Koje planete u Sunčevom sistemu imaju atmosferski pritisak? Koje planete u Sunčevom sistemu imaju atmosferu.

Pošaljite svoj dobar rad u bazu znanja je jednostavno. Koristite obrazac ispod

Studenti, postdiplomci, mladi naučnici koji koriste bazu znanja u svom studiranju i radu biće vam veoma zahvalni.

Objavljeno na http://www.allbest.ru/

Sažetak na temu: "planetarne atmosfere»

Atmosfera Merkura

Atmosfera Merkura ima izuzetno nisku gustinu. Sastoji se od vodonika, helijuma, kiseonika, para kalcijuma, natrijuma i kalijuma. Planeta vjerovatno prima vodonik i helijum od Sunca, a metali isparavaju sa njene površine. Ova tanka školjka se može nazvati "atmosferom" samo uz veliku natezanje. Pritisak na površini planete je 500 milijardi puta manji nego na površini Zemlje (to je manje nego u modernim vakuum instalacijama na Zemlji).

Maksimalna temperatura površine Merkura, zabilježena senzorima, iznosi +410 °C. Prosječna temperatura noćne hemisfere je -162 °C, a dnevne +347 °C (ovo je dovoljno za topljenje olova ili kalaja). Temperaturne razlike zbog promjene godišnjih doba uzrokovane izduženjem orbite dostižu 100 °C na dnevnoj strani. Na dubini od 1 m temperatura je konstantna i jednaka +75 °C, jer porozno tlo ne provodi dobro toplinu. Organski život na Merkuru je isključen.

Atmosfera Venere

Atmosfera Venere je izuzetno topla i suva. Temperatura na površini dostiže svoj maksimum, na oko 480°C. Atmosfera Venere sadrži 105 puta više gasa od atmosfere Zemlje. Pritisak ove atmosfere blizu površine je veoma visok, 95 puta veći nego na Zemlji. Svemirski brodovi moraju biti dizajnirani tako da izdrže sili atmosfere.

Godine 1970., prva svemirska letjelica koja je sletjela na Veneru mogla je izdržati vrelinu samo oko jedan sat, dovoljno dugo da pošalje podatke o površinskim uslovima. Ruski avion koji je sleteo na Veneru 1982. godine poslao je fotografije oštrih stena u boji nazad na Zemlju.

Zbog efekta staklene bašte, Venera je strašno vruća. Atmosfera, koja je gusti pokrivač ugljičnog dioksida, zadržava toplinu koja dolazi od sunca. Kao rezultat toga, akumulira se velika količina toplinske energije.

Atmosfera Venere podijeljena je na nekoliko slojeva. Najgušći dio atmosfere, troposfera, počinje na površini planete i proteže se do 65 km. Vjetrovi u blizini vruće površine su slabi, međutim, u gornjem dijelu troposfere temperatura i pritisak opadaju na kopnene vrijednosti, a brzina vjetra raste do 100 m/s.

Atmosferski pritisak na površini Venere je 92 puta veći nego na Zemlji, i uporediv je sa pritiskom koji stvara sloj vode na dubini od 910 metara. Zbog ovog visokog pritiska, ugljen-dioksid više nije gas, već superkritična tečnost. Atmosfera Venere ima masu 4,8 1020 kg, što je 93 puta više od mase cele Zemljine atmosfere, a gustina vazduha na površini je 67 kg/m3, odnosno 6,5% gustine vode u tečnom stanju. na zemlji.

Troposfera Venere sadrži 99% ukupne mase planete. 90% Venerine atmosfere nalazi se na udaljenosti od 28 km od površine. Na visini od 50 km atmosferski pritisak je približno jednak pritisku na površini Zemlje. Na noćnoj strani Venere oblaci se mogu naći čak 80 km iznad površine.

Gornja atmosfera i jonosfera

Mezosfera Venere se nalazi između 65 i 120 km. Tada počinje termosfera, dostižući gornju granicu atmosfere (egzosferu) na visini od 220-350 km.

Mezosfera Venere može se podijeliti na dva nivoa: donji (62–73 km) i gornji (73–95) km. U prvom sloju temperatura je skoro konstantna i iznosi 230K (?43°C). Ovaj nivo se poklapa sa gornjim slojem oblaka. Na drugom nivou, temperatura počinje da opada, pada na 165 K (?108 °C) na visini od 95 km. To je najhladnije mjesto na dnevnoj strani Venerine atmosfere. Tada počinje mezopauza, koja je granica između mezosfere i termosfere i nalazi se između 95 i 120 km. Na dnevnoj strani mezopauze, temperatura raste na 300-400 K (27-127 °C) - vrijednosti koje prevladavaju u termosferi. Nasuprot tome, noćna strana termosfere je najhladnije mesto na Veneri, sa temperaturom od 100K (?173°C). Ponekad se naziva i kriosfera. 2015. godine, koristeći sondu Venera Express, naučnici su zabilježili termalnu anomaliju u rasponu nadmorske visine od 90 do 100 kilometara - prosječne temperature ovdje su 20-40 stepeni više i jednake 220-224 stepena Kelvina.

