Pred 4,6 miliardami rokov sa v našej Galaxii začali vytvárať zhluky z oblakov hviezdnej hmoty. Plyny sa stále viac zhutňovali a zahusťovali a vyžarovali teplo. So zvyšujúcou sa hustotou a teplotou sa začali jadrové reakcie, pri ktorých sa vodík zmenil na hélium. Existoval teda veľmi silný zdroj energie – Slnko.

Súčasne s nárastom teploty a objemu Slnka v dôsledku spojenia úlomkov medzihviezdneho prachu v rovine kolmej na os rotácie Hviezdy vznikli planéty a ich satelity. Formovanie slnečnej sústavy bolo dokončené asi pred 4 miliardami rokov.

Slnečná sústava má v súčasnosti osem planét. Sú to Merkúr, Venuša, Zem, Mars, Jupiter, Saturn, Urán, Nepto. Pluto je trpasličia planéta, najväčší známy objekt Kuiperovho pásu (je to veľký pás úlomkov podobný pásu asteroidov). Po objavení v roku 1930 bola považovaná za deviatu planétu. Situácia sa zmenila v roku 2006 prijatím formálnej definície planéty.

Na planéte, ktorá je najbližšie k Slnku, Merkúr, nikdy neprší. Je to spôsobené tým, že atmosféra planéty je taká riedka, že je jednoducho nemožné ju opraviť. A odkiaľ môže pochádzať dážď, ak denná teplota na povrchu planéty niekedy dosahuje 430 ° Celzia. Áno, nechcel by som tam byť :)

Na Venuši sa však neustále vyskytujú kyslé dažde, pretože oblaky nad touto planétou nie sú tvorené životodarnou vodou, ale smrtiacou kyselinou sírovou. Je pravda, že keďže teplota na povrchu tretej planéty dosahuje 480º Celzia, kvapky kyseliny sa odparia skôr, ako sa dostanú na planétu. Oblohu nad Venušou predierajú veľké a strašné blesky, no je z nich viac svetla a hukotu ako dažďa.

Na Marse boli podľa vedcov už dávno prirodzené podmienky ako na Zemi. Pred miliardami rokov bola atmosféra nad planétou oveľa hustejšia a je možné, že tieto rieky naplnili výdatné dažde. Teraz má však planéta veľmi riedku atmosféru a fotografie prenášané prieskumnými satelitmi naznačujú, že povrch planéty pripomína púšte na juhozápade Spojených štátov alebo Suché údolia v Antarktíde. Keď je časť Marsu zahalená zimou, nad červenou planétou sa objavujú tenké oblaky obsahujúce oxid uhličitý a mráz pokrýva odumreté skaly. V skorých ranných hodinách sú v dolinách také husté hmly, že sa zdá, že sa schyľuje k dažďu, no takéto očakávania sú márne.

Mimochodom, teplota vzduchu na Mrse je cez deň 20º Celzia. Pravda, v noci môže klesnúť až na -140 :(

Jupiter je najväčšia z planét a je to obrovská plynová guľa! Táto guľa sa skladá takmer výlučne z hélia a vodíka, ale je možné, že hlboko vo vnútri planéty je malé pevné jadro, zahalené v oceáne tekutého vodíka. Jupiter je však zo všetkých strán obklopený farebnými pásmi mrakov. Niektoré z týchto oblakov dokonca pozostávajú z vody, ale spravidla veľká väčšina z nich tvorí stuhnuté kryštály amoniaku. Z času na čas nad planétou preletia najsilnejšie hurikány a búrky, ktoré prinášajú snehové zrážky a dažde čpavku. To je miesto, kde držať Čarovný kvet.

A. Michajlov, prof.

Veda a život // Ilustrácie

Mesačná krajina.

Topiaca sa polárna škvrna na Marse.

Obežné dráhy Marsu a Zeme.

Lowellova mapa Marsu.

Kuhlov model Marsu.

Kresba Marsu od Antoniadiho.

Vzhľadom na otázku existencie života na iných planétach budeme hovoriť iba o planétach našej slnečnej sústavy, pretože nevieme nič o prítomnosti iných sĺnk, ktoré sú hviezdami, ich vlastných planetárnych systémov podobných našim. Podľa moderných názorov na vznik Slnečnej sústavy možno dokonca predpokladať, že vznik planét otáčajúcich sa okolo centrálnej hviezdy je udalosťou, ktorej pravdepodobnosť je mizivá, a že teda prevažná väčšina hviezd nemá svoj vlastné planetárne systémy.

Ďalej je potrebné urobiť výhradu, že otázku života na planétach mimovoľne zvažujeme z nášho pozemského hľadiska za predpokladu, že tento život sa prejavuje v rovnakých formách ako na Zemi, t. j. za predpokladu životných procesov a celkovej štruktúry organizmy podobné tým na Zemi. V tomto prípade pre rozvoj života na povrchu planéty musia existovať určité fyzikálno-chemické podmienky, teplota nesmie byť príliš vysoká ani príliš nízka, musí byť prítomná voda a kyslík a musia byť prítomné zlúčeniny uhlíka. byť základom organickej hmoty.

planetárne atmosféry

Prítomnosť atmosféry na planétach je daná gravitačnou silou na ich povrchu. Veľké planéty majú dostatočnú gravitačnú silu, aby okolo seba udržali plynný obal. Molekuly plynu sú totiž v neustálom rýchlom pohybe, ktorého rýchlosť je určená chemickou povahou tohto plynu a teplotou.

Najvyššiu rýchlosť majú ľahké plyny – vodík a hélium; ako teplota stúpa, rýchlosť sa zvyšuje. Za normálnych podmienok, t.j. pri teplote 0° a atmosférickom tlaku, je priemerná rýchlosť molekuly vodíka 1840 m/s a kyslíka 460 m/s. Ale pod vplyvom vzájomných zrážok jednotlivé molekuly nadobúdajú rýchlosti, ktoré sú niekoľkonásobne vyššie ako uvedené priemerné čísla. Ak sa v horných vrstvách zemskej atmosféry objaví molekula vodíka s rýchlosťou presahujúcou 11 km/s, potom takáto molekula odletí zo Zeme do medziplanetárneho priestoru, pretože sila zemskej gravitácie nebude dostatočná na to, aby ju udržala.

Čím je planéta menšia, tým je menej hmotná, tým menšia je táto obmedzujúca alebo, ako sa hovorí, kritická rýchlosť. Pre Zem je kritická rýchlosť 11 km/s, pre Merkúr len 3,6 km/s, pre Mars 5 km/s, pre Jupiter, najväčšiu a najhmotnejšiu zo všetkých planét, je to 60 km/s. Z toho vyplýva, že Merkúr a ešte menšie telesá, ako sú satelity planét (vrátane nášho Mesiaca) a všetkých malých planét (asteroidov), nedokážu svojou slabou príťažlivosťou udržať atmosférický obal blízko svojho povrchu. Mars je schopný, aj keď s ťažkosťami, udržať atmosféru oveľa tenšiu ako má Zem, ale pokiaľ ide o Jupiter, Saturn, Urán a Neptún, ich príťažlivosť je dostatočne silná na to, aby udržala silné atmosféry obsahujúce ľahké plyny, ako je amoniak a metán. a prípadne aj voľný vodík.

Neprítomnosť atmosféry nevyhnutne znamená absenciu tekutej vody. V priestore bez vzduchu dochádza k odparovaniu vody oveľa intenzívnejšie ako pri atmosférickom tlaku; preto sa voda rýchlo mení na paru, čo je veľmi ľahká panva, ktorá podlieha rovnakému osudu ako ostatné plyny atmosféry, t. j. viac-menej rýchlo opúšťa povrch planéty.

Je jasné, že na planéte bez atmosféry a vody sú podmienky pre rozvoj života úplne nepriaznivé a na takejto planéte nemôžeme očakávať ani rastlinný, ani živočíšny život. Do tejto kategórie patria všetky malé planéty, satelity planét az veľkých planét - Merkúr. Povedzme si niečo viac o dvoch telesách tejto kategórie, a to o Mesiaci a Merkúre.

Mesiac a Merkúr

Pre tieto telesá bola absencia atmosféry potvrdená nielen vyššie uvedenými úvahami, ale aj priamymi pozorovaniami. Keď sa Mesiac pohybuje po oblohe a prechádza okolo Zeme, často zakrýva hviezdy. Zmiznutie hviezdy za kotúčom Mesiaca možno pozorovať aj cez malú trubicu a vždy sa to stane úplne okamžite. Ak by bol mesačný raj obklopený aspoň vzácnou atmosférou, tak pred úplným zmiznutím by hviezda nejaký čas presvitala touto atmosférou a zdanlivá jasnosť hviezdy by sa postupne znižovala, navyše v dôsledku lomu svetla. hviezda by sa zdala byť posunutá zo svojho miesta. Všetky tieto javy úplne chýbajú, keď sú hviezdy pokryté Mesiacom.

