Кои планети в Слънчевата система имат атмосферно налягане? Кои планети от Слънчевата система имат атмосфера.

Изпратете добрата си работа в базата знания е лесно. Използвайте формата по-долу

Студенти, докторанти, млади учени, които използват базата от знания в обучението и работата си, ще ви бъдат много благодарни.

публикувано на http://www.allbest.ru/

Резюме по темата: „Планетни атмосфери»

Атмосфера на Меркурий

Атмосферата на Меркурий има изключително ниска плътност. Състои се от водород, хелий, кислород, калциеви пари, натрий и калий. Планетата вероятно получава водород и хелий от Слънцето, а металите се изпаряват от нейната повърхност. Тази тънка обвивка може да се нарече „атмосфера“ само с голяма тежест. Налягането на повърхността на планетата е 500 милиарда пъти по-малко, отколкото на повърхността на Земята (това е по-малко, отколкото в съвременните вакуумни инсталации на Земята).

Максималната повърхностна температура на Меркурий, регистрирана от сензори, е +410 °C. Средната температура на нощното полукълбо е -162 °C, а на дневното полукълбо е +347 °C (това е достатъчно, за да се стопи олово или калай). Температурните разлики поради смяната на сезоните, причинени от удължаването на орбитата, достигат 100 °C от дневната страна. На дълбочина 1 m температурата е постоянна и равна на +75 ° C, тъй като порестата почва провежда лошо топлина. Органичният живот на Меркурий е изключен.

Атмосферата на Венера

Атмосферата на Венера е изключително гореща и суха. Температурата на повърхността достига своя максимум при приблизително 480°C. Атмосферата на Венера съдържа 105 пъти повече газ от атмосферата на Земята. Налягането на тази атмосфера на повърхността е много високо, 95 пъти по-високо от това на Земята. Космическите кораби трябва да бъдат проектирани да издържат на смазващата, смазваща сила на атмосферата.

През 1970 г. първият космически кораб, който пристигна на Венера, успя да издържи на интензивната топлина само за около един час, достатъчно дълго, за да изпрати обратно на Земята данни за условията на повърхността. Руски космически кораб, който кацна на Венера през 1982 г., изпрати цветни снимки на назъбени скали.

Благодарение на парниковия ефект Венера е изключително гореща. Атмосферата, която е дебела пелена от въглероден диоксид, улавя топлината, идваща от Слънцето. В резултат на това се натрупва голямо количество топлинна енергия.

Атмосферата на Венера е разделена на няколко слоя. Най-плътната част от атмосферата, тропосферата, започва от повърхността на планетата и се простира до 65 km. Ветровете в близост до горещата повърхност са слаби, но в горната част на тропосферата температурата и налягането се понижават до земните стойности, а скоростта на вятъра се увеличава до 100 m/s.

Атмосферното налягане на повърхността на Венера е 92 пъти по-високо от това на Земята и е сравнимо с налягането, създадено от слой вода на дълбочина 910 метра. Поради това високо налягане въглеродният диоксид всъщност вече не е газ, а суперкритична течност. Атмосферата на Венера има маса 4,8·1020 kg, което е 93 пъти масата на цялата атмосфера на Земята, а плътността на въздуха на повърхността е 67 kg/m3, което е 6,5% от плътността на течна вода на Земята.

Тропосферата на Венера съдържа 99% от атмосферата на планетата по маса. 90% от атмосферата на Венера е в рамките на 28 км от повърхността. На височина 50 km атмосферното налягане е приблизително равно на налягането на земната повърхност. От нощната страна на Венера облаците могат да бъдат намерени дори на 80 км над повърхността.

Горна атмосфера и йоносфера

Мезосферата на Венера се намира между 65 и 120 km. След това започва термосферата, достигайки горната граница на атмосферата (екзосфера) на височина 220-350 км.

Мезосферата на Венера може да бъде разделена на две нива: долно (62-73 km) и горно (73-95) km. В първия слой температурата е почти постоянна и възлиза на 230K (?43 °C). Това ниво съвпада с горния слой облаци. На второто ниво температурата започва да намалява, като пада до 165 K (?108 °C) на височина 95 km. Това е най-студеното място от дневната страна на атмосферата на Венера. Тогава започва мезопаузата, която е границата между мезосферата и термосферата и се намира между 95 и 120 км. От дневната страна на мезопаузата температурата се повишава до 300--400 K (27--127 °C) - стойностите, преобладаващи в термосферата. За разлика от това, нощната страна на термосферата е най-студеното място на Венера с температура 100K (?173°C). Понякога се нарича криосфера. През 2015 г. с помощта на сондата Venus Express учените регистрираха топлинна аномалия в диапазона на надморската височина от 90 до 100 километра - средните температури тук са с 20-40 градуса по-високи и се равняват на 220-224 градуса по Келвин.