Venera ima izduženu jonosferu koja se nalazi na nadmorskoj visini od 120-300 km i skoro se poklapa sa termosferom. Visok nivo jonizacije postoji samo na dnevnoj strani planete. Na noćnoj strani, koncentracija elektrona je skoro nula. Jonosfera Venere sastoji se od tri sloja: 120-130 km, 140-160 km i 200-250 km. Može postojati i dodatni sloj u području od 180 km. Maksimalna gustina elektrona (broj elektrona po jedinici zapremine) od 3 1011 m3 dostiže se u drugom sloju blizu podsolarne tačke. Gornja granica jonosfere - jonopauza - nalazi se na nadmorskoj visini od 220-375 km. Glavni joni u prvom i drugom sloju su joni O2+, dok se treći sloj sastoji od O+ jona. Prema zapažanjima, jonosferska plazma je u pokretu, a solarna fotojonizacija na dnevnoj strani i rekombinacija jona na noćnoj strani su procesi koji su uglavnom odgovorni za ubrzavanje plazme do posmatranih brzina. Protok plazme je očigledno dovoljan da održi opaženi nivo koncentracije jona na noćnoj strani.

Zemljina atmosfera

Atmosfera planete Zemlje, jedne od geosfera, je mješavina plinova koji okružuju Zemlju, a sadržana je zbog gravitacije. Atmosfera je prvenstveno sastavljena od azota (N2, 78%) i kiseonika (O2, 21%; O3, 10%). Ostatak (~1%) sastoji se uglavnom od argona (0,93%) sa malim nečistoćama drugih gasova, posebno ugljen-dioksida (0,03%). Osim toga, atmosfera sadrži oko 1,3 h 1,5 h 10 kg vode, čija je većina koncentrisana u troposferi.

Prema promjenama temperature s visinom, u atmosferi se razlikuju sljedeći slojevi:

· Troposfera- do 8-10 km u polarnim područjima i do 18 km - iznad ekvatora. Gotovo 80% atmosferskog zraka koncentrisano je u troposferi, gotovo sva vodena para, ovdje se stvaraju oblaci i padavine. Izmjena topline u troposferi je pretežno konvektivna. Procesi koji se odvijaju u troposferi direktno utiču na život i aktivnosti ljudi. Temperatura u troposferi opada sa visinom u prosjeku za 6 °C po 1 km, a tlak - za 11 mm Hg. V. za svakih 100 m. Uslovna granica troposfere je tropopauza, u kojoj prestaje smanjenje temperature sa visinom.

· Stratosfera- od tropopauze do stratopauze, koja se nalazi na nadmorskoj visini od oko 50-55 km. Karakterizira ga blagi porast temperature s visinom, koji dostiže lokalni maksimum na gornjoj granici. Na visini od 20-25 km u stratosferi nalazi se sloj ozona koji štiti žive organizme od štetnog djelovanja ultraljubičastog zračenja.

· Mezosfera- nalazi se na nadmorskoj visini od 55-85 km. Temperatura postepeno opada (od 0 °C u stratopauzi do -70 h -90 °C u mezopauzi).

· Termosfera- trči na visinama od 85 do 400-800 km. Temperatura raste sa visinom (od 200 K do 500–2000 K u turbopauzi). Prema stepenu jonizacije atmosfere, u njoj se razlikuje neutralni sloj (neutrosfera) - do visine od 90 km, i jonizovani sloj - ionosfera - iznad 90 km. Po homogenosti atmosfera se deli na homosferu (homogena atmosfera konstantnog hemijskog sastava) i heterosferu (sastav atmosfere se menja sa visinom). Uslovna granica između njih na visini od oko 100 km je homopauza. Gornji dio atmosfere, gdje se koncentracija molekula toliko smanjuje da se kreću pretežno balističkim putanjama, bez gotovo nikakvih sudara među sobom, naziva se egzosfera. Počinje na visini od oko 550 km, sastoji se uglavnom od helijuma i vodonika, te postepeno prelazi u međuplanetarni prostor.

Vrijednost atmosfere

Iako je masa atmosfere samo milioniti dio mase Zemlje, ona igra ključnu ulogu u različitim prirodnim ciklusima (kruženje vode, ciklus ugljika i ciklus azota). Atmosfera je industrijski izvor dušika, kisika i argona, koji se dobivaju frakcijskom destilacijom ukapljenog zraka.

Atmosfera Marsa

Atmosfera Marsa otkrivena je i prije leta automatskih međuplanetarnih stanica na planetu. Zahvaljujući suprotnostima planete, koje se dešavaju svake tri godine i spektralnoj analizi, astronomi su već u 19. veku znali da ima veoma homogen sastav, od čega više od 95% čini CO2.

U 20. stoljeću, zahvaljujući međuplanetarnim sondama, saznali smo da su atmosfera Marsa i njegova temperatura međusobno snažno povezane, jer zbog prijenosa najsitnijih čestica željeznog oksida nastaju ogromne oluje prašine koje mogu pokriti pola planete, podižući njegova temperatura na putu.

Približan sastav

Gasni omotač planete sastoji se od 95% ugljičnog dioksida, 3% dušika, 1,6% argona i količine kisika, vodene pare i drugih plinova u tragovima. Osim toga, jako je ispunjen sitnim česticama prašine (uglavnom željeznim oksidom), koje mu daju crvenkastu nijansu. Zahvaljujući informacijama o česticama željeznog oksida, uopće nije teško odgovoriti na pitanje koje je boje atmosfera.