Lunárne krajiny pozorované cez ďalekohľady ohromujú ostrosťou a kontrastom ich osvetlenia. Na Mesiaci nie sú žiadne penumbry. Vedľa jasných, slnkom presvetlených miest sú hlboké čierne tiene. Deje sa tak preto, že kvôli absencii atmosféry na Mesiaci nie je modrá denná obloha, ktorá by svojim svetlom zjemňovala tiene; obloha je vždy čierna. Na Mesiaci nie je súmrak a po západe slnka okamžite nastáva tmavá noc.

Merkúr je od nás ďalej ako Mesiac. Nemôžeme preto pozorovať také detaily ako na Mesiaci. Nepoznáme typ jeho krajiny. Zákryt hviezd Merkúrom je vzhľadom na jeho zdanlivú malosť extrémne zriedkavý a nič nenasvedčuje tomu, že by takéto zákryty boli niekedy pozorované. Pred slnečným diskom však dochádza k prechodom Merkúra, keď pozorujeme, že táto planéta v podobe malej čiernej bodky sa pomaly plazí po jasnom slnečnom povrchu. V tomto prípade je okraj Merkúra ostro ohraničený a tie javy, ktoré boli pozorované pri prechode Venuše popred Slnko, neboli v Merkúre pozorované. Ale stále je možné, že sa zachovali malé stopy atmosféry okolo Merkúra, no táto atmosféra má v porovnaní so zemou úplne zanedbateľnú hustotu.

Na Mesiaci a Merkúre sú teplotné podmienky úplne nepriaznivé pre život. Mesiac sa okolo svojej osi otáča extrémne pomaly, vďaka čomu na ňom štrnásť dní trvá deň a noc. Teplo slnečných lúčov nie je tlmené vzduchovým obalom a v dôsledku toho sa povrchová teplota počas dňa na Mesiaci zvýši na 120 °, teda nad bod varu vody. Počas dlhej noci teplota klesne na 150° pod nulou.

Počas zatmenia Mesiaca bolo pozorované, ako za niečo vyše hodiny klesla teplota zo 70° teplej na 80° pod nulu a po skončení zatmenia sa takmer v rovnakom krátkom čase vrátila na pôvodnú hodnotu. Toto pozorovanie poukazuje na extrémne nízku tepelnú vodivosť hornín, ktoré tvoria mesačný povrch. Slnečné teplo nepreniká hlboko, ale zostáva v najtenšej hornej vrstve.

Treba si myslieť, že povrch Mesiaca je pokrytý svetlými a uvoľnenými sopečnými tufmi, možno aj popolom. Už v metrovej hĺbke sa kontrasty tepla a chladu vyhladzujú „až tak, že je pravdepodobné, že tam prevláda priemerná teplota, ktorá sa len málo líši od priemernej teploty zemského povrchu, t.j. niekoľko stupňov nad nula. Je možné, že sa tam zachovali nejaké zárodky živej hmoty, no ich osud je, samozrejme, nezávideniahodný.

Na Merkúre je rozdiel v teplotných podmienkach ešte výraznejší. Táto planéta je vždy obrátená k Slnku jednou stranou. Na dennej pologuli Merkúra dosahuje teplota 400 °, t.j. je nad teplotou topenia olova. A na nočnej pologuli by mal mráz dosiahnuť teplotu tekutého vzduchu a ak bola na Merkúre atmosféra, tak na nočnej strane by sa mala zmeniť na kvapalinu a možno aj zamrznúť. Len na hranici medzi dennou a nočnou hemisférou v rámci úzkeho pásma môžu byť teplotné podmienky, ktoré sú aspoň trochu priaznivé pre život. Nie je však dôvod uvažovať o možnosti rozvinutého organického života tam. Ďalej, v prítomnosti stôp atmosféry sa v nej nemohol zadržať voľný kyslík, pretože pri teplote dennej pologule sa kyslík energicky spája s väčšinou chemických prvkov.

Takže vzhľadom na možnosť života na Mesiaci sú vyhliadky skôr nepriaznivé.

Venuša

Na rozdiel od Merkúra má Venuša určité znaky hustej atmosféry. Keď Venuša prechádza medzi Slnkom a Zemou, je obklopená svetelným prstencom – to je jej atmosféra, ktorú Slnko vo svetle osvetľuje. Takéto prechody Venuše popred slnečný disk sú veľmi zriedkavé: posledný prechod sa uskutočnil v roku 18S2, ďalší sa uskutoční v roku 2004. Takmer každý rok však Venuša prechádza, hoci nie cez samotný slnečný disk, ale dostatočne blízko to, a potom je to viditeľné vo forme veľmi úzkeho kosáka, ako mesiac bezprostredne po novom mesiaci. Podľa zákonov perspektívy by mal polmesiac Venuše osvetlený Slnkom tvoriť oblúk presne 180°, ale v skutočnosti je pozorovaný dlhší jasný oblúk, ku ktorému dochádza v dôsledku odrazu a ohybu slnečných lúčov v atmosfére Venuša. Inými slovami, na Venuši je súmrak, ktorý zvyšuje dĺžku dňa a čiastočne osvetľuje jej nočnú pologuľu.

Zloženie atmosféry Venuše je stále zle pochopené. V roku 1932 sa v ňom pomocou spektrálnej analýzy zistila prítomnosť veľkého množstva oxidu uhličitého, zodpovedajúceho vrstve s hrúbkou 3 km za štandardných podmienok (t.j. pri 0 ° a tlaku 760 mm).

Povrch Venuše sa nám vždy javí ako oslnivo biely a bez viditeľných trvalých škvŕn alebo obrysov. Verí sa, že v atmosfére Venuše je vždy hrubá vrstva bielych oblakov, ktoré úplne pokrývajú pevný povrch planéty.

Zloženie týchto oblakov nie je známe, ale s najväčšou pravdepodobnosťou ide o vodnú paru. To, čo je pod nimi, nevidíme, ale je jasné, že oblaky musia mierniť teplo slnečných lúčov, ktoré by inak na Venuši, ktorá je bližšie k Slnku ako Zem, bolo nadmerne silné.

Merania teploty poskytli asi 50-60 ° teplo na dennú pologuľu a 20 ° mráz na noc. Takéto kontrasty sa vysvetľujú pomalou rotáciou Venuše okolo osi. Hoci presné obdobie jeho rotácie nie je známe kvôli absencii viditeľných škvŕn na povrchu planéty, zdá sa, že deň trvá na Venuši najmenej 15 dní.

Aké sú šance na život na Venuši?

Vedci sa v tomto bode líšia. Niektorí veria, že všetok kyslík v jeho atmosfére je chemicky viazaný a existuje len ako súčasť oxidu uhličitého. Keďže tento plyn má nízku tepelnú vodivosť, v tomto prípade by teplota blízko povrchu Venuše mala byť dosť vysoká, možno dokonca blízko bodu varu vody. To by mohlo vysvetliť prítomnosť veľkého množstva vodnej pary v horných vrstvách jeho atmosféry.

Všimnite si, že vyššie uvedené výsledky určovania teploty Venuše sa vzťahujú na vonkajší povrch oblačnosti, t.j. do dosť vysokej nadmorskej výšky nad jeho pevným povrchom. V každom prípade si treba myslieť, že podmienky na Venuši pripomínajú skleník alebo zimnú záhradu, no pravdepodobne s oveľa vyššou teplotou.

Mars

Najväčšou zaujímavosťou z hľadiska otázky existencie života je planéta Mars. V mnohých ohľadoch je podobná Zemi. Zo škvŕn, ktoré sú zreteľne viditeľné na jeho povrchu, sa zistilo, že Mars sa otáča okolo svojej osi, pričom jednu otáčku vykoná za 24 hodín a 37 metrov. Preto na ňom dochádza k zmene dňa a noci, ktorá trvá takmer rovnako ako na Zemi.

Os rotácie Marsu zviera s rovinou jeho obežnej dráhy uhol 66°, takmer presne rovnaký ako uhol Zeme. Kvôli tomuto axiálnemu sklonu na Zemi sa menia ročné obdobia. Je zrejmé, že na Marse je rovnaká zmena, ale len každé ročné obdobie na Zemi je takmer dvakrát dlhšie ako to naše. Dôvodom je, že Mars, ktorý je v priemere jeden a pol krát ďalej od Slnka ako Zem, otočí okolo Slnka za takmer dva pozemské roky, presnejšie za 689 dní.

