Care planete din sistemul solar au atmosferă. Care este atmosfera de pe planetele sistemului solar
Care poate fi legătura dintre prezența atmosferei pe planetă și durata revoluției acesteia în jurul axei? S-ar părea că niciunul. Și totuși, pe exemplul planetei cele mai apropiate de Soare, Mercur, suntem convinși că în unele cazuri există o astfel de legătură.
În ceea ce privește gravitația pe suprafața sa, Mercur ar putea menține o atmosferă de aceeași compoziție cu cea a Pământului, deși nu la fel de densă.
Viteza necesară pentru a depăși complet atracția lui Mercur pe suprafața sa este de 4900 m/s, iar această viteză la temperaturi scăzute nu este atinsă de cea mai rapidă dintre moleculele atmosferei noastre). Și totuși Mercur nu are atmosferă. Motivul este că se mișcă în jurul Soarelui ca mișcarea Lunii în jurul Pământului, adică se confruntă întotdeauna cu lumina centrală cu aceeași parte. Timpul de deplasare în jurul orbitei (88 de zile) este egal cu timpul de revoluție în jurul axei. Așadar, pe o parte a lui Mercur - cel care este mereu întors spre Soare - există o zi neîntreruptă și o vară veșnică; pe cealaltă parte, întors de la Soare, noapte neîntreruptă și veșnică domnie a iernii.
În condiții climatice atât de extraordinare, ce ar trebui să se întâmple cu atmosfera planetei? Evident, în jumătatea nopții, sub influența unui frig groaznic, atmosfera se va îngroșa într-un lichid și se va îngheța. Ca urmare a unei scăderi accentuate a presiunii atmosferice, învelișul gazos din partea de zi a planetei se va repezi acolo și se va solidifica la rândul său. Ca urmare, întreaga atmosferă ar trebui să se adune în formă solidă pe partea de noapte a planetei, sau mai degrabă, în acea parte a acesteia unde Soarele nu se uită deloc. Astfel, absența unei atmosfere pe Mercur este o consecință inevitabilă a legilor fizice.
Din aceleași motive pentru care existența unei atmosfere pe Mercur este inadmisibilă, trebuie să respingem și presupunerea, des exprimată, că există o atmosferă pe partea invizibilă a Lunii. Este sigur să spunem că, dacă nu există atmosferă pe o parte a Lunii, atunci nu poate fi nici pe partea opusă). Romanul fantastic al lui Wells Primii oameni pe lună se abate de la adevăr în acest punct. Romancierul recunoaște că pe Lună există aer, care, pe parcursul unei nopți continue de 14 zile, reușește să se îngroașe și să înghețe, iar odată cu apariția zilei, se transformă din nou într-o stare gazoasă, formând o atmosferă. Nimic de acest fel, însă, nu se poate întâmpla. „Dacă”, a scris prof. O. D. Khvolson, - pe partea întunecată a Lunii, aerul se solidifică, apoi aproape tot aerul ar trebui să treacă din partea luminoasă în partea întunecată și să înghețe și acolo. Sub influența soarelui aer solid trebuie să se transforme într-un gaz care va trece imediat în partea întunecată și se va solidifica acolo ... Trebuie să existe o distilare continuă a aerului și nicăieri și niciodată nu poate atinge o elasticitate vizibilă.
S-a stabilit chiar că în atmosferă, mai precis, în stratosfera lui Venus, există mult dioxid de carbon – de zece mii de ori mai mult decât în atmosfera terestră.
Trimiteți-vă munca bună în baza de cunoștințe este simplu. Utilizați formularul de mai jos
Studenții, studenții absolvenți, tinerii oameni de știință care folosesc baza de cunoștințe în studiile și munca lor vă vor fi foarte recunoscători.
postat pe http://www.allbest.ru/
Rezumat pe tema: "atmosfere planetare»
Atmosfera lui Mercur
Atmosfera lui Mercur are o densitate extrem de scăzută. Se compune din hidrogen, heliu, oxigen, vapori de calciu, sodiu și potasiu. Planeta primește probabil hidrogen și heliu de la Soare, iar metalele se evaporă de pe suprafața sa. Această coajă subțire poate fi numită „atmosferă” doar cu o întindere mare. Presiunea la suprafața planetei este de 500 de miliarde de ori mai mică decât la suprafața Pământului (aceasta este mai mică decât în instalațiile moderne de vid de pe Pământ).
Temperatura maximă de suprafață a lui Mercur, înregistrată de senzori, este de +410 °C. Temperatura medie a emisferei nopții este de -162 ° C, iar ziua de +347 ° C (acest lucru este suficient pentru a topi plumbul sau staniul). Diferențele de temperatură datorate schimbării anotimpurilor cauzate de alungirea orbitei ajung la 100 °C pe partea de zi. La o adâncime de 1 m, temperatura este constantă și egală cu +75 ° C, deoarece solul poros nu conduce bine căldura. Viața organică pe Mercur este exclusă.
Atmosfera lui Venus
Atmosfera lui Venus este extrem de caldă și uscată. Temperatura la suprafață atinge maximul, la aproximativ 480 ° C. Atmosfera lui Venus conține de 105 ori mai mult gaz decât atmosfera Pământului. Presiunea acestei atmosfere în apropierea suprafeței este foarte mare, de 95 de ori mai mare decât pe Pământ. Navele spațiale trebuie să fie proiectate pentru a rezista forței de zdrobire și zdrobire a atmosferei.
În 1970 primul nava spatiala, care a sosit pe Venus, a reușit să reziste la căldura teribilă doar aproximativ o oră - suficient pentru a trimite date despre condițiile de suprafață pe Pământ. Avioanele rusești care au aterizat pe Venus în 1982 au trimis fotografii color cu roci ascuțite înapoi pe Pământ.
Din cauza efectului de seră, Venus este teribil de fierbinte. Atmosfera, care este o pătură densă de dioxid de carbon, captează căldura care vine de la Soare. Ca rezultat, se acumulează o cantitate mare de energie termică.
Atmosfera lui Venus este împărțită în mai multe straturi. Cea mai densă parte a atmosferei, troposfera, începe la suprafața planetei și se extinde până la 65 km. Vânturile din apropierea suprafeței fierbinți sunt slabe, însă, în partea superioară a troposferei, temperatura și presiunea scad la valori terestre, iar viteza vântului crește la 100 m/s.
Presiunea atmosferică de pe suprafața lui Venus este de 92 de ori mai mare decât cea de pe Pământ și este comparabilă cu presiunea creată de un strat de apă la o adâncime de 910 metri. Din cauza acestei presiuni ridicate, dioxidul de carbon nu mai este de fapt un gaz, ci un fluid supercritic. Atmosfera lui Venus are o masă de 4,8 1020 kg, care este de 93 de ori masa întregii atmosfere a Pământului, iar densitatea aerului la suprafață este de 67 kg/m3, adică 6,5% din densitatea apei lichide de pe Pământ. .
Troposfera lui Venus conține 99% din întreaga atmosferă a planetei în masă. 90% din atmosfera lui Venus se află la 28 km de suprafață. La o altitudine de 50 km, presiunea atmosferică este aproximativ egală cu presiunea de pe suprafața Pământului. Pe partea de noapte a lui Venus, norii pot fi găsiți chiar și la 80 km deasupra suprafeței.
Atmosfera superioară și ionosfera
Mezosfera lui Venus se întinde între 65 și 120 km. Apoi începe termosfera, ajungând la limita superioară a atmosferei (exosfera) la o altitudine de 220-350 km.
Mezosfera lui Venus poate fi împărțită în două niveluri: inferioară (62–73 km) și superioară (73–95) km. În primul strat, temperatura este aproape constantă și se ridică la 230K (?43°C). Acest nivel coincide cu stratul superior de nori. La al doilea nivel, temperatura începe să scadă, coborând la 165 K (?108 °C) la o altitudine de 95 km. Este cel mai rece loc din partea de zi a atmosferei lui Venus. Apoi începe mezopauza, care este granița dintre mezosferă și termosferă și este situată între 95 și 120 km. Pe partea de zi a mezopauzei, temperatura crește la 300-400 K (27-127 ° C) - valorile predominante în termosferă. În schimb, partea de noapte a termosferei este cel mai rece loc de pe Venus, cu o temperatură de 100K (?173°C). Uneori este numită criosferă. În 2015, folosind sonda Venera Express, oamenii de știință au înregistrat o anomalie termică în intervalul de altitudine de la 90 la 100 de kilometri - temperaturile medii aici sunt cu 20-40 de grade mai mari și egale cu 220-224 de grade Kelvin.