Zašto je atmosfera crvene planete napravljena od ugljičnog dioksida? Planeta nije imala tektoniku ploča milijardama godina. Nedostatak kretanja ploča omogućio je vulkanskim žarištima da izbacuju magmu na površinu milionima godina za redom. Ugljični dioksid je također produkt erupcije i jedini je plin koji se konstantno nadopunjuje atmosferom, zapravo je to jedini razlog zašto postoji. Osim toga, planeta je izgubila svoje magnetno polje, što je doprinijelo činjenici da su lakši plinovi odneseni sunčevim vjetrom. Zbog kontinuiranih erupcija pojavile su se mnoge velike vulkanske planine. Planina Olimp je najveća planina u Sunčevom sistemu.

Naučnici vjeruju da je Mars izgubio cijelu atmosferu zbog činjenice da je izgubio svoju magnetosferu prije oko 4 milijarde godina. Nekada je plinoviti omotač planete bio gušći i magnetosfera je štitila planetu od sunčevog vjetra. Sunčev vetar, atmosfera i magnetosfera su međusobno snažno povezani. Solarne čestice stupaju u interakciju s jonosferom i odnose molekule iz nje, smanjujući gustoću. Ovo je ključ za pitanje kuda je nestala atmosfera. Ove ionizirane čestice otkrivene su svemirskim brodovima u prostoru iza Marsa. Ovo rezultira prosječnim pritiskom na površini od 600 Pa, u poređenju sa prosječnim pritiskom na Zemlji od 101 300 Pa.

Struktura

Atmosfera je podijeljena u četiri glavna sloja: donji, srednji, gornji i egzosfera. Donji slojevi su toplo područje (temperatura oko 210 K). Zagreva se prašinom u vazduhu (prašina prečnika 1,5 µm) i toplotnim zračenjem sa površine.

Treba uzeti u obzir da je, unatoč vrlo velikoj razrjeđenosti, koncentracija ugljičnog dioksida u plinovitom omotaču planete otprilike 23 puta veća nego u našoj. Stoga atmosfera Marsa nije tako prijateljska, u njoj ne mogu disati ne samo ljudi, već ni drugi zemaljski organizmi.

Srednje - slično Zemlji. Gornji slojevi atmosfere zagrijavaju se sunčevim vjetrom i tamo je temperatura mnogo viša nego na površini. Ova toplota uzrokuje da gas napusti gasni omotač. Egzosfera počinje oko 200 km od površine i nema jasne granice. Kao što vidite, distribucija temperature po visini je prilično predvidljiva za zemaljsku planetu.

Atmosfera Jupitera

Jedini vidljivi dio Jupitera su atmosferski oblaci i mrlje. Oblaci se nalaze paralelno sa ekvatorom, u zavisnosti od uzlaznih toplih ili silaznih hladnih tokova, oni su svetla i tamna atmosfera planeta živa zemlja

U atmosferi Jupitera, preko 87% zapremine vodonika i ~13% helijuma, ostali gasovi, uključujući metan, amonijak, vodenu paru su u obliku nečistoća na nivou desetih i stotih delova procenta.

Pritisak od 1 atm odgovara temperaturi od 170 K. Tropauza je na nivou sa pritiskom od 0,1 atm i temperaturom od 115 K. U čitavoj visinskoj troposferi koja leži ispod, varijacija temperature može se okarakterisati adijabatskim gradijent u medijumu vodonik-helijum - oko 2 K po kilometru. Jupiterov radio-emisioni spektar takođe ukazuje na stabilan porast temperature radio svetline sa dubinom. Iznad tropopauze nalazi se područje temperaturne inverzije, gdje temperatura postepeno raste do ~180 K do pritisaka reda od 1 mbar.Ova vrijednost je očuvana u mezosferi koju karakteriše skoro izoterma do nivoa sa pritisak od ~10-6 atm, a iznad toga počinje termosfera koja prelazi u egzosferu sa temperaturom od 1250 K.

Oblaci Jupitera

Postoje tri glavna sloja:

1. Najgornji, pod pritiskom od oko 0,5 atm, koji se sastoji od kristalnog amonijaka.

2. Međusloj se sastoji od amonijum hidrosulfida

3. Donji sloj, pod pritiskom od nekoliko atmosfera, sastoji se od običnog vodenog leda.

Neki modeli takođe pretpostavljaju postojanje najnižeg, četvrtog sloja oblaka, koji se sastoji od tečnog amonijaka. U cjelini, takav model zadovoljava sve dostupne eksperimentalne podatke i dobro objašnjava boju zona i pojaseva: svjetlosne zone koje se nalaze više u atmosferi sadrže svijetle bijele kristale amonijaka, a dublji pojasevi sadrže crveno-smeđe kristale amonijum hidrosulfida. .

Poput Zemlje i Venere, munje su zabilježene u Jupiterovoj atmosferi. Sudeći po bljeskovima svjetlosti uhvaćenim na fotografijama Voyagera, intenzitet pražnjenja je izuzetno visok. Međutim, još nije jasno u kojoj mjeri su ove pojave povezane s oblacima, budući da su baklje otkrivene na većim visinama od očekivanih.

Cirkulacija na Jupiteru

Karakteristično kretanje na Jupiteru je prisustvo zonske cirkulacije tropskih i umjerenih geografskih širina. Sama cirkulacija je osnosimetrična, odnosno gotovo da nema razlika na različitim dužinama. Brzine istočnih i zapadnih vjetrova u zonama i pojasevima kreću se od 50 do 150 m/s. Na ekvatoru vjetar duva na istok brzinom od oko 100 m/s.

