosfera Marsa in njegova temperatura med seboj močno povezani, saj zaradi prenosa najmanjših delcev železovega oksida nastajajo ogromne prašne nevihte, ki lahko prekrijejo polovico planeta in dvignejo njegovo temperaturo na poti.
Približna sestava
Plinski ovoj planeta je sestavljen iz 95 % ogljikovega dioksida, 3 % dušika, 1,6 % argona in sledovih kisika, vodne pare in drugih plinov. Poleg tega je zelo močno napolnjena s finimi prašnimi delci (večinoma z železovim oksidom), ki ji dajejo rdečkast odtenek. Zahvaljujoč informaciji o delcih železovega oksida sploh ni težko odgovoriti na vprašanje, kakšne barve je ozračje.
Zakaj je ozračje rdečega planeta sestavljeno iz ogljikovega dioksida? Planet že milijarde let ni imel tektonike plošč. Pomanjkanje gibanja plošč je omogočilo vulkanskim vročim točkam, da so milijone let zapored bruhale magmo na površje. Tudi ogljikov dioksid je produkt izbruha in je edini plin, ki ga ozračje nenehno dopolnjuje, pravzaprav je to pravzaprav edini razlog, zakaj obstaja. Poleg tega je planet izgubil magnetno polje, kar je prispevalo k temu, da je sončni veter odnašal lažje pline. Zaradi nenehnih izbruhov se je pojavilo veliko velikih vulkanskih gora. Gora Olimp je največja gora v sončnem sistemu.
Znanstveniki verjamejo, da je Mars izgubil celotno atmosfero zaradi dejstva, da je izgubil magnetosfero pred približno 4 milijardami let. Nekoč je bil plinasti ovoj planeta gostejši in je magnetosfera ščitila planet pred sončnim vetrom. Sončni veter, atmosfera in magnetosfera so med seboj močno povezani. Sončni delci medsebojno delujejo z ionosfero in iz nje odnašajo molekule, kar zmanjšuje gostoto. To je ključ do vprašanja, kam je šlo ozračje. Te ionizirane delce so zaznala vesoljska plovila v prostoru za Marsom. Posledica tega je povprečni tlak na površini 600 Pa v primerjavi s povprečnim pritiskom na Zemlji 101.300 Pa.
Struktura
Ozračje je razdeljeno na štiri glavne plasti: spodnjo, srednjo, zgornjo in eksosfero. Spodnje plasti so toplo območje (temperatura okoli 210 K). Segrevajo ga prah v zraku (prah velikosti 1,5 µm) in toplotno sevanje s površine.
Upoštevati je treba, da je kljub zelo velikemu redčenju koncentracija ogljikovega dioksida v plinastem ovoju planeta približno 23-krat večja kot v našem. Marsova atmosfera torej ni tako prijazna, v njej ne morejo dihati ne samo ljudje, tudi drugi zemeljski organizmi.
Srednja - podobna Zemlji. Zgornje plasti ozračja segreva sončni veter in tam je temperatura precej višja kot na površju. Ta toplota povzroči, da plin zapusti plinski ovoj. Eksosfera se začne približno 200 km od površja in nima jasnih meja. Kot lahko vidite, je porazdelitev temperature po višini precej predvidljiva za zemeljski planet.
Atmosfera Jupitra
Edini vidni del Jupitra so atmosferski oblaki in pege. Oblaki se nahajajo vzporedno z ekvatorjem, odvisno od naraščajočih toplih ali padajočih hladnih tokov, so svetlo in temno ozračje planet živo srebro zemlja
V atmosferi Jupitra je več kot 87% prostornine vodika in ~ 13% helija, preostali plini, vključno z metanom, amoniakom, vodno paro, so v obliki nečistoč na ravni desetin in stotink odstotka.
Tlak 1 atm ustreza temperaturi 170 K. Tropopavza je na ravni s tlakom 0,1 atm in temperaturo 115 K. V celotni ležeči visokogorski troposferi je lahko temperaturno nihanje označeno z adiabatnim gradient v mediju vodik-helij - približno 2 K na kilometer. Jupitrov radijski emisijski spekter kaže tudi stalno povečevanje temperature radijske svetlosti z globino. Nad tropopavzo je območje temperaturne inverzije, kjer se temperatura do tlakov reda 1 mbar postopno dvigne na ~180 K. Ta vrednost se ohrani v mezosferi, za katero je značilna skoraj izoterma do ravni z tlak ~ 10-6 atm, nad tem pa se začne termosfera, ki prehaja v eksosfero s temperaturo 1250 K.