Najvýraznejším detailom na povrchu Marsu, ktorý je viditeľný pri pohľade cez ďalekohľad, je biela škvrna, ktorá sa vo svojej polohe zhoduje s jedným z jeho pólov. Najlepšie je vidieť škvrnu na južnom póle Marsu, pretože v obdobiach jeho najtesnejšej blízkosti k Zemi je Mars naklonený svojou južnou pologuľou smerom k Slnku a Zemi. Zistilo sa, že s nástupom zimy na zodpovedajúcej pologuli Marsu sa biela škvrna začína zvyšovať a v lete klesá. Vyskytli sa dokonca prípady (napríklad v roku 1894), keď polárna škvrna na jeseň takmer úplne zmizla. Možno si myslieť, že ide o sneh alebo ľad, ktorý sa v zime ukladá ako tenká pokrývka v blízkosti pólov planéty. Že je tento obal veľmi tenký, vyplýva z vyššie uvedeného pozorovania zmiznutia bielej škvrny.

Vzhľadom na vzdialenosť Marsu od Slnka je na ňom pomerne nízka teplota. Leto je tam veľmi chladné, a predsa sa stáva, že sa polárne snehy úplne roztopia. Dlhé trvanie leta nedostatočne kompenzuje nedostatok tepla. Z toho vyplýva, že tam napadne málo snehu, možno len pár centimetrov, dokonca je možné, že biele polárne škvrny nepozostáva zo snehu, ale z námrazy.

Táto okolnosť je v plnom súlade s tým, že podľa všetkých údajov je na Marse málo vlhkosti, málo vody. Neboli na nej nájdené moria ani veľké vodné plochy. Oblaky sú v jeho atmosfére pozorované veľmi zriedkavo. Veľmi oranžové sfarbenie povrchu planéty, vďaka ktorému sa Mars javí voľným okom ako červená hviezda (odtiaľ jeho názov podľa starorímskeho boha vojny), si väčšina „pozorovateľov“ vysvetľuje tým, že povrch Marsu je bezvodá piesočnatá púšť, zafarbená oxidmi železa.

Mars sa pohybuje okolo Slnka vo výrazne pretiahnutej elipse. Vďaka tomu sa jeho vzdialenosť od Slnka mení v pomerne širokom rozmedzí - od 206 do 249 miliónov km. Keď je Zem na tej istej strane Slnka ako Mars, dochádza k takzvanej opozícii Marsu (pretože Mars je v tom čase na opačnej strane oblohy ako Slnko). Počas opozícií je Mars pozorovaný na nočnej oblohe za priaznivých podmienok. Opozície sa striedajú v priemere po 780 dňoch, respektíve po dvoch rokoch a dvoch mesiacoch.

Nie v každej opozícii sa však Mars približuje k Zemi na najkratšiu vzdialenosť. K tomu je potrebné, aby sa opozícia zhodovala s časom najbližšieho priblíženia Marsu k Slnku, čo sa deje len pri každej siedmej alebo ôsmej opozícii, teda asi po pätnástich rokoch. Takéto opozície sa nazývajú veľké opozície; uskutočnili sa v rokoch 1877, 1892, 1909 a 1924. Ďalšia veľká konfrontácia bude v roku 1939. Práve do týchto dátumov sú načasované hlavné pozorovania Marsu a súvisiace objavy. Mars bol najbližšie k Zemi počas opozície v roku 1924, no už vtedy bola jeho vzdialenosť od nás 55 miliónov km. Mars nikdy nie je bližšie k Zemi.

Kanály na Marse

V roku 1877 taliansky astronóm Schiaparelli pri pozorovaniach relatívne skromným ďalekohľadom, no pod priehľadnou oblohou Talianska objavil na povrchu Marsu okrem tmavých škvŕn, aj keď nesprávne nazývaných moriami, celú sieť úzkych priamych čiar resp. pruhy, ktoré nazval úžiny (po taliansky canale). Preto sa slovo „kanál“ začalo používať v iných jazykoch na označenie týchto tajomných útvarov.

Schiaparelli ako výsledok svojich dlhoročných pozorovaní zostavil podrobnú mapu povrchu Marsu, na ktorej boli nakreslené stovky kanálov spájajúcich tmavé škvrny „morí“ medzi ponorkami. Neskôr americký astronóm Lowell, ktorý dokonca v Arizone postavil špeciálne observatórium na pozorovanie Marsu, objavil kanály v tmavých priestoroch „morí“. Zistil, že „moria“ aj kanály menia svoju viditeľnosť v závislosti od ročných období: v lete stmavnú, niekedy získajú sivozelenkastý odtieň, v zime blednú a stávajú sa hnedastými. Lowellove mapy sú ešte podrobnejšie ako Schiaparelliho mapy, sú označené mnohými kanálmi, ktoré tvoria zložitú, ale pomerne pravidelnú geometrickú sieť.

Na vysvetlenie javov pozorovaných na Marse vytvoril Lowell teóriu, ktorá bola široko akceptovaná najmä medzi amatérskymi astronómami. Táto teória sa scvrkáva na nasledovné.

Oranžový povrch planéty Lowell, podobne ako väčšina ostatných pozorovateľov, považuje za piesočnú pustatinu. Za tmavé škvrny „morí“ považuje plochy pokryté vegetáciou – polia a lesy. Kanály považuje za zavlažovaciu sieť, ktorú vykonávajú inteligentné bytosti žijúce na povrchu planéty. Samotné kanály však zo Zeme nie sú viditeľné, pretože ich šírka na to zďaleka nestačí. Aby boli kanály viditeľné zo Zeme, musia byť široké aspoň desiatky kilometrov. Lowell si preto myslí, že vidíme len široký pás vegetácie, ktorý rozvinie svoje zelené listy, keď samotný kanál, ktorý leží v strede tohto pásu, sa na jar naplní vodou, tečúcou z pólov, kde je vznikol z topenia polárnych snehov.

Postupne sa však začali objavovať pochybnosti o realite takýchto priamych kanálov. Najvýraznejšia bola skutočnosť, že pozorovatelia vyzbrojení najvýkonnejšími modernými ďalekohľadmi nevideli žiadne kanály, ale pozorovali len nezvyčajne bohatý obraz rôznych detailov a odtieňov na povrchu Marsu, ktorý však postrádal pravidelné geometrické obrysy. Kanály videli a načrtli iba pozorovatelia, ktorí používali stredne silné nástroje. Preto vzniklo silné podozrenie, že kanály predstavujú iba optickú ilúziu (optický klam), ku ktorej dochádza pri extrémnom namáhaní očí. Na objasnenie tejto okolnosti sa vykonalo veľa práce a rôznych experimentov.

Najpresvedčivejšie sú výsledky, ktoré získal nemecký fyzik a fyziológ Kühl. Usporiadali špeciálny model zobrazujúci Mars. Na tmavé pozadie prilepil Kühl kruh, ktorý vystrihol z obyčajných novín, na ktorom bolo umiestnených niekoľko sivých škvŕn, ktoré pripomínali obrysy „morí“ na Marse. Ak vezmeme do úvahy takýto model zblízka, potom je jasne viditeľné, čo to je - môžete si prečítať novinový text a nevzniká žiadna ilúzia. Ak sa však vzdialite, pri správnom osvetlení sa začnú objavovať rovné tenké pruhy, ktoré prechádzajú z jedného tmavého miesta na druhé a navyše sa nezhodujú s riadkami vytlačeného textu.

Kuhl tento fenomén podrobne študoval.

Ukázal, že tri sú prítomnosťou mnohých malých detailov a odtieňov, ktoré sa postupne menia na seba, keď ich oko nedokáže zachytiť „pri všetkých detailoch existuje túžba kombinovať tieto detaily s jednoduchšími geometrickými vzormi, v dôsledku čoho ilúzia priamych pruhov sa objavuje tam, kde nie sú žiadne správne obrysy. Moderný významný pozorovateľ Antoniadi, ktorý je zároveň dobrým umelcom, maľuje Mars fľakatý, s množstvom nepravidelných detailov, ale bez akýchkoľvek priamočiarych kanálov.

Možno si myslíte, že tento problém najlepšie vyriešia tri asistencie pri fotografovaní. Fotografickú platňu nemožno oklamať: zdalo by sa, že by mala ukázať, čo na Marse skutočne existuje. Žiaľ, nie je. Fotografia, ktorá, keď sa aplikuje na hviezdy a hmloviny, dala toľko, v pomere k povrchu planét, dáva menej, ako oko pozorovateľa vidí tým istým prístrojom. Vysvetľuje to skutočnosť, že obraz Marsu získaný aj pomocou najväčších a najdlhšie zaostrených prístrojov na platni je veľmi malý - len do 2 mm v priemere. na takejto snímke nie je možné rozoznať veľké detaily.Na fotografiách je chyba, ktorou tak trpia nadšenci modernej fotografie, ktorí fotia prístrojmi typu Leica, a to zrnitosť snímky, ktorá zakrýva všetky malé detaily .