Venus are o ionosferă alungită situată la o altitudine de 120-300 km și aproape coincide cu termosfera. Niveluri ridicate de ionizare persistă doar pe partea de zi a planetei. Pe partea de noapte, concentrația de electroni este aproape zero. Ionosfera lui Venus este formată din trei straturi: 120-130 km, 140-160 km și 200-250 km. De asemenea, poate exista un strat suplimentar în regiunea de 180 km. Densitatea maximă de electroni (numărul de electroni pe unitate de volum) de 3 1011 m3 este atinsă în al doilea strat în apropierea punctului subsolar. Limita superioară a ionosferei - ionopauza - este situată la o altitudine de 220-375 km. Ionii principali din primul și al doilea strat sunt ionii de O2+, în timp ce al treilea strat este format din ioni de O+. Conform observațiilor, plasma ionosferică este în mișcare, iar fotoionizarea solară pe partea de zi și recombinarea ionilor pe partea de noapte sunt procesele responsabile în principal de accelerarea plasmei la vitezele observate. Fluxul de plasmă este aparent suficient pentru a menține nivelul observat de concentrație de ioni pe partea de noapte.
Atmosfera Pământului
Atmosfera planetei Pământ, una dintre geosfere, este un amestec de gaze care înconjoară Pământul și este conținută datorită gravitației. Atmosfera este compusă în principal din azot (N2, 78%) și oxigen (O2, 21%; O3, 10%). Restul (~1%) constă în principal din argon (0,93%) cu impurități mici din alte gaze, în special dioxid de carbon (0,03%). În plus, atmosfera conține aproximativ 1,3 h 1,5 h 10 kg de apă, cea mai mare parte din care este concentrată în troposferă.
În funcție de schimbările de temperatură cu înălțimea, în atmosferă se disting următoarele straturi:
· troposfera- până la 8-10 km în regiunile polare și până la 18 km - deasupra ecuatorului. Aproape 80% este concentrat în troposferă aerul atmosferic, aproape toți vaporii de apă, aici se formează nori și cad precipitații. Schimbul de căldură în troposferă este predominant convectiv. Procesele care au loc în troposferă afectează direct viața și activitățile oamenilor. Temperatura din troposferă scade odată cu înălțimea cu o medie de 6 ° C la 1 km, iar presiunea - cu 11 mm Hg. V. pentru fiecare 100 m. Limita condiționată a troposferei este tropopauza, în care scăderea temperaturii odată cu înălțimea încetează.
· Stratosferă- de la tropopauza la stratopauza, care se afla la o altitudine de aproximativ 50-55 km. Se caracterizează printr-o ușoară creștere a temperaturii cu înălțimea, care atinge un maxim local la limita superioară. La o altitudine de 20-25 km în stratosferă există un strat de ozon care protejează organismele vii de efectele nocive ale radiațiilor ultraviolete.
· Mezosfera- situat la altitudini de 55-85 km. Temperatura scade treptat (de la 0 °C în stratopauză la -70 h -90 °C în mezopauză).
· Termosferă- aleargă la altitudini de la 85 la 400-800 km. Temperatura crește odată cu înălțimea (de la 200 K la 500–2000 K în turbopauză). În funcție de gradul de ionizare al atmosferei, în ea se distinge un strat neutru (neutrosferă) - până la o înălțime de 90 km, iar un strat ionizat - ionosfera - peste 90 km. Prin omogenitate, atmosfera se împarte în homosferă (atmosferă omogenă cu compoziție chimică constantă) și heterosferă (compoziția atmosferei se modifică odată cu înălțimea). Limita condiționată dintre ele la o altitudine de aproximativ 100 km este homopauza. Partea superioară a atmosferei, unde concentrația de molecule scade atât de mult încât acestea se mișcă în traiectorii predominant balistice, aproape fără ciocniri între ele, se numește exosferă. Începe la o altitudine de aproximativ 550 km, constând în principal din heliu și hidrogen, și trece treptat în spațiul interplanetar.
Valoarea atmosferei
Deși masa atmosferei este de doar o milioneme din masa Pământului, ea joacă un rol crucial în diferite cicluri naturale (ciclul apei, ciclul carbonului și ciclul azotului). Atmosfera este o sursă industrială de azot, oxigen și argon, care sunt obținute prin distilarea fracționată a aerului lichefiat.
Atmosfera lui Marte
Atmosfera lui Marte a fost descoperită chiar înainte de zborul stațiilor interplanetare automate către planetă. Datorită opozițiilor planetei, care au loc o dată la trei ani și analizelor spectrale, astronomii deja în secolul al XIX-lea știau că are o compoziție foarte omogenă, din care peste 95% este CO2.
În secolul al XX-lea, datorită sondelor interplanetare, am aflat că atmosfera lui Marte și temperatura sa sunt puternic interconectate, deoarece datorită transferului celor mai mici particule de oxid de fier, apar furtuni uriașe de praf care pot acoperi jumătate din planetă, ridicând temperatura sa pe parcurs.
Compoziția aproximativă
Învelișul de gaz al planetei este format din 95% dioxid de carbon, 3% azot, 1,6% argon și urme de oxigen, vapori de apă și alte gaze. În plus, este foarte umplut cu particule fine de praf (în mare parte oxid de fier), care îi conferă o nuanță roșiatică. Datorită informațiilor despre particulele de oxid de fier, nu este deloc dificil să răspundem la întrebarea ce culoare are atmosfera.
De ce atmosfera planetei roșii este făcută din dioxid de carbon? Planeta nu a avut plăci tectonice de miliarde de ani. Lipsa mișcării plăcilor a permis punctelor vulcanice să arunce magma la suprafață timp de milioane de ani. Dioxidul de carbon este, de asemenea, un produs al unei erupții și este singurul gaz care este reumplut constant de atmosferă, de fapt, acesta este de fapt singurul motiv pentru care există. În plus, planeta și-a pierdut câmpul magnetic, ceea ce a contribuit la faptul că gazele mai ușoare au fost transportate de vântul solar. Din cauza erupțiilor continue, au apărut mulți munți vulcanici mari. Muntele Olimp este cel mai mare munteîn sistemul solar.
Oamenii de știință cred că Marte și-a pierdut întreaga atmosferă din cauza faptului că și-a pierdut magnetosfera acum aproximativ 4 miliarde de ani. Pe vremuri, învelișul gazos al planetei era mai dens și magnetosfera proteja planeta de vântul solar. Vântul solar, atmosfera și magnetosfera sunt puternic interconectate. Particulele solare interacționează cu ionosferă și transportă molecule din ea, reducând densitatea. Aceasta este cheia întrebării unde s-a dus atmosfera. Aceste particule ionizate au fost detectate de nave spațiale în spațiul din spatele lui Marte. Aceasta are ca rezultat o presiune medie la suprafață de 600 Pa, comparativ cu o presiune medie pe Pământ de 101.300 Pa.
Structura
Atmosfera este împărțită în patru straturi principale: inferior, mijlociu, superior și exosferă. Straturile inferioare sunt o regiune caldă (temperatura de aproximativ 210 K). Este încălzit de praful din aer (praf de 1,5 µm diametru) și radiația termică de la suprafață.
Trebuie avut în vedere faptul că, în ciuda rarefării foarte mari, concentrația de dioxid de carbon din învelișul gazos al planetei este de aproximativ 23 de ori mai mare decât în cea a noastră. Prin urmare, atmosfera lui Marte nu este atât de prietenoasă, nu numai oamenii, ci și alte organisme terestre nu pot respira în ea.
Mediu - asemănător cu Pământul. Straturile superioare ale atmosferei sunt încălzite de vântul solar, iar temperatura acolo este mult mai ridicată decât la suprafață. Această căldură face ca gazul să părăsească învelișul de gaz. Exosfera începe la aproximativ 200 km de la suprafață și nu are o limită clară. După cum puteți vedea, distribuția temperaturii în înălțime este destul de previzibilă pentru o planetă terestră.
