Güneş sisteminin gezegenlerinin atmosferik basıncı. Bir cüce gezegen olan Makemake'nin atmosferi yoktur. Dünya atmosferi. Yaşam desteği

4,6 milyar yıl önce, galaksimizde yıldız maddesi bulutlarından kümeler oluşmaya başladı. Giderek, daha sıkı ve kalınlaşan gazlar ısınarak ısı yayarlar. Artan yoğunluk ve sıcaklıkla birlikte, hidrojeni helyuma dönüştüren nükleer reaksiyonlar başladı. Böylece çok güçlü bir enerji kaynağı ortaya çıktı - Güneş.

Güneş'in sıcaklığı ve hacmindeki artışla eş zamanlı olarak, yıldızlararası toz parçalarının Yıldız'ın dönme eksenine dik bir düzlemde birleşmesi sonucunda gezegenler ve uyduları yaratıldı. Güneş sisteminin oluşumu yaklaşık 4 milyar yıl önce tamamlandı.

Güneş sisteminde şu anda sekiz gezegen var. Bunlar Merkür, Venüs, Dünya, Mars, Jüpiter, Satürn, Uranüs, Nepto'dur. Pluto bir cüce gezegendir, bilinen en büyük Kuiper kuşağı nesnesidir (asteroit kuşağına benzer büyük bir parça kuşağıdır). 1930'da keşfedilmesinden sonra dokuzuncu gezegen olarak kabul edildi. 2006 yılında gezegenin resmi bir tanımının kabul edilmesiyle durum değişti.

Güneşe en yakın gezegen olan Merkür'de hiç yağmur yağmaz. Bunun nedeni, gezegenin atmosferinin o kadar seyrek olması ki, onu düzeltmenin imkansız olmasıdır. Ve gezegenin yüzeyindeki gündüz sıcaklığı bazen 430º Santigrat'a ulaşırsa yağmur nereden gelebilir? evet orda olmak istemezdim :)

Ancak Venüs'te sürekli olarak asit yağmurları meydana gelir, çünkü bu gezegenin üzerindeki bulutlar hayat veren sudan değil, ölümcül sülfürik asitten yapılmıştır. Doğru, üçüncü gezegenin yüzeyindeki sıcaklık 480°C'ye ulaştığı için asit damlaları gezegene ulaşmadan buharlaşıyor. Venüs'ün üzerindeki gökyüzü büyük ve korkunç şimşeklerle delinir, ancak onlardan yağmurdan daha fazla ışık ve kükreme gelir.

Bilim adamlarına göre, uzun zaman önce Mars'ta doğal koşullar Dünya'dakiyle aynıydı. Milyarlarca yıl önce, gezegenin üzerindeki atmosfer çok daha yoğundu ve bu nehirleri bol yağmurların doldurmuş olması muhtemeldir. Ancak şimdi gezegenin çok seyrek bir atmosferi var ve keşif uyduları tarafından iletilen fotoğraflar, gezegenin yüzeyinin Amerika Birleşik Devletleri'nin güneybatısındaki çöllere veya Antarktika'daki Kuru Vadilere benzediğini gösteriyor. Mars'ın bir kısmı kışın örtüldüğünde, kırmızı gezegenin üzerinde karbondioksit içeren ince bulutlar belirir ve don, ölü kayaları kaplar. Sabahın erken saatlerinde vadilerde o kadar yoğun sis var ki yağmur yağacak gibi görünüyor ama bu tür beklentiler boşuna.

Bu arada, Mrse'de gün boyunca hava sıcaklığı 20º Santigrat'tır. Doğru, geceleri -140'a düşebilir :(

Jüpiter gezegenlerin en büyüğüdür ve dev bir gaz küresidir! Bu top neredeyse tamamen helyum ve hidrojenden oluşuyor, ancak gezegenin derinliklerinde sıvı hidrojen okyanusuyla örtülü küçük bir katı çekirdek olması muhtemel. Bununla birlikte, Jüpiter her taraftan renkli bulut şeritleriyle çevrilidir. Bu bulutların bazıları sudan bile oluşur, ancak kural olarak büyük çoğunluğu katılaşmış amonyak kristalleri oluşturur. Zaman zaman, en güçlü kasırgalar ve fırtınalar gezegenin üzerinde uçarak kar yağışı ve amonyak yağmurları getirir. Sihirli Çiçeğin tutulacağı yer orası.

A. Mihaylov, Prof.

Bilim ve yaşam // İllüstrasyonlar

Ay manzarası.

Mars'ta eriyen kutup lekesi.

Mars ve Dünya'nın yörüngeleri.

Lowell'ın Mars haritası.

Kuhl'un Mars modeli.

Antoniadi tarafından Mars'ın çizimi.

Diğer gezegenlerde yaşamın varlığı sorusunu göz önünde bulundurarak, sadece güneş sistemimizin gezegenlerinden bahsedeceğiz, çünkü yıldız olan diğer güneşlerin bizimkine benzer kendi gezegen sistemlerinin varlığı hakkında hiçbir şey bilmiyoruz. . Güneş sisteminin kökeni hakkındaki modern görüşlere göre, merkezi bir yıldızın etrafında dönen gezegenlerin oluşumunun, olasılığı ihmal edilebilir bir olay olduğu ve bu nedenle yıldızların büyük çoğunluğunun sahip olmadığı bile varsayılabilir. Kendi gezegen sistemleri.

Ayrıca, gezegenlerdeki yaşam sorununu istemsiz olarak dünyevi bakış açımızdan ele aldığımıza dair bir çekince koymak gerekir, bu yaşamın kendisini Dünya'dakiyle aynı biçimlerde gösterdiğini varsayarsak, yani yaşam süreçlerini varsayarsak ve Genel yapı dünyadakiler gibi organizmalar. Bu durumda bir gezegenin yüzeyinde yaşamın gelişmesi için belirli fiziko-kimyasal koşulların olması, çok yüksek ve çok yüksek olmaması gerekir. düşük sıcaklık, su ve oksijenin bulunması gerekli iken, organik maddenin temeli karbon bileşikleri olmalıdır.

gezegen atmosferleri

Gezegenlerde bir atmosferin varlığı, yüzeylerindeki yerçekimi stresiyle belirlenir. Büyük gezegenler, etraflarında gaz halinde bir kabuk tutmaya yetecek kadar yerçekimsel kuvvete sahiptir. Aslında, gaz molekülleri, hızı bu gazın kimyasal yapısı ve sıcaklık tarafından belirlenen, sürekli hızlı hareket halindedir.

Hafif gazlar - hidrojen ve helyum - en yüksek hıza sahiptir; sıcaklık arttıkça hız artar. Normal koşullar altında, yani 0 ° sıcaklık ve atmosferik basınç altında, bir hidrojen molekülünün ortalama hızı 1840 m / s ve oksijen 460 m / s'dir. Ancak karşılıklı çarpışmaların etkisi altında, bireysel moleküller, belirtilen ortalama sayılardan birkaç kat daha yüksek hızlar elde eder. içinde ise üst katmanlar Dünya atmosferinde 11 km/sn'yi aşan bir hızla bir hidrojen molekülü belirirse, böyle bir molekül Dünya'dan gezegenler arası uzaya uçacaktır, çünkü Dünya'nın yerçekimi kuvveti onu tutmaya yetmeyecektir.

Gezegen ne kadar küçükse, kütlesi o kadar az, bu sınırlayıcı veya dedikleri gibi kritik hız o kadar az. Dünya için kritik hız 11 km/s, Merkür için sadece 3,6 km/s, Mars için 5 km/s, tüm gezegenlerin en büyüğü ve kütlesi Jüpiter için ise 60 km/s'dir. Bundan, Merkür'ün ve hatta gezegenlerin uyduları (Ayımız dahil) ve tüm küçük gezegenler (asteroidler) gibi daha da küçük cisimlerin, zayıf çekimleriyle atmosferik kabuğu yüzeylerine yakın tutamadıkları sonucu çıkar. Mars, zorlukla da olsa, Dünya'nınkinden çok daha ince bir atmosfere sahip olabilir, ancak Jüpiter, Satürn, Uranüs ve Neptün'e gelince, onların çekimi, amonyak ve metan gibi hafif gazlar içeren güçlü atmosferleri tutacak kadar güçlüdür. ve muhtemelen ayrıca serbest hidrojen.

Bir atmosferin yokluğu, kaçınılmaz olarak sıvı suyun yokluğunu gerektirir. İÇİNDE havasız alan su buharlaşması, atmosferik basınçta olduğundan çok daha şiddetli gerçekleşir; bu nedenle su, atmosferdeki diğer gazlarla aynı kaderi paylaşan çok hafif bir havza olan buhara hızla dönüşür, yani gezegenin yüzeyini aşağı yukarı hızlı bir şekilde terk eder.

Açıktır ki, atmosferi ve suyu olmayan bir gezegende yaşamın gelişmesi için koşullar tamamen elverişsizdir ve böyle bir gezegende ne bitki ne de hayvan yaşamı bekleyemeyiz. Tüm küçük gezegenler, gezegenlerin uyduları ve büyük gezegenlerden - Merkür bu kategoriye girer. Bu kategorideki iki cisimden, yani Ay ve Merkür'den biraz daha bahsedelim.

Ay ve Merkür

Bu cisimler için, bir atmosferin bulunmadığı sadece yukarıdaki hususlarla değil, aynı zamanda doğrudan gözlemlerle de tespit edilmiştir. Ay, Dünya'nın etrafında dolaşarak gökyüzünde hareket ettiğinde, genellikle yıldızları kaplar. Bir yıldızın Ay diskinin arkasında kaybolması küçük bir tüpten bile gözlemlenebilir ve bu her zaman anında gerçekleşir. Ay cenneti en azından nadir bir atmosferle çevrili olsaydı, o zaman yıldız tamamen kaybolmadan önce bir süre bu atmosferde parlayacak ve ayrıca ışığın kırılması nedeniyle yıldızın görünen parlaklığı yavaş yavaş azalacaktı. , yıldız yerinden çıkmış gibi görünür . Yıldızlar Ay tarafından örtüldüğünde tüm bu fenomenler tamamen yoktur.