Венера има удължена йоносфера, разположена на височина 120-300 км и почти съвпадаща с термосферата. Високите нива на йонизация се запазват само от дневната страна на планетата. От нощната страна концентрацията на електрони е практически нула. Йоносферата на Венера се състои от три слоя: 120--130 km, 140--160 km и 200--250 km. Може да има и допълнителен слой в района на 180 км. Максималната електронна плътност (броят електрони на единица обем) от 3·1011 m3 се постига във втория слой близо до подслънчевата точка. Горната граница на йоносферата - йонопаузата - се намира на надморска височина 220-375 km. Основните йони в първия и втория слой са O2+ йони, докато третият слой се състои от O+ йони. Според наблюденията йоносферната плазма е в движение и слънчевата фотойонизация от дневната страна и рекомбинацията на йони от нощната страна са процесите, отговорни главно за ускоряването на плазмата до наблюдаваните скорости. Плазменият поток очевидно е достатъчен, за да поддържа наблюдаваното ниво на концентрация на йони от нощната страна.

Земна атмосфера

Атмосферата на планетата Земя, една от геосферите, е смес от газове около Земята и се поддържа от гравитацията. Атмосферата се състои главно от азот (N2, 78%) и кислород (O2, 21%; O3, 10%). Останалата част (~1%) се състои главно от аргон (0,93%) с малки примеси на други газове, по-специално въглероден диоксид (0,03%). Освен това атмосферата съдържа около 1,3 h 1,5 h 10 kg вода, по-голямата част от която е концентрирана в тропосферата.

Според промените на температурата с надморската височина в атмосферата се разграничават следните слоеве:

· Тропосфера- до 8-10 км в полярните райони и до 18 км - над екватора. Почти 80% от атмосферния въздух и почти всички водни пари са концентрирани в тропосферата; тук се образуват облаци и падат валежи. Топлообменът в тропосферата се осъществява предимно конвективно. Процесите, протичащи в тропосферата, пряко засягат живота и дейността на хората. Температурата в тропосферата намалява с височина средно с 6 ° C на 1 km, а налягането с 11 mm Hg. V. на всеки 100 м. За условна граница на тропосферата се приема тропопаузата, в която спира намаляването на температурата с височина.

· Стратосфера- от тропопаузата до стратопаузата, която се намира на надморска височина около 50-55 км. Характеризира се с леко повишаване на температурата с височина, която достига локален максимум на горната граница. На височина 20-25 км в стратосферата има слой озон, който предпазва живите организми от вредното въздействие на ултравиолетовото лъчение.

· Мезосфера- разположени на надморска височина 55-85 км. Температурата постепенно се понижава (от 0 °C в стратопаузата до -70 h -90 °C в мезопаузата).

· Термосфера- работи на височини от 85 до 400-800 км. Температурата се повишава с надморска височина (от 200 K до 500-2000 K по време на турбо паузите). Според степента на йонизация на атмосферата тя се разделя на неутрален слой (неутросфера) - до височина 90 км, и йонизиран слой - йоносфера - над 90 км. Въз основа на хомогенността атмосферата се разделя на хомосфера (хомогенна атмосфера с постоянен химичен състав) и хетосфера (съставът на атмосферата се променя с надморската височина). Условната граница между тях на височина около 100 км е хомопаузата. Горната част на атмосферата, където концентрацията на молекулите е намалена толкова много, че те се движат предимно по балистични траектории, почти без сблъсъци една с друга, се нарича екзосфера. Започва на надморска височина от около 550 км, състоящ се главно от хелий и водород и постепенно се премества в междупланетното пространство.

Значението на атмосферата

Въпреки че атмосферата е само една милионна от масата на Земята, тя играе критична роля в различни природни цикли (воден цикъл, въглероден цикъл и азотен цикъл). Атмосферата е промишлен източник на азот, кислород и аргон, които се получават чрез фракционна дестилация на втечнен въздух.

Атмосферата на Марс

Атмосферата на Марс е открита още преди полета на автоматични междупланетни станции към планетата. Благодарение на противопоставянето на планетата, което се случва на всеки три години, и спектралния анализ, астрономите още през 19 век знаеха, че тя има много хомогенен състав, повече от 95% от който е CO2.

През 20-ти век, благодарение на междупланетни сонди, научихме, че атмосферата на Марс и нейната температура са тясно взаимосвързани, защото благодарение на преноса на малки частици железен оксид възникват огромни прашни бури, които могат да покрият половината планета, като същевременно повишават нейния температура.

Приблизителен състав

Газовата обвивка на планетата се състои от 95% въглероден диоксид, 3% азот, 1,6% аргон и следи от кислород, водна пара и други газове. В допълнение, той е много силно запълнен с малки прахови частици (предимно железен оксид), които му придават червеникав оттенък. Благодарение на информацията за частиците железен оксид отговорът на въпроса какъв цвят е атмосферата не е никак труден.