Život na Marse

Fotografie Marsu nasnímané cez rôzne svetelné filtre však jasne dokázali existenciu atmosféry na Marse, hoci oveľa zriedkavejšej ako na Zemi. Niekedy večer v tejto atmosfére sú zaznamenané svetlé body, ktoré sú pravdepodobne kupovité mraky. Vo všeobecnosti je však oblačnosť na Marse zanedbateľná, čo je celkom v súlade s malým množstvom vody na ňom.

Takmer všetci pozorovatelia Marsu teraz súhlasia s tým, že tmavé škvrny „morí“ skutočne predstavujú oblasti pokryté rastlinami. V tomto smere sa potvrdzuje Lowellova teória. Ešte relatívne nedávno tu však bola jedna prekážka. Otázku komplikovali teplotné podmienky na povrchu Marsu.

Keďže Mars je jedenapolkrát ďalej od Slnka ako Zem, dostáva dvaaštvrtekrát menej tepla. Otázka, na akú teplotu dokáže zahriať povrch také nepatrné množstvo tepla, závisí od štruktúry marťanskej atmosféry, čo je nám neznámy „kožuch“ hrúbky a zloženia.

Nedávno bolo možné určiť povrchovú teplotu Marsu priamym meraním. Ukázalo sa, že v rovníkových oblastiach napoludnie vystúpi teplota na 15-25°C, no večer nastáva silné ochladenie a noc zrejme sprevádzajú neustále tuhé mrazy.

Podmienky na Marse sú podobné tým, ktoré máme na vysokých horách: riedky a priehľadný vzduch, výrazné zahrievanie priamym slnečným žiarením, chlad v tieni a silné nočné mrazy. Podmienky sú nepochybne veľmi drsné, ale dá sa predpokladať, že rastliny sa aklimatizovali, prispôsobili im, ako aj nedostatku vlahy.

Existencia rastlinného života na Marse sa teda dá považovať za takmer dokázanú, no čo sa týka zvierat, a ešte viac inteligentných, zatiaľ nemôžeme povedať nič konkrétne.

Pokiaľ ide o ostatné planéty slnečnej sústavy - Jupiter, Saturn, Urán a Neptún, je ťažké predpokladať možnosť života na nich z nasledujúcich dôvodov: po prvé nízka teplota kvôli vzdialenosti od Slnka a po druhé jedovaté plyny nedávno objavené v ich atmosfére – amoniak a metán. Ak majú tieto planéty pevný povrch, tak je skrytý niekde vo veľkej hĺbke, pričom vidíme len vrchné vrstvy ich mimoriadne silných atmosfér.

Ešte menej pravdepodobný je život na planéte najvzdialenejšej od Slnka, nedávno objavenom Plute, o ktorého fyzikálnych podmienkach stále nič nevieme.

Takže zo všetkých planét našej slnečnej sústavy (okrem Zeme) možno tušiť existenciu života na Venuši a považovať existenciu života na Marse za takmer dokázanú. Ale, samozrejme, toto je všetko o súčasnosti. V priebehu času, s vývojom planét, sa podmienky môžu dramaticky zmeniť. Pre nedostatok údajov o tom nebudeme hovoriť.

Na otázku A aké planéty slnečnej sústavy MAJÚ atmosféru? Aké je jeho zloženie? daný autorom . najlepšia odpoveď je Slnko, osem z deviatich planét (okrem Merkúra) a tri zo šesťdesiatich troch satelitov majú atmosféru. Každá atmosféra má svoje špeciálne chemické zloženie a správanie nazývané „počasie“. Atmosféry sa delia na dve skupiny: pre terestrické planéty určuje pomery na spodnej hranici atmosféry hustý povrch kontinentov alebo oceánu a pre plynných obrov je atmosféra prakticky bez dna.
O planétach samostatne:
1. Ortuť nemá prakticky žiadnu atmosféru - len extrémne riedky obal hélia s hustotou zemskej atmosféry vo výške 200 km. Pravdepodobne hélium vzniká pri rozpade rádioaktívnych prvkov v útrobách planéty. Ortuť má slabé magnetické pole a žiadne satelity.
2. Atmosféru Venuše tvorí hlavne oxid uhličitý (CO2), ako aj malé množstvo dusíka (N2) a vodná para (H2O), ako malé nečistoty sa našli kyselina chlorovodíková (HCl) a kyselina fluorovodíková (HF). Povrchový tlak 90 barov (ako v zemských moriach v hĺbke 900 m), teplota na celom povrchu vo dne aj v noci okolo 750 K. Dôvod takejto vysokej teploty pri povrchu Venuše nie je celkom presne nazývaný „skleníkový efekt“: slnečné lúče pomerne ľahko prechádzajú cez oblaky jeho atmosféry a ohrievajú povrch planéty, no samotné tepelné infračervené žiarenie povrchu uniká cez atmosféru späť do vesmíru len veľmi ťažko.
3. Zriedkavá atmosféra Marsu pozostáva z 95 % oxidu uhličitého a 3 % dusíka.V malých množstvách sú prítomné vodné pary, kyslík a argón. Priemerný tlak na povrchu je 6 mbar (t.j. 0,6 % zemského).Pri tak nízkom tlaku nemôže byť voda v kvapalnom stave. Priemerná denná teplota je 240 K a maximum v lete na rovníku dosahuje 290 K. Denné teplotné výkyvy sú asi 100 K. Klíma Marsu je teda klímou studenej, dehydrovanej vysokohorskej púšte.
4. Ďalekohľad na Jupiteri ukazuje oblakové pásy rovnobežné s rovníkom; svetlé zóny v nich sú posiate červenkastými pásmi. Jasné zóny sú pravdepodobne oblasti vzostupných prúdov, kde sú viditeľné vrchy oblakov čpavku; červenkasté pásy sú spojené s klesajúcimi prúdmi, jasnými ktorého farba je určená hydrosíranom amónnym, ako aj zlúčeninami červeného fosforu, síry a organických polymérov. Okrem vodíka a hélia aj CH4, NH3, H2O, C2H2, C2H6, HCN, CO, CO2, PH3 a GeH4 boli spektroskopicky detekované v atmosfére Jupitera.
5. V ďalekohľade nevyzerá Saturnový disk tak veľkolepo ako Jupiter: má hnedo-oranžovú farbu a slabo výrazné pásy a zóny. Dôvodom je, že horné oblasti jeho atmosféry sú naplnené svetlom rozptyľujúcim čpavkom ( NH3) hmla. Saturn je ďalej od Slnka, preto je teplota jeho hornej atmosféry (90 K) o 35 K nižšia ako teplota Jupitera a amoniak je v kondenzovanom stave. S hĺbkou sa teplota atmosféry zvyšuje o 1,2 K / km, takže štruktúra oblakov sa podobá štruktúre Jupitera: pod vrstvou oblakov hydrosíranu amónneho je vrstva vodných oblakov. Okrem vodíka a hélia boli v atmosfére Saturnu spektroskopicky detekované aj CH4, NH3, C2H2, C2H6, C3H4, C3H8 a PH3.
6. Atmosféra Uránu obsahuje hlavne vodík, 12-15% hélium a niektoré ďalšie plyny.Teplota atmosféry je asi 50 K, aj keď v horných riedených vrstvách vystúpi na 750 K cez deň a 100 K v noci.
7. V atmosfére Neptúna bola objavená Veľká tmavá škvrna a zložitý systém vírivých prúdov.
8. Pluto má veľmi predĺženú a naklonenú dráhu, v perihéliu sa približuje k Slnku na 29,6 AU a vzďaľuje sa v aféliu na 49,3 AU. Pluto prešlo perihéliom v roku 1989; v rokoch 1979 až 1999 bola bližšie k Slnku ako Neptún. Kvôli veľkému sklonu dráhy Pluta sa však jeho dráha nikdy nepretína s Neptúnom.Priemerná povrchová teplota Pluta je 50 K, z afélia do perihélia sa mení o 15 K, čo je pri takýchto nízkych teplotách dosť citeľné. to vedie k objaveniu sa riedkej metánovej atmosféry počas obdobia prechodu planéty perihéliom, ale jej tlak je 100 000-krát menší ako tlak zemskej atmosféry.Pluto nedokáže udržať atmosféru na dlhú dobu, pretože je menšie ako mesiac.
Zdroj: Nepísal som o Zemi!))) Zem cez ďalekohľad nevidíš!!))

Odpoveď od Egor Vedrov[nováčik]
je na zemi

Odpoveď od Irina Serikova MADOU №21 Ivushka[aktívny]
Pluto už nie je planéta

Odpoveď od Beljajev V.N.[guru]
Na Venuši. Veľa oxidu uhličitého. Aj na Saturne. Je tam veľa metánu. Pluto si nepamätám.

Odpoveď od Vodič[guru]
Zloženie je zložité, ale vzduch je len na Zemi.