Jupitrovi oblaki
Obstajajo tri glavne plasti:
1. Najvišji, pri tlaku približno 0,5 atm, sestavljen iz kristalnega amoniaka.
2. Vmesni sloj je sestavljen iz amonijevega hidrosulfida
3. Spodnja plast, pri tlaku več atmosfer, sestavljena iz navadnega vodnega ledu.
Nekateri modeli predvidevajo tudi obstoj najnižje, četrte plasti oblakov, sestavljene iz tekočega amoniaka. Na splošno tak model zadovoljuje vse razpoložljive eksperimentalne podatke in dobro pojasnjuje barvo con in pasov: svetla območja, ki se nahajajo višje v atmosferi, vsebujejo svetlo bele kristale amoniaka, globlji pasovi pa vsebujejo rdeče-rjave kristale amonijevega hidrosulfida. .
Tako kot Zemlja in Venera so bile strele zabeležene tudi v Jupitrovi atmosferi. Sodeč po svetlobnih utrinkih, ujetih na fotografijah Voyagerja, je intenzivnost izpustov izjemno visoka. Ni pa še jasno, v kolikšni meri so ti pojavi povezani z oblaki, saj so izbruhe zaznali na višji nadmorski višini od pričakovane.
Kroženje na Jupitru
Značilno gibanje na Jupitru je prisotnost conskega kroženja tropskih in zmernih zemljepisnih širin. Sama cirkulacija je osimetrična, to pomeni, da skoraj nima razlik na različnih dolžinah. Hitrosti vzhodnih in zahodnih vetrov v conah in pasovih se gibljejo od 50 do 150 m/s. Na ekvatorju piha veter proti vzhodu s hitrostjo okoli 100 m/s.
Struktura con in pasov se razlikuje po naravi navpičnih premikov, od katerih je odvisna tvorba vodoravnih tokov. V svetlih conah, katerih temperatura je nižja, so gibanja naraščajoča, oblaki so gostejši in se nahajajo na višjih ravneh v ozračju. V temnejših (rdeče-rjavih) pasovih z višjimi temperaturami so premiki navzdol, nahajajo se globlje v atmosferi in jih prekrivajo manj gosti oblaki.
Jupitrovi prstani
Obroči Jupitra, ki obkrožajo planet pravokotno na ekvator, se nahajajo na nadmorski višini 55.000 km od ozračja.
Marca 1979 jih je odkril Voyager 1 in od takrat jih spremljajo z Zemlje. Obstajata dva glavna obroča in en zelo tanek notranji obroč z značilno oranžno barvo. Zdi se, da debelina obročev ne presega 30 km, širina pa 1000 km.
Za razliko od Saturnovih obročev so Jupitrovi obroči temni (albedo (odbojnost) - 0,05). In verjetno so sestavljeni iz zelo majhnih trdnih delcev meteorne narave. Delci iz Jupitrovih obročev najverjetneje v njih ne ostanejo dolgo (zaradi ovir, ki jih ustvarjata atmosfera in magnetno polje). Ker so torej obroči trajni, jih je treba nenehno dopolnjevati. Majhni luni Metis in Adrastea, katerih orbite ležijo znotraj obročev, sta očiten vir takšnih dodatkov. Z Zemlje lahko Jupitrove obroče vidimo le v infrardeči svetlobi.
Atmosfera Saturna
Saturnova zgornja atmosfera je sestavljena iz 96,3 % vodika (po prostornini) in 3,25 % helija (v primerjavi z 10 % v Jupitrovi atmosferi). Prisotne so primesi metana, amoniaka, fosfina, etana in nekaterih drugih plinov. Oblaki amoniaka v zgornjem delu ozračja so močnejši od Jupitrovih. Oblaki v spodnji atmosferi so sestavljeni iz amonijevega hidrosulfida (NH4SH) ali vode.