Защо атмосферата на червената планета се състои от въглероден диоксид? Планетата не е имала тектоника на плочите от милиарди години. Липсата на движение на плочите е позволила на вулканичните точки да изхвърлят магма на повърхността в продължение на милиони години. Въглеродният диоксид също е продукт на изригването и е единственият газ, който постоянно се добавя към атмосферата, всъщност това е всъщност единствената причина, поради която съществува. Освен това планетата загуби магнитното си поле, което допринесе за факта, че по-леките газове бяха отнесени от слънчевия вятър. Поради непрекъснатите изригвания се появиха много големи вулканични планини. Планината Олимп е най-голямата планина в Слънчевата система.

Учените смятат, че Марс е загубил цялата си атмосфера поради факта, че е загубил магнитосферата си преди около 4 милиарда години. Някога газовата обвивка на планетата е била по-плътна и магнитосферата е защитавала планетата от слънчевия вятър. Слънчевият вятър, атмосферата и магнитосферата са тясно свързани помежду си. Слънчевите частици взаимодействат с йоносферата и отнасят молекули далеч от нея, намалявайки плътността. Това е отговорът на въпроса накъде отиде атмосферата. Тези йонизирани частици са открити от космически кораби в пространството зад Марс. Това води до средно повърхностно налягане от 600 Pa, в сравнение със средното налягане на Земята от 101 300 Pa.

Структура

Атмосферата е разделена на четири основни слоя: долен, среден, горен и екзосфера. Долните слоеве са топла област (температура около 210 K). Той се нагрява от прах във въздуха (прах с размери 1,5 микрона) и топлинно излъчване от повърхността.

Трябва да се има предвид, че въпреки много високото разреждане, концентрацията на въглероден диоксид в газовата обвивка на планетата е приблизително 23 пъти по-голяма, отколкото в нашата. Следователно атмосферата на Марс не е толкова приятелска, не само хората, но и други земни организми не могат да дишат в нея.

Средният е подобен на земния. Горните слоеве на атмосферата се нагряват от слънчевия вятър и температурата там е много по-висока, отколкото на повърхността. Тази топлина кара газа да напусне газовата обвивка. Екзосферата започва приблизително на 200 km от повърхността и няма ясна граница. Както можете да видите, разпределението на температурата по надморска височина е доста предсказуемо за земна планета.

Атмосферата на Юпитер

Единствената видима част от Юпитер са атмосферните облаци и петна. Облаците са разположени успоредно на екватора в зависимост от възходящите топли или низходящите студени течения, те са светла и тъмна атмосфера планета живак земя

В атмосферата на Юпитер има над 87 обемни процента водород и ~13 процента хелий, останалите газове, включително метан, амоняк, водни пари, са под формата на примеси на ниво десети и стотни от процента.

Налягане от 1 atm съответства на температура от 170 K. Тропопаузата е на ниво с налягане от 0,1 atm и температура от 115 K. В цялата подлежаща високопланинска тропосфера температурният ход може да се характеризира с адиабатен градиент във водородно-хелиева среда - около 2 К на километър. Спектърът на радиоизлъчването на Юпитер също показва постоянно нарастване на температурата на радиояркостта с дълбочината. Над тропопаузата има област на температурна инверсия, където температурата, до налягане от порядъка на 1 mbar, постепенно се повишава до ~180 K. Тази стойност се поддържа в мезосферата, която се характеризира с почти изотермичност до ниво с налягане ~10-6 atm, а над термосферата започва, превръщайки се в екзосфера с температура 1250 K.

Облаци на Юпитер

Има три основни слоя:

1. Най-горният, при налягане около 0,5 atm, състоящ се от кристален амоняк.

2. Междинният слой се състои от амониев хидросулфид

3. Долният слой, при налягане от няколко атмосфери, състоящ се от обикновен воден лед.

Някои модели позволяват също съществуването на най-долния, четвърти слой облаци, състоящ се от течен амоняк. Този модел като цяло удовлетворява съвкупността от наличните експериментални данни и обяснява добре цвета на зоните и поясите: светлите зони, разположени по-високо в атмосферата, съдържат ярко бели амонячни кристали, а тези, разположени по-дълбоко от пояса, съдържат червено-кафяви кристали на амониев хидросулфид.

Подобно на Земята и Венера, мълнии са регистрирани в атмосферата на Юпитер. Съдейки по светлинните проблясъци, заснети на снимките на Вояджър, интензивността на изхвърлянията е изключително висока. Не е ясно обаче до каква степен тези явления са свързани с облаците, тъй като огнищата са открити на по-високи височини от очакваното.

Циркулация на Юпитер

Характерно движение на Юпитер е наличието на зонална циркулация на тропическите и умерените ширини. Самата циркулация е осесиметрична, тоест почти няма разлики на различни дължини. Скоростите на източните и западните ветрове в зони и пояси варират от 50 до 150 m/s. На екватора вятърът духа в източна посока със скорост около 100 m/s.