Odpoveď od Riaditeľ obežnej dráhy Zeme[guru]
Ortuť slabý atm.
Venuša je veľmi silná a hustá
Mars slabý
Ganymede, Callisto a Európa majú tiež atmosféru.

Odpoveď od Leka[guru]
Astrológ, musíte tiež skopírovať a vložiť múdro a uviesť zdroj ...)))
Aj keď sa zdá, že otázka bola určená špeciálne pre vás ... no, neujde mi to.
Ortuť nemá prakticky žiadnu atmosféru - iba extrémne riedky héliový obal s hustotou zemskej atmosféry vo výške 200 km. Pravdepodobne hélium vzniká pri rozpade rádioaktívnych prvkov v útrobách planéty. Navyše ho tvoria atómy zachytené zo slnečného vetra alebo vyrazené slnečným vetrom z povrchu – sodík, kyslík, draslík, argón, vodík.
Atmosféra Venuše pozostáva predovšetkým z oxidu uhličitého (CO2) s malým množstvom dusíka (N2) a vodnej pary (H2O). Kyselina chlorovodíková (HCl) a kyselina fluorovodíková (HF) boli nájdené ako malé nečistoty. Tlak na povrchu je 90 barov (ako v zemských moriach v hĺbke 900 m). Mraky Venuše sú tvorené mikroskopickými kvapôčkami koncentrovanej kyseliny sírovej (H2SO4).
Zriedkavá atmosféra Marsu pozostáva z 95 % oxidu uhličitého a 3 % dusíka. Prítomné sú malé množstvá vodnej pary, kyslíka a argónu. Priemerný tlak na povrchu je 6 mbar (t. j. 0,6 % zeme).
Nízka priemerná hustota Jupitera (1,3 g/cm3) naznačuje zloženie blízke Slnku: prevažne vodík a hélium.
Teleskop na Jupiteri ukazuje oblakové pásy rovnobežné s rovníkom; svetelné zóny v nich sú popretkávané červenkastými pásmi. Je pravdepodobné, že svetelné zóny sú oblasti vzostupných prúdov, kde sú viditeľné vrchy oblakov amoniaku; červenkasté pásy sú spojené so spodnými prúdmi, ktorých jasnú farbu určuje hydrosíran amónny, ako aj zlúčeniny červeného fosforu, síry a organických polymérov. Okrem vodíka a hélia boli v atmosfére Jupitera spektroskopicky detekované aj CH4, NH3, H2O, C2H2, C2H6, HCN, CO, CO2, PH3 a GeH4. V hĺbke 60 km by sa mala nachádzať vrstva vodnej oblačnosti.
Jeho satelit Io má mimoriadne riedku atmosféru oxidu siričitého (sopečného pôvodu) SO2.
Kyslíková atmosféra Európy je taká riedka, že tlak na povrchu je stomiliardtina tlaku na Zemi.
Saturn je tiež vodíkovo-héliová planéta, ale relatívne množstvo hélia v Saturne je menšie ako v Jupiteri; nižšie a jeho priemerná hustota. Jeho horná vrstva atmosféry je vyplnená hmlou čpavku (NH3) rozptyľujúceho svetlo. Okrem vodíka a hélia boli v atmosfére Saturnu spektroskopicky detekované aj CH4, C2H2, C2H6, C3H4, C3H8 a PH3.
Titan, druhý najväčší mesiac v slnečnej sústave, je jedinečný v tom, že má pretrvávajúcu silnú atmosféru zloženú prevažne z dusíka a malého množstva metánu.
Atmosféra Uránu obsahuje väčšinou vodík, 12–15 % hélia a niekoľko ďalších plynov.
V spektre Neptúna tiež dominujú metánové a vodíkové pásy.
Pluto už nie je planéta...
A ako bonus:

Odpoveď od Ľubov Kasperovič (Maškovová)[aktívny]
Nikde inde na Zemi neexistuje.

Odpoveď od Ksenia Stepanová[nováčik]
Atmosféra Merkúra je taká riedka, že by sa dalo povedať, že prakticky neexistuje. Vzduchový obal Venuše pozostáva z oxidu uhličitého (96%) a dusíka (asi 4%), je veľmi hustý - atmosférický tlak pri povrchu planéty je takmer 100-krát väčší ako na Zemi. Atmosféra Marsu tiež pozostáva hlavne z oxidu uhličitého (95 %) a dusíka (2,7 %), ale jej hustota je asi 300-krát menšia ako na Zemi a jej tlak je takmer 100-krát menší. Viditeľný povrch Jupitera je vlastne vrchná vrstva vodíkovo-héliovej atmosféry. Vzdušné škrupiny Saturnu a Uránu majú rovnaké zloženie. Krásna modrá farba Uránu je spôsobená vysokou koncentráciou metánu v hornej časti jeho atmosféry. Na Neptúne, zahalenom v uhľovodíkovom oparu, sa rozlišujú dve hlavné vrstvy oblakov: jedna pozostáva z kryštálov zmrazeného metánu a druhá, ktorá sa nachádza nižšie, obsahuje amoniak a sírovodík.

Odpoveď od Phibi[guru]
na Venuši väčšinu tvorí oxid uhličitý

Atmosféra na Wikipédii.
Pozrite si článok na wikipédii o atmosfére

Disipácia planetárnych atmosfér na Wikipédii
Pozrite si článok na wikipedii Disipácia planetárnych atmosfér

Počas silnej slnečnej búrky Zem stratí asi 100 ton atmosféry.

Fakty o vesmírnom počasí

1. Slnečné erupcie môžu niekedy zahriať slnečný povrch na teplotu 80 miliónov F, ktorá je teplejšia ako jadro.​​slnko!
2. Najrýchlejší výron koronálnej hmoty bol zaznamenaný 4. augusta 1972 a zo Slnka na Zem preletel za 14,6 hodiny – rýchlosťou asi 10 miliónov kilometrov za hodinu alebo 2778 km/s.
3. 8. apríla 1947 bola zaznamenaná najväčšia slnečná škvrna v novodobej histórii s maximálnou veľkosťou presahujúcou 330-násobok plochy Zeme.
4. Najsilnejšia slnečná erupcia za posledných 500 rokov nastala 2. septembra 1859 a objavili ju dvaja astronómovia, ktorí mali to šťastie pozrieť sa do slnka v správnom čase!
5. Medzi 10. a 12. májom 1999 tlak slnečného vetra prakticky zmizol, čo spôsobilo, že magnetosféra Zeme sa zväčšila na objem viac ako 100-krát!
6. Typické výrony koronálnej hmoty môžu merať milióny kilometrov, ale hmotnosť zodpovedá malej hore!
7. Niektoré slnečné škvrny sú také chladné, že vodná para sa môže vytvárať pri 1550 °C.
8. Najsilnejšie polárne žiary môžu generovať viac ako 1 bilión wattov, čo je porovnateľné so stredne silným zemetrasením.
9. 13. marca 1989 v Quebecu (Kanada) v dôsledku veľkej geomagnetickej búrky došlo k veľkej havárii v elektrickej sieti, ktorá spôsobila výpadok prúdu na 6 hodín. Škody pre kanadskú ekonomiku dosiahli 6 miliárd dolárov
10. Počas intenzívnych slnečných erupcií môžu astronauti vidieť jasné blikajúce pruhy svetla z vysokoenergetických častíc dopadajúcich na ich očné buľvy.
11. Najväčšou výzvou pre astronautov cestujúcich na Mars bude vysporiadanie sa s účinkami slnečných búrok a žiarenia.
12. Predpovede počasia vo vesmíre stoja len 5 miliónov dolárov ročne, no ušetria viac ako 500 miliárd dolárov na ročných príjmoch zo satelitného a elektrotechnického priemyslu.
13. Počas posledného cyklu slnečnej aktivity bola poškodená alebo zničená satelitná technológia v hodnote 2 miliárd dolárov.
14. Opakovanie udalosti v Carringtone, ako bola tá z roku 1859, by mohlo stáť 30 miliárd dolárov denne pre elektrickú sieť v USA a až 70 miliárd dolárov pre satelitný priemysel.
15. 4. augusta 1972 bola slnečná erupcia taká silná, že podľa niektorých odhadov by astronaut počas letu dostal smrteľnú dávku žiarenia.
16. Počas Maunderovho minima (1645-1715), sprevádzaného nástupom malej doby ľadovej11-ročný cyklus slnečných škvŕn nebol zistený.
17. Za jednu sekundu slnko premení 4 milióny ton hmoty na čistú energiu.
18. Jadro Slnka je takmer také husté ako olovo a má teplotu 15 miliónov stupňov C.
19. Počas silnej slnečnej búrky Zem stratí asi 100 ton atmosféry.
20. Magnetické hračky zo vzácnych zemín môžu mať magnetické pole 5-krát silnejšie ako slnečné škvrny.