Teleskoplarla gözlemlenen ay manzaraları, aydınlatmalarının keskinliği ve kontrastı ile hayrete düşürüyor. Ay'da penumbra yoktur. Parlak, güneşli yerlerin yanında koyu siyah gölgeler var. Bunun nedeni, Ay'da bir atmosfer olmaması nedeniyle, ışığıyla gölgeleri yumuşatacak mavi gündüz gökyüzünün olmamasıdır; gökyüzü her zaman siyahtır. Ay'da alacakaranlık yoktur ve gün batımından sonra hemen karanlık bir gece başlar.

Merkür bize Ay'dan daha uzaktır. Dolayısıyla Ay'da olduğu gibi bu tür detayları gözlemleyemeyiz. Manzarasının türünü bilmiyoruz. Görünen küçüklüğü nedeniyle yıldızların Merkür tarafından örtülmesi son derece nadirdir ve bu tür örtülmelerin şimdiye kadar gözlemlendiğine dair hiçbir gösterge yoktur. Ancak küçük siyah bir nokta şeklindeki bu gezegenin parlak güneş yüzeyi üzerinde yavaşça süründüğünü gözlemlediğimizde, güneş diskinin önünden Merkür geçişleri vardır. Bu durumda, Merkür'ün kenarı keskin bir şekilde çizilmiştir ve Venüs'ün Güneş'in önünden geçişi sırasında görülen olaylar Merkür'de gözlenmemiştir. Ancak Merkür çevresindeki atmosferin küçük izlerinin korunmuş olması hala mümkündür, ancak bu atmosfer dünyaya kıyasla tamamen ihmal edilebilir bir yoğunluğa sahiptir.

Ay ve Merkür'de sıcaklık koşulları yaşam için tamamen elverişsizdir. Ay, kendi ekseni etrafında son derece yavaş döner, bu nedenle on dört gün boyunca gece ve gündüz devam eder. Güneş ışınlarının ısısı hava zarfı tarafından hafifletilmez ve sonuç olarak Ay'da gün boyunca yüzey sıcaklığı 120 ° 'ye, yani suyun kaynama noktasının üzerine çıkar. Uzun gece boyunca sıcaklık sıfırın altında 150°'ye düşer.

Bir ay tutulması sırasında sıcaklığın bir saatten biraz fazla bir sürede 70° sıcaktan sıfırın altında 80°'ye düştüğü ve tutulmanın sona ermesinden sonra neredeyse aynı kısa sürede orijinal değerine geri döndüğü gözlemlendi. Bu gözlem, Ay yüzeyini oluşturan kayaların son derece düşük termal iletkenliğine işaret ediyor. Güneş ısısı derinlere nüfuz etmez, ancak en ince üst katmanda kalır.

Ay'ın yüzeyinin hafif ve gevşek volkanik tüflerle, hatta belki de külle kaplı olduğu düşünülmelidir. Zaten bir metre derinlikte, sıcak ve soğuğun zıtlıkları “o kadar yumuşatılır ki, orada, dünya yüzeyinin ortalama sıcaklığından çok az farklı olan, yani birkaç derece yukarıda olan ortalama bir sıcaklığın hakim olması muhtemeldir. sıfır. Orada bazı canlı madde embriyoları korunmuş olabilir, ancak kaderleri elbette kıskanılacak bir şey değil.

Merkür'de sıcaklık koşullarındaki fark daha da keskindir. Bu gezegen her zaman bir tarafta Güneş'e bakar. Merkür'ün gündüz yarım küresinde sıcaklık 400 ° 'ye ulaşır, yani kurşunun erime noktasının üzerindedir. Ve gece yarımkürede don, sıvı havanın sıcaklığına ulaşmalı ve Merkür'de bir atmosfer varsa, o zaman gece tarafında sıvıya dönüşmeli ve hatta donmalıdır. Sadece gündüz ve gece yarımküreleri arasındaki sınırda, dar bir bölge içinde, yaşam için en azından bir şekilde elverişli olan sıcaklık koşulları olabilir. Bununla birlikte, orada gelişmiş organik yaşam olasılığını düşünmek için hiçbir neden yoktur. Ayrıca, atmosfer izlerinin varlığında, içinde serbest oksijen tutulamadı, çünkü gündüz yarım kürenin sıcaklığında oksijen, çoğu kimyasal elementle kuvvetli bir şekilde birleşiyor.

Dolayısıyla, Ay'da yaşam olasılığı ile ilgili olarak, beklentiler oldukça elverişsizdir.

Venüs

Merkür'ün aksine, Venüs'ün kalın bir atmosferin belirli belirtileri vardır. Venüs, Güneş ile Dünya arasından geçtiğinde, hafif bir halka ile çevrilidir - bu, Güneş tarafından ışıkta aydınlatılan atmosferidir. Venüs'ün güneş diskinin önünden bu tür geçişleri çok nadirdir: son geçiş 18S2'de gerçekleşti, bir sonraki geçiş 2004'te gerçekleşecek. o ve sonra yeni aydan hemen sonraki ay gibi çok dar bir orak şeklinde görünür. Perspektif yasalarına göre, Güneş tarafından aydınlatılan Venüs hilali tam olarak 180 ° 'lik bir yay yapmalıdır, ancak gerçekte güneş ışınlarının atmosferdeki yansıması ve bükülmesi nedeniyle oluşan daha uzun parlak bir yay gözlenir. Venüs. Yani Venüs'te gün uzunluğunu artıran ve gece yarım küresini kısmen aydınlatan alacakaranlık var.

Venüs atmosferinin bileşimi hala tam olarak anlaşılamamıştır. 1932'de spektral analiz yardımıyla, standart koşullar altında (yani 0 ° ve 760 mm basınçta) 3 km kalınlığında bir katmana karşılık gelen, içinde büyük miktarda karbondioksit varlığı tespit edildi.

Venüs'ün yüzeyi bize her zaman göz kamaştırıcı beyaz görünür ve göze çarpan kalıcı noktalar veya ana hatlar yoktur. Venüs'ün atmosferinde her zaman gezegenin katı yüzeyini tamamen kaplayan kalın bir beyaz bulut tabakası olduğuna inanılıyor.

Bu bulutların bileşimi bilinmiyor, ancak büyük olasılıkla su buharı. Altlarında ne olduğunu görmüyoruz, ancak bulutların güneş ışınlarının ısısını yumuşatması gerektiği açık, aksi takdirde Güneş'e Dünya'dan daha yakın olan Venüs'te aşırı derecede güçlü olacaktı.

Sıcaklık ölçümleri gündüz yarımkürede yaklaşık 50-60° ısı ve gece için 20° don verdi. Bu tür zıtlıklar, Venüs'ün eksen etrafında yavaş dönüşü ile açıklanır. Gezegenin yüzeyinde gözle görülür noktaların olmaması nedeniyle dönüşünün kesin süresi bilinmese de, görünüşe göre Venüs'te bir gün bizim 15 günden az sürmüyor.

Venüs'te yaşam şansı nedir?

Alimler bu noktada ayrılıyor. Bazıları, atmosferindeki tüm oksijenin kimyasal olarak bağlı olduğuna ve yalnızca karbondioksitin bir parçası olarak var olduğuna inanıyor. Bu gazın ısıl iletkenliği düşük olduğundan, bu durumda Venüs'ün yüzeyine yakın sıcaklık oldukça yüksek, hatta belki de suyun kaynama noktasına yakın olmalıdır. Bu, atmosferinin üst katmanlarında büyük miktarda su buharının varlığını açıklayabilir.

Yukarıdaki Venüs'ün sıcaklığını belirleme sonuçlarının bulut örtüsünün dış yüzeyine, yani katı yüzeyinin üzerinde oldukça yüksek bir rakıma. Her durumda, Venüs'teki koşulların bir seraya veya kış bahçesine benzediği, ancak muhtemelen çok daha yüksek bir sıcaklığa sahip olduğu düşünülmelidir.

Mars

Hayatın varlığı sorusu açısından en büyük ilgi Mars gezegenidir. Birçok yönden Dünya'ya benzer. Yüzeyinde açıkça görülen noktalardan, Mars'ın kendi ekseni etrafında 24 saat 37 metrede bir dönüş yaparak döndüğü tespit edilmiştir.Bu nedenle, üzerinde gece ve gündüz değişimi neredeyse aynı sürelerde olmaktadır. Yeryüzünde.

Mars'ın dönme ekseni, yörünge düzlemiyle neredeyse Dünya'nınkiyle neredeyse aynı olan 66 ° 'lik bir açı yapar. Dünya'daki bu eksen eğikliği nedeniyle mevsimler değişir. Açıkçası, Mars'ta da aynı değişiklik var, ancak Dünya'da sadece her mevsim bizimkinin neredeyse iki katı kadar uzun. Bunun nedeni, Güneş'e Dünya'dan ortalama bir buçuk kat daha uzak olan Mars'ın Güneş etrafındaki dönüşünü yaklaşık iki Dünya yılında, daha doğrusu 689 günde yapmasıdır.

Mars'ın yüzeyindeki en belirgin detay, teleskopla bakıldığında fark edilen, pozisyonunda kutuplarından birine denk gelen beyaz bir noktadır. Mars'ın güney kutbundaki nokta en iyi şekilde görülür, çünkü Dünya'ya en yakın olduğu dönemlerde Mars, güney yarımküresi ile Güneş'e ve Dünya'ya doğru eğilir. Mars'ın ilgili yarım küresinde kışın başlamasıyla birlikte beyaz lekenin artmaya başladığı ve yaz aylarında azaldığı fark edildi. Sonbaharda kutup noktasının neredeyse tamamen kaybolduğu durumlar bile vardı (örneğin, 1894'te). Bunun, kışın gezegenin kutuplarının yakınında ince bir örtü olarak biriken kar veya buz olduğu düşünülebilir. Bu örtünün çok ince olması, yukarıdaki beyaz lekenin kaybolduğu gözleminden kaynaklanmaktadır.