Atmosfera lui Jupiter
Singura parte vizibilă a lui Jupiter sunt norii și petele atmosferice. Norii sunt așezați paralel cu ecuatorul, în funcție de fluxurile calde ascendente sau descendente reci, sunt atmosferă deschisă și întunecată planeta mercur pământ
În atmosfera lui Jupiter, peste 87% în volum de hidrogen și ~ 13% de heliu, restul gazelor, inclusiv metanul, amoniacul, vaporii de apă sunt sub formă de impurități la nivel de zecimi și sutimi de procent.
O presiune de 1 atm corespunde unei temperaturi de 170 K. Tropopauza se află la un nivel cu o presiune de 0,1 atm și o temperatură de 115 K. În toată troposfera subiacentă de mare altitudine, variația temperaturii poate fi caracterizată printr-o adiabatică. gradient într-un mediu hidrogen-heliu - aproximativ 2 K pe kilometru. Spectrul de emisie radio al lui Jupiter indică, de asemenea, o creștere constantă a temperaturii luminozității radio cu adâncimea. Deasupra tropopauzei există o regiune de inversare a temperaturii, unde temperatura crește treptat până la ~180 K până la presiuni de ordinul a 1 mbar Această valoare se păstrează în mezosferă, care se caracterizează prin aproape izotermă până la un nivel cu un presiune de ~10-6 atm, iar peste aceasta începe termosfera, trecând în exosferă cu o temperatură de 1250 K.
Norii lui Jupiter
Există trei straturi principale:
1. Cel mai de sus, la o presiune de aproximativ 0,5 atm, constând din amoniac cristalin.
2. Stratul intermediar este compus din hidrosulfură de amoniu
3. Stratul inferior, la o presiune de mai multe atmosfere, format din gheață de apă obișnuită.
Unele modele presupun, de asemenea, existența celui mai jos, al patrulea strat de nori, constând din amoniac lichid. În ansamblu, un astfel de model satisface totalitatea datelor experimentale disponibile și explică bine culoarea zonelor și a centurilor: zonele luminoase situate mai sus în atmosferă conțin cristale de amoniac albe strălucitoare, iar centurile mai adânci conțin cristale de hidrosulfură de amoniu roșu-brun. .
La fel ca Pământul și Venus, fulgerele au fost înregistrate în atmosfera lui Jupiter. Judecând după fulgerele de lumină captate în fotografiile lui Voyager, intensitatea descărcărilor este extrem de mare. Nu este încă clar, însă, în ce măsură aceste fenomene sunt asociate cu norii, deoarece erupțiile au fost detectate la altitudini mai mari decât se aștepta.
Circulația pe Jupiter
O mișcare caracteristică pe Jupiter este prezența circulației zonale a latitudinilor tropicale și temperate. Circulația în sine este axisimetrică, adică aproape că nu are diferențe la diferite longitudini. Vitezele vântului de est și vest în zone și centuri variază de la 50 la 150 m/s. La ecuator, vântul bate spre est cu o viteză de aproximativ 100 m/s.
Structura zonelor și curelelor diferă prin natura mișcărilor verticale de care depinde formarea curenților orizontali. În zonele luminoase, a căror temperatură este mai scăzută, mișcările sunt ascendente, norii sunt mai denși și situați la cote mai înalte în atmosferă. În centurile mai închise (roșu-maro) cu temperaturi mai ridicate, mișcările sunt în jos, sunt situate mai adânc în atmosferă și sunt acoperite de nori mai puțin denși.
Inelele lui Jupiter
Inelele lui Jupiter, care înconjoară planeta perpendicular pe ecuator, sunt situate la o altitudine de 55.000 km de atmosferă.
Au fost descoperite de Voyager 1 în martie 1979 și de atunci au fost monitorizate de pe Pământ. Există două inele principale și un inel interior foarte subțire, cu o culoare portocalie caracteristică. Grosimea inelelor nu pare să depășească 30 km, iar lățimea este de 1000 km.
Spre deosebire de inelele lui Saturn, inelele lui Jupiter sunt întunecate (albedo (reflectivitate) - 0,05). Și probabil constau din particule solide foarte mici de natură meteorică. Cel mai probabil, particulele inelelor lui Jupiter nu rămân în ele mult timp (din cauza obstacolelor creat de atmosferăȘi camp magnetic). Prin urmare, deoarece inelele sunt permanente, acestea trebuie reumplute continuu. Micile luni ale lui Metis și Adrastea, ale căror orbite se află în interiorul inelelor, sunt surse evidente de astfel de adăugiri. De pe Pământ, inelele lui Jupiter pot fi văzute doar în lumină infraroșie.
Atmosfera lui Saturn
Atmosfera superioară a lui Saturn este formată din 96,3% hidrogen (în volum) și 3,25% heliu (comparativ cu 10% în atmosfera lui Jupiter). Există impurități de metan, amoniac, fosfină, etan și alte câteva gaze. Norii de amoniac din partea superioară a atmosferei sunt mai puternici decât cei ai lui Jupiter. Norii din atmosfera inferioară sunt formați din hidrosulfură de amoniu (NH4SH) sau apă.
Potrivit Voyagers, vânturile puternice bat pe Saturn, dispozitivele au înregistrat viteze ale aerului de 500 m/s. Vânturile bat în principal în direcția est (în sensul de rotație axială). Puterea lor slăbește odată cu distanța față de ecuator; pe măsură ce ne îndepărtăm de ecuator apar și curenții atmosferici de vest. O serie de date indică faptul că circulația atmosferei are loc nu numai în stratul superior de nori, ci și la o adâncime de cel puțin 2.000 km. În plus, măsurătorile Voyager 2 au arătat că vânturile din emisferele sudice și nordice sunt simetrice față de ecuator. Există o presupunere că fluxurile simetrice sunt cumva conectate sub stratul atmosferei vizibile.
În atmosfera lui Saturn apar uneori formațiuni stabile, care sunt uragane super-puternice. Obiecte similare sunt observate pe alte planete gazoase ale sistemului solar (vezi Marea Pată Roșie de pe Jupiter, Marea Pată Întunecată de pe Neptun). Gigantul „Marele Oval Alb” apare pe Saturn aproximativ o dată la 30 de ani, ultima dată când a fost observat în 1990 (uraganele mai mici se formează mai des).
Pe 12 noiembrie 2008, camerele lui Cassini au luat imagini în infraroșu ale polului nord al lui Saturn. Pe ele, cercetătorii au descoperit aurore, dintre care nu au fost niciodată observate în sistemul solar. De asemenea, aceste aurore au fost observate în intervalele ultraviolete și vizibile. Aurorele sunt inele ovale continue strălucitoare care înconjoară polul planetei. Inelele sunt situate la o latitudine, de regulă, la 70--80 °. Inelele sudice sunt situate la o latitudine medie de 75 ± 1°, în timp ce cele nordice sunt cu aproximativ 1,5° mai aproape de pol, ceea ce se datorează faptului că câmpul magnetic este ceva mai puternic în emisfera nordică. Uneori, inelele devin spiralate în loc de ovale.
Spre deosebire de Jupiter, aurorele lui Saturn nu sunt legate de rotația neuniformă a foii de plasmă din părțile exterioare ale magnetosferei planetei. Probabil, ele apar din cauza reconectarii magnetice sub influența vântului solar. Forma și aspectul aurorelor lui Saturn se schimbă foarte mult în timp. Locația și luminozitatea lor sunt strâns legate de presiunea vântului solar: cu cât este mai mare, cu atât aurora este mai strălucitoare și mai aproape de pol. Puterea medie a aurorei este de 50 GW în intervalul 80-170 nm (ultraviolet) și 150-300 GW în intervalul 3-4 µm (infraroșu).
În timpul furtunilor și furtunilor, pe Saturn se observă descărcări puternice de fulgere. Activitatea electromagnetică a lui Saturn cauzată de aceștia fluctuează de-a lungul anilor de la absența aproape completă până la furtuni electrice foarte puternice.