Struktura zona i pojaseva razlikuje se po prirodi vertikalnih kretanja o kojima ovisi formiranje horizontalnih struja. U svjetlosnim zonama, čija je temperatura niža, kretanja su uzlazna, oblaci su gušći i smješteni na višim nivoima u atmosferi. U tamnijim (crveno-smeđim) pojasevima sa višim temperaturama kretanja su naniže, nalaze se dublje u atmosferi i prekriveni su manje gustim oblacima.

Prstenovi Jupitera

Prstenovi Jupitera, koji okružuju planetu okomito na ekvator, nalaze se na visini od 55.000 km od atmosfere.

Otkrio ih je Voyager 1 u martu 1979. i od tada se prate sa Zemlje. Postoje dva glavna prstena i jedan vrlo tanak unutrašnji prsten karakteristične narandžaste boje. Čini se da debljina prstenova ne prelazi 30 km, a širina 1000 km.

Za razliku od prstenova Saturna, prstenovi Jupitera su tamni (albedo (reflektivnost) - 0,05). I vjerovatno se sastoje od vrlo malih čvrstih čestica meteorske prirode. Čestice iz Jupiterovih prstenova najvjerovatnije se u njima ne zadržavaju dugo (zbog prepreka koje stvaraju atmosfera i magnetsko polje). Stoga, budući da su prstenovi trajni, moraju se kontinuirano dopunjavati. Mali mjeseci Metis i Adrastea, čije orbite leže unutar prstenova, očigledni su izvori takvih dodataka. Sa Zemlje, Jupiterovi prstenovi se mogu vidjeti samo u infracrvenom svjetlu.

Atmosfera Saturna

Saturnova gornja atmosfera sastoji se od 96,3% vodonika (po zapremini) i 3,25% helijuma (u poređenju sa 10% u atmosferi Jupitera). Postoje nečistoće metana, amonijaka, fosfina, etana i nekih drugih gasova. Oblaci amonijaka u gornjem dijelu atmosfere moćniji su od Jupiterovih. Oblaci u donjoj atmosferi sastoje se od amonijum hidrosulfida (NH4SH) ili vode.

Prema Voyagerima, na Saturnu duvaju jaki vjetrovi, uređaji su bilježili brzinu zraka od 500 m/s. Vjetrovi duvaju uglavnom u istočnom smjeru (u smjeru aksijalne rotacije). Njihova snaga slabi s udaljavanjem od ekvatora; kako se udaljavamo od ekvatora, pojavljuju se i zapadne atmosferske struje. Brojni podaci ukazuju da se cirkulacija atmosfere događa ne samo u gornjem sloju oblaka, već i na dubini od najmanje 2.000 km. Osim toga, mjerenja Voyagera 2 su pokazala da su vjetrovi na južnoj i sjevernoj hemisferi simetrični u odnosu na ekvator. Postoji pretpostavka da su simetrični tokovi nekako povezani ispod sloja vidljive atmosfere.

U atmosferi Saturna ponekad se pojavljuju stabilne formacije koje su super-moćni uragani. Slični objekti su uočeni i na drugim gasovitim planetama Sunčevog sistema (vidi Veliku crvenu mrlju na Jupiteru, Veliku tamnu mrlju na Neptunu). Džinovski "Veliki beli oval" pojavljuje se na Saturnu otprilike jednom u 30 godina, poslednji put je primećen 1990. godine (manji uragani se češće formiraju).

12. novembra 2008. Cassinijeve kamere su napravile infracrvene slike Saturnovog sjevernog pola. Na njima su istraživači pronašli aurore, kakve nikada nisu primijećene u Sunčevom sistemu. Takođe, ove aurore su uočene u ultraljubičastom i vidljivom opsegu. Aurore su svijetli kontinuirani ovalni prstenovi koji okružuju pol planete. Prstenovi se nalaze na geografskoj širini, u pravilu, na 70--80 °. Južni prstenovi se nalaze na prosječnoj geografskoj širini od 75 ± 1°, dok su sjeverni približno 1,5° bliže polu, što je zbog činjenice da je magnetsko polje nešto jače na sjevernoj hemisferi. Ponekad prstenovi postaju spiralni umjesto ovalni.

Za razliku od Jupitera, Saturnove aurore nisu povezane s neravnomjernom rotacijom sloja plazme u vanjskim dijelovima magnetosfere planete. Pretpostavlja se da nastaju usled magnetnog ponovnog povezivanja pod uticajem sunčevog vetra. Oblik i izgled Saturnovih aurora se uvelike mijenjaju tokom vremena. Njihova lokacija i svjetlina snažno su povezani s pritiskom solarnog vjetra: što je veći, to je aurora svjetlija i bliža polu. Prosječna snaga aurore je 50 GW u rasponu od 80-170 nm (ultraljubičasto) i 150-300 GW u rasponu od 3-4 µm (infracrveno).

Tokom oluja i oluja, na Saturnu se uočavaju snažna pražnjenja groma. Elektromagnetska aktivnost Saturna uzrokovana njima varira tokom godina od skoro potpunog odsustva do vrlo jakih električnih oluja.

28. decembra 2010. Cassini je fotografisao oluju nalik dimu cigarete. Još jedno, posebno snažno nevrijeme, zabilježeno je 20. maja 2011. godine.

Atmosfera Urana

Atmosfera Urana, poput atmosfere Jupitera i Saturna, sastoji se uglavnom od vodonika i helijuma. Na velikim dubinama sadrži značajne količine vode, amonijaka i metana, što je obilježje atmosfere Urana i Neptuna. Suprotna slika je uočena u gornjim slojevima atmosfere, koja sadrži vrlo malo tvari težih od vodika i helijuma. Atmosfera Urana je najhladnija od svih planetarnih atmosfera u Sunčevom sistemu, sa minimalnom temperaturom od 49 K.