Mars'ın Güneş'ten uzaklığı nedeniyle, üzerindeki sıcaklık nispeten düşüktür. Orada yazlar çok soğuktur ve yine de kutup karları tamamen erir. Yazın uzun sürmesi, ısı eksikliğini yeterince telafi etmez. Bundan, oraya çok az, belki sadece birkaç santimetre kar yağdığı sonucu çıkar, hatta beyaz kutup noktalarının kardan değil kırağıdan oluşması bile mümkündür.

Bu durum, tüm verilere göre Mars'ta az nem, az su olduğu gerçeğiyle tam bir uyum içindedir. Üzerinde denizler ve geniş su boşlukları bulunmadı. Atmosferinde bulutlar çok nadiren görülür. Mars'ın çıplak gözle kırmızı bir yıldız olarak görünmesi nedeniyle gezegen yüzeyinin çok turuncu rengi (bu nedenle adı eski Roma savaş tanrısından gelir), çoğu "gözlemci" tarafından Mars yüzeyinin demir oksitlerle renklendirilmiş susuz kumlu bir çöldür.

Mars, belirgin şekilde uzatılmış bir elipste Güneş'in etrafında hareket eder. Bu nedenle, Güneş'ten uzaklığı oldukça geniş bir aralıkta - 206 ila 249 milyon km arasında değişmektedir. Dünya, Mars ile Güneş'in aynı tarafında olduğunda, Mars'ın sözde karşıtlıkları meydana gelir (çünkü o sırada Mars, Güneş'in gökyüzünün karşı tarafındadır). Karşıtlıklar sırasında, uygun koşullar altında gece gökyüzünde Mars gözlemlenir. Muhalefetler ortalama olarak 780 gün sonra veya iki yıl iki ay sonra değişir.

Ancak her karşıtlıkta değil, Mars Dünya'ya en kısa mesafesinden yaklaşıyor. Bunun için muhalefetin, yalnızca her yedinci veya sekizinci muhalefette bir, yani yaklaşık on beş yıl sonra gerçekleşen Mars'ın Güneş'e en yakın yaklaşma zamanına denk gelmesi gerekir. Bu tür karşıtlıklara büyük karşıtlıklar denir; 1877, 1892, 1909 ve 1924'te gerçekleşti. Bir sonraki büyük çatışma 1939'da olacak. Mars'ın ana gözlemleri ve ilgili keşiflerin zamanlaması bu tarihlere denk geliyor. Mars, 1924 muhalefeti sırasında Dünya'ya en yakın konumdaydı, ancak o zaman bile bize olan mesafesi 55 milyon km idi. Mars asla Dünya'ya daha yakın değildir.

Mars'taki Kanallar

1877'de, nispeten mütevazı bir teleskopla, ancak İtalya'nın şeffaf gökyüzü altında gözlemler yapan İtalyan astronom Schiaparelli, Mars yüzeyinde, yanlış bir şekilde denizler olarak adlandırılsa da karanlık noktalara ek olarak, dar düz çizgilerden oluşan bir ağ veya boğazları (İtalyanca kanal) olarak adlandırdığı şeritler. Bu nedenle diğer dillerde bu gizemli oluşumları ifade etmek için "kanal" kelimesi kullanılmaya başlandı.

Schiaparelli, uzun yıllara dayanan gözlemlerinin bir sonucu olarak, denizaltılar arasındaki "denizlerin" karanlık noktalarını birbirine bağlayan yüzlerce kanalın çizildiği, Mars yüzeyinin ayrıntılı bir haritasını derledi. Daha sonra, Mars'ı gözlemlemek için Arizona'da özel bir gözlemevi bile kuran Amerikalı astronom Lowell, "denizlerin" karanlık boşluklarında kanallar keşfetti. Hem "denizlerin" hem de kanalların görünürlüklerinin mevsimlere bağlı olarak değiştiğini keşfetti: yazın daha koyulaşıyorlar, bazen gri-yeşilimsi bir renk tonu alıyorlar; kışın solgunlaşır ve kahverengimsi olurlar. Lowell'ın haritaları, Schiaparelli'nin haritalarından bile daha ayrıntılıdır, karmaşık ama oldukça düzenli bir geometrik ağ oluşturan birçok kanalla işaretlenmiştir.

Lowell, Mars'ta gözlemlenen fenomeni açıklamak için, özellikle amatör astronomlar arasında geniş çapta kabul gören bir teori geliştirdi. Bu teori aşağıdakilere kadar kaynar.

Lowell gezegeninin turuncu yüzeyi, diğer birçok gözlemci gibi, kumlu bir çorak araziyi andırıyor. "Denizlerin" karanlık noktalarının bitki örtüsüyle kaplı alanlar - tarlalar ve ormanlar olduğunu düşünüyor. Kanalları, gezegenin yüzeyinde yaşayan zeki varlıkların yürüttüğü bir sulama ağı olarak görüyor. Bununla birlikte, genişlikleri bunun için yeterli olmaktan uzak olduğu için kanalların kendileri Dünya'dan bize görünmüyor. Kanalların Dünya'dan görülebilmesi için en az onlarca kilometre genişliğinde olması gerekiyor. Bu nedenle Lowell, yalnızca yeşil yapraklarını açan geniş bir bitki örtüsü şeridi gördüğümüzü düşünüyor, bu şeridin ortasında yer alan kanalın kendisi ilkbaharda kutuplardan akan suyla dolduğunda, oluştuğu yer kutup karlarının erimesi.

Bununla birlikte, yavaş yavaş, bu kadar basit kanalların gerçekliği hakkında şüpheler ortaya çıkmaya başladı. En belirleyici olan, en güçlü modern teleskoplarla donanmış gözlemcilerin herhangi bir kanal görmediği, ancak yalnızca düzenli geometrik ana hatlardan yoksun, Mars yüzeyinde farklı ayrıntıların ve gölgelerin alışılmadık derecede zengin bir resmini gözlemlediği durumdu. Yalnızca orta güçte aletler kullanan gözlemciler kanalları gördü ve çizdi. Bu nedenle, kanalların yalnızca aşırı göz yorgunluğuyla ortaya çıkan bir optik yanılsamayı (optik bir yanılsama) temsil ettiğine dair güçlü bir şüphe ortaya çıktı. Bu durumu açıklığa kavuşturmak için birçok çalışma ve çeşitli deneyler yapılmıştır.

En inandırıcı olanı, Alman fizikçi ve fizyolog Kühl'ün elde ettiği sonuçlardır. Mars'ı tasvir eden özel bir model düzenlediler. Kühl, sıradan bir gazeteden kestiği, üzerine Mars'taki "denizlerin" ana hatlarını anımsatan birkaç gri noktanın yerleştirildiği bir daireyi karanlık bir arka plana yapıştırdı. Böyle bir modeli yakından ele alırsak, ne olduğu açıkça görülebilir - bir gazete metnini okuyabilirsiniz ve hiçbir yanılsama yaratılmaz. Ancak daha da uzaklaşırsanız, doğru aydınlatma ile, bir karanlık noktadan diğerine giden ve ayrıca basılı metin satırlarıyla çakışmayan düz ince çizgiler görünmeye başlar.

Kuhl bu fenomeni ayrıntılı olarak inceledi.

Üçünün birçok küçük detayın ve gölgenin varlığı olduğunu, yavaş yavaş birbirine dönüştüğünü, göz onları yakalayamadığında “tüm detaylar hakkında, bu detayları daha basit geometrik desenlerle birleştirme arzusu olduğunu gösterdi. Doğru ana hatların olmadığı yerlerde düz şerit yanılsaması belirir. Aynı zamanda iyi bir sanatçı olan modern seçkin gözlemci Antoniadi, Mars'ı düzensiz ayrıntılarla dolu, ancak herhangi bir doğrusal kanal olmaksızın lekeli olarak resmediyor.

Bu sorunun en iyi üç fotoğraf yardımı ile çözüldüğünü düşünebilirsiniz. Bir fotoğraf plakası aldatılamaz: Görünüşe göre Mars'ta gerçekte ne olduğunu göstermesi gerekiyor. Ne yazık ki değil. Yıldızlara ve bulutsulara uygulandığında gezegenlerin yüzeyiyle ilgili olarak çok şey veren fotoğraf, gözlemcinin gözünün aynı aletle gördüğünden daha azını verir. Bu, en büyük ve en uzun odaklı araçların yardımıyla bile elde edilen Mars görüntüsünün plaka üzerinde çok küçük - sadece 2 mm çapa kadar - çıkması gerçeğiyle açıklanmaktadır. böyle bir görüntüde büyük detayları çıkarmak imkansızdır.Fotoğraflarda Leica tipi cihazlarla çekim yapan modern fotoğrafseverlerin çok muzdarip olduğu bir kusur vardır.Yani görüntüde tüm küçük detayları karartan grenli bir görüntü ortaya çıkar. .

Marsta yaşam

Ancak Mars'ın farklı ışık filtrelerinden geçirilerek çekilen fotoğrafları, Dünya'dan çok daha nadir de olsa Mars'ta bir atmosferin varlığını açıkça kanıtlıyordu. Bazen akşamları bu atmosferde, muhtemelen kümülüs bulutları olan parlak noktalar fark edilir. Ancak genel olarak, Mars'taki bulutluluk önemsizdir ve bu, üzerindeki az miktarda su ile tutarlıdır.

Mars'ın neredeyse tüm gözlemcileri artık "denizlerin" karanlık bölgelerinin gerçekten de bitkilerle kaplı alanları temsil ettiği konusunda hemfikir. Bu açıdan Lowell'ın teorisi doğrulanmıştır. Ancak, nispeten yakın zamana kadar bir engel vardı. Soru, Mars yüzeyindeki sıcaklık koşulları nedeniyle karmaşıktı.

Mars, Güneş'ten Dünya'ya göre bir buçuk kat daha uzak olduğu için iki buçuk kat daha az ısı alır. Bu kadar önemsiz miktarda bir ısının yüzeyini hangi sıcaklığa kadar ısıtabileceği sorusu, bizim bilmediğimiz kalınlık ve bileşimde bir "kürk manto" olan Mars atmosferinin yapısına bağlıdır.