Структурата на зоните и поясите се различава по характера на вертикалните движения, от които зависи образуването на хоризонтални течения. В светлите зони, където температурата е по-ниска, движенията са нагоре, облаците са по-плътни и разположени на по-високи нива в атмосферата. В по-тъмните (червено-кафяви) пояси с по-високи температури движенията са низходящи, те са разположени по-дълбоко в атмосферата и са покрити от по-малко плътни облаци.

Пръстените на Юпитер

Пръстените на Юпитер, обграждащи планетата перпендикулярно на екватора, се намират на надморска височина от 55 000 км от атмосферата.

Открити са от сондата Вояджър 1 през март 1979 г. и оттогава се наблюдават от Земята. Има два основни пръстена и един много тънък вътрешен пръстен с характерен оранжев цвят. Пръстените изглеждат с дебелина не повече от 30 км и ширина 1000 км.

За разлика от пръстените на Сатурн, пръстените на Юпитер са тъмни (албедо (отражателна способност) - 0,05). И вероятно се състои от много малки твърди частици от метеоритен характер. Частиците от пръстените на Юпитер най-вероятно не остават дълго в тях (поради препятствията, създадени от атмосферата и магнитното поле). Следователно, тъй като пръстените са постоянни, те трябва непрекъснато да се допълват. Малките спътници Метис и Адрастея, чиито орбити лежат в рамките на пръстените, са очевидни източници на такива попълвания. От Земята пръстените на Юпитер могат да се видят само в инфрачервена светлина.

Атмосферата на Сатурн

Горните слоеве на атмосферата на Сатурн се състоят от 96,3% водород (по обем) и 3,25% хелий (в сравнение с 10% в атмосферата на Юпитер). Има примеси от метан, амоняк, фосфин, етан и някои други газове. Амонячните облаци в горните слоеве на атмосферата са по-мощни от облаците на Йовиан. Облаците в ниските слоеве на атмосферата са съставени от амониев хидросулфид (NH4SH) или вода.

Според Voyagers на Сатурн духат силни ветрове, устройствата са регистрирали скорост на въздуха от 500 m/s. Ветровете духат предимно в източна посока (по посока на въртене на оста). Силата им отслабва с отдалечаване от екватора; С отдалечаването от екватора се появяват и западни атмосферни течения. Редица данни показват, че атмосферната циркулация се извършва не само в слоя на горните облаци, но и на дълбочина най-малко 2 хиляди километра. Освен това измерванията на Вояджър 2 показаха, че ветровете в южното и северното полукълбо са симетрични спрямо екватора. Има предположение, че симетричните потоци са свързани по някакъв начин под слоя видима атмосфера.

В атмосферата на Сатурн понякога се появяват стабилни образувания, които са свръхмощни урагани. Подобни обекти се наблюдават и на други газови планети от Слънчевата система (виж Голямото червено петно ​​на Юпитер, Голямото тъмно петно ​​на Нептун). Гигантски "Големият бял овал" се появява на Сатурн приблизително веднъж на всеки 30 години, последно видян през 1990 г. (по-малките урагани се образуват по-често).

На 12 ноември 2008 г. камерите на Касини заснеха изображения на северния полюс на Сатурн в инфрачервения спектър. На тях изследователите откриха полярни сияния, подобни на които не са били наблюдавани досега в Слънчевата система. Тези полярни сияния се наблюдават и в ултравиолетовия и видимия диапазон. Полярните сияния са ярки, непрекъснати пръстени с овална форма, обграждащи полюса на планетата. Пръстените са разположени на географска ширина, обикновено 70--80°. Южните пръстени са разположени на средна ширина 75 ± 1°, а северните са по-близо до полюса с около 1,5°, което се дължи на факта, че магнитното поле е малко по-силно в северното полукълбо. Понякога пръстените стават спираловидни вместо овални.

За разлика от Юпитер, полярните сияния на Сатурн не са свързани с неравномерно въртене на плазмения слой във външните части на магнитосферата на планетата. Предполага се, че те възникват поради магнитно повторно свързване под въздействието на слънчевия вятър. Формата и външният вид на полярните сияния на Сатурн варират значително във времето. Тяхното местоположение и яркост са силно свързани с налягането на слънчевия вятър: колкото по-високо е, толкова по-ярки са полярните сияния и по-близо до полюса. Средната мощност на полярното сияние е 50 GW в диапазона 80--170 nm (ултравиолетов) и 150--300 GW в диапазона 3--4 микрона (инфрачервен).

По време на бури и бури на Сатурн се наблюдават мощни мълниеносни разряди. Електромагнитната активност на Сатурн, причинена от тях, варира през годините от почти пълно отсъствие до много силни електрически бури.

На 28 декември 2010 г. Касини снима буря, наподобяваща цигарен дим. Друга особено мощна буря беше регистрирана на 20 май 2011 г.

Атмосфера на Уран

Атмосферата на Уран, подобно на атмосферите на Юпитер и Сатурн, се състои главно от водород и хелий. На голяма дълбочина съдържа значителни количества вода, амоняк и метан, които са отличителен белег на атмосферите на Уран и Нептун. Обратната картина се наблюдава в горните слоеве на атмосферата, където има много малко вещества, по-тежки от водорода и хелия. Атмосферата на Уран е най-студената от всички планетарни атмосфери в Слънчевата система с минимална температура от 49 K.