Pe 28 decembrie 2010, Cassini a fotografiat o furtună asemănătoare cu fumul de țigară. O altă furtună, deosebit de puternică, a fost înregistrată pe 20 mai 2011.
Atmosfera lui Uranus
Atmosfera lui Uranus, ca și atmosfera lui Jupiter și Saturn, este formată în principal din hidrogen și heliu. La adâncimi mari, conține cantități semnificative de apă, amoniac și metan, adică semn distinctiv atmosfere ale lui Uranus și Neptun. Imaginea inversă este observată în straturile superioare o atmosferă care conține foarte puține substanțe mai grele decât hidrogenul și heliul. Atmosfera lui Uranus este cea mai rece dintre toate atmosferele planetare din sistemul solar. temperatura minima 49K.
Atmosfera lui Uranus poate fi împărțită în trei straturi principale:
1. troposfera- ocupă un interval de altitudine de la? 300 km la 50 km (0 este luat ca o limită condiționată, unde presiunea este de 1 bar;) și un interval de presiune de la 100 la 0,1 bar
2. Stratosferă-- acopera altitudini de la 50 la 4000 km si presiuni intre 0,1 si 10-10 bar
3. Exosfera-- se extinde de la o înălțime de 4000 km până la mai multe raze ale planetei, presiunea din acest strat tinde să fie zero odată cu distanța față de planetă.
Este de remarcat faptul că, spre deosebire de Pământ, atmosfera lui Uranus nu are mezosferă.
Există patru straturi de nori în troposferă: nori de metan la limita corespunzătoare unei presiuni de aproximativ 1,2 bar; hidrogen sulfurat și nori de amoniac în stratul de presiune de 3-10 bar; nori de hidrosulfură de amoniu la 20-40 bari și, în final, nori de apă cu cristale de gheață sub limita de presiune condiționată de 50 bar. Doar cele două straturi de nor superioare sunt accesibile pentru observație directă, în timp ce existența straturilor subiacente este prezisă doar teoretic. Norii troposferici strălucitori sunt rar observați pe Uranus, ceea ce se datorează probabil activității scăzute de convecție din regiunile profunde ale planetei. Cu toate acestea, observațiile unor astfel de nori au fost folosite pentru a măsura viteza vântului zonal de pe planetă, care merge până la 250 m/s.
În prezent există mai puține informații despre atmosfera lui Uranus decât despre atmosfera lui Saturn și Jupiter. În mai 2013, doar o navă spațială, Voyager 2, a studiat Uranus la distanță apropiată. În prezent, nu sunt planificate alte misiuni în Uranus.
Atmosfera lui Neptun
În straturile superioare ale atmosferei s-au găsit hidrogen și heliu, care reprezintă 80, respectiv 19%, la o înălțime dată. Există și urme de metan. Benzile vizibile de absorbție a metanului apar la lungimi de undă de peste 600 nm în părțile roșii și infraroșii ale spectrului. Ca și în cazul lui Uranus, absorbția luminii roșii de către metan este un factor major în a conferi atmosferei lui Neptun o nuanță albastră, deși albastrul strălucitor al lui Neptun este diferit de acvamarinul mai moderat al lui Uranus. Deoarece abundența de metan din atmosfera lui Neptun nu este mult diferită de cea a lui Uranus, se presupune că există și o componentă, încă necunoscută, a atmosferei care contribuie la formarea albastrului. Atmosfera lui Neptun este împărțită în 2 regiuni principale: troposfera inferioară, unde temperatura scade odată cu înălțimea, și stratosfera, unde temperatura, dimpotrivă, crește odată cu înălțimea. Limita dintre ele, tropopauza, este la un nivel de presiune de 0,1 bar. Stratosfera este înlocuită de termosferă la un nivel de presiune mai mic de 10?4 -- 10?5 microbari. Termosfera trece treptat în exosferă. Modelele troposferei lui Neptun sugerează că, în funcție de înălțime, este formată din nori de compoziție variabilă. Norii de nivel superior sunt în zona de presiune sub un bar, unde temperatura favorizează condensarea metanului.
La presiuni cuprinse între unu și cinci bari, se formează nori de amoniac și hidrogen sulfurat. La presiuni peste 5 bari, norii pot consta din amoniac, sulfură de amoniu, hidrogen sulfurat și apă. Mai adânc, la o presiune de aproximativ 50 de bari, pot exista nori de gheață de apă la o temperatură de 0 °C. De asemenea, este posibil ca în această zonă să se găsească nori de amoniac și hidrogen sulfurat. Norii de mare altitudine ai lui Neptun au fost observați de umbrele pe care le-au aruncat asupra stratului opac de nori de sub nivel. Printre acestea se remarcă benzile de nori, care „învăluie” planeta la o latitudine constantă. Aceste grupuri periferice au o lățime de 50-150 km și ele însele se află la 50-110 km deasupra stratului principal de nor. Un studiu al spectrului lui Neptun sugerează că stratosfera sa inferioară este neclară din cauza condensării produselor de fotoliză ultravioletă ai metanului, cum ar fi etanul și acetilena. Urme de cianură de hidrogen și monoxid de carbon au fost găsite și în stratosferă. Stratosfera lui Neptun este mai caldă decât stratosfera lui Uranus datorită concentrației mai mari de hidrocarburi. Din motive necunoscute, termosfera planetei are o temperatură anormal de ridicată de aproximativ 750 K .. Pentru astfel de temperatura ridicata planeta este prea departe de Soare pentru ca aceasta să încălzească termosfera cu radiații ultraviolete. Poate că acest fenomen este o consecință a interacțiunii atmosferice cu ionii din câmpul magnetic al planetei. Potrivit unei alte teorii, baza mecanismului de încălzire sunt undele gravitaționale din regiunile interioare ale planetei, care sunt împrăștiate în atmosferă. Termosfera conține urme de monoxid de carbon și apă, care pot fi provenite din surse exterioare, cum ar fi meteoriți și praf.
Găzduit pe Allbest.ru
...Documente similare
Structura sistemului solar, regiunile exterioare. Originea sateliților naturali ai planetelor. Comunitatea planetelor gigantice gazoase. Caracteristicile suprafeței, atmosferei, compoziția lui Mercur, Saturn, Venus, Pământ, Luni, Marte, Uranus, Pluto. Centuri de asteroizi.
rezumat, adăugat la 05.07.2012
Problema studierii sistemului solar. Nu toate secretele și misterele chiar și ale sistemului nostru sunt deschise. Resurse ale altor planete și asteroizi ai sistemului nostru. Explorarea lui Mercur, Venus, Marte, Jupiter, Saturn, Uranus, Neptun, Pluto.
rezumat, adăugat 22.04.2003
Conceptul de giganți gazosi. Jupiter este cea mai mare planetă din sistemul solar. Caracteristicile lui Saturn corp ceresc, care are un sistem de inele. Specificul atmosferei planetare a lui Uranus. Parametrii de bază ai lui Neptun. Caracteristicile comparative ale acestor planete.
prezentare, adaugat 31.10.2014
Jupiter: Informații generale despre planetă și atmosfera ei. Compoziția oceanului Jupiterian. Sateliții lui Jupiter și inelul său. Emisii rare în atmosfera lui Saturn. Inele și lunile lui Saturn. Compoziția atmosferică și temperatura lui Uranus. Structura și compoziția lui Neptun, sateliții săi.
rezumat, adăugat 17.01.2012
Un sistem interplanetar format din Soare și obiecte din spațiul natural care se rotesc în jurul lui. Caracteristicile suprafeței lui Mercur, Venus și Marte. Locația Pământului, Jupiter, Saturn și Uranus în sistem. Caracteristicile centurii de asteroizi.
prezentare, adaugat 06.08.2011
Trasarea distribuției planetelor cunoscute oficial. Determinarea distanțelor exacte până la Pluto și planetele dincolo de Pluto. Formula pentru calcularea ratei de contracție a Soarelui. Originea planetelor sistemului solar: Pământ, Marte, Venus, Mercur și Vulcan.