Po podatkih Voyagerjev na Saturnu pihajo močni vetrovi, naprave so zabeležile hitrost zraka 500 m / s. Vetrovi pihajo predvsem v vzhodni smeri (v smeri osnega vrtenja). Njihova moč slabi z oddaljenostjo od ekvatorja; ko se odmikamo od ekvatorja, se pojavljajo tudi zahodni atmosferski tokovi. Številni podatki kažejo, da se kroženje atmosfere ne dogaja samo v zgornji plasti oblakov, temveč tudi na globini najmanj 2000 km. Poleg tega so meritve Voyagerja 2 pokazale, da so vetrovi na južni in severni polobli simetrični glede na ekvator. Obstaja domneva, da so simetrični tokovi nekako povezani pod plastjo vidne atmosfere.
V atmosferi Saturna se včasih pojavijo stabilne formacije, ki so super močni orkani. Podobne objekte opazimo na drugih plinastih planetih sončnega sistema (glej Veliko rdečo pego na Jupitru, Veliko temno pego na Neptunu). Orjaški "Veliki beli oval" se na Saturnu pojavi približno enkrat na 30 let, zadnjič so ga opazili leta 1990 (manjši orkani nastajajo pogosteje).
12. novembra 2008 so Cassinijeve kamere posnele infrardeče slike Saturnovega severnega pola. Na njih so raziskovalci našli polarni sij, kakršnega v sončnem sistemu še niso opazili. Prav tako so te aurore opazili v ultravijoličnem in vidnem območju. Aurore so svetli neprekinjeni ovalni obroči, ki obdajajo pol planeta. Obroči se nahajajo na zemljepisni širini, praviloma pri 70--80 °. Južni obroči se nahajajo na povprečni zemljepisni širini 75 ± 1°, severni pa so približno 1,5° bližje polu, kar je posledica dejstva, da je magnetno polje na severni polobli nekoliko močnejše. Včasih obroči postanejo spiralni namesto ovalni.
Za razliko od Jupitra, Saturnov polarni sij ni povezan z neenakomerno rotacijo plazemske plošče v zunanjih delih magnetosfere planeta. Verjetno nastanejo zaradi magnetne ponovne povezave pod vplivom sončnega vetra. Oblika in videz Saturnovega polarnega sija se skozi čas močno spreminjata. Njihova lokacija in svetlost sta močno povezana s pritiskom sončnega vetra: večji kot je, svetlejši je polarni sij in bližje polu. Povprečna moč aurore je 50 GW v območju 80–170 nm (ultravijolično) in 150–300 GW v območju 3–4 µm (infrardeče).
Med nevihtami in nevihtami so na Saturnu opazne močne strele. Elektromagnetna aktivnost Saturna, ki jih povzročajo, z leti niha od skoraj popolna odsotnost do zelo močnih električnih neviht.
28. decembra 2010 je Cassini fotografiral nevihto, ki je spominjala na cigaretni dim. Še ena, posebej močna nevihta, je bila zabeležena 20. maja 2011.
Atmosfera Urana
Atmosfera Urana je tako kot atmosferi Jupitra in Saturna sestavljena predvsem iz vodika in helija. V velikih globinah vsebuje znatne količine vode, amoniaka in metana, kar je značilnost atmosfer Urana in Neptuna. Nasprotno sliko opazimo v zgornji atmosferi, ki vsebuje zelo malo snovi, težjih od vodika in helija. Atmosfera Urana je najhladnejša od vseh planetarnih atmosfer v sončnem sistemu z minimalno temperaturo 49 K.
Atmosfero Urana lahko razdelimo na tri glavne plasti:
1. Troposfera- zavzema območje nadmorske višine od?300 km do 50 km (0 je vzeta kot pogojna meja, kjer je tlak 1 bar;) in območje tlaka od 100 do 0,1 bara
2. Stratosfera-- pokriva višine od 50 do 4000 km in tlake med 0,1 in 10?10 bari
3. Eksosfera-- sega od višine 4000 km do več radijev planeta, tlak v tej plasti se z oddaljenostjo od planeta nagiba k ničli.
Omeniti velja, da za razliko od Zemlje atmosfera Urana nima mezosfere.