Son zamanlarda doğrudan ölçümlerle Mars'ın yüzey sıcaklığını belirlemek mümkün oldu. Ekvatoral bölgelerde öğle saatlerinde sıcaklığın 15-25°C'ye yükseldiği, ancak akşamları güçlü bir soğumanın başladığı ve görünüşe göre geceye sürekli sert donların eşlik ettiği ortaya çıktı.

Mars'taki koşullar, yüksek dağlardakilere benzer: seyreltilmiş ve şeffaf hava, doğrudan güneş ışığından kaynaklanan önemli ısınma, gölgede soğuk ve şiddetli gece donları. Koşullar şüphesiz çok serttir, ancak bitkilerin nem eksikliğinin yanı sıra iklime alıştığı, bunlara uyum sağladığı varsayılabilir.

Yani, Mars'ta bitki yaşamının varlığı neredeyse kanıtlanmış sayılabilir, ancak hayvanlar ve hatta daha zeki olanlar için henüz kesin bir şey söyleyemeyiz.

Güneş sisteminin diğer gezegenlerine gelince - Jüpiter, Satürn, Uranüs ve Neptün, aşağıdaki nedenlerden dolayı üzerlerinde yaşam olasılığını varsaymak zordur: birincisi, Güneş'ten uzaklığı nedeniyle düşük sıcaklık ve ikincisi, zehirli yakın zamanda atmosferlerinde keşfedilen gazlar - amonyak ve metan. Bu gezegenlerin katı bir yüzeyi varsa, o zaman çok derinlerde bir yerde gizlidir, oysa biz onların son derece güçlü atmosferlerinin yalnızca üst katmanlarını görebiliriz.

Daha da az olası olan, Güneş'e en uzak gezegende, yakın zamanda keşfedilen ve fiziksel koşulları hakkında hâlâ hiçbir şey bilmediğimiz Plüton'da yaşamdır.

Dolayısıyla, güneş sistemimizdeki tüm gezegenler arasında (Dünya hariç), Venüs'te yaşamın varlığından şüphelenilebilir ve Mars'ta yaşamın varlığının neredeyse kanıtlanmış olduğu düşünülebilir. Ama, elbette, bunların hepsi şimdiki zamanla ilgili. Zamanla, gezegenlerin evrimi ile koşullar önemli ölçüde değişebilir. Veri eksikliği nedeniyle bunun hakkında konuşmayacağız.

GÜNEŞ SİSTEMİNİN GEZEGENLERİNİN ATMOSFERİ. Kendi atmosferik bileşimlerimizin yanı sıra atmosferik bileşimlerini keşfetmek için güneş sisteminin gezegenlerine seyahat ediyoruz. Güneş sistemimizdeki hemen hemen her gezegenin bir atmosferi olduğu düşünülebilir. Ayrıca hangi özel etkilerin farklı gezegenlerde farklı koşullara neden olabileceğini görün. MERKÜR

Merkür, Dünya'dan bir trilyon kat daha ince olduğu tahmin edilen inanılmaz derecede ince bir atmosfere sahiptir. Yerçekimi Dünya'nınkinin yaklaşık %38'i kadardır, bu nedenle atmosferin çoğunu tutma yeteneğine sahip değildir ve ayrıca Güneş'e olan yakınlığı, güneş rüzgarının gazları yüzeyden uzaklaştırabileceği anlamına gelir. parçacıklar Güneş rüzgarı yüzey kayalarının meteor etkilerinden buharlaşmasıyla birleştiğinde, muhtemelen Merkür'ün atmosferinin en büyük kaynağıdır VENÜS

Venüs birçok açıdan Dünya'ya benzer: yoğunluğu, boyutu, kütlesi ve hacmi karşılaştırılabilir. Ancak, benzerliklerin bittiği yer burasıdır. Gezegenin yüzeyindeki atmosferik basınç, Dünya'dakinden yaklaşık 92 kat daha yüksektir ve ana gaz, gezegenin yüzeyindeki önceki volkanik patlamaların sonucu olan karbondioksittir. Azot da az miktarda bulunur. Atmosferde daha yüksek olan gezegen, kükürt dioksit ve sülfürik asit karışımı olan bulutlara sahiptir. Bu bulutların altında, gezegenin yüzeyini yoğun bir sera etkisine maruz bırakan kalın bir karbondioksit tabakası vardır. Venüs'ün yüzey sıcaklığı yaklaşık 480 santigrat derece - bildiğimiz şekliyle yaşamı desteklemek için çok sıcak. TOPRAK

Dünyanın atmosferi esas olarak gezegende yaşayan yaşam için gerekli olan nitrojen ve oksijenden oluşur. Atmosferin bileşimi, bitki yaşamının doğrudan bir sonucudur. Bitkiler fotosentez yoluyla karbondioksiti emer ve oksijenin yerini alır ve durum böyle olmasaydı, atmosferdeki karbondioksit yüzdesinin çok daha yüksek olması muhtemeldir. Dünya atmosferi katmanlara ayrılır: Troposfer Troposfer, Dünya yüzeyinde kutup bölgelerinde yaklaşık 9 km ve ekvatorda yaklaşık 17 km olup, ortalama yüksekliği yaklaşık 12 km'dir. Dünya üzerindeki tüm yaşamın var olduğu troposferdedir. Toplam atmosferik hava kütlesinin% 80'inden fazlası troposferde yoğunlaşmıştır, türbülans ve konveksiyon oldukça gelişmiştir, su buharının baskın kısmı yoğunlaşmıştır, bulutlar ortaya çıkar, siklonlar ve antisiklonlar ve ayrıca hava durumunu belirleyen diğer süreçler gelişir. iklim. Stratosfer Tropopoz ile troposferden ayrılan stratosfer, 50-55 km'ye kadar uzanır ve ozon tabakasının bulunduğu yerdir. Stratosfer, diğer tarafında mezosferin başladığı stratopozda sona erer. Mezosfer Mezosfer, 80 ila 85 km uzaklıktaki mezopozun hemen altında, gece bulutlarının oluştuğu en yüksek katmandır. Mezosfer ayrıca Dünya atmosferine girdiklerinde parlamaya ve yanmaya başlayan meteorların çoğunu içerir. Mezopozdan sonra termosfer başlar. Termosfer Termosferin yüksekliği 90 ila 800 km yüksekliktedir. Termosferdeki sıcaklık 1773 K'ye (1500 °C, 2700 °F) ulaşabilir, ancak bu yükseklikte atmosfer çok incedir. Termosfer, kutup ışıklarını, iyonosferi ve Uluslararası Uzay İstasyonunu içerir. Ekzosfer Ve son olarak, yaklaşık 10.000 km'ye kadar uzanan ekzosfer. Dünyanın çoğu yapay uydusu, ekzosferin içinde döner. Dünyanın atmosferi benzersiz mi? MARS

Mars'ın atmosferi, Venüs'ünki gibi, çoğunlukla karbondioksit, az miktarda argon ve nitrojenden oluşur. Katmanları hatırlamak kolaydır - bunlar alt atmosfer, orta atmosfer, üst atmosfer ve ekzosferdir. Yüksek karbondioksit seviyelerinin bir sonucu olarak Venüs'te mevcut olan aşırı sera etkisine atıfta bulunarak, Mars'ın yüzey sıcaklığının maksimum 35C'ye ulaşması garip görünebilir. Bunun nedeni, Mars'ın atmosferinin Venüs'ünkinden önemli ölçüde daha ince olmasıdır, bu nedenle karbondioksit oranı karşılaştırılabilir olsa da, gerçek konsantrasyon çok daha düşüktür. JÜPİTER

Gaz devlerinin ilki ve güneş sistemindeki en büyük gezegen olan Jüpiter, mezosfer olmamasına rağmen Dünya'ya benzer katmanlara, bir troposfere, stratosfere, termosfere ve ekzosfere sahiptir. Jüpiter ile ilişkilendirdiğimiz görünür kısım olan Jüpiter'in troposferi, çoğunlukla hidrojen ve helyumdan, az miktarda metan, amonyak, hidrojen sülfit ve su ile amonyak kristal bulutlarından oluşur. Jüpiter katı bir yüzeye sahip olmadığı için daha fazla alt seviyeler troposfer yavaş yavaş sıvı hidrojen ve helyuma yoğunlaşır. Katı bir yüzey olmadan, Jüpiter'in genel olarak kabul edilen yüzeyi, atmosferik basıncın 100 kPa olduğu yere dayanmaktadır. Ayrıca, bu atmosferin katmanları, yükseklikten daha büyük bir basınçla karakterize edilir. Jüpiter'in troposferi yaklaşık 143.000 km'dir. Bu 22 Dünya'dan fazla. SATÜRN

Jüpiter gibi, Satürn de o kadar devasa olmasa da bir gaz devidir. Satürn'ün atmosferi daha az bilinir, ancak yine birçok yönden Jüpiter'inkine benzer. Çoğunlukla hidrojen, çok daha az helyum ile. Satürn'ün bulutları da amonyak kristallerinden oluşur. Atmosferde bulunan kükürt, amonyak bulutlarına soluk sarı bir ton verir. Satürn'ün bu görünür bulutlu kısmı 120.000 km'nin üzerindedir. Bu, Dünya'nın 20'den fazla gezegenidir. URANÜS

Uranüs'ün atmosferi, Jüpiter ve Satürn'ünki gibi çoğunlukla hidrojen ve helyumdur. Bununla birlikte, biraz daha yüksek metan seviyeleri, özellikle de üst atmosfer, güneşten gelen kırmızı ışığın daha fazla emilmesine neden olarak gezegenin mavi-mavi renkte görünmesine neden olur. Uranüs, yaklaşık -224C ile güneş sistemindeki en soğuk atmosfere sahiptir ve bunun sonucunda atmosferi Jüpiter ve Satürn'den çok daha fazla su buzu içerir. NEPTÜN

İyi çalışmalarınızı bilgi bankasına göndermek basittir. Aşağıdaki formu kullanın

Bilgi tabanını çalışmalarında ve işlerinde kullanan öğrenciler, lisansüstü öğrenciler, genç bilim adamları size çok minnettar olacaklar.