Atmosfera Urana može se podijeliti u tri glavna sloja:

1. Troposfera- zauzima raspon visina od? 300 km do 50 km (0 se uzima kao uslovna granica, gdje je tlak 1 bar;) i raspon tlaka od 100 do 0,1 bar

2. Stratosfera-- pokriva visine od 50 do 4000 km i pritiske između 0,1 i 10-10 bara

3. Egzosfera-- proteže se od visine od 4000 km do nekoliko radijusa planete, pritisak u ovom sloju teži nuli sa udaljenosti od planete.

Važno je napomenuti da, za razliku od Zemlje, atmosfera Urana nema mezosferu.

Postoje četiri sloja oblaka u troposferi: oblaci metana na granici koji odgovaraju pritisku od oko 1,2 bara; oblaci vodonik sulfida i amonijaka u sloju pritiska od 3-10 bara; oblaci amonijum hidrosulfida na 20-40 bara i, konačno, vodeni oblaci kristala leda ispod uslovne granice pritiska od 50 bara. Samo dva gornja sloja oblaka su dostupna direktnom posmatranju, dok se postojanje donjih slojeva predviđa samo teoretski. Svijetli troposferski oblaci rijetko se primjećuju na Uranu, što je vjerovatno zbog niske aktivnosti konvekcije u dubokim područjima planete. Međutim, opažanja takvih oblaka korištena su za mjerenje brzine zonskih vjetrova na planeti, koja ide i do 250 m/s.

Trenutno postoji manje informacija o atmosferi Urana nego o atmosferama Saturna i Jupitera. Od maja 2013., samo jedna svemirska letjelica, Voyager 2, proučavala je Uran iz blizine. Trenutno nisu planirane druge misije na Uran.

Atmosfera Neptuna

U gornjim slojevima atmosfere pronađeni su vodonik i helijum, koji na određenoj visini čine 80, odnosno 19%. Postoje i tragovi metana. Primetne trake apsorpcije metana javljaju se na talasnim dužinama iznad 600 nm u crvenom i infracrvenom delu spektra. Kao i kod Urana, apsorpcija crvene svjetlosti metanom je glavni faktor u davanju Neptunovoj atmosferi plave nijanse, iako se Neptunova svijetloplava razlikuje od Uranovog umjerenijeg akvamarina. Budući da se obilje metana u atmosferi Neptuna ne razlikuje mnogo od one na Uranu, pretpostavlja se da postoji i neka, još nepoznata komponenta atmosfere koja doprinosi stvaranju plave boje. Atmosfera Neptuna je podijeljena na 2 glavna područja: donju troposferu, gdje temperatura opada s visinom, i stratosferu, gdje temperatura, naprotiv, raste s visinom. Granica između njih, tropopauza, je na nivou pritiska od 0,1 bar. Stratosfera je zamenjena termosferom na nivou pritiska nižem od 10,4 -- 10,5 mikrobara. Termosfera postepeno prelazi u egzosferu. Modeli Neptunove troposfere sugerišu da se, u zavisnosti od visine, sastoji od oblaka promenljivog sastava. Oblaci gornjeg nivoa su u zoni pritiska ispod jednog bara, gdje temperatura pogoduje kondenzaciji metana.

Pri pritisku između jednog i pet bara nastaju oblaci amonijaka i sumporovodika. Pri pritiscima iznad 5 bara, oblaci se mogu sastojati od amonijaka, amonijum sulfida, vodonik sulfida i vode. Dublje, pri pritisku od približno 50 bara, oblaci vodenog leda mogu postojati na temperaturi od 0 °C. Takođe, moguće je da se u ovoj zoni mogu naći oblaci amonijaka i vodonik sulfida. Oblaci Neptuna na velikoj nadmorskoj visini posmatrani su po senkama koje su bacali na neprozirni sloj oblaka ispod nivoa. Među njima se ističu oblačne trake koje se "omotavaju" oko planete na stalnoj geografskoj širini. Ove periferne grupe imaju širinu od 50-150 km, a same su 50-110 km iznad glavnog sloja oblaka. Studija Neptunova spektra sugerira da je njegova donja stratosfera zamagljena zbog kondenzacije ultraljubičastih proizvoda fotolize metana, kao što su etan i acetilen. U stratosferi su takođe pronađeni tragovi cijanovodonika i ugljen monoksida. Stratosfera Neptuna je toplija od stratosfere Urana zbog veće koncentracije ugljovodonika. Iz nepoznatih razloga, termosfera planete ima nenormalno visoku temperaturu od oko 750 K. Za tako visoku temperaturu, planeta je previše udaljena od Sunca da bi mogla zagrijati termosferu ultraljubičastim zračenjem. Možda je ovaj fenomen posljedica atmosferske interakcije s ionima u magnetskom polju planete. Prema drugoj teoriji, osnova mehanizma grijanja su gravitacijski valovi iz unutrašnjih područja planete, koji su raspršeni u atmosferi. Termosfera sadrži tragove ugljičnog monoksida i vode, koji su možda došli iz vanjskih izvora kao što su meteoriti i prašina.