V troposferi so štiri plasti oblakov: oblaki metana na meji, ki ustreza tlaku približno 1,2 bara; oblaki vodikovega sulfida in amoniaka v tlačnem sloju 3-10 barov; oblaki amonijevega hidrosulfida pri 20-40 barih in končno vodni oblaki ledenih kristalov pod pogojno mejo tlaka 50 barov. Neposredno opazovanju sta dostopni samo zgornji dve plasti oblakov, medtem ko je obstoj spodnjih plasti predviden le teoretično. Na Uranu redko opazimo svetle troposferske oblake, kar je verjetno posledica nizke konvekcijske aktivnosti v globokih predelih planeta. Vendar so bila opazovanja takšnih oblakov uporabljena za merjenje hitrosti conskih vetrov na planetu, ki segajo do 250 m/s.
O atmosferi Urana je trenutno manj informacij kot o atmosferi Saturna in Jupitra. Od maja 2013 je samo eno vesoljsko plovilo, Voyager 2, proučevalo Uran od blizu. Trenutno ni načrtovanih drugih misij na Uran.
Atmosfera Neptuna
V zgornjih plasteh atmosfere so našli vodik in helij, ki na določeni višini predstavljata 80 oziroma 19 %. Obstajajo tudi sledi metana. Opazni absorpcijski pasovi metana se pojavijo pri valovnih dolžinah nad 600 nm v rdečem in infrardečem delu spektra. Tako kot pri Uranu je absorpcija rdeče svetlobe s strani metana glavni dejavnik, ki daje Neptunovemu ozračju modri odtenek, čeprav se Neptunova svetlo modra razlikuje od Uranovega bolj zmernega akvamarina. Ker se številčnost metana v atmosferi Neptuna ne razlikuje veliko od atmosfere Urana, se domneva, da obstaja tudi kakšna, še neznana komponenta atmosfere, ki prispeva k nastanku modrine. Ozračje Neptuna je razdeljeno na 2 glavni regiji: spodnjo troposfero, kjer temperatura pada z višino, in stratosfero, kjer temperatura, nasprotno, narašča z višino. Meja med njima, tropopavza, je pri tlaku 0,1 bara. Stratosfero zamenja termosfera pri tlaku, nižjem od 10?4 -- 10?5 mikrobarov. Termosfera postopoma prehaja v eksosfero. Modeli Neptunove troposfere kažejo, da je sestavljena iz oblakov spremenljive sestave, odvisno od višine. Zgornji oblaki so v območju tlaka pod enim barom, kjer temperatura spodbuja kondenzacijo metana.
Pri tlaku med enim in petimi bari nastanejo oblaki amoniaka in vodikovega sulfida. Pri tlaku nad 5 barov so lahko oblaki sestavljeni iz amoniaka, amonijevega sulfida, vodikovega sulfida in vode. Globlje, pri tlaku približno 50 barov, lahko obstajajo oblaki vodnega ledu pri temperaturi 0 °C. Prav tako je možno, da se v tem območju nahajajo oblaki amoniaka in vodikovega sulfida. Visokogorske Neptunove oblake smo opazili po sencah, ki jih mečejo na neprozorno plast oblakov pod nivojem. Med njimi izstopajo pasovi oblakov, ki se »ovijajo« okoli planeta na konstantni širini. Te obrobne skupine imajo širino 50-150 km, same pa so 50-110 km nad glavno plastjo oblakov. Študija Neptunovega spektra kaže, da je njegova spodnja stratosfera meglena zaradi kondenzacije produktov ultravijolične fotolize metana, kot sta etan in acetilen. Sledi vodikovega cianida in ogljikov monoksid. Stratosfera Neptuna je zaradi višje koncentracije ogljikovodikov toplejša od stratosfere Urana. Iz neznanih razlogov ima planetova termosfera nenormalno visoko temperaturo okoli 750 K. Za tako visoko temperaturo je planet predaleč od Sonca, da bi lahko segreval termosfero z ultravijoličnim sevanjem. Morda je ta pojav posledica interakcije atmosfere z ioni v magnetnem polju planeta. Po drugi teoriji so osnova mehanizma segrevanja gravitacijski valovi iz notranjih predelov planeta, ki se razpršijo v ozračju. Termosfera vsebuje sledi ogljikovega monoksida in vode, ki morda izvirajo iz zunanjih virov, kot so meteoriti in prah.