Yayınlanan http://www.allbest.ru/

Konuyla ilgili özet: "gezegen atmosferleri»

Merkür'ün Atmosferi

Merkür'ün atmosferi son derece düşük bir yoğunluğa sahiptir. Hidrojen, helyum, oksijen, kalsiyum buharı, sodyum ve potasyumdan oluşur. Gezegen muhtemelen Güneş'ten hidrojen ve helyum alıyor ve metaller yüzeyinden buharlaşıyor. Bu ince kabuk, ancak büyük bir esneme ile "atmosfer" olarak adlandırılabilir. Gezegenin yüzeyindeki basınç, Dünya yüzeyinden 500 milyar kat daha azdır (bu, Dünya'daki modern vakum kurulumlarından daha azdır).

Sensörler tarafından kaydedilen Merkür'ün maksimum yüzey sıcaklığı +410 °C'dir. Gece yarımkürenin ortalama sıcaklığı -162 °C ve gündüz +347 °C'dir (bu, kurşun veya kalayı eritmek için yeterlidir). Yörüngenin uzamasıyla oluşan mevsim değişikliğinden kaynaklanan sıcaklık farkları gündüz tarafında 100 °C'ye ulaşıyor. 1 m derinlikte sıcaklık sabittir ve gözenekli toprak ısıyı iyi iletmediği için +75 °C'ye eşittir. Merkür'deki organik yaşam reddedildi.

Venüs'ün Atmosferi

Venüs'ün atmosferi son derece sıcak ve kurudur. Yüzeydeki sıcaklık maksimum değerine yaklaşık 480 ° C'de ulaşır. Venüs'ün atmosferi, Dünya'nın atmosferinden 105 kat daha fazla gaz içerir. Bu atmosferin yüzeye yakın basıncı çok yüksektir, Dünya'dakinden 95 kat daha yüksektir. Uzay gemileri, atmosferin ezici, ezici gücüne dayanacak şekilde tasarlanmalıdır.

1970 yılında, Venüs'e inen ilk uzay aracı, bunaltıcı sıcağa yalnızca yaklaşık bir saat, yüzey koşullarıyla ilgili verileri geri gönderecek kadar dayanabildi. 1982'de Venüs'e inen Rus uçağı, keskin kayaların renkli fotoğraflarını Dünya'ya geri gönderdi.

Sera etkisi nedeniyle Venüs çok sıcak. Yoğun bir karbondioksit örtüsü olan atmosfer, güneşten gelen ısıyı hapseder. Sonuç olarak birikir çok sayıda Termal enerji.

Venüs'ün atmosferi birkaç katmana ayrılmıştır. Atmosferin en yoğun kısmı olan troposfer, gezegenin yüzeyinde başlar ve 65 km'ye kadar uzanır. Sıcak yüzeye yakın rüzgarlar zayıftır, ancak troposferin üst kısmında sıcaklık ve basınç karasal değerlere düşer ve rüzgar hızı 100 m/s'ye çıkar.

Venüs'ün yüzeyindeki atmosferik basınç, Dünya'dakinden 92 kat daha fazladır ve 910 metre derinlikte bir su tabakasının yarattığı basınçla karşılaştırılabilir. Bu nedenle yüksek basınç karbondioksit aslında artık bir gaz değil, süperkritik bir sıvıdır. Venüs'ün atmosferi, tüm Dünya atmosferinin kütlesinin 93 katı olan 4,8 1020 kg'lık bir kütleye sahiptir ve yüzeydeki hava yoğunluğu 67 kg/m3, yani yoğunluğun %6,5'idir. Sıvı su yerde.

Venüs'ün troposferi, kütle olarak gezegenin tüm atmosferinin %99'unu içerir. Venüs'ün atmosferinin %90'ı yüzeyden 28 km uzaklıktadır. 50 km yükseklikte, atmosfer basıncı yaklaşık olarak Dünya yüzeyindeki basınca eşittir. Venüs'ün gece tarafında, yüzeyden 80 km yükseklikte bile bulutlar bulunabilir.

Üst atmosfer ve iyonosfer

Venüs'ün mezosferi 65 ila 120 km arasındadır. Daha sonra termosfer başlar ve 220-350 km yükseklikte atmosferin üst sınırına (ekzosfer) ulaşır.

Venüs'ün mezosferi iki seviyeye ayrılabilir: alt (62–73 km) ve üst (73–95) km. Birinci katmanda sıcaklık hemen hemen sabittir ve 230K (?43°C) değerindedir. Bu seviye, bulutların en üst katmanına denk gelir. İkinci seviyede sıcaklık düşmeye başlar ve 95 km yükseklikte 165 K'ye (?108 °C) düşer. Venüs atmosferinin gündüz tarafındaki en soğuk yeridir. Daha sonra mezosfer ile termosfer arasındaki sınır olan ve 95 ile 120 km arasında yer alan mezopoz başlar. Mezopozun gündüz tarafında sıcaklık, termosferde hakim olan değerler olan 300–400 K'ye (27–127 °C) yükselir. Tersine, termosferin gece tarafı 100K (?173°C) sıcaklıkla Venüs'ün en soğuk yeridir. Bazen kriyosfer olarak adlandırılır. 2015 yılında, Venera Express sondasını kullanan bilim adamları, 90 ila 100 kilometre arasındaki rakım aralığında bir termal anormallik kaydettiler - buradaki ortalama sıcaklıklar 20-40 derece daha yüksek ve 220-224 derece Kelvin'e eşittir.

Venüs, 120-300 km yükseklikte bulunan ve neredeyse termosferle çakışan uzun bir iyonosfere sahiptir. Yüksek düzeyde iyonlaşma, gezegenin yalnızca gündüz tarafında devam eder. Gece tarafında, elektron konsantrasyonu neredeyse sıfırdır. Venüs'ün iyonosferi üç katmandan oluşur: 120-130 km, 140-160 km ve 200-250 km. 180 km civarında ek bir katman da olabilir. 3 1011 m3 olan maksimum elektron yoğunluğuna (birim hacimdeki elektron sayısı) ikinci katmanda güneş altı noktasına yakın bir yerde ulaşılır. İyonosferin üst sınırı - iyonopoz - 220-375 km yükseklikte bulunur. Birinci ve ikinci katmandaki ana iyonlar O2+ iyonlarıdır, üçüncü katman ise O+ iyonlarından oluşur. Gözlemlere göre, iyonosferik plazma hareket halindedir ve gündüz tarafında solar fotoiyonizasyon ve gece tarafında iyon rekombinasyonu, plazmayı gözlenen hızlara hızlandırmaktan sorumlu olan süreçlerdir. Plazma akışı, gece tarafında gözlemlenen iyon konsantrasyonu seviyesini korumak için görünüşte yeterlidir.

Dünya atmosferi

Jeosferlerden biri olan Dünya gezegeninin atmosferi, Dünya'yı çevreleyen gazların bir karışımıdır ve yerçekimi nedeniyle tutulur. Atmosfer başlıca nitrojen (N2, %78) ve oksijenden (O2, %21; O3, %10) oluşur. Geri kalanı (~%1) esas olarak argondan (%0.93) ve özellikle karbondioksit (%0.03) olmak üzere diğer gazların küçük safsızlıklarından oluşur. Ayrıca atmosfer, büyük kısmı troposferde yoğunlaşmış yaklaşık 1,3 saat 1,5 saat 10 kg su içerir.

Yükseklik ile sıcaklıktaki değişikliklere göre, atmosferde aşağıdaki katmanlar ayırt edilir:

· Troposfer- kutup bölgelerinde 8-10 km'ye kadar ve ekvatorun üzerinde 18 km'ye kadar. Atmosferik havanın neredeyse% 80'i troposferde yoğunlaşmıştır, neredeyse tüm su buharı, bulutlar burada oluşur ve yağış düşer. Troposferdeki ısı alışverişi ağırlıklı olarak konvektiftir. Troposferde meydana gelen süreçler, insanların yaşamını ve faaliyetlerini doğrudan etkiler. Troposferdeki sıcaklık, yükseklikle birlikte 1 km'de ortalama 6 ° C ve basınç - 11 mm Hg azalır. V. her 100 m için Troposferin koşullu sınırı, yükseklikte sıcaklık düşüşünün durduğu tropopozdur.

· Stratosfer- tropopozdan yaklaşık 50-55 km yükseklikte bulunan stratopause. Üst sınırda yerel bir maksimuma ulaşan, yükseklikteki sıcaklıkta hafif bir artış ile karakterize edilir. Stratosferde 20-25 km yükseklikte, canlı organizmaları ultraviyole radyasyonun zararlı etkilerinden koruyan bir ozon tabakası vardır.

· Mezosfer- 55-85 km rakımlarda bulunur. Sıcaklık kademeli olarak düşer (stratopozda 0 °C'den mezopozda -70 saat -90 °C'ye).

· termosfer- 85 ila 400-800 km arasındaki rakımlarda çalışır. Sıcaklık yükseklikle birlikte artar (turbodurakta 200 K'den 500–2000 K'ye). Atmosferin iyonlaşma derecesine göre, içinde - 90 km yüksekliğe kadar nötr bir katman (nötrosfer) ve 90 km'nin üzerinde iyonize bir katman - iyonosfer - ayırt edilir. Homojenliğe göre, atmosfer homosfere (sabit homojen atmosfer) ayrılır. kimyasal bileşim) ve heterosfer (atmosferin bileşimi yükseklikle değişir). Yaklaşık 100 km yükseklikte aralarındaki koşullu sınır homopause'dur. Moleküllerin konsantrasyonunun o kadar azaldığı, ağırlıklı olarak balistik yörüngelerde hareket ettikleri ve kendi aralarında neredeyse hiç çarpışma olmaksızın atmosferin üst kısmına ekzosfer denir. Ağırlıklı olarak helyum ve hidrojenden oluşan yaklaşık 550 km yükseklikte başlar ve yavaş yavaş gezegenler arası uzaya geçer.