articol, adăugat 23.03.2014
Studiul parametrilor principali ai planetelor sistem solar(Venus, Neptun, Uranus, Pluto, Saturn, Soare): raza, masa planetară, temperatura medie, distanța medie de la Soare, structura atmosferică, prezența sateliților. Caracteristicile structurii vedetelor celebre.
prezentare, adaugat 15.06.2010
Istoria formării atmosferei planetei. Bilanțul de oxigen, compoziția atmosferei Pământului. Straturi ale atmosferei, troposfera, norii, stratosfera, atmosfera medie. Meteori, meteoriți și bile de foc. Termosferă, aurore, ozonosferă. Fapte interesante despre atmosfera.
prezentare, adaugat 23.07.2016
Atenție la pozițiile stelelor și planetelor. Ruh zorepodibnyh planete, roztashovannyh lângă ecliptică. „Bucle” pe cerul planetelor superioare - Marte, Jupiter, Saturn, Uranus și Neptun. Crearea teoriei mișcării planetare: principalele aspecte practice ale mecanicii cerești.
rezumat, adăugat 18.07.2010
Conceptul și trăsăturile distinctive ale planetelor gigantice, caracteristicile fiecăreia dintre ele și evaluarea semnificației în galaxie: Jupiter, Saturn, Uranus și Neptun. Caracteristicile fizice ale acestor planete: compresie polară, viteza de rotație, volum, accelerație, suprafață.
A. Mihailov, prof.
Știință și viață // Ilustrații
Peisaj lunar.
Punct polar de topire pe Marte.
Orbitele lui Marte și Pământului.
Harta lui Lowell a lui Marte.
Modelul lui Kuhl al lui Marte.
Desen de Marte de Antoniadi.
Având în vedere problema existenței vieții pe alte planete, vom vorbi doar despre planetele sistemului nostru solar, deoarece nu știm nimic despre prezența altor sori, care sunt stele, ale propriilor sisteme planetare, similare cu ale noastre. . Potrivit concepțiilor moderne despre originea sistemului solar, se poate chiar presupune că formarea planetelor care se învârt în jurul unei stele centrale este un eveniment, a cărui probabilitate este neglijabilă și, prin urmare, marea majoritate a stelelor nu au lor. propriile sisteme planetare.
În plus, este necesar să facem o rezervă că luăm în considerare involuntar problema vieții pe planete din punctul nostru de vedere pământesc, presupunând că această viață se manifestă în aceleași forme ca pe Pământ, adică presupunând procese de viață și structura generala organisme ca cele de pe pământ. În acest caz, pentru dezvoltarea vieții pe suprafața unei planete, trebuie să existe anumite condiții fizico-chimice, nu trebuie să fie prea înalte și nici prea mari. temperatura scazuta, prezența apei și a oxigenului este necesară, baza materie organică trebuie să fie compuși de carbon.
atmosfere planetare
Prezența unei atmosfere pe planete este determinată de stresul gravitației pe suprafața lor. Planetele mari au suficientă forță gravitațională pentru a menține un înveliș gazos în jurul lor. Într-adevăr, moleculele de gaz sunt într-o mișcare rapidă constantă, a cărei viteză este determinată de natura chimică a acestui gaz și de temperatură.
Gazele ușoare - hidrogenul și heliul - au cea mai mare viteză; pe măsură ce temperatura crește, viteza crește. În condiții normale, adică la temperaturi de 0° și presiune atmosferică, viteza medie a unei molecule de hidrogen este de 1840 m/sec, iar cea a oxigenului este de 460 m/sec. Dar sub influența ciocnirilor reciproce, moleculele individuale dobândesc viteze care sunt de câteva ori mai mari decât numerele medii indicate. Dacă o moleculă de hidrogen apare în straturile superioare ale atmosferei terestre cu o viteză care depășește 11 km / s, atunci o astfel de moleculă va zbura departe de Pământ în spațiul interplanetar, deoarece forța gravitației va fi insuficientă pentru a o menține.
Cu cât planeta este mai mică, cu atât este mai puțin masivă, cu atât această viteză limită sau, după cum se spune, este mai puțin critică. Pentru Pământ, viteza critică este de 11 km/s, pentru Mercur este de doar 3,6 km/s, pentru Marte 5 km/s, pentru Jupiter, cea mai mare și mai masivă dintre toate planetele, este de 60 km/s. De aici rezultă că Mercur, și cu atât mai mult și corpurile mai mici, cum ar fi sateliții planetelor (inclusiv Luna noastră) și toate planetele mici (asteroizi), nu pot menține învelișul atmosferic aproape de suprafața lor cu atractia lor slabă. Marte este capabilă, deși cu dificultate, să mențină o atmosferă mult mai subțire decât cea a Pământului, dar în ceea ce privește Jupiter, Saturn, Uranus și Neptun, atracția lor este suficient de puternică pentru a menține atmosfere puternice care conțin gaze ușoare, cum ar fi amoniacul și metanul. , și posibil, de asemenea, hidrogen liber.
Absența unei atmosfere implică inevitabil absența apei lichide. În spațiul fără aer, evaporarea apei are loc mult mai viguros decât la presiunea atmosferică; prin urmare, apa se transformă rapid în vapori, care este un bazin foarte ușor, supus aceleiași soarte ca și alte gaze ale atmosferei, adică părăsește suprafața planetei mai mult sau mai puțin repede.
Este clar că pe o planetă lipsită de atmosferă și apă, condițiile dezvoltării vieții sunt complet nefavorabile și nu ne putem aștepta nici la viață vegetală, nici animală pe o astfel de planetă. Toate planetele mici, sateliții planetelor și de pe planetele mari - Mercur se încadrează în această categorie. Să spunem puțin mai multe despre cele două corpuri din această categorie și anume Luna și Mercur.
Luna și Mercur
Pentru aceste corpuri, absența unei atmosfere a fost stabilită nu numai prin considerentele de mai sus, ci și prin observații directe. Când Luna se mișcă pe cer, făcându-și drum în jurul Pământului, adesea acoperă stelele. Dispariția unei stele în spatele discului Lunii poate fi observată chiar și printr-un tub mic și se întâmplă întotdeauna destul de instantaneu. Dacă paradisul lunar ar fi înconjurat de cel puțin o atmosferă rară, atunci, înainte de a dispărea complet, steaua ar străluci prin această atmosferă o vreme, iar luminozitatea aparentă a stelei ar scădea treptat, în plus, datorită refracției luminii. , steaua ar părea deplasată de la locul ei . Toate aceste fenomene sunt complet absente atunci când stelele sunt acoperite de Lună.
Peisajele lunare observate prin telescoape uimesc prin claritatea și contrastul iluminării lor. Nu există penumbra pe Lună. Există umbre negre adânci lângă locuri luminoase, luminate de soare. Acest lucru se întâmplă pentru că, din cauza absenței unei atmosfere pe Lună, nu există un cer albastru în timpul zilei, care ar înmuia umbrele cu lumina ei; cerul este mereu negru. Nu există amurg pe Lună, iar după apusul soarelui se apune imediat o noapte întunecată.
Mercur este mai departe de noi decât Luna. Prin urmare, nu putem observa astfel de detalii ca pe Lună. Nu cunoaștem tipul peisajului său. Ocultarea stelelor de către Mercur, datorită dimensiunii sale aparente, este extrem de rară și nu există indicii că astfel de ocultări au fost observate vreodată. Dar există tranzite ale lui Mercur în fața discului solar, când observăm că această planetă sub forma unui punct negru minuscul se strecoară încet pe suprafața solară strălucitoare. În acest caz, marginea lui Mercur este clar delimitată, iar acele fenomene care au fost văzute în timpul trecerii lui Venus în fața Soarelui nu au fost observate la Mercur. Dar este încă posibil să se fi păstrat mici urme ale atmosferei din jurul lui Mercur, dar această atmosferă are o densitate complet neglijabilă în comparație cu pământul.
Pe Lună și Mercur, condițiile de temperatură sunt complet nefavorabile vieții. Luna se rotește extrem de lent în jurul axei sale, din cauza căreia ziua și noaptea continuă pe ea timp de paisprezece zile. Căldura razelor soarelui nu este moderată de învelișul de aer și, ca urmare, în timpul zilei pe Lună, temperatura suprafeței crește la 120 °, adică peste punctul de fierbere al apei. În timpul nopții lungi temperatura scade la 150° sub zero.