Hostirano na Allbest.ru

Slični dokumenti

Struktura Sunčevog sistema, spoljni regioni. Poreklo prirodnih satelita planeta. Zajednica planeta plinskih divova. Karakteristike površine, atmosfere, sastav Merkura, Saturna, Venere, Zemlje, Mjeseca, Marsa, Urana, Plutona. Asteroidni pojasevi.

sažetak, dodan 05.07.2012


Problem proučavanja Sunčevog sistema. Nisu sve tajne i misterije čak ni našeg sistema otvorene. Resursi drugih planeta i asteroida našeg sistema. Istraživanje Merkura, Venere, Marsa, Jupitera, Saturna, Urana, Neptuna, Plutona.

sažetak, dodan 22.04.2003


Koncept plinskih giganata. Jupiter kao najveća planeta u Sunčevom sistemu. Osobine Saturna kao nebeskog tijela sa sistemom prstenova. Specifičnosti planetarne atmosfere Urana. Osnovni parametri Neptuna. Uporedne karakteristike ovih planeta.

prezentacija, dodano 31.10.2014


Jupiter: opće informacije o planeti i njenoj atmosferi. Sastav Jupiterijskog okeana. Jupiterovi mjeseci i njegov prsten. Rijetke emisije u atmosferi Saturna. Prstenovi i mjeseci Saturna. Sastav atmosfere i temperatura Urana. Struktura i sastav Neptuna, njegovih satelita.

sažetak, dodan 17.01.2012


Interplanetarni sistem koji se sastoji od Sunca i prirodnih svemirskih objekata koji se okreću oko njega. Karakteristike površine Merkura, Venere i Marsa. Lokacija Zemlje, Jupitera, Saturna i Urana u sistemu. Karakteristike asteroidnog pojasa.

prezentacija, dodano 06.08.2011


Planiranje distribucije zvanično poznatih planeta. Određivanje tačne udaljenosti do Plutona i planeta izvan Plutona. Formula za izračunavanje brzine skupljanja Sunca. Poreklo planeta Sunčevog sistema: Zemlja, Mars, Venera, Merkur i Vulkan.

članak, dodan 23.03.2014


Proučavanje glavnih parametara planeta Sunčevog sistema (Venera, Neptun, Uran, Pluton, Saturn, Sunce): poluprečnik, masa planete, prosečna temperatura, prosečna udaljenost od Sunca, struktura atmosfere, prisustvo satelita. Karakteristike strukture poznatih zvijezda.

prezentacija, dodano 15.06.2010


Istorija formiranja atmosfere planete. Balans kiseonika, sastav Zemljine atmosfere. Slojevi atmosfere, troposfera, oblaci, stratosfera, srednja atmosfera. Meteori, meteoriti i vatrene kugle. Termosfera, aurora, ozonosfera. Zanimljive činjenice o atmosferi.

prezentacija, dodano 23.07.2016


Pazite na položaje zvijezda i planeta. Ruh zorepodibnyh planeta, roztashovannyh u blizini ekliptike. "Petlje" na nebu gornjih planeta - Marsa, Jupitera, Saturna, Urana i Neptuna. Stvaranje teorije kretanja planeta: glavni praktični aspekti nebeske mehanike.

sažetak, dodan 18.07.2010


Koncept i karakteristične karakteristike gigantskih planeta, karakteristike svake od njih i procjena značaja u galaksiji: Jupiter, Saturn, Uran i Neptun. Fizičke karakteristike ovih planeta: polarna kompresija, brzina rotacije, zapremina, ubrzanje, površina.

Astrologu, također morate mudro kopirati-pejst i naznačiti izvor ...))) Mada, izgleda da je pitanje bilo namijenjeno vama ... pa, neće mi pobjeći. Merkur praktički nema atmosferu - samo izuzetno rijetka helijumska školjka s gustinom zemljine atmosfere na visini od 200 km. Vjerovatno se helijum formira tokom raspada radioaktivnih elemenata u utrobi planete. Osim toga, sastoji se od atoma zarobljenih solarnim vjetrom ili izbačenih solarnim vjetrom sa površine - natrijuma, kisika, kalija, argona, vodonika. Atmosfera Venere se sastoji prvenstveno od ugljen-dioksida (CO2) sa malim količinama azota (N2) i vodene pare (H2O). Hlorovodonična kiselina (HCl) i fluorovodonična kiselina (HF) pronađene su kao male nečistoće. Pritisak na površini je 90 bara (kao u Zemljinim morima na dubini od 900 m). Oblaci Venere se sastoje od mikroskopskih kapljica koncentrovane sumporne kiseline (H2SO4). Razrijeđena atmosfera Marsa sastoji se od 95% ugljičnog dioksida i 3% dušika. Prisutne su male količine vodene pare, kiseonika i argona. Prosječni pritisak na površini je 6 mbar (tj. 0,6% zemlje). Jupiterova niska prosječna gustina (1,3 g/cm3) ukazuje na sastav blizak Sunčevom: uglavnom vodonik i helijum. Teleskop na Jupiteru pokazuje trake oblaka paralelne sa ekvatorom; svjetlosne zone u njima su ispresijecane crvenkastim pojasevima. Vjerovatno je da su svjetlosne zone područja uzlaznog strujanja gdje su vidljivi vrhovi oblaka amonijaka; crvenkasti pojasevi povezani su sa silaznim strujama, čiju svijetlu boju određuje amonijum hidrosulfat, kao i spojevi crvenog fosfora, sumpora i organskih polimera. Pored vodonika i helijuma, u Jupiterovoj atmosferi spektroskopski su detektovani CH4, NH3, H2O, C2H2, C2H6, HCN, CO, CO2, PH3 i GeH4. Na dubini od 60 km trebao bi biti sloj vodenih oblaka. Njegov satelit Io ima izuzetno rijetku atmosferu sumpor-dioksida (vulkanskog porijekla) SO2. Atmosfera kiseonika u Evropi je toliko razrijeđena da je pritisak na površini stomilijarditi dio tla. Saturn je takođe planeta vodonik-helijum, ali relativna količina helijuma u Saturnu je manja od one kod Jupitera; ispod i njegovu prosječnu gustinu. Njegova gornja atmosfera ispunjena je maglom amonijaka (NH3) koja raspršuje svjetlost. Pored vodonika i helijuma, CH4, C2H2, C2H6, C3H4, C3H8 i PH3 su spektroskopski detektovani u Saturnovoj atmosferi. Titan, drugi najveći mjesec u Sunčevom sistemu, jedinstven je po tome što ima postojanu, moćnu atmosferu koja se sastoji uglavnom od azota i male količine metana. Atmosfera Urana sadrži uglavnom vodonik, 12-15% helijuma i nekoliko drugih gasova. Spektarom Neptuna takođe dominiraju metan i vodonik. Pluton odavno nije planeta... I kao bonus.