Jednou z pozoruhodných čŕt slnečnej sústavy je rôznorodosť planetárnych atmosfér. Zem a Venuša majú podobnú veľkosť a hmotnosť, ale povrch Venuše je horúci až na 460 °C pod oceánom oxidu uhličitého, ktorý tlačí na povrch ako kilometer dlhá vrstva vody. Callisto a Titan sú veľké mesiace Jupitera a Saturna; majú takmer rovnakú veľkosť, ale Titan má obrovskú dusíkovú atmosféru, oveľa väčšiu ako Zem, a Callisto je prakticky bez atmosféry.

Odkiaľ pochádzajú takéto extrémy? Keby sme to vedeli, mohli by sme vysvetliť, prečo je Zem plná života, zatiaľ čo ostatné planéty v jej blízkosti vyzerajú ako bez života. Pochopením toho, ako sa atmosféra vyvíja, by sme mohli určiť, ktoré planéty mimo slnečnej sústavy by mohli byť obývateľné.

Planéta získava plynový kryt rôznymi spôsobmi. Zo svojho vnútra môže chrliť paru, pri zrážke s nimi dokáže zachytávať prchavé látky z komét a asteroidov alebo svojou gravitáciou môže ťahať plyny z medziplanetárneho priestoru. Planetárni vedci navyše prichádzajú k záveru, že strata plynu hrá rovnako dôležitú úlohu ako jeho získavanie. Aj zemská atmosféra, ktorá vyzerá neotrasiteľne, postupne uniká do vesmíru. Miera úniku je v súčasnosti veľmi nízka: asi 3 kg vodíka a 50 g hélia (dva z najľahších plynov) za sekundu; ale aj takýto pramienok sa môže stať významným v priebehu geologického obdobia a miera straty mohla byť kedysi oveľa vyššia. Ako napísal Benjamin Franklin: "Malý únik môže potopiť veľkú loď." Súčasné atmosféry terestrických planét a satelitov obrovských planét pripomínajú ruiny stredovekých hradov – to sú pozostatky niekdajšieho luxusu, ktorý sa stal obeťou lúpeží a chátrania. Atmosféry ešte menších tiel sú ako zničené pevnosti – bezbranné a ľahko zraniteľné.

Uvedomujúc si dôležitosť atmosférických únikov, meníme naše chápanie budúcnosti slnečnej sústavy. Desaťročia sa vedci snažili pochopiť, prečo má Mars takú tenkú atmosféru, no teraz sme prekvapení, že vôbec nejakú atmosféru má. Je rozdiel medzi Titanom a Callisto spôsobený tým, že Callisto stratila svoju atmosféru skôr, ako sa na Titane objavil vzduch? Bola atmosféra Titanu kedysi hustejšia ako dnes? Ako si Venuša zachovala dusík a oxid uhličitý, ale úplne stratila vodu? Prispel únik vodíka k vzniku života na Zemi? Stane sa niekedy naša planéta druhou Venušou?

Keď sa zahreje

Ak raketa nabrala druhú kozmickú rýchlosť, potom sa pohybuje tak rýchlo, že je schopná prekonať gravitáciu planéty. To isté možno povedať o atómoch a molekulách, hoci zvyčajne dosahujú svoju únikovú rýchlosť bez špecifického cieľa. Počas tepelného vyparovania sa plyny tak zohrejú, že ich nemožno zadržať. Pri netepelných procesoch dochádza k vyvrhovaniu atómov a molekúl v dôsledku chemických reakcií alebo interakcie nabitých častíc. Nakoniec sa pri zrážke s asteroidmi a kométami uvoľnia celé kusy atmosféry.

Najbežnejším z týchto troch procesov je tepelné odparovanie. Všetky telesá v slnečnej sústave sú ohrievané slnečným žiarením. Tohto tepla sa zbavujú dvoma spôsobmi: vyžarovaním infračerveného žiarenia a vyparovaním hmoty. V objektoch s dlhou životnosťou, ako je Zem, dominuje prvý proces a napríklad v kométach druhý. Ak sa naruší rovnováha medzi ohrevom a chladením, tak aj veľké teleso veľkosti Zeme sa dokáže pomerne rýchlo zohriať a zároveň sa jeho atmosféra, zvyčajne obsahujúca malý zlomok hmotnosti planéty, môže veľmi rýchlo vypariť. . Naša slnečná sústava je naplnená bezvzduchovými telesami, zrejme najmä v dôsledku tepelného vyparovania. Teleso sa stáva bez vzduchu, ak solárny ohrev prekročí určitú hranicu, ktorá závisí od sily gravitácie telesa.
K tepelnému odparovaniu dochádza dvoma spôsobmi. Prvý sa nazýva Jeans evaporation na počesť anglického astrofyzika Jamesa Jeansa, ktorý tento jav opísal na začiatku 20. storočia. Vzduch z hornej vrstvy atmosféry sa zároveň odparuje doslova atóm po atóme, molekula po molekule. V spodných vrstvách držia častice vzájomné zrážky, no nad úrovňou zvanou exobáza (pri Zemi leží vo výške 500 km od povrchu) je vzduch natoľko riedky, že sa častice plynu takmer vôbec nezrážajú. Nad exobázou nič nemôže zastaviť atóm alebo molekulu, ktorá má dostatočnú rýchlosť na to, aby mohla letieť do vesmíru.

Vodík ako najľahší plyn najľahšie prekonáva gravitáciu planéty. Najprv sa však musí dostať na exobase, čo je na Zemi dlhý proces. Molekuly vodíka normálne nevystupujú nad spodnú vrstvu atmosféry: vodná para (H2O) kondenzuje a klesá ako dážď, zatiaľ čo metán (CH4) oxiduje a mení sa na oxid uhličitý (CO2). Niektoré z molekúl vody a metánu sa dostanú do stratosféry a rozložia sa, pričom sa uvoľní vodík, ktorý pomaly difunduje nahor, až kým nedosiahne exobázu. Časť vodíka uniká, o čom svedčia ultrafialové snímky zobrazujúce halo atómov vodíka okolo našej planéty.

Teplota vo výške zemskej exobázy kolíše okolo 1000 K, čo zodpovedá priemernej rýchlosti atómov vodíka asi 5 km/s. To je menej ako druhá vesmírna rýchlosť pre Zem v tejto výške (10,8 km/s); ale rýchlosti atómov okolo strednej hodnoty sú široko rozložené, takže niektoré atómy vodíka majú šancu prekonať gravitáciu planéty. Únik častíc z vysokorýchlostného „chvosta“ v ich distribúcii rýchlosti vysvetľuje 10 až 40 % straty vodíka Zemou. Vyparovanie Jeans je čiastočne zodpovedné za absenciu atmosféry na Mesiaci: plyny vystupujúce spod povrchu Mesiaca sa ľahko odparujú do vesmíru.

Druhý spôsob tepelného odparovania je efektívnejší. Kým Jeans vyparuje molekulu plynu po molekule, zohriaty plyn môže uniknúť celý. Horné vrstvy atmosféry môžu absorbovať ultrafialové žiarenie zo slnka, zahrievať sa a expandovať, aby vytlačili vzduch nahor. Stúpajúci vzduch sa zrýchľuje, prekonáva rýchlosť zvuku a dosahuje únikovú rýchlosť. Táto forma tepelného vyparovania sa nazýva hydrodynamický výron alebo planetárny vietor (analogicky so slnečným vetrom - prúdenie nabitých častíc vyvrhnutých Slnkom do vesmíru).

Základné ustanovenia

Mnohé z plynov, ktoré tvoria atmosféru Zeme a iných planét, pomaly unikajú do vesmíru. Horúce plyny, najmä ľahké, sa vyparujú, chemické reakcie a zrážky častíc vyvrhujú atómy a molekuly a kométy a asteroidy niekedy odfúknu veľké kusy atmosféry.
Únik vysvetľuje mnohé zo záhad slnečnej sústavy. Napríklad Mars je červený, pretože jeho vodná para sa rozdelila na vodík a kyslík; vodík letel do vesmíru a kyslík oxidoval (hrdzavel) pôdu. Podobný proces na Venuši vyústil do hustej atmosféry oxidu uhličitého. Mohutná atmosféra Venuše je prekvapivo výsledkom úniku plynu.

David Ketling a Kevin Tsanle
Časopis "Vo svete vedy"

Zem stráca atmosféru! Hrozí nám nedostatok kyslíka?

Výskumníkov ohromil nedávny objav, že naša planéta stráca atmosféru rýchlejšie ako Venuša a Mars vďaka tomu, že má oveľa väčšie a silnejšie magnetické pole.

To môže znamenať, že magnetické pole Zeme nie je takým dobrým ochranným štítom, ako sa doteraz predpokladalo. Vedci si boli istí, že práve vďaka pôsobeniu magnetického poľa Zeme bola atmosféra dobre chránená pred škodlivými účinkami Slnka. Ale ukázalo sa, že zemská magnetosféra prispieva k rednutiu zemskej atmosféry v dôsledku zrýchleného úbytku kyslíka.