Gostuje na Allbest.ru
...Podobni dokumenti
Zgradba sončnega sistema, zunanje regije. Izvor naravnih satelitov planetov. Skupnost plinastih planetov velikanov. Značilnosti površja, atmosfere, sestava Merkurja, Saturna, Venere, Zemlje, Lune, Marsa, Urana, Plutona. Asteroidni pasovi.
povzetek, dodan 05.07.2012
Problem preučevanja sončnega sistema. Niso vse skrivnosti in skrivnosti našega sistema odprte. Viri drugih planetov in asteroidov našega sistema. Raziskovanje Merkurja, Venere, Marsa, Jupitra, Saturna, Urana, Neptuna, Plutona.
povzetek, dodan 22.4.2003
Koncept plinskih velikanov. Jupiter kot največji planet v sončnem sistemu. Značilnosti Saturna kot nebesnega telesa s sistemom obročev. Posebnosti planetarne atmosfere Urana. Osnovni parametri Neptuna. Primerjalne značilnosti teh planetov.
predstavitev, dodana 31.10.2014
Jupiter: splošne informacije o planetu in njegovem ozračju. Sestava Jupiterovega oceana. Jupitrovi sateliti in njegov obroč. Redke emisije v atmosferi Saturna. Prstani in lune Saturna. Atmosferska sestava in temperatura Urana. Struktura in sestava Neptuna, njegovih satelitov.
povzetek, dodan 17.01.2012
Medplanetarni sistem, sestavljen iz Sonca in naravnih vesoljskih objektov, ki krožijo okoli njega. Značilnosti površja Merkurja, Venere in Marsa. Lokacija Zemlje, Jupitra, Saturna in Urana v sistemu. Značilnosti asteroidnega pasu.
predstavitev, dodana 08.06.2011
Prikaz porazdelitve uradno znanih planetov. Določanje natančnih razdalj do Plutona in planetov onkraj Plutona. Formula za izračun stopnje krčenja Sonca. Izvor planetov sončnega sistema: Zemlja, Mars, Venera, Merkur in Vulkan.
članek, dodan 23.03.2014
Preučevanje glavnih parametrov planetov sončnega sistema (Venera, Neptun, Uran, Pluton, Saturn, Sonce): polmer, masa planeta, povprečna temperatura, povprečna oddaljenost od Sonca, struktura atmosfere, prisotnost satelitov. Značilnosti strukture znanih zvezd.
predstavitev, dodana 15.06.2010
Zgodovina nastanka ozračja planeta. Ravnovesje kisika, sestava zemeljske atmosfere. Plasti ozračja, troposfera, oblaki, stratosfera, srednja atmosfera. Meteorji, meteoriti in ognjene krogle. Termosfera, polarni sij, ozonosfera. Zanimiva dejstva o vzdušju.
predstavitev, dodana 23.07.2016
Pazi na položaje zvezd in planetov. Ruh zorepodibnyh planetov, roztashovannyh blizu ekliptike. "Zanke" na nebu zgornjih planetov - Mars, Jupiter, Saturn, Uran in Neptun. Ustvarjanje teorije gibanja planetov: glavni praktični vidiki nebesne mehanike.
povzetek, dodan 18.07.2010
Koncept in značilne značilnosti planeti velikani, značilnosti vsakega od njih in ocena vrednosti v galaksiji: Jupiter, Saturn, Uran in Neptun. Fizikalne značilnosti teh planetov: polarna kompresija, vrtilna hitrost, prostornina, pospešek, površina.
Atmosfera planetov in njihovih satelitov - njeno gostoto in sestavo določata premer in masa planetov, oddaljenost od Sonca, značilnosti njihovega nastanka in razvoja. Dlje ko se planet nahaja od Sonca, bolj hlapne komponente so bile in so zdaj vključene v njegovo sestavo; manjša kot je masa planeta, manjša je njegova sposobnost zadrževanja teh hlapnih snovi itd. Verjetno so planeti zemeljske skupine že zdavnaj izgubili svojo primarno atmosfero. Merkur, Soncu najbližji planet, s svojo razmeroma majhno maso (v gravitacijskem polju ne more zadržati molekul z atomsko težo manj kot 40) in visoka temperatura površje praktično nima atmosfere (CO 2 = 2000 atm-cm). Obstaja nekaj atmosferske korone, sestavljene iz inertnih plinov - argona, neona in helija. Očitno sta argon in helij radiogena in nenehno vstopata v ozračje zaradi nekakšne "emanacije" kamnin, ki sestavljajo Merkur, in po možnosti endogenih procesov. Prisotnost neona je skrivnost. Težko je domnevati, da bi lahko bilo v izvorni snovi Merkurja prisotno toliko neona, da bi lahko še vedno izstopal iz črevesja tega planeta, še posebej, ker na tem planetu ni bilo najdenih trdnih dokazov o plutonski aktivnosti.