Kakva može biti veza između prisustva atmosfere na planeti i trajanja njene revolucije oko ose? Čini se da nema. Pa ipak, na primjeru planete najbliže Suncu, Merkura, uvjereni smo da u nekim slučajevima takva veza postoji.

Što se tiče gravitacije na svojoj površini, Merkur bi mogao držati atmosferu istog sastava kao Zemljina, iako ne tako gustu.

Brzina potrebna da se potpuno savlada privlačenje Merkura na njegovoj površini je 4900 m/s, a ovu brzinu na niskim temperaturama ne postižu najbrži molekuli naše atmosfere). A ipak Merkur nema atmosferu. Razlog je taj što se kreće oko Sunca kao i Mjesec oko Zemlje, odnosno uvijek je okrenut istom stranom prema središnjoj svjetiljci. Vrijeme za obilazak orbite (88 dana) jednako je vremenu okretanja oko ose. Dakle, na jednoj strani Merkura - onoj koja je uvek okrenuta prema Suncu - postoji neprekidan dan i večno leto; s druge strane, okrenut od Sunca, neprekidna noć i vječna zima vlada.

U takvim izvanrednim klimatskim uslovima, šta bi se trebalo dogoditi sa atmosferom planete? Očigledno, u noćnoj polovini, pod uticajem strašne hladnoće, atmosfera će se zgusnuti u tečnost i smrznuti. Kao rezultat naglog pada atmosferskog tlaka, plinoviti omotač dnevne strane planete će juriti tamo i zauzvrat će se učvrstiti. Kao rezultat toga, cijela atmosfera bi se trebala skupiti u čvrstom obliku na noćnoj strani planete, odnosno u onom dijelu gdje Sunce uopće ne gleda. Dakle, odsustvo atmosfere na Merkuru je neizbežna posledica fizičkih zakona.

Iz istih razloga zbog kojih je postojanje atmosfere na Merkuru nedopustivo, moramo odbaciti i pretpostavku, često izraženu, da postoji atmosfera na nevidljivoj strani Mjeseca. Sa sigurnošću se može reći da ako nema atmosfere na jednoj strani Mjeseca, onda ne može biti ni na suprotnoj strani). Wellsov fantastični roman Prvi ljudi na Mjesecu odstupa od istine po ovom pitanju. Romanopisac priznaje da na Mesecu ima vazduha, koji tokom neprekidne 14-dnevne noći uspeva da se zgusne i zamrzne, a sa početkom dana ponovo prelazi u gasovito stanje, formirajući atmosferu. Međutim, ništa slično se ne može dogoditi. „Ako“, napisao je prof. O. D. Khvolson, - na tamnoj strani Mjeseca zrak se učvršćuje, tada bi gotovo sav zrak trebao prijeći sa svijetle strane na tamnu stranu i tamo se također smrznuti. Pod uticajem sunčevih zraka, čvrsti vazduh se mora pretvoriti u gas, koji će odmah preći na tamnu stranu i tamo se učvrstiti... Mora da postoji stalna destilacija vazduha, a on nigde i nikada ne može postići neku primetnu elastičnost.

Utvrđeno je čak da u atmosferi, tačnije u stratosferi Venere, ima mnogo ugljen-dioksida - deset hiljada puta više nego u zemljinoj atmosferi.

Prije 4,6 milijardi godina, nakupine su počele da se formiraju u našoj galaksiji od oblaka zvjezdane materije. Gasovi su se sve više zbijali i zgušnjavali, zračeći toplotu. Sa povećanjem gustine i temperature, počele su nuklearne reakcije, pretvarajući vodik u helijum. Tako je postojao veoma moćan izvor energije - Sunce.

Istovremeno s povećanjem temperature i volumena Sunca, kao rezultat spajanja fragmenata međuzvjezdane prašine u ravnini okomitoj na os rotacije Zvijezde, nastale su planete i njihovi sateliti. Formiranje Sunčevog sistema završeno je prije oko 4 milijarde godina.