Atmosferin değeri

Atmosferin kütlesi, Dünya'nın kütlesinin yalnızca milyonda biri olmasına rağmen, çeşitli doğal döngülerde (su döngüsü, karbon döngüsü ve nitrojen döngüsü) çok önemli bir rol oynar. Atmosfer, sıvılaştırılmış havanın fraksiyonel damıtılmasıyla elde edilen endüstriyel bir nitrojen, oksijen ve argon kaynağıdır.

Mars'ın atmosferi

Mars'ın atmosferi, otomatik gezegenler arası istasyonların gezegene uçuşundan önce bile keşfedildi. Gezegenin her üç yılda bir meydana gelen karşıtlıkları ve spektral analiz sayesinde, gökbilimciler daha 19. yüzyılda onun %95'ten fazlası CO2 olan çok homojen bir bileşime sahip olduğunu biliyorlardı.

20. yüzyılda, gezegenler arası sondalar sayesinde, Mars atmosferinin ve sıcaklığının birbirine güçlü bir şekilde bağlı olduğunu öğrendik, çünkü en küçük demir oksit parçacıklarının transferinden dolayı, gezegenin yarısını kaplayabilen devasa toz fırtınaları ortaya çıkıyor. yol boyunca sıcaklığı.

yaklaşık kompozisyon

Gezegenin gaz zarfı %95 karbondioksit, %3 nitrojen, %1,6 argon ve eser miktarda oksijen, su buharı ve diğer gazlardan oluşur. Ayrıca, ona kırmızımsı bir renk veren ince toz parçacıklarıyla (çoğunlukla demir oksit) çok yoğun bir şekilde doludur. Demir oksit tanecikleri hakkındaki bilgiler sayesinde atmosferin rengi nedir sorusuna cevap vermek hiç de zor değil.

Kızıl gezegenin atmosferi neden karbondioksitten oluşuyor? Gezegen milyarlarca yıldır levha tektoniğine sahip değil. Levha hareketinin olmaması, volkanik sıcak noktaların milyonlarca yıl boyunca yüzeye magma püskürtmesine izin verdi. Karbondioksit de bir patlamanın ürünüdür ve atmosfer tarafından sürekli yenilenen tek gazdır, aslında var olmasının tek nedeni de budur. Ayrıca gezegen, daha hafif gazların güneş rüzgarı tarafından taşınmasına katkıda bulunan manyetik alanını da kaybetti. Sürekli patlamalar nedeniyle birçok büyük volkanik dağ ortaya çıktı. Olimpos Dağı, güneş sistemindeki en büyük dağdır.

Bilim adamları, Mars'ın yaklaşık 4 milyar yıl önce manyetosferini kaybetmesi nedeniyle tüm atmosferini kaybettiğine inanıyor. Bir zamanlar gezegenin gaz kabuğu daha yoğundu ve manyetosfer gezegeni güneş rüzgarından koruyordu. Güneş rüzgarı, atmosfer ve manyetosfer güçlü bir şekilde birbirine bağlıdır. Güneş parçacıkları iyonosfer ile etkileşime girer ve molekülleri ondan uzaklaştırarak yoğunluğu azaltır. Atmosfer nereye gitti sorusunun anahtarı budur. Bu iyonize parçacıklar, Mars'ın arkasındaki uzayda uzay aracı tarafından tespit edildi. Bu, Dünya üzerindeki ortalama 101.300 Pa basınca kıyasla, yüzeyde ortalama 600 Pa basınçla sonuçlanır.

Yapı

Atmosfer dört ana katmana ayrılır: alt, orta, üst ve ekzosfer. Alt katmanlar sıcak bir bölgedir (sıcaklık yaklaşık 210 K). Havadaki toz (1,5 µm çapındaki toz) ve yüzeyden gelen termal radyasyon ile ısıtılır.

Çok yüksek seyrelmeye rağmen, gezegenin gaz kabuğundaki karbondioksit konsantrasyonunun bizimkinden yaklaşık 23 kat daha fazla olduğu dikkate alınmalıdır. Bu nedenle Mars'ın atmosferi o kadar samimi değil, sadece insanlar değil, diğer karasal organizmalar da içinde nefes alamıyor.

Orta - Dünya'ya benzer. Atmosferin üst katmanları güneş rüzgarı tarafından ısıtılır ve oradaki sıcaklık yüzeyden çok daha yüksektir. Bu ısı, gazın gaz zarfını terk etmesine neden olur. Exosphere yüzeyden yaklaşık 200 km başlar ve net bir sınırı yoktur. Gördüğünüz gibi, sıcaklığın yükseklikteki dağılımı karasal bir gezegen için oldukça tahmin edilebilir.

Jüpiter'in Atmosferi

Jüpiter'in görünen tek kısmı atmosferik bulutlar ve noktalardır. Bulutlar ekvatora paralel olarak bulunur, yükselen sıcak veya alçalan soğuk akıntılara bağlı olarak, bunlar açık ve karanlık atmosfer gezegen cıva dünya

Jüpiter'in atmosferinde, hacimce %87'den fazla hidrojen ve ~%13 helyum, metan, amonyak, su buharı dahil geri kalan gazlar, yüzde onda biri ve yüzde biri düzeyinde safsızlıklar halindedir.

1 atm'lik bir basınç, 170 K'lik bir sıcaklığa karşılık gelir. Tropopoz, 0,1 atm'lik bir basınç ve 115 K'lik bir sıcaklıktadır. Altta bulunan yüksek irtifa troposferinin tamamında, sıcaklık değişimi adyabatik ile karakterize edilebilir. hidrojen-helyum ortamında gradyan - kilometre başına yaklaşık 2 K. Jüpiter'in radyo emisyon spektrumu ayrıca radyo parlaklık sıcaklığında derinlikle birlikte sürekli bir artış olduğunu gösterir. Tropopozun üzerinde, sıcaklığın 1 mbar mertebesindeki basınçlara kadar kademeli olarak ~180 K'ye yükseldiği bir sıcaklık inversiyonu bölgesi vardır.Bu değer, bir seviyeye kadar neredeyse izoterm ile karakterize edilen mezosferde korunur. ~10-6 atm basınç ve bunun üzerinde termosfer başlar, 1250 K sıcaklıkta ekzosfere geçer.

Jüpiter'in Bulutları

Üç ana katman vardır:

1. En üstteki, yaklaşık 0,5 atm'lik bir basınçta, kristal amonyaktan oluşur.

2. Ara katman amonyum hidrosülfitten oluşur

3. Birkaç atmosfer basınçta, sıradan meyveli buzdan oluşan alt katman.

Bazı modeller ayrıca sıvı amonyaktan oluşan en alttaki dördüncü bulut tabakasının varlığını varsayar. Genel olarak, böyle bir model mevcut deneysel verilerin tamamını karşılar ve bölgelerin ve kuşakların rengini iyi açıklar: atmosferde daha yüksekte bulunan açık renkli kuşaklar parlak beyaz amonyak kristalleri içerir ve daha derin kuşaklar kırmızı-kahverengi amonyum hidrosülfid kristalleri içerir. .

Dünya ve Venüs gibi, Jüpiter'in atmosferinde de yıldırım kaydedildi. Voyager'ın fotoğraflarında yakalanan ışık parlamalarına bakılırsa, deşarjların yoğunluğu son derece yüksek. Bununla birlikte, parlamalar beklenenden daha yüksek irtifalarda tespit edildiğinden, bu fenomenlerin bulutlarla ne ölçüde ilişkili olduğu henüz net değil.

Jüpiter'de Dolaşım

Jüpiter'deki karakteristik bir hareket, tropikal ve ılıman enlemlerin bölgesel dolaşımının varlığıdır. Dolaşımın kendisi eksenel simetriktir, yani farklı boylamlarda neredeyse hiç farkı yoktur. Bölge ve kuşaklardaki doğu ve batı rüzgarlarının hızları 50 ile 150 m/s arasında değişmektedir. Ekvatorda rüzgar doğuya doğru yaklaşık 100 m/s hızla eser.

Bölgelerin ve kuşakların yapısı, yatay akımların oluşumunun bağlı olduğu dikey hareketlerin doğasında farklılık gösterir. Sıcaklığı daha düşük olan ışıklı bölgelerde hareketler artıyor, bulutlar daha yoğun ve atmosferde daha yüksek seviyelerde yer alıyor. Daha yüksek sıcaklıklara sahip daha koyu (kırmızı-kahverengi) kuşaklarda hareketler aşağı doğrudur, atmosferin daha derinlerinde bulunurlar ve daha az yoğun bulutlarla örtülürler.

Jüpiter'in Halkaları

Gezegeni ekvatora dik olarak çevreleyen Jüpiter'in halkaları, atmosferden 55.000 km yükseklikte bulunuyor.

Mart 1979'da Voyager 1 tarafından keşfedildiler ve o zamandan beri Dünya'dan izleniyorlar. Karakteristik turuncu renge sahip iki ana halka ve bir çok ince iç halka vardır. Halkaların kalınlığı 30 km'yi geçmiyor, genişliği ise 1000 km.

Satürn'ün halkalarının aksine, Jüpiter'in halkaları karanlıktır (albedo (yansıma) - 0.05). Ve muhtemelen meteorik yapıya sahip çok küçük katı parçacıklardan oluşurlar. Jüpiter'in halkalarından gelen parçacıklar büyük olasılıkla uzun süre kalmazlar (atmosfer ve manyetik alanın yarattığı engeller nedeniyle). Bu nedenle yüzükler kalıcı olduğu için sürekli yenilenmeleri gerekir. Yörüngeleri halkaların içinde bulunan Metis ve Adrastea'nın küçük uyduları, bu tür eklemelerin bariz kaynaklarıdır. Jüpiter'in halkaları Dünya'dan yalnızca kızılötesi ışıkta görülebilir.