Pe parcursul eclipsa de lună s-a observat cum, în puțin peste o oră, temperatura a scăzut de la 70° cald la 80° sub zero, iar după terminarea eclipsei, aproape în același timp scurt, a revenit la valoarea inițială. Această observație indică conductivitatea termică extrem de scăzută a rocilor care formează suprafața lunară. Căldura solară nu pătrunde adânc, dar rămâne în cel mai subțire strat superior.
Trebuie să ne gândim că suprafața Lunii este acoperită cu tuf vulcanic ușor și liber, poate chiar cenușă. Deja la o adâncime de un metru, contrastele de căldură și frig sunt netezite „atât de mult încât este probabil ca acolo să predomine o temperatură medie, care diferă puțin de temperatura medie a suprafeței pământului, adică cu câteva grade mai sus. zero. S-ar putea ca acolo să fi fost păstrați niște embrioni de materie vie, dar soarta lor, desigur, este de neinvidiat.
Pe Mercur, diferența de temperatură este și mai accentuată. Această planetă este mereu în fața Soarelui pe o parte. În emisfera zilei a lui Mercur, temperatura atinge 400 °, adică este peste punctul de topire al plumbului. Și în emisfera nopții, înghețul ar trebui să atingă temperatura aerului lichid, iar dacă a existat o atmosferă pe Mercur, atunci pe partea de noapte ar trebui să se transforme în lichid și poate chiar să înghețe. Numai la granița dintre emisferele de zi și de noapte într-o zonă îngustă pot exista condiții de temperatură care sunt cel puțin oarecum favorabile vieții. Cu toate acestea, nu există niciun motiv să ne gândim la posibilitatea existenței unei vieți organice dezvoltate acolo. Mai mult, în prezența urmelor atmosferei, oxigenul liber nu a putut fi reținut în ea, deoarece la temperatura emisferei de zi, oxigenul se combină puternic cu majoritatea elementelor chimice.
Deci, în ceea ce privește posibilitatea vieții pe Lună, perspectivele sunt destul de nefavorabile.
Venus
Spre deosebire de Mercur, Venus are anumite semne ale unei atmosfere groase. Când Venus trece între Soare și Pământ, este înconjurată de un inel luminos - aceasta este atmosfera sa, care este iluminată de Soare în lumină. Asemenea treceri ale lui Venus în fața discului solar sunt foarte rare: ultima trecere a avut loc în 18S2, următoarea va avea loc în 2004. Cu toate acestea, aproape în fiecare an Venus trece, deși nu prin discul solar în sine, ci suficient de aproape de ea și apoi este vizibilă sub forma unei seceri foarte înguste, ca luna imediat după luna nouă. Conform legilor perspectivei, semiluna lui Venus iluminată de Soare ar trebui să facă un arc de exact 180 °, dar în realitate se observă un arc strălucitor mai lung, care apare datorită reflectării și curbării razelor soarelui în atmosfera de Venus. Cu alte cuvinte, pe Venus este amurg, care mărește durata zilei și iluminează parțial emisfera nopții.
Compoziția atmosferei lui Venus este încă puțin înțeleasă. În 1932, cu ajutorul analizei spectrale, a fost detectată prezența unei cantități mari de dioxid de carbon în el, corespunzând unui strat cu o grosime de 3 km în condiții standard (adică, la 0 ° și 760 mm presiune).
Suprafața lui Venus ne apare întotdeauna ca orbitor de albă și fără pete sau contururi permanente vizibile. Se crede că în atmosfera lui Venus există întotdeauna un strat gros de nori albi, acoperind complet suprafața solidă a planetei.
Compoziția acestor nori este necunoscută, dar cel mai probabil sunt vapori de apă. Ce este sub ele, nu vedem, dar este clar că norii trebuie să modereze căldura razelor solare, care pe Venus, care este mai aproape de Soare decât Pământ, ar fi altfel excesiv de puternică.
Măsurătorile de temperatură au dat aproximativ 50-60° de căldură pentru emisfera de zi și 20° de îngheț pentru noapte. Astfel de contraste se explică prin rotația lentă a lui Venus în jurul axei. Deși perioada exactă a rotației sale este necunoscută din cauza absenței unor pete vizibile pe suprafața planetei, dar, se pare, o zi durează pe Venus nu mai puțin de cele 15 zile ale noastre.
Care sunt șansele de viață pe Venus?
Savanții diferă în această privință. Unii cred că tot oxigenul din atmosfera sa este legat chimic și există doar ca parte a dioxidului de carbon. Deoarece acest gaz are o conductivitate termică scăzută, în acest caz temperatura de lângă suprafața lui Venus ar trebui să fie destul de ridicată, poate chiar aproape de punctul de fierbere al apei. Acest lucru ar putea explica prezența unei cantități mari de vapori de apă în straturile superioare ale atmosferei sale.
Rețineți că rezultatele de mai sus ale determinării temperaturii lui Venus se referă la suprafața exterioară a acoperirii norilor, de exemplu. la drăguță altitudine inalta peste suprafața sa dură. În orice caz, trebuie să ne gândim că condițiile de pe Venus seamănă cu o seră sau o seră, dar probabil cu o temperatură mult mai ridicată.
Marte
Cel mai mare interes din punctul de vedere al problemei existenței vieții este planeta Marte. În multe privințe, este similar cu Pământul. Din petele care sunt clar vizibile pe suprafața sa, s-a stabilit că Marte se rotește în jurul axei sale, făcând o revoluție în 24 de ore și 37 de metri.De aceea, există o schimbare a zilei și a nopții pe el de aproape aceeași durată ca și pe pamant.
Axa de rotație a lui Marte face un unghi de 66 ° cu planul orbitei sale, aproape exact același cu cel al Pământului. Datorită acestei înclinări axiale pe Pământ, anotimpurile se schimbă. Evident, pe Marte există aceeași schimbare, dar numai fiecare anotimp de pe Pământ este aproape de două ori mai lung decât al nostru. Motivul pentru aceasta este că Marte, fiind în medie de o ori și jumătate mai departe de Soare decât Pământ, își face revoluția în jurul Soarelui în aproape doi ani pământeni, mai precis în 689 de zile.
Cel mai distinct detaliu de pe suprafața lui Marte, vizibil atunci când este privit printr-un telescop, este Pata alba, care coincide în poziție cu unul dintre polii săi. Locul este cel mai bine văzut polul Sud Marte, deoarece în perioadele de cea mai apropiată apropiere de Pământ, Marte este înclinat spre Soare și Pământ cu emisfera sa sudică. S-a observat că odată cu debutul iernii în emisfera corespunzătoare a lui Marte, pata albă începe să crească, iar vara scade. Au existat chiar cazuri (de exemplu, în 1894) când pata polară a dispărut aproape complet toamna. Se poate crede că aceasta este zăpadă sau gheață, care se depune iarna sub formă de înveliș subțire lângă polii planetei. Că această acoperire este foarte subțire rezultă din observația de mai sus a dispariției petei albe.
Datorită depărtării lui Marte de Soare, temperatura de pe acesta este relativ scăzută. Acolo vara este foarte rece și totuși se întâmplă ca zăpezile polare să se topească complet. Durata lunga vara nu compensează în mod adecvat lipsa căldurii. De aici rezultă că acolo cade puțină zăpadă, poate doar câțiva centimetri, este chiar posibil ca petele polare albe să nu fie formate din zăpadă, ci din brumă.
Această împrejurare este în deplin acord cu faptul că, conform tuturor datelor, pe Marte există puțină umiditate, puțină apă. Mări și spații mari de apă nu au fost găsite pe el. Norii sunt foarte rar observați în atmosfera sa. Culoarea foarte portocalie a suprafeței planetei, datorită căreia Marte apare cu ochiul liber ca o stea roșie (de unde și numele său de la vechiul zeu roman al războiului), este explicată de majoritatea „observatorilor” prin faptul că suprafața lui Marte este un deșert nisipos fără apă, colorat cu oxizi de fier.