Атмосферата на Уран може да бъде разделена на три основни слоя:

1. Тропосфера-- заема диапазон на надморска височина от?300 km до 50 km (конвенционалната граница, където налягането е 1 bar, се приема за 0;) и диапазон на налягане от 100 до 0,1 bar

2. Стратосфера-- обхваща височини от 50 до 4000 km и налягане между 0,1 и 10?10 bar

3. Екзосфера-- се простира от надморска височина от 4000 km до няколко радиуса на планетата; налягането в този слой клони към нула, докато се отдалечава от планетата.

Трябва да се отбележи, че за разлика от земната, атмосферата на Уран няма мезосфера.

В тропосферата има четири облачни слоя: метанови облаци на границата, съответстващи на налягане от приблизително 1,2 бара; облаци от сероводород и амоняк в слой на налягане 3-10 bar; облаци от амониев хидросулфид при 20-40 бара и накрая водни облаци от ледени кристали под конвенционалната граница на налягането от 50 бара. Само горните два облачни слоя могат да се наблюдават директно, докато съществуването на долните слоеве се прогнозира само теоретично. Ярки тропосферни облаци рядко се наблюдават на Уран, което вероятно се дължи на ниската конвекционна активност в дълбоките райони на планетата. Наблюденията на такива облаци обаче са използвани за измерване на скоростта на зоналните ветрове на планетата, които достигат до 250 m/s.

В момента има по-малко информация за атмосферата на Уран, отколкото за атмосферите на Сатурн и Юпитер. Към май 2013 г. само един космически кораб, Вояджър 2, е изучавал Уран от близко разстояние. В момента не са планирани други мисии до Уран.

Атмосфера на Нептун

В горните слоеве на атмосферата са открити водород и хелий, които представляват съответно 80 и 19% на дадена надморска височина. Наблюдават се и следи от метан. Забележими ивици на поглъщане на метан се появяват при дължини на вълните над 600 nm в червената и инфрачервената част на спектъра. Както при Уран, поглъщането на червената светлина от метана е основен фактор за придаването на атмосферата на Нептун синия оттенък, въпреки че яркият лазур на Нептун е различен от по-умерения аквамарин цвят на Уран. Тъй като съдържанието на метан в атмосферата на Нептун не се различава много от това на Уран, се предполага, че има и някакъв, все още неизвестен компонент на атмосферата, който допринася за образуването на синия цвят. Атмосферата на Нептун е разделена на 2 основни области: долната тропосфера, където температурата намалява с надморската височина, и стратосферата, където температурата, напротив, се повишава с надморската височина. Границата между тях, тропопаузата, е при ниво на налягане от 0,1 bar. Стратосферата отстъпва място на термосферата при ниво на налягане по-ниско от 10?4 - 10?5 микробара. Термосферата постепенно се превръща в екзосфера. Моделите на тропосферата на Нептун предполагат, че в зависимост от надморската височина тя се състои от облаци с различен състав. Облаците от по-високо ниво са в зона на налягане под един бар, където температурите благоприятстват кондензацията на метан.

При налягане между един и пет бара се образуват облаци от амоняк и сероводород. При налягане над 5 бара облаците могат да се състоят от амоняк, амониев сулфид, сероводород и вода. По-дълбоко, при налягане от приблизително 50 бара, облаци от воден лед могат да съществуват при температури до 0 °C. Също така е възможно в тази област да има облаци от амоняк и сероводород. Височинните облаци на Нептун бяха наблюдавани от сенките, които хвърляха върху непрозрачния облачен слой отдолу. Изпъкнали сред тях са облачните ивици, които се „увиват“ около планетата на постоянна ширина. Тези периферни групи имат ширина 50-150 km, а самите те са на 50-110 km над основния облачен слой. Изследването на спектъра на Нептун предполага, че долната му стратосфера е замъглена поради кондензацията на ултравиолетови продукти от фотолиза на метан, като етан и ацетилен. Следи от циановодород и въглероден окис също бяха открити в стратосферата. Стратосферата на Нептун е по-топла от стратосферата на Уран поради по-високата концентрация на въглеводороди. По неизвестни причини термосферата на планетата има аномално висока температура от около 750 K. За такава висока температура планетата е твърде далеч от Слънцето, за да може то да загрее термосферата с ултравиолетово лъчение. Може би това явление е следствие от взаимодействието на атмосферата с йони в магнитното поле на планетата. Според друга теория в основата на механизма за нагряване са гравитационните вълни от вътрешните области на планетата, които се разсейват в атмосферата. Термосферата съдържа следи от въглероден окис и вода, попаднали в нея, вероятно от външни източници като метеорити и прах.