Satürn'ün Atmosferi

Satürn'ün üst atmosferi %96,3 hidrojen (hacimce) ve %3,25 helyumdan oluşur (Jüpiter'in atmosferindeki %10'a kıyasla). Metan, amonyak, fosfin, etan ve diğer bazı gazların safsızlıkları vardır. Atmosferin üst kısmındaki amonyak bulutları, Jüpiter'inkinden daha güçlüdür. Alt atmosferdeki bulutlar, amonyum hidrosülfit (NH4SH) veya sudan oluşur.

Voyagers'a göre Satürn'de kuvvetli rüzgarlar esiyor, cihazlar 500 m/s hava hızları kaydetti. Rüzgarlar esas olarak doğu yönünde eser (eksenel dönüş yönünde). Ekvatordan uzaklaştıkça güçleri zayıflar; ekvatordan uzaklaştıkça batı yönlü atmosfer akıntıları da ortaya çıkar. Bazı veriler, atmosferin dolaşımının yalnızca üst bulut katmanında değil, aynı zamanda en az 2.000 km derinlikte gerçekleştiğini göstermektedir. Ayrıca Voyager 2 ölçümleri, güney ve kuzey yarım kürelerdeki rüzgarların ekvatora göre simetrik olduğunu gösterdi. Simetrik akışların bir şekilde görünür atmosfer tabakasının altında bağlantılı olduğu varsayımı var.

Satürn'ün atmosferinde bazen süper güçlü kasırgalar olan kararlı oluşumlar ortaya çıkar. Güneş sisteminin diğer gaz gezegenlerinde de benzer nesneler gözlenir (bkz. Jüpiter'deki Büyük Kırmızı Leke, Neptün'deki Büyük Karanlık Nokta). Devasa "Büyük Beyaz Oval" Satürn'de yaklaşık her 30 yılda bir beliriyor, en son 1990'da gözlemlendi (daha küçük kasırgalar daha sık oluşur).

12 Kasım 2008'de Cassini'nin kameraları Satürn'ün kuzey kutbunun kızılötesi görüntülerini aldı. Araştırmacılar üzerlerinde, güneş sisteminde benzeri görülmemiş auroralar buldular. Ayrıca bu auroralar ultraviyole ve görünür aralıklarda gözlemlendi. Auroralar, gezegenin kutbunu çevreleyen parlak sürekli oval halkalardır. Halkalar, kural olarak 70--80 ° 'de bir enlemde bulunur. Güney halkaları ortalama 75 ± 1° enlemde bulunurken, kuzey halkaları kutba yaklaşık 1,5° daha yakındır, bunun nedeni manyetik alanın kuzey yarımkürede biraz daha güçlü olmasıdır. Bazen halkalar oval yerine spiral hale gelir.

Jüpiter'in aksine, Satürn'ün auroraları, gezegenin manyetosferinin dış kısımlarında plazma tabakasının düzensiz dönüşü ile ilgili değildir. Muhtemelen, güneş rüzgarının etkisi altındaki manyetik yeniden bağlanma nedeniyle ortaya çıkarlar. Satürn'ün auroralarının şekli ve görünümü zamanla büyük ölçüde değişir. Konumları ve parlaklıkları, güneş rüzgarının basıncıyla güçlü bir şekilde ilişkilidir: ne kadar büyükse, aurora o kadar parlak ve direğe daha yakındır. Aurora'nın ortalama gücü 80–170 nm (ultraviyole) aralığında 50 GW ve 3–4 µm (kızılötesi) aralığında 150–300 GW'dir.

Fırtınalar ve fırtınalar sırasında Satürn'de güçlü şimşek deşarjları gözlemlenir. Satürn'ün neden olduğu elektromanyetik aktivite, yıllar boyunca neredeyse dalgalanır. toplam yoklukçok güçlü elektrik fırtınalarına.

28 Aralık 2010'da Cassini, sigara dumanına benzeyen bir fırtınayı fotoğrafladı. 20 Mayıs 2011'de bir başka, özellikle güçlü fırtına kaydedildi.

Uranüs'ün atmosferi

Uranüs'ün atmosferi, Jüpiter ve Satürn'ün atmosferleri gibi, esas olarak hidrojen ve helyumdan oluşur. Büyük derinliklerde, Uranüs ve Neptün'ün atmosferlerinin ayırt edici özelliği olan önemli miktarda su, amonyak ve metan içerir. Hidrojen ve helyumdan daha ağır çok az madde içeren üst atmosferde ise tam tersi bir tablo gözlenir. Uranüs'ün atmosferi, minimum 49 K sıcaklıkla güneş sistemindeki tüm gezegen atmosferlerinin en soğukudur.

Uranüs'ün atmosferi üç ana katmana ayrılabilir:

1. Troposfer- 300 km ile 50 km arasındaki bir rakım aralığını (0 koşullu sınır olarak alınır, burada basınç 1 bardır;) ve 100 ila 0,1 bar arasındaki bir basınç aralığını işgal eder

2. Stratosfer-- 50 ila 4000 km arasındaki rakımları ve 0,1 ila 10?10 bar arasındaki basınçları kapsar

3. ekzosfer-- 4000 km yükseklikten gezegenin birkaç yarıçapına kadar uzanır, bu katmandaki basınç gezegenden uzaklaştıkça sıfır olma eğilimindedir.

Dünya'nın aksine Uranüs'ün atmosferinin bir mezosfere sahip olmaması dikkat çekicidir.

Troposferde dört bulut katmanı vardır: sınırda yaklaşık 1,2 bar basınca karşılık gelen metan bulutları; 3-10 bar basınç tabakasında hidrojen sülfit ve amonyak bulutları; 20-40 bar'da amonyum hidrosülfit bulutları ve son olarak, 50 bar'lık koşullu basınç sınırının altında buz kristallerinden oluşan su bulutları. Doğrudan gözlem için yalnızca iki üst bulut katmanına erişilebilirken, alttaki katmanların varlığı yalnızca teorik olarak tahmin edilir. Muhtemelen gezegenin derin bölgelerindeki düşük konveksiyon aktivitesinden dolayı Uranüs'te parlak troposferik bulutlar nadiren gözlenir. Bununla birlikte, bu tür bulutların gözlemleri, gezegende 250 m / s'ye kadar çıkan bölgesel rüzgarların hızını ölçmek için kullanılmıştır.

Şu anda Uranüs'ün atmosferi hakkında Satürn ve Jüpiter'in atmosferlerinden daha az bilgi var. Mayıs 2013 itibarıyla yalnızca bir uzay aracı, Voyager 2, Uranüs'ü yakın mesafeden inceledi. Şu anda Uranüs'e başka bir görev planlanmamıştır.

Neptün'ün Atmosferi

Atmosferin üst katmanlarında, belirli bir yükseklikte sırasıyla %80 ve %19'a karşılık gelen hidrojen ve helyum bulundu. Metan izleri de var. Spektrumun kırmızı ve kızılötesi kısımlarında 600 nm'nin üzerindeki dalga boylarında fark edilebilir metan absorpsiyon bantları meydana gelir. Uranüs'te olduğu gibi, kırmızı ışığın metan tarafından emilmesi, Neptün'ün atmosferine mavi bir ton vermede önemli bir faktördür, ancak Neptün'ün parlak mavisi Uranüs'ün daha ılımlı akuamarin renginden farklıdır. Neptün'ün atmosferindeki metan içeriği Uranüs'ünkinden çok farklı olmadığı için, atmosferin oluşumuna katkıda bulunan henüz bilinmeyen bazı bileşenlerinin de olduğu varsayılmaktadır. mavi renk. Neptün'ün atmosferi 2 ana bölgeye ayrılmıştır: sıcaklığın yükseklikle azaldığı alt troposfer ve sıcaklığın yükseklikle birlikte arttığı stratosfer. Aralarındaki sınır olan tropopoz, 0,1 barlık bir basınç seviyesindedir. Stratosfer, 10?4 - 10?5 mikrobardan daha düşük bir basınç seviyesinde termosfer ile değiştirilir. Termosfer yavaş yavaş ekzosfere geçer. Neptün'ün troposferinin modelleri, yüksekliğe bağlı olarak değişken bileşimli bulutlardan oluştuğunu öne sürüyor. Üst düzey bulutlar, sıcaklığın metanın yoğunlaşmasını desteklediği bir barın altındaki basınç bölgesindedir.

Bir ila beş bar arasındaki basınçlarda, amonyak ve hidrojen sülfit bulutları oluşur. 5 bar'ın üzerindeki basınçlarda bulutlar amonyak, amonyum sülfür, hidrojen sülfür ve sudan oluşabilir. Daha derinde, yaklaşık 50 bar basınçta, 0 °C sıcaklıkta su buzu bulutları bulunabilir. Ayrıca bu bölgede amonyak ve hidrojen sülfit bulutlarının bulunması da mümkündür. Neptün'ün yüksek irtifa bulutları, seviyenin altındaki opak bulut tabakasına yaptıkları gölgelerle gözlendi. Bunlar arasında, gezegeni sabit bir enlemde "saran" bulut bantları göze çarpıyor. Bu çevresel grupların genişliği 50-150 km'dir ve kendileri ana bulut katmanının 50-110 km üzerindedir. Neptün'ün spektrumu üzerine yapılan bir araştırma, etan ve asetilen gibi metanın ultraviyole fotoliz ürünlerinin yoğunlaşması nedeniyle alt stratosferinin puslu olduğunu öne sürüyor. Eser miktarda hidrojen siyanür ve karbonmonoksit. Neptün'ün stratosferi, daha yüksek hidrokarbon konsantrasyonu nedeniyle Uranüs'ün stratosferinden daha sıcaktır. Bilinmeyen nedenlerden dolayı, gezegenin termosferi yaklaşık 750 K gibi anormal derecede yüksek bir sıcaklığa sahiptir. Böylesine yüksek bir sıcaklık için gezegen, termosferi ultraviyole radyasyonla ısıtmak için Güneş'ten çok uzaktadır. Belki de bu fenomen, gezegenin manyetik alanındaki iyonlarla atmosferik etkileşimin bir sonucudur. Bir başka teoriye göre ise ısınma mekanizmasının temeli, gezegenin iç bölgelerinden atmosfere saçılan yerçekimi dalgalarıdır. Termosfer, göktaşları ve toz gibi dış kaynaklardan gelmiş olabilecek eser miktarda karbon monoksit ve su içerir.