Marte se mișcă în jurul Soarelui într-o elipsă semnificativ alungită. Din acest motiv, distanța sa față de Soare variază într-un interval destul de larg - de la 206 la 249 milioane km. Când Pământul se află de aceeași parte a Soarelui cu Marte, apar așa-numitele opoziții ale lui Marte (deoarece Marte în acel moment se află pe partea opusă a cerului față de Soare). În timpul opozițiilor, Marte este observat pe cerul nopții în condiții favorabile. Opozițiile se alternează în medie după 780 de zile, sau după doi ani și două luni.
Cu toate acestea, nu în orice opoziție, Marte se apropie de Pământ la cea mai scurtă distanță. Pentru aceasta, este necesar ca opoziția să coincidă cu momentul celei mai apropiate apropieri a lui Marte de Soare, care se întâmplă doar la fiecare a șaptea sau a opta opoziție, adică după aproximativ cincisprezece ani. Asemenea opoziții se numesc mari opoziții; au avut loc în 1877, 1892, 1909 și 1924. Următoarea mare confruntare va avea loc în 1939. La aceste date sunt cronometrate principalele observații ale lui Marte și descoperirile aferente. Marte a fost cel mai aproape de Pământ în timpul opoziției din 1924, dar și atunci distanța sa față de noi a fost de 55 de milioane de km. Marte nu este niciodată mai aproape de Pământ.
Canale pe Marte
În 1877, astronomul italian Schiaparelli, făcând observații cu un telescop relativ modest, dar sub cerul transparent al Italiei, a descoperit pe suprafața lui Marte, pe lângă pete întunecate, deși incorect numite mări, o întreagă rețea de linii drepte înguste sau dungi, pe care le-a numit strâmtori (canale în italiană). Prin urmare, cuvântul „canal” a început să fie folosit în alte limbi pentru a se referi la aceste formațiuni misterioase.
Schiaparelli, ca urmare a mulți ani de observații, a alcătuit o hartă detaliată a suprafeței lui Marte, pe care sute de canale care conectează între pete întunecate„mări”. Mai târziu, astronomul american Lowell, care a construit chiar și un observator special în Arizona pentru a observa Marte, a descoperit canale în spațiile întunecate ale „mărilor”. El a descoperit că atât „mările”, cât și canalele își schimbă vizibilitatea în funcție de anotimpuri: vara devin mai închise, uneori căpătând o nuanță gri-verzuie; iarna devin palide și devin maronii. Hărțile lui Lowell sunt chiar mai detaliate decât hărțile lui Schiaparelli, sunt marcate cu multe canale care formează o rețea geometrică complexă, dar destul de regulată.
Pentru a explica fenomenele observate pe Marte, Lowell a dezvoltat o teorie care a fost larg acceptată, în special în rândul astronomilor amatori. Această teorie se rezumă la următoarele.
Suprafața portocalie a planetei Lowell, ca majoritatea celorlalți observatori, consideră un pustiu nisipos. El consideră că petele întunecate ale „mărilor” sunt zone acoperite cu vegetație – câmpuri și păduri. El consideră că canalele sunt o rețea de irigare realizată de ființe inteligente care trăiesc la suprafața planetei. Cu toate acestea, canalele în sine nu ne sunt vizibile de pe Pământ, deoarece lățimea lor este departe de a fi suficientă pentru aceasta. Pentru a fi vizibile de pe Pământ, canalele trebuie să aibă cel puțin zeci de kilometri lățime. Prin urmare, Lowell crede că vedem doar o fâșie largă de vegetație, care își desfășoară frunzele verzi, atunci când canalul însuși, care se află în mijlocul acestei fâșii, este umplut la izvor cu apă care curge din poli, de unde se formează din topirea zăpezilor polare.
Cu toate acestea, încetul cu încetul, au început să apară îndoieli cu privire la realitatea unor astfel de canale directe. Cea mai indicativă a fost împrejurarea că observatorii înarmați cu cele mai puternice telescoape moderne nu au văzut niciun canal, ci doar au observat o imagine neobișnuit de bogată a diferitelor detalii și nuanțe de pe suprafața lui Marte, lipsită, totuși, de contururi geometrice regulate. Doar observatorii care au folosit instrumente de putere medie au văzut și au schițat canalele. Prin urmare, a apărut o suspiciune puternică că canalele reprezintă doar o iluzie optică (o iluzie optică) care apare cu efortul ochilor extrem. Multă muncă și experiențe diferite a fost efectuat pentru a clarifica acest fapt.
Cele mai convingătoare sunt rezultatele obținute de fizicianul și fiziologul german Kühl. Au aranjat un model special care înfățișează Marte. Pe un fundal întunecat, Kühl a lipit un cerc pe care îl decupase dintr-un ziar obișnuit, pe care erau așezate mai multe pete gri, amintind de contururile „mărilor” de pe Marte. Dacă luăm în considerare un astfel de model de aproape, atunci este clar ce este - puteți citi un text din ziar și nu se creează iluzii. Dar dacă mergi mai departe, atunci iluminare adecvatăÎncep să apară dungi drepte și subțiri, care merg de la o pată întunecată la alta și, în plus, nu coincid cu liniile de text tipărit.
Kuhl a studiat acest fenomen în detaliu.
El a arătat că trei sunt prezența multor detalii și nuanțe mici, transformându-se treptat una în alta, atunci când ochiul nu le poate surprinde „despre toate detaliile, există dorința de a combina aceste detalii cu modele geometrice mai simple, drept urmare iluzia dungilor drepte apare acolo unde nu există contururi corecte. Observatorul modern remarcabil Antoniadi, care în același timp este un artist bun, pictează Marte pete, cu o mulțime de detalii neregulate, dar fără canale rectilinii.
S-ar putea să credeți că această problemă este cel mai bine rezolvată prin trei asistență pentru fotografie. O placă fotografică nu poate fi înșelată: s-ar părea că ar trebui să arate ce există de fapt pe Marte. Din păcate, nu este. Fotografia, care, aplicată la stele și nebuloase, a dat atât de mult, în raport cu suprafața planetelor, dă mai puțin decât ceea ce ochiul observatorului vede cu același instrument. Acest lucru se explică prin faptul că imaginea lui Marte, obținută chiar și cu ajutorul celor mai mari și mai lungi instrumente de focalizare, se dovedește a fi foarte mică pe placă. dimensiuni, - diametru„doar până la 2 mm. Desigur, este imposibil să disting detalii mari într-o asemenea imagine. Odată cu o creștere puternică a unor astfel de fotografii, apare un defect, de care suferă atât de mult iubitorii de fotografie modernă care fotografiază cu aparate de tip Leica. Și anume, apare granularea imaginii, care ascunde toate micile detalii.
Viata pe Marte
Totuși, fotografiile lui Marte, realizate prin diferite filtre de lumină, au dovedit clar existența unei atmosfere pe Marte, deși mult mai rară decât cea a Pământului. Uneori seara în această atmosferă se observă puncte luminoase care, probabil, sunt nori cumulus. Dar, în general, nebulozitatea de pe Marte este neglijabilă, ceea ce este în concordanță cu cantitatea mică de apă de pe acesta.
Aproape toți observatorii lui Marte sunt acum de acord că petele întunecate ale „mărilor” reprezintă într-adevăr zone acoperite cu plante. În acest sens, teoria lui Lowell este confirmată. Cu toate acestea, până relativ recent, a existat un obstacol. Întrebarea a fost complicată de condițiile de temperatură de pe suprafața lui Marte.
Deoarece Marte este de o ori și jumătate mai departe de Soare decât Pământ, primește de două ori și un sfert mai puțină căldură. Întrebarea până la ce temperatură o cantitate atât de nesemnificativă de căldură își poate încălzi suprafața depinde de structura atmosferei marțiane, care este o „blană” de grosime și compoziție necunoscută nouă.
Recent a fost posibil să se determine temperatura suprafeței lui Marte prin măsurători directe. S-a dovedit că în regiunile ecuatoriale la prânz temperatura se ridică la 15-25°C, dar seara se instalează o răcire puternică, iar noaptea, aparent, este însoțită de înghețuri dure constante.