Venera ima najtoplejše in najmočnejše ozračje od vseh zemeljskih planetov. Atmosfera planeta je 97% CO 2, v njej so našli 0 2, N 2 in H 2 0. Temperatura na površini doseže 747 + 20 K, tlak (8,83 + 0,15) 10 6 Pa. Atmosfera Venere je najverjetneje posledica njenega notranjega delovanja. A. P. Vinogradov je verjel, da je celoten CO 2 atmosfere Venere posledica razplinjevanja vseh karbonatov pri visoki temperaturi njene površine. Očitno to ni povsem res, ker ni jasno, kako bi potem ti karbonati lahko nastali? Malo verjetno je, da je bila površinska temperatura Venere v preteklosti bistveno nižja, malo verjetno je, da je na njenem površju nekoč obstajala hidrosfera in zato karbonati niso mogli nastati. Obstajalo je mnenje, da je Venera izgubila vso vodo zaradi disociacije svojih molekul v atmosferi na vodik in kisik, čemur je sledila disipacija vodika v vesolje. Vstopil je kisik kemične reakcije z ogljikovimi snovmi, kar je vodilo do obogatitve ozračja z ogljikovim dioksidom. Morda je bilo tako, vendar moramo potem domnevati prisotnost plutonizma na Veneri, ki zagotavlja dovajanje vedno novih delov snovi iz njene globine v reakcijsko cono s kisikom, torej na površje, kar naj bi potrjuje tudi podatki, pridobljeni kot rezultat študij Venera-13 in Venera-14.
Na Marsu je majhna atmosfera, katere tlak na dnu je, odvisno od pogojev, v območju (2,9-8,8) 10 2 Pa. V območju pristanka postaje Viking-1 je bil atmosferski tlak 7,6-10 2 Pa. Masa Marsove atmosfere na severni polobli je nekoliko večja kot na južni. V ozračju so našli majhne količine vodne pare in sledi ozona. Temperatura površine Marsa se spreminja glede na zemljepisno širino in na meji polarnih kapic doseže 140-150 K. Temperatura na površini ekvatorialnih območij podnevi je lahko 300 K, ponoči pa pade na 180 K. Največja ohladitev se pojavi na visokih zemljepisnih širinah Marsa med dolgo polarno nočjo. Ko temperatura pade na 145 K, se začne kondenzacija atmosferskega ogljikovega dioksida, pred tem pa vodna para zmrzne iz ozračja. Polarne kape Marsa so verjetno sestavljene iz spodnje plasti vodnega ledu, ki je na vrhu prekrit s trdnim ogljikovim dioksidom.
Atmosfere večjih planetov Jupitra, Saturna in Urana so sestavljene iz vodika, helija in metana; Jupitrova atmosfera je najmočnejša med drugimi zunanjimi planeti. Na podlagi analize foto in IR spektrov so različni modeli odboja svetlobe v atmosferi zunanjih planetov, poleg prevladujočih H 2 , CH 4 , H 3 in He, komponente kot C 2 H 2 , C 2 H 6 so bili odkriti tudi PH 3; ni izključena možnost prisotnosti kompleksnejših organskih snovi. Razmerje H/He je približno 10, to je blizu sončnemu; razmerje vodikovih izotopov D/H je na primer za Jupiter 2-10-5, kar je blizu medzvezdnega razmerja, ki je enako 1,4-10-5. . Na podlagi zgoraj navedenega lahko sklepamo, da snov zunanjih planetov ni podvržena jedrskim transformacijam in od nastanka sončnega sistema lahki plini niso bili odstranjeni iz atmosfere zunanjih planetov. .Zelo izjemen je tudi pojav, kot je prisotnost atmosfere v satelitih zunanjih planetov. Tudi Jupitrova satelita, kot sta Io in Evropa, z maso, ki je blizu masi Lune, kljub temu imata atmosfero, zlasti satelit Io pa je obdan z natrijevim oblakom. Atmosferi Ia in Titana imata rdečkast odtenek in ugotovljeno je bilo, da to obarvanost povzročajo različne spojine.