Публикувано на Allbest.ru

Подобни документи

Структура на Слънчевата система, външни региони. Произход на естествените спътници на планетите. Общност на планетите газови гиганти. Характеристики на повърхността, атмосферата, състава на Меркурий, Сатурн, Венера, Земя, Луна, Марс, Уран, Плутон. Астероидни пояси.

резюме, добавено на 05/07/2012


Проблемът с изучаването на слънчевата система. Не всички тайни и мистерии дори на нашата система са открити. Ресурси на други планети и астероиди от нашата система. Изследване на Меркурий, Венера, Марс, Юпитер, Сатурн, Уран, Нептун, Плутон.

резюме, добавено на 22.04.2003 г


Концепцията за газови гиганти. Юпитер е най-голямата планета в Слънчевата система. Характеристики на Сатурн като небесно тяло със система от пръстени. Особености на планетарната атмосфера на Уран. Основни параметри на Нептун. Сравнителни характеристики на тези планети.

презентация, добавена на 31.10.2014 г


Юпитер: обща информация за планетата и нейната атмосфера. Състав на океана на Йовиан. Сателити на Юпитер и неговия пръстен. Редки емисии в атмосферата на Сатурн. Пръстени и сателити на Сатурн. Атмосферен състав и температура на Уран. Структурата и съставът на Нептун, неговите спътници.

резюме, добавено на 17.01.2012 г


Междупланетна система, състояща се от Слънцето и естествени космически обекти, обикалящи около него. Характеристики на повърхността на Меркурий, Венера и Марс. Местоположението на Земята, Юпитер, Сатурн и Уран в системата. Характеристики на астероидния пояс.

презентация, добавена на 08.06.2011 г


Начертаване на графика на разпределението на официално известните планети. Определяне на точните разстояния до Плутон и сублутоновите планети. Формула за изчисляване на скоростта на свиване на Слънцето. Произходът на планетите от Слънчевата система: Земя, Марс, Венера, Меркурий и Вулкан.

статия, добавена на 23.03.2014 г


Изследване на основните параметри на планетите от Слънчевата система (Венера, Нептун, Уран, Плутон, Сатурн, Слънцето): радиус, маса на планетата, средна температура, средно разстояние от Слънцето, структура на атмосферата, наличие на спътници. Характеристики на структурата на известни звезди.

презентация, добавена на 15.06.2010 г


История на формирането на атмосферата на планетата. Кислороден баланс, състав на земната атмосфера. Слоеве на атмосферата, тропосфера, облаци, стратосфера, средна атмосфера. Метеори, метеорити и огнени топки. Термосфера, полярни сияния, озоносфера. Интересни факти за атмосферата.

презентация, добавена на 23.07.2016 г


Внимавайте за позициите на звездите и планетите. Колапсът на звездоподобни планети, скитащи близо до еклиптиката. "Примки" в небето на горните планети - Марс, Юпитер, Сатурн, Уран и Нептун. Създаване на теории за движението на планетите: основните практически аспекти на небесната механика.

резюме, добавено на 18.07.2010 г


Концепцията и отличителните черти на гигантските планети, характеристики на всяка от тях и оценка на значението в Галактиката: Юпитер, Сатурн, Уран и Нептун. Физически характеристики на тези планети: полярна компресия, скорост на въртене, обем, ускорение, площ.

Stargazer, ти също трябва да копи-пейстнеш разумно и да посочиш източника...))) Въпреки че, изглежда, че въпросът е предназначен специално за теб... е, от мен няма да стане по-добре. Меркурий практически няма атмосфера - само изключително разредена хелиева обвивка с плътността на земната атмосфера на надморска височина от 200 км. Вероятно хелият се образува при разпадането на радиоактивни елементи в недрата на планетата. Освен това се състои от атоми, уловени от слънчевия вятър или избити от повърхността от слънчевия вятър - натрий, кислород, калий, аргон, водород. Атмосферата на Венера се състои главно от въглероден диоксид (CO2), с малки количества азот (N2) и водни пари (H2O). Солна киселина (HCl) и флуороводородна киселина (HF) бяха открити като незначителни примеси. Налягането на повърхността е 90 бара (колкото в моретата на Земята на дълбочина 900 м). Облаците на Венера са съставени от микроскопични капчици концентрирана сярна киселина (H2SO4). Тънката атмосфера на Марс се състои от 95% въглероден диоксид и 3% азот. Водни пари, кислород и аргон присъстват в малки количества. Средното налягане на повърхността е 6 mbar (т.е. 0,6% от земното). Ниската средна плътност на Юпитер (1,3 g/cm3) показва състав, близък до този на Слънцето: главно водород и хелий. Телескоп на Юпитер разкрива облачни ивици, успоредни на екватора; светлите зони в тях са осеяни с червеникави пояси. Вероятно светлите зони са зони на възходящи течения, където се виждат върховете на амонячните облаци; червеникавите пояси са свързани с низходящи течения, чийто ярък цвят се определя от амониев хидрогенсулфат, както и от съединения на червен фосфор, сяра и органични полимери. В допълнение към водорода и хелия, CH4, NH3, H2O, C2H2, C2H6, HCN, CO, CO2, PH3 и GeH4 бяха спектроскопски открити в атмосферата на Юпитер. На дълбочина 60 км трябва да има слой водни облаци. Нейната луна Йо има изключително тънка атмосфера от серен диоксид (вулканичен произход) SO2. Кислородната атмосфера на Европа е толкова тънка, че повърхностното налягане е една стомилиардна от това на Земята. Сатурн също е водородно-хелиева планета, но относителното съдържание на хелий в Сатурн е по-малко от това на Юпитер; по-ниска е средната му плътност. Горните области на атмосферата му са пълни с мъгла, разсейваща светлината от амоняк (NH3). В допълнение към водорода и хелия, CH4, C2H2, C2H6, C3H4, C3H8 и PH3 бяха спектроскопски открити в атмосферата на Сатурн. Титан, втората по големина луна в Слънчевата система, е уникална с това, че има постоянна мощна атмосфера, състояща се главно от азот и малко количество метан. Атмосферата на Уран съдържа главно водород, 12–15% хелий и няколко други газове. Спектърът на Нептун също е доминиран от ленти от метан и водород. Плутон отдавна не е планета... И като бонус.