Condițiile de pe Marte sunt similare cu cele pe care le avem pe munții înalți: aer rarefiat și transparent, încălzire semnificativă de la lumina directă a soarelui, frig la umbră și înghețuri severe nocturne. Condițiile sunt, fără îndoială, foarte dure, dar se poate presupune că plantele s-au aclimatizat, adaptat acestora, precum și lipsei de umiditate.
Deci, existența plantelor pe Marte poate fi considerată aproape dovedită, dar în ceea ce privește animalele, și cu atât mai mult inteligente, nu putem spune încă nimic cert.
În ceea ce privește celelalte planete ale sistemului solar - Jupiter, Saturn, Uranus și Neptun, este dificil să presupunem posibilitatea vieții pe ele din următoarele motive: în primul rând, temperatură scăzută din cauza distanței de la Soare și, în al doilea rând, otrăvitoare. gaze descoperite recent în atmosferele lor - amoniacul și metanul. Dacă aceste planete au o suprafață solidă, atunci aceasta este ascunsă undeva la o adâncime mare, în timp ce vedem doar straturile superioare ale atmosferelor lor extrem de puternice.
Și mai puțin probabil este viața pe planeta cea mai îndepărtată de Soare, recent descoperitul Pluto, oh condiţiile fizice pe care nu le cunoaștem încă.
Deci, dintre toate planetele din sistemul nostru solar (cu excepția Pământului), se poate suspecta existența vieții pe Venus și se poate considera că existența vieții pe Marte este aproape dovedită. Dar, desigur, totul este despre prezent. În timp, odată cu evoluția planetelor, condițiile se pot schimba dramatic. Nu vom vorbi despre asta din cauza lipsei de date.
Astrolog, trebuie să copiați și să lipiți cu înțelepciune și să indicați sursa ...))) Deși, se pare că întrebarea v-a fost destinată ... ei bine, nu va scăpa de mine. Mercurul nu are practic atmosferă - doar o înveliș de heliu extrem de rarefiat, cu densitatea atmosferei terestre la o altitudine de 200 km. Probabil, heliul se formează în timpul dezintegrarii elementelor radioactive din intestinele planetei. În plus, este format din atomi captați de vântul solar sau eliminați de vântul solar de la suprafață - sodiu, oxigen, potasiu, argon, hidrogen. Atmosfera lui Venus este compusă în principal din dioxid de carbon (CO2) cu cantități mici de azot (N2) și vapori de apă (H2O). Acidul clorhidric (HCl) și acidul fluorhidric (HF) au fost găsite ca impurități mici. Presiunea la suprafață este de 90 bar (ca și în mările Pământului la o adâncime de 900 m). Norii lui Venus sunt formați din picături microscopice de acid sulfuric concentrat (H2SO4). Atmosfera rarefiată a lui Marte este formată din 95% dioxid de carbon și 3% azot. Sunt prezente cantități mici de vapori de apă, oxigen și argon. Presiunea medie la suprafață este de 6 mbar (adică 0,6% din pământ). Densitatea medie scăzută a lui Jupiter (1,3 g/cm3) indică o compoziție apropiată de cea a Soarelui: în principal hidrogen și heliu. Un telescop de pe Jupiter arată benzi de nori paralele cu ecuatorul; zonele luminoase din ele sunt intercalate cu curele roșiatice. Este posibil ca zonele luminoase să fie zone cu curent ascendent unde vârfurile norilor de amoniac sunt vizibile; Centurile roșiatice sunt asociate cu fluxuri descendențe, a căror culoare strălucitoare este determinată de hidrosulfatul de amoniu, precum și de compuși de fosfor roșu, sulf și polimeri organici. Pe lângă hidrogen și heliu, CH4, NH3, H2O, C2H2, C2H6, HCN, CO, CO2, PH3 și GeH4 au fost detectate spectroscopic în atmosfera lui Jupiter. La o adâncime de 60 km ar trebui să existe un strat de nori de apă. Satelitul său Io are o atmosferă extrem de rarefiată de dioxid de sulf (de origine vulcanică) SO2. Atmosfera de oxigen a Europei este atât de rarefiată încât presiunea de la suprafață este de o sută de miliarde din cea a pământului. Saturn este, de asemenea, o planetă hidrogen-heliu, dar abundența relativă a heliului în Saturn este mai mică decât cea a lui Jupiter; dedesubt și densitatea medie a acestuia. Atmosfera sa superioară este plină de ceață de amoniac (NH3) care dispersează lumina. Pe lângă hidrogen și heliu, CH4, C2H2, C2H6, C3H4, C3H8 și PH3 au fost detectate spectroscopic în atmosfera lui Saturn. Titan, a doua cea mai mare lună din sistemul solar, este unică prin faptul că are o atmosferă persistentă, puternică, compusă în principal din azot și o cantitate mică de metan. Atmosfera lui Uranus conține în mare parte hidrogen, 12-15% heliu și alte câteva gaze. Spectrul lui Neptun este, de asemenea, dominat de benzile de metan și hidrogen. Pluto nu a mai fost o planetă de multă vreme... Și ca bonus.
Atmosfera Pământului este foarte diferită de atmosfera altor planete din sistemul solar. Având o bază de azot-oxigen, atmosfera terestră creează condiții pentru viață, care, din anumite circumstanțe, nu poate fi pe alte planete.
Instruire
Venus este planeta cea mai apropiată de Soare, care are o atmosferă și o densitate atât de mare încât până și Mihail Lomonosov în 1761 și-a pretins existența. Prezența unei atmosfere pe Venus este un fapt atât de evident încât până în secolul al XX-lea, omenirea a fost sub influența iluziei că Pământul și Venus sunt planete gemene, iar viața era posibilă și pe Venus.
Cercetările spațiale au arătat că lucrurile sunt departe de a fi roz. Atmosfera lui Venus este de nouăzeci și cinci la sută de dioxid de carbon și nu eliberează căldură de la Soare în exterior, creând un efect de seră. Din acest motiv, temperatura de pe suprafața lui Venus este de 500 de grade Celsius, iar probabilitatea de viață pe ea este neglijabilă.
Marte are o atmosferă asemănătoare ca compoziție cu cea a lui Venus, constând de asemenea în principal din dioxid de carbon, dar cu impurități de azot, argon, oxigen și vapori de apă, totuși, în cantități foarte mici. În ciuda temperaturii acceptabile a suprafeței lui Marte în anumite momente ale zilei, este imposibil să respiri o astfel de atmosferă.
În apărarea susținătorilor ideilor despre viața de pe alte planete, merită remarcat faptul că oamenii de știință planetar, după ce au studiat compoziție chimică rocile lui Marte, în 2013 a declarat că acum 4 miliarde de ani, planeta roșie avea aceeași cantitate de oxigen ca pe Pământ.
Planetele gigantice nu au o suprafață solidă, iar atmosfera lor este similară ca compoziție cu cea a soarelui. Atmosfera lui Jupiter, de exemplu, este în mare parte hidrogen și heliu, cu cantități mici de metan, hidrogen sulfurat, amoniac și apă, despre care se crede că se găsește în straturile interioare ale vastei planete.
Atmosfera lui Saturn este foarte asemănătoare cu cea a lui Jupiter și, de asemenea, în cea mai mare parte, este formată din hidrogen și heliu, deși în proporții ușor diferite. Densitatea unei astfel de atmosfere este neobișnuit de mare și nu putem vorbi decât cu un grad ridicat de siguranță despre straturile sale superioare, în care plutesc nori de amoniac înghețat, iar viteza vântului ajunge uneori la o mie și jumătate de kilometri pe oră.
Uranus, ca și celelalte planete gigantice, are o atmosferă formată din hidrogen și heliu. În timpul cercetărilor care au fost efectuate cu ajutorul navei spațiale Voyager, a caracteristică interesantă a acestei planete: atmosfera lui Uranus nu este încălzită de nicio sursă internă a planetei și primește toată energia doar de la Soare. De aceea, Uranus are cea mai rece atmosferă din întregul sistem solar.
Neptun are o atmosferă gazoasă, dar ea Culoarea albastră sugerează că conține o substanță încă necunoscută care dă atmosferei de hidrogen și heliu o astfel de nuanță. Teoriile despre absorbția culorii roșii a atmosferei de către metan nu au primit încă confirmarea completă.