Podľa Christophera Russella, profesora geofyziky a špecialistu na vesmírnu fyziku na Kalifornskej univerzite, sú vedci zvyknutí veriť, že ľudstvo má s „povolením na pobyt“ na Zemi obrovské šťastie: úžasné magnetické pole Zeme nás vraj dokonale chráni pred slnečné "útoky" - kozmické žiarenie, erupcie na Slnku a slnečný vietor. Teraz sa ukazuje, že zemské magnetické pole nie je len ochrancom, ale aj nepriateľom.

Skupina špecialistov vedená Russellom dospela k tomuto záveru počas spoločnej práce na konferencii porovnávacej planetárnej vedy.

Zvláštnosti vyparujúcej sa PLANÉTY: POHĽAD DO ATMOSFÉRY

Prvýkrát bolo možné pozorovať procesy prebiehajúce v atmosfére planéty ďaleko za slnečnou sústavou.

Zdá sa, že tieto procesy sú spôsobené jasným zábleskom na materskej hviezde planéty - najskôr však.

Exoplanéta HD 189733b je plynný gigant podobný Jupiteru, hoci je asi o 14 % väčší a o niečo ťažší. Planéta obieha okolo hviezdy HD 189733 vo vzdialenosti asi 4,8 milióna km od nej (a 63 svetelných rokov od nás), teda asi 30-krát bližšie ako Zem k Slnku. Kompletnú revolúciu okolo svojej materskej hviezdy dokončí za 2,2 pozemského dňa, teplota na jej povrchu dosiahne vyše 1000 °C. Samotná hviezda patrí k solárnemu typu, má približne 80 % veľkosti Slnka a hmotnosti.

Z času na čas medzi hviezdou a nami prejde HD 189733b, čo umožnilo zmenou svietivosti hviezdy nielen zistiť prítomnosť planéty, ale aj ukázať prítomnosť atmosféry v nej a vodná para v atmosfére (čítaj: „Je tam voda“). Zistilo sa tiež, že neustále stráca vodík, v skutočnosti je to „vyparujúca sa“ planéta. S týmto „vyparením“ sa ukázal byť pomerne komplikovaný príbeh.

Na jar 2010 jeden z tranzitov – prechod planéty medzi jej hviezdou a nami – pozoroval Hubblov vesmírny teleskop, ktorý nezaznamenal známky ani atmosféry, ani jej vyparovania. A na jeseň 2011, keď pozoroval prechod toho istého HD 189733b, naopak, poskytol veľmi výrečný dôkaz o oboch, keď stanovil celý „chvost“ plynu opúšťajúci planétu: rýchlosť „odparovania“ vypočítaná na tomto základe bola najmenej 1 tisíc ton hmoty za sekundu. Okrem toho sa prúdenie vyvíjalo milióny kilometrov za hodinu.

Aby sa to vyriešilo, k puzdru bol pripojený röntgenový ďalekohľad Swift. Práve ich spoločná práca umožnila po prvý raz zaznamenať interakcie medzi vzdialenou hviezdou a jej planétou. Swift pozoroval rovnaký tranzit v septembri 2011 a približne osem hodín pred začiatkom HST zaznamenal na povrchu hviezdy HD 189733 silnú erupciu. V oblasti röntgenového žiarenia vyskočilo žiarenie hviezdy 3,6-krát.

Závery vedcov sú logické: plynná planéta, ktorá sa nachádza v tesnej blízkosti hviezdy, dostala v dôsledku vzplanutia poriadny úder - v oblasti röntgenového žiarenia bola desaťtisíckrát silnejšia ako čokoľvek, čo Zem dostane. s najsilnejšími (trieda X) erupciami na Slnku. A vzhľadom na obrovskú veľkosť HD 189733b sa ukazuje, že planéta zažila vystavenie röntgenovému žiareniu miliónkrát väčšie, ako je možné pri erupcii triedy X na Slnku. Práve táto expozícia viedla k tomu, že začala rýchlo strácať podstatu.

Atmosféra HD 189733b, ktorá sa vyparuje pôsobením blízkej hviezdy: pohľad umelca Takto vyzeral HD 189733b 14. septembra 2011 v šošovke sondy Swift (kombinovaný obraz vo viditeľnom a röntgenovom rozsahu) Rovnaký obraz, ale iba na röntgenových snímkach

Počas silnej slnečnej búrky Zem stratí asi 100 ton atmosféry.

Fakty o vesmírnom počasí

1. Slnečné erupcie môžu niekedy zahriať slnečný povrch na teplotu 80 miliónov F, ktorá je teplejšia ako jadro slnka!


2. Najrýchlejší výron koronálnej hmoty bol zaznamenaný 4. augusta 1972 a zo Slnka na Zem preletel za 14,6 hodiny – rýchlosťou asi 10 miliónov kilometrov za hodinu alebo 2778 km/s.


3. 8. apríla 1947 bola zaznamenaná najväčšia slnečná škvrna v novodobej histórii s maximálnou veľkosťou presahujúcou 330-násobok plochy Zeme.


4. Najsilnejšia slnečná erupcia za posledných 500 rokov nastala 2. septembra 1859 a objavili ju dvaja astronómovia, ktorí mali to šťastie pozrieť sa do slnka v správnom čase!


5. Medzi 10. a 12. májom 1999 tlak slnečného vetra prakticky zmizol, čo spôsobilo, že magnetosféra Zeme sa zväčšila na objem viac ako 100-krát!


6. Typické výrony koronálnej hmoty môžu merať milióny kilometrov, ale hmotnosť zodpovedá malej hore!


7. Niektoré slnečné škvrny sú také chladné, že vodná para sa môže vytvárať pri 1550 °C.


8. Najsilnejšie polárne žiary môžu generovať viac ako 1 bilión wattov, čo je porovnateľné so stredne silným zemetrasením.


9. 13. marca 1989 v Quebecu (Kanada) v dôsledku veľkej geomagnetickej búrky došlo k veľkej havárii v elektrickej sieti, ktorá spôsobila výpadok prúdu na 6 hodín. Škody pre kanadskú ekonomiku dosiahli 6 miliárd dolárov


10. Počas intenzívnych slnečných erupcií môžu astronauti vidieť jasné blikajúce pruhy svetla z vysokoenergetických častíc dopadajúcich na ich očné buľvy.


11. Najväčšou výzvou pre astronautov cestujúcich na Mars bude vysporiadanie sa s účinkami slnečných búrok a žiarenia.


12. Predpovede počasia vo vesmíre stoja len 5 miliónov dolárov ročne, no ušetria viac ako 500 miliárd dolárov na ročných príjmoch zo satelitného a elektrotechnického priemyslu.


13. Počas posledného cyklu slnečnej aktivity bola poškodená alebo zničená satelitná technológia v hodnote 2 miliárd dolárov.


14. Opakovanie udalosti v Carringtone, ako bola tá z roku 1859, by mohlo stáť americkú elektrickú sieť 30 miliárd dolárov denne a až 70 miliárd dolárov pre satelitný priemysel.


15. 4. augusta 1972 bola slnečná erupcia taká silná, že podľa niektorých odhadov by astronaut počas letu dostal smrteľnú dávku žiarenia.


16. Počas Maunderovho minima (1645-1715), sprevádzaného nástupom malej doby ľadovej11-ročný cyklus slnečných škvŕn nebol zistený.


17. Za jednu sekundu slnko premení 4 milióny ton hmoty na čistú energiu.


18. Jadro Slnka je takmer také husté ako olovo a má teplotu 15 miliónov stupňov C.


19. Počas silnej slnečnej búrky Zem stratí asi 100 ton atmosféry.


20. Magnetické hračky zo vzácnych zemín môžu mať magnetické pole 5-krát silnejšie ako slnečné škvrny.

Jednou z pozoruhodných čŕt slnečnej sústavy je rôznorodosť planetárnych atmosfér. Zem a Venuša majú podobnú veľkosť a hmotnosť, ale povrch Venuše je horúci až na 460 °C pod oceánom oxidu uhličitého, ktorý tlačí na povrch ako kilometer dlhá vrstva vody.

Callisto a Titan sú veľké mesiace Jupitera a Saturna; majú takmer rovnakú veľkosť, ale Titan má rozsiahlu dusíkovú atmosféru , oveľa väčšia ako Zem a Callisto je prakticky bez atmosféry.

Odkiaľ pochádzajú takéto extrémy? Keby sme to vedeli, mohli by sme vysvetliť, prečo je Zem plná života, zatiaľ čo ostatné planéty v jej blízkosti vyzerajú ako bez života. Pochopením toho, ako sa atmosféra vyvíja, by sme mohli určiť, ktoré planéty mimo slnečnej sústavy by mohli byť obývateľné.