Каква може да е връзката между наличието на атмосфера на една планета и продължителността на нейното въртене около оста си? Изглежда никакво. И все пак, използвайки примера на най-близката до Слънцето планета Меркурий, ние сме убедени, че в някои случаи такава връзка съществува.

Благодарение на силата на гравитацията на повърхността си Меркурий може да запази атмосфера със същия състав като земната, макар и не толкова плътна.

Скоростта, необходима за пълното преодоляване на гравитацията на Меркурий върху повърхността му, е 4900 m/sec и тази скорост при ниски температури не се достига от най-бързите молекули в нашата атмосфера). И все пак Меркурий е лишен от атмосфера. Причината е, че той се движи около Слънцето като движението на Луната около Земята, тоест винаги е обърнат към централното светило с една и съща страна. Орбиталното време (88 дни) е равно на времето на въртене около оста. Следователно от едната страна на Меркурий - тази, която винаги е обърната към Слънцето - денят продължава непрекъснато и има вечно лято; от другата страна, обърната от Слънцето, царува непрекъсната нощ и вечна зима.

При такива изключителни климатични условия, какво трябва да се случи с атмосферата на планетата? Очевидно през нощта, под въздействието на ужасен студ, атмосферата ще се сгъсти в течност и ще замръзне. Поради рязкото намаляване на атмосферното налягане, газовата обвивка на дневната страна на планетата ще се втурне там и ще се втвърди на свой ред. В резултат на това цялата атмосфера трябва да се натрупа в твърда форма от нощната страна на планетата или по-скоро в тази част от нея, където Слънцето изобщо не гледа. Следователно липсата на атмосфера на Меркурий е неизбежна последица от физическите закони.

Поради същите причини, поради които съществуването на атмосфера на Меркурий е неприемливо, трябва да отхвърлим често изказваната хипотеза, че има атмосфера на невидимата страна на Луната. Безопасно е да се каже, че ако няма атмосфера от едната страна на Луната, тогава не може да има и от другата страна). В този момент научнофантастичният роман на Уелс „Първите хора на Луната“ се разминава с истината. Романистът признава, че на Луната има въздух, който по време на непрекъсната 14-дневна нощ успява да се сгъсти и замръзне, а с настъпването на деня отново преминава в газообразно състояние, образувайки атмосфера. Нищо подобно обаче не може да се случи. „Ако“, пише проф. О. Д. Хволсон, - на тъмната страна на Луната въздухът се втвърдява, тогава почти целият въздух трябва да се премести от светлата страна към тъмната страна и да замръзне и там. Под въздействието на слънчевите лъчи твърдият въздух трябва да се превърне в газ, който незабавно ще се премести на тъмната страна и ще се втвърди там... Трябва да има непрекъсната дестилация на въздуха и никъде и никога той не може да постигне забележима еластичност.

Дори е установено, че в атмосферата, по-точно в стратосферата на Венера, има много въглероден диоксид - десет хиляди пъти повече, отколкото в земната атмосфера.

Преди 4,6 милиарда години в нашата Галактика започна да се образува кондензация от облаци от звездна материя. Тъй като газовете станаха по-плътни и кондензирани, те се нагряваха, излъчвайки топлина. С увеличаването на плътността и температурата започват ядрени реакции, превръщащи водорода в хелий. Така възникнал много мощен източник на енергия - Слънцето.

Едновременно с повишаването на температурата и обема на Слънцето, в резултат на съчетаването на фрагменти от междузвезден прах в равнина, перпендикулярна на оста на въртене на Звездата, се създават планети и техните спътници. Формирането на Слънчевата система е завършено преди около 4 милиарда години.