Allbest.ru'da barındırılıyor

Benzer Belgeler

Güneş sisteminin yapısı, dış bölgeler. Gezegenlerin doğal uydularının kökeni. Gaz devi gezegenler topluluğu. Yüzeyin özellikleri, atmosfer, Merkür, Satürn, Venüs, Dünya, Ay, Mars, Uranüs, Plüton'un bileşimi. Asteroit kuşakları.

özet, 05/07/2012 eklendi


Güneş sistemini inceleme sorunu. Sistemimizin bile tüm sırları ve gizemleri açık değil. Diğer gezegenlerin kaynakları ve sistemimizin asteroitleri. Merkür, Venüs, Mars, Jüpiter, Satürn, Uranüs, Neptün, Plüton'un keşfi.

özet, 22.04.2003 tarihinde eklendi


Gaz devleri kavramı. Jüpiter güneş sistemindeki en büyük gezegen olarak. Halka sistemine sahip bir gök cismi olarak Satürn'ün özellikleri. Uranüs'ün gezegen atmosferinin özellikleri. Neptün'ün temel parametreleri. Karşılaştırmalı özellikler bu gezegenler

sunum, 31.10.2014 tarihinde eklendi


Jüpiter: Genel bilgi gezegen ve atmosferi hakkında. Jüpiter okyanusunun bileşimi. Jüpiter'in uyduları ve halkası. Satürn'ün atmosferindeki nadir emisyonlar. Satürn'ün halkaları ve uyduları. Uranüs'ün atmosferik bileşimi ve sıcaklığı. Neptün'ün yapısı ve bileşimi, uyduları.

özet, 17.01.2012 tarihinde eklendi


Güneş ve onun etrafında dönen doğal uzay nesnelerinden oluşan gezegenler arası bir sistem. Merkür, Venüs ve Mars yüzeyinin özellikleri. Dünya, Jüpiter, Satürn ve Uranüs'ün sistemdeki konumu. Asteroit kuşağının özellikleri.

sunum, 06/08/2011 eklendi


Resmi olarak bilinen gezegenlerin dağılımının çizilmesi. Pluto'ya ve Pluto'nun ötesindeki gezegenlere olan kesin mesafelerin belirlenmesi. Güneşin büzülme oranını hesaplamak için formül. Güneş sisteminin gezegenlerinin kökeni: Dünya, Mars, Venüs, Merkür ve Vulcan.

makale, 23/03/2014 eklendi


Güneş Sistemi gezegenlerinin (Venüs, Neptün, Uranüs, Plüton, Satürn, Güneş) ana parametrelerinin incelenmesi: yarıçap, gezegenin kütlesi, ortalama sıcaklık, Güneş'ten ortalama uzaklık, atmosferik yapı, uyduların varlığı. Ünlü yıldızların yapısının özellikleri.

sunum, 06/15/2010 eklendi


Gezegenin atmosferinin oluşum tarihi. Oksijen dengesi, Dünya atmosferinin bileşimi. Atmosferin katmanları, troposfer, bulutlar, stratosfer, orta atmosfer. Meteorlar, göktaşları ve ateş topları. Termosfer, auroralar, ozonosfer. İlginç gerçekler atmosfer hakkında.

sunum, 23.07.2016 eklendi


Yıldızların ve gezegenlerin konumlarına dikkat edin. Ruh zorepodibnyh gezegenler, ekliptik yakınında roztashovannyh. Üst gezegenlerin - Mars, Jüpiter, Satürn, Uranüs ve Neptün - gökyüzünde "döngüler". Gezegen hareketi teorisinin oluşturulması: gök mekaniğinin temel pratik yönleri.

özet, 18.07.2010 tarihinde eklendi


Konsept ve ayırt edici özellikleri dev gezegenler, her birinin özellikleri ve Galaksideki değerlerinin bir değerlendirmesi: Jüpiter, Satürn, Uranüs ve Neptün. Bu gezegenlerin fiziksel özellikleri: kutupsal sıkıştırma, dönme hızı, hacim, ivme, alan.

Gezegenlerin ve uydularının atmosferi - yoğunluğu ve bileşimi, gezegenlerin çapı ve kütlesi, Güneş'ten uzaklığı, oluşum ve gelişim özellikleri ile belirlenir. Gezegen Güneş'ten ne kadar uzakta bulunursa, bileşimine o kadar uçucu bileşenler dahil edilmiştir ve şimdi de dahil edilmektedir; gezegenin kütlesi ne kadar küçükse, bu uçucuları tutma yeteneği o kadar küçük olur, vb. Muhtemelen, karasal grubun gezegenleri birincil atmosferlerini çoktan kaybetmişlerdir. Göreceli olarak küçük kütlesi ile Güneş'e en yakın gezegen olan Merkür (yerçekimi alanında atom ağırlığı 40'tan az olan molekülleri tutamaz) ve Yüksek sıcaklık yüzey pratik olarak hiç atmosfere sahip değildir (CO 2 = 2000 atm-cm). Argon, neon ve helyum gibi inert gazlardan oluşan bir miktar atmosferik korona vardır. Görünüşe göre, argon ve helyum radyojeniktir ve Merkür'ü oluşturan kayaların bir tür "yayılması" ve muhtemelen endojen süreçler nedeniyle sürekli olarak atmosfere girer. Neonun varlığı bir muammadır. Özellikle bu gezegende plütonik aktiviteye dair somut bir kanıt bulunmadığından, Merkür'ün orijinal maddesinde bu kadar çok neonun bu gezegenin bağırsaklarından sıyrılabileceğini varsaymak zordur.

Venüs, tüm karasal gezegenlerin en sıcak ve en güçlü atmosferine sahiptir. Gezegenin atmosferinde %97 CO 2 , 0 2 , N 2 ve H 2 0 bulundu.Yüzeydeki sıcaklık 747 + 20 K'ye ulaşıyor, basınç (8.83 + 0.15) 10 6 Pa. Venüs'ün atmosferi büyük ihtimalle içsel faaliyetinin sonucudur. A. P. Vinogradov, Venüs atmosferinin tüm CO2'sinin, yüzeyinin yüksek sıcaklığında tüm karbonatların gazının alınmasından kaynaklandığına inanıyordu. Görünüşe göre bu tamamen doğru değil, çünkü o zaman bu karbonatların nasıl oluşabileceği net değil? Geçmişte Venüs'ün yüzey sıcaklığının önemli ölçüde düşük olması olası değildir, yüzeyinde bir zamanlar bir hidrosfer olması ve bu nedenle karbonatların oluşamaması olası değildir. Atmosferdeki moleküllerinin hidrojen ve oksijene ayrışması ve ardından hidrojenin uzaya dağılması nedeniyle Venüs tarafından tüm suyun kaybolduğuna dair bir görüş vardı. Oksijen girdi kimyasal reaksiyonlar atmosferin karbondioksit ile zenginleşmesine yol açan karbonlu madde ile. Belki de öyleydi, ama o zaman Venüs'te, derinliğinden oksijenle reaksiyon bölgesine, yani yüzeye kadar her zaman yeni madde bölümlerinin beslenmesini sağlayan plütonizmin varlığını varsaymalıyız. Venera-13 ve Venera-14 çalışmaları sonucunda elde edilen veriler.

Mars'ta, tabandaki basıncı koşullara bağlı olarak (2.9-8.8) 10 2 Pa aralığında olan küçük bir atmosfer var. Viking-1 istasyonunun iniş alanında atmosfer basıncı 7.6-10 2 Pa idi. Kuzey yarım küredeki Mars atmosferinin kütlesi güneydekinden biraz daha fazladır. Atmosferde az miktarda su buharı ve ozon izleri bulunmuştur. Mars yüzeyinin sıcaklığı enlemlere bağlı olarak değişir ve kutup başlıklarının sınırında 140-150 K'ye ulaşır Ekvator bölgelerinin yüzeyinde gündüz sıcaklık 300 K olabilir ve geceleri 180 K'ye düşer. Uzun kutup gecesi boyunca Mars'ın yüksek enlemlerinde maksimum soğuma meydana gelir. Sıcaklık 145 K'ye düştüğünde atmosferik karbondioksitin yoğunlaşması başlar, ancak bundan önce atmosferdeki su buharı donar. Mars'ın kutup başlıkları muhtemelen üst katı karbon dioksit ile kaplanmış bir alt su buzu tabakasından oluşur.

Başlıca gezegenler Jüpiter, Satürn ve Uranüs'ün atmosferleri hidrojen, helyum ve metandan oluşur; Jüpiter'in atmosferi, diğer dış gezegenler arasında en güçlü olanıdır. Baskın H 2 , CH 4 , H 3 ve He'ye ek olarak, C 2 H 2 , C 2 H gibi bileşenler, foto ve IR tayflarının analizine, dış gezegenlerin atmosferlerindeki çeşitli ışık yansıması modellerine dayalıdır 6 , PH3 de tespit edildi; daha karmaşık organik maddelerin bulunma olasılığı dışlanmaz. H/He oranı yaklaşık 10'dur, yani güneşe yakındır; örneğin Jüpiter için D/H hidrojen izotoplarının oranı 2-10-5'tir, bu da 1.4-10-5'e eşit yıldızlararası orana yakındır. . Yukarıdakilere dayanarak, dış gezegenlerin maddesinin nükleer dönüşümlere uğramadığı ve güneş sisteminin oluşumundan bu yana dış gezegenlerin atmosferinden hafif gazların çıkarılmadığı sonucuna varabiliriz. .Dış gezegenlerin uydularında atmosferlerin varlığı gibi bir olgu da çok dikkat çekicidir. Jüpiter'in Ay'ın kütlesine yakın kütlelere sahip Io ve Europa gibi uyduları bile yine de bir atmosfere sahiptir ve özellikle Io'nun uydusu bir sodyum bulutu ile çevrilidir. Io ve Titan'ın atmosferleri kırmızımsı bir renge sahiptir ve bu renklenmenin farklı bileşiklerden kaynaklandığı bulunmuştur.