Planéta získava plynový kryt rôznymi spôsobmi. Zo svojho vnútra môže chrliť paru, pri zrážke s nimi dokáže zachytávať prchavé látky z komét a asteroidov alebo svojou gravitáciou môže ťahať plyny z medziplanetárneho priestoru. Planetárni vedci navyše prichádzajú k záveru, že strata plynu hrá rovnako dôležitú úlohu ako jeho získavanie.

Aj zemská atmosféra, ktorá vyzerá neotrasiteľne, postupne uniká do vesmíru.

Miera úniku je v súčasnosti veľmi nízka: asi 3 kg vodíka a 50 g hélia (dva z najľahších plynov) za sekundu; ale aj takýto pramienok sa môže stať významným v priebehu geologického obdobia a miera straty mohla byť kedysi oveľa vyššia. Ako napísal Benjamin Franklin: "Malý únik môže potopiť veľkú loď."
Súčasné atmosféry terestrických planét a satelitov obrovských planét pripomína zrúcaniny stredovekých hradov - sú to pozostatky niekdajšieho luxusu, ktorý sa stal obeťou lúpeží a chátrania .
Atmosféry ešte menších tiel sú ako zničené pevnosti – bezbranné a ľahko zraniteľné.

Uvedomujúc si dôležitosť atmosférických únikov, meníme naše chápanie budúcnosti slnečnej sústavy.
Desaťročia sa vedci snažili pochopiť, prečo je Mars taký tenký
atmosféru, no teraz sme prekvapení, že si vôbec udržal min
nejaká atmosféra.
Je rozdiel medzi Titanom a Callisto spôsobený tým, že Callisto stratila svoju atmosféru skôr, ako sa na Titane objavil vzduch? Bola atmosféra Titanu kedysi hustejšia ako dnes? Ako si Venuša zachovala dusík a oxid uhličitý, ale úplne stratila vodu?
Prispel únik vodíka k vzniku života na Zemi? Stane sa niekedy naša planéta druhou Venušou?

Keď sa zahreje

Ak
raketa nabrala druhú kozmickú rýchlosť, potom sa pohybuje tak rýchlo, že je schopná prekonať gravitáciu planéty. To isté možno povedať o atómoch a molekulách, hoci zvyčajne dosahujú svoju únikovú rýchlosť bez špecifického cieľa.
Počas tepelného vyparovania sa plyny tak zohrejú, že ich nemožno zadržať.
Pri netepelných procesoch dochádza k vyvrhovaniu atómov a molekúl v dôsledku chemických reakcií alebo interakcie nabitých častíc. Nakoniec sa pri zrážke s asteroidmi a kométami uvoľnia celé kusy atmosféry.

Najbežnejším z týchto troch procesov je tepelné odparovanie. Všetky telesá v slnečnej sústave sú ohrievané slnečným žiarením. Tohto tepla sa zbavujú dvoma spôsobmi: vyžarovaním infračerveného žiarenia a vyparovaním hmoty. V objektoch s dlhou životnosťou, ako je Zem, dominuje prvý proces a napríklad v kométach druhý. Ak sa naruší rovnováha medzi ohrevom a chladením, tak aj veľké teleso veľkosti Zeme sa dokáže pomerne rýchlo zohriať a zároveň sa jeho atmosféra, zvyčajne obsahujúca malý zlomok hmotnosti planéty, môže veľmi rýchlo vypariť. .
Naša slnečná sústava je naplnená bezvzduchovými telesami, zrejme najmä v dôsledku tepelného vyparovania. Teleso sa stáva bez vzduchu, ak solárny ohrev prekročí určitú hranicu, ktorá závisí od sily gravitácie telesa.
K tepelnému odparovaniu dochádza dvoma spôsobmi.
Prvý sa nazýva Jeans evaporation na počesť anglického astrofyzika Jamesa Jeansa, ktorý tento jav opísal na začiatku 20. storočia.
Vzduch z hornej vrstvy atmosféry sa zároveň odparuje doslova atóm po atóme, molekula po molekule. V spodných vrstvách držia častice vzájomné zrážky, no nad úrovňou zvanou exobáza (pri Zemi leží vo výške 500 km od povrchu) je vzduch natoľko riedky, že sa častice plynu takmer vôbec nezrážajú. Nad exobázou nič nemôže zastaviť atóm alebo molekulu, ktorá má dostatočnú rýchlosť na to, aby vyletela do vesmíru.

Vodík ako najľahší plyn najľahšie prekonáva gravitáciu planéty. Najprv sa však musí dostať na exobase, čo je na Zemi dlhý proces.
Molekuly vodíka normálne nevystupujú nad spodnú vrstvu atmosféry: vodná para (H2O) kondenzuje a klesá ako dážď, zatiaľ čo metán (CH4) oxiduje a mení sa na oxid uhličitý (CO2). Niektoré z molekúl vody a metánu sa dostanú do stratosféry a rozložia sa, pričom sa uvoľní vodík, ktorý pomaly difunduje nahor, až kým nedosiahne exobázu. Časť vodíka uniká, o čom svedčia ultrafialové snímky zobrazujúce halo atómov vodíka okolo našej planéty.

Teplota vo výške zemskej exobázy kolíše okolo 1000 K, čo zodpovedá priemernej rýchlosti atómov vodíka asi 5 km/s.
To je menej ako druhá vesmírna rýchlosť pre Zem v tejto výške (10,8 km/s); ale rýchlosti atómov okolo strednej hodnoty sú široko rozložené, takže niektoré atómy vodíka majú šancu prekonať gravitáciu planéty. Únik častíc z vysokorýchlostného „chvosta“ v ich distribúcii rýchlosti vysvetľuje 10 až 40 % straty vodíka Zemou. Vyparovanie Jeans je čiastočne zodpovedné za absenciu atmosféry na Mesiaci: plyny vystupujúce spod povrchu Mesiaca sa ľahko odparujú do vesmíru.

Druhý spôsob tepelného odparovania je efektívnejší. Kým Jeans vyparuje molekulu plynu po molekule, zohriaty plyn môže uniknúť celý. Horné vrstvy atmosféry môžu absorbovať ultrafialové žiarenie zo slnka, zahrievať sa a expandovať, aby vytlačili vzduch nahor.
Stúpajúci vzduch sa zrýchľuje, prekonáva rýchlosť zvuku a dosahuje únikovú rýchlosť. Táto forma tepelného odparovania sa nazýva
hydrodynamický výron alebo planetárny vietor (analogicky so slnečným vetrom - prúdenie nabitých častíc vyvrhnutých Slnkom do vesmíru).

Základné ustanovenia

veľa
plyny, ktoré tvoria atmosféru Zeme a iných planét pomaly unikajú do vesmíru. Horúce plyny, najmä ľahké, sa vyparujú, chemické
reakcie a zrážky častíc vedú k vyvrhnutiu atómov a molekúl a
kométy a asteroidy niekedy odtrhnú veľké kusy atmosféry.
Únik vysvetľuje mnohé zo záhad slnečnej sústavy. Napríklad Mars je červený, pretože jeho vodná para sa rozdelila na vodík a kyslík; vodík letel do vesmíru a kyslík oxidoval (hrdzavel) pôdu.
Podobný proces na Venuši viedol k objaveniu sa hustej atmosféry z
oxid uhličitý. Mohutná atmosféra Venuše je prekvapivo výsledkom úniku plynu.

David Ketling a Kevin Tsanle
Časopis "Vo svete vedy"

Zem stráca atmosféru! Hrozí nám nedostatok kyslíka?

Výskumníkov ohromil nedávny objav, že naša planéta stráca atmosféru rýchlejšie ako Venuša a Mars vďaka tomu, že má oveľa väčšie a silnejšie magnetické pole.

To môže znamenať, že magnetické pole Zeme nie je takým dobrým ochranným štítom, ako sa doteraz predpokladalo. Vedci si boli istí, že práve vďaka pôsobeniu magnetického poľa Zeme bola atmosféra dobre chránená pred škodlivými účinkami Slnka. Ale ukázalo sa, že zemská magnetosféra prispieva k rednutiu zemskej atmosféry v dôsledku zrýchleného úbytku kyslíka.

Podľa Christophera Russella, profesora geofyziky a špecialistu na vesmírnu fyziku na Kalifornskej univerzite, sú vedci zvyknutí veriť, že ľudstvo má pri „registrácii“ Zeme obrovské šťastie: úžasné magnetické pole Zeme nás vraj dokonale chráni. zo slnečných "útokov" - kozmického žiarenia, erupcií na Slnku a slnečného vetra. Teraz sa ukazuje, že zemské magnetické pole nie je len ochrancom, ale aj nepriateľom.

Skupina špecialistov vedená Russellom dospela k tomuto záveru počas spoločnej práce na konferencii porovnávacej planetárnej vedy.