В момента Слънчевата система има осем планети. Това са Меркурий, Венера, Земя, Марс, Юпитер, Сатурн, Уран, Нептон. Плутон е планета джудже и най-големият известен обект в пояса на Кайпер (който е голям пояс от отломки, подобен на астероидния пояс). След откриването й през 1930 г. тя е смятана за деветата планета. Това се промени през 2006 г. с приемането на официално определение за планета.

На най-близката до Слънцето планета Меркурий никога не вали. Това се дължи на факта, че атмосферата на планетата е толкова разредена, че е просто невъзможно да се открие. И откъде ще дойде дъждът, ако дневната температура на повърхността на планетата понякога достига 430º по Целзий? Да, не бих искал да съм там :)

Но на Венера има постоянен киселинен дъжд, тъй като облаците над тази планета не се състоят от животворна вода, а от смъртоносна сярна киселина. Вярно е, че тъй като температурата на повърхността на третата планета достига 480º по Целзий, капки киселина се изпаряват, преди да стигнат до планетата. Небето над Венера е пронизано от големи и страшни светкавици, но от тях има повече светлина и рев, отколкото дъжд.

На Марс, според учените, преди много време природните условия са били същите като на Земята. Преди милиарди години атмосферата над планетата е била много по-плътна и е възможно обилните валежи да са напълнили тези реки. Но сега над планетата има много тънка атмосфера и снимки, предадени от разузнавателни спътници, показват, че повърхността на планетата прилича на пустините в югозападните Съединени щати или Сухите долини в Антарктика. Когато зимата удари части от Марс, тънки облаци, съдържащи въглероден диоксид, се появяват над червената планета и скрежът покрива мъртвите скали. Рано сутрин в долините има толкова гъсти мъгли, че изглежда, че ще вали, но подобни очаквания са напразни.

Между другото, температурата на въздуха през деня на Mrsa е 20º по Целзий. Вярно, през нощта може да падне до - 140 :(

Юпитер е най-голямата от планетите и представлява гигантска газова топка! Тази топка е почти изцяло съставена от хелий и водород, но е възможно дълбоко в планетата да има малко твърдо ядро, обвито в океан от течен водород. Юпитер обаче е заобиколен от всички страни от цветни ивици облаци. Някои от тези облаци дори се състоят от вода, но по правило по-голямата част от тях се образуват от замръзнали кристали на амоняк. От време на време мощни урагани и бури прелитат над планетата, носейки със себе си снеговалежи и дъждове от амоняк. Това е мястото, където да държите магическото цвете.

Статията говори за това коя планета няма атмосфера, защо е необходима атмосфера, как възниква, защо някои са лишени от нея и как тя може да бъде създадена изкуствено.

Започнете

Животът на нашата планета би бил невъзможен без атмосфера. И въпросът не е само в кислорода, който дишаме, между другото, той съдържа само малко повече от 20%, но и във факта, че създава необходимото налягане за живите същества и предпазва от слънчевата радиация.

Според научната дефиниция атмосферата е газовата обвивка на планетата, която се върти заедно с нея. Казано по-просто, огромно натрупване на газ непрекъснато виси над нас, но ние няма да забележим тежестта му, както и гравитацията на Земята, защото сме родени в такива условия и сме свикнали. Но не всички небесни тела имат късмета да го имат. Така че няма да вземем предвид коя планета, тъй като все пак е спътник.

живак

Атмосферата на планетите от този тип се състои предимно от водород и процесите в нея са много бурни. Помислете само за атмосферния вихър, който се наблюдава повече от триста години - същото червено петно ​​в долната част на планетата.

Сатурн

Както всички газови гиганти, Сатурн е съставен предимно от водород. Ветровете не стихват, наблюдават се светкавици и дори редки полярни сияния.

Уран и Нептун

И двете планети са скрити от дебел слой облаци от водород, метан и хелий. Между другото, Нептун държи рекорда за скоростта на ветровете на повърхността - цели 700 километра в час!

Плутон

Когато си припомняме такова явление като планета без атмосфера, е трудно да не споменем Плутон. Той, разбира се, е далеч от Меркурий: неговата газова обвивка е „само“ 7 хиляди пъти по-малко плътна от земната. Но все пак това е най-далечната и досега малко проучена планета. За него също се знае малко - само че съдържа метан.

Как да създадем атмосфера за живот

Мисълта за колонизиране на други планети преследва учените от самото начало, а още повече за тераформирането (създаване в условия без средства за защита). Всичко това все още е на ниво хипотези, но на Марс например е напълно възможно да се създаде атмосфера. Този процес е сложен и многоетапен, но основната му идея е следната: пръскане на бактерии върху повърхността, което ще произведе още повече въглероден диоксид, плътността на газовата обвивка ще се увеличи и температурата ще се повиши. След това полярните ледници ще започнат да се топят и поради повишеното налягане водата няма да се изпари без следа. И тогава ще дойдат дъждове и почвата ще стане подходяща за растенията.

Така че разбрахме коя планета е практически лишена от атмосфера.