Sunčev sistem trenutno ima osam planeta. To su Merkur, Venera, Zemlja, Mars, Jupiter, Saturn, Uran, Nepto. Pluton je patuljasta planeta, najveći poznati objekt Kuiperovog pojasa (to je pojas velikog fragmenta sličan pojasu asteroida). Nakon otkrića 1930. godine, smatrana je devetom planetom. Situacija se promijenila 2006. godine usvajanjem formalne definicije planete.

Na planeti najbližoj Suncu, Merkuru, nikada ne pada kiša. To je zbog činjenice da je atmosfera planete toliko rijetka da je jednostavno nemoguće popraviti. A odakle može doći kiša ako dnevna temperatura na površini planete ponekad doseže 430º Celzijusa. Da, ne bih želeo da budem tamo :)

Ali na Veneri se stalno javljaju kisele kiše, jer oblaci iznad ove planete nisu napravljeni od vode koja daje život, već od smrtonosne sumporne kiseline. Istina, pošto temperatura na površini treće planete dostiže 480º Celzijusa, kapi kiseline isparavaju prije nego što stignu do planete. Nebo iznad Venere probijaju velike i strašne munje, ali od njih ima više svjetla i huka nego kiše.

Na Marsu, prema naučnicima, davno su prirodni uslovi bili isti kao na Zemlji. Prije više milijardi godina, atmosfera iznad planete bila je mnogo gušća, a moguće je da su obilne kiše ispunile ove rijeke. Ali sada planeta ima vrlo rijetku atmosferu, a fotografije koje su prenijeli izviđački sateliti pokazuju da površina planete podsjeća na pustinje jugozapadnih Sjedinjenih Država ili Suhe doline na Antarktiku. Kada je dio Marsa obavijen zimi, tanki oblaci koji sadrže ugljični dioksid pojavljuju se nad crvenom planetom, a mraz prekriva mrtve stijene. U ranim jutarnjim satima po kotlinama su tako guste magle da se čini da će kiša padati, ali takva očekivanja su uzaludna.

Inače, temperatura vazduha tokom dana na Mrse je 20 stepeni Celzijusa. Istina, noću može pasti i do -140 :(

Jupiter je najveća planeta i ogromna je plinska lopta! Ova lopta je skoro u potpunosti sastavljena od helijuma i vodonika, ali je moguće da se duboko unutar planete nalazi malo čvrsto jezgro, obavijeno okeanom tečnog vodonika. Međutim, Jupiter je sa svih strana okružen obojenim trakama oblaka. Neki od ovih oblaka se čak sastoje od vode, ali, u pravilu, velika većina njih formira očvrsnute kristale amonijaka. S vremena na vrijeme planetom prolete najjači uragani i oluje, donoseći snježne padavine i kiše amonijaka. Tamo treba držati Čarobni cvijet.

Članak govori o tome koja planeta nema atmosferu, zašto je atmosfera potrebna, kako nastaje, zašto je nekima lišena i kako bi se mogla umjetno stvoriti.

Počni

Život na našoj planeti bio bi nemoguć bez atmosfere. A poenta nije samo u kiseoniku koji udišemo, inače ga sadrži tek nešto više od 20%, već i u činjenici da stvara pritisak neophodan za živa bića i štiti od sunčevog zračenja.

Prema naučnoj definiciji, atmosfera je plinovita ljuska planete koja rotira s njom. Pojednostavljeno rečeno, ogromna akumulacija gasa stalno visi iznad nas, ali njegovu težinu nećemo primetiti na isti način kao Zemljinu gravitaciju, jer smo rođeni u takvim uslovima i navikli na to. Ali nisu sva nebeska tela srećna što ga imaju. Dakle, koju planetu ne uzimamo u obzir, nećemo uzeti u obzir, jer je ipak satelit.

Merkur

Atmosfera planeta ovog tipa sastoji se uglavnom od vodonika, a procesi u njoj su vrlo nasilni. Šta vredi samo jedan atmosferski vrtlog, koji se posmatra više od tri stotine godina - ta ista crvena tačka u donjem delu planete.

Saturn

Kao i svi plinoviti divovi, Saturn se sastoji uglavnom od vodonika. Na njemu ne jenjavaju vjetrovi, bljeskovi munja, pa čak i rijetke aurore.

Uran i Neptun

Obje planete su skrivene debelim slojem oblaka vodonika, metana i helijuma. Neptun, inače, drži rekord za brzinu vjetra na površini - čak 700 kilometara na sat!

Pluton

Sjećajući se takvog fenomena kao što je planeta bez atmosfere, teško je ne spomenuti Pluton. Naravno, daleko je od Merkura: njegova gasovita ljuska je "samo" 7 hiljada puta manje gustoće od Zemljine. Ali ipak je to najudaljenija i još malo proučena planeta. O njemu se takođe malo zna - samo da je u njemu prisutan metan.

Kako stvoriti atmosferu za život

Ideja o kolonizaciji drugih planeta proganja naučnike od samog početka, a još više o teraformaciji (stvaranje u uslovima bez sredstava zaštite). Sve je to još uvijek na nivou hipoteza, ali na istom Marsu je sasvim moguće stvoriti atmosferu. Ovaj proces je složen i višestepeni, ali njegova glavna ideja je sljedeća: raspršiti bakterije po površini, koje će proizvesti još više ugljičnog dioksida, gustoća plinske ljuske će se povećati, a temperatura će porasti. Nakon toga će početi topljenje polarnih glečera, a zbog povećanja pritiska voda neće bez traga ispariti. A onda će doći kiše i tlo će postati pogodno za biljke.

Tako smo otkrili koja planeta je praktički lišena atmosfere.