¿Qué planetas del sistema solar tienen presión atmosférica? Qué planetas del sistema solar tienen atmósfera.

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Resumen sobre el tema: “Atmósferas planetarias»

Atmósfera de Mercurio

La atmósfera de Mercurio tiene una densidad extremadamente baja. Se compone de hidrógeno, helio, oxígeno, vapor de calcio, sodio y potasio. El planeta probablemente recibe hidrógeno y helio del Sol y los metales se evaporan de su superficie. Esta fina capa sólo puede llamarse “atmósfera” si se estira mucho. La presión en la superficie del planeta es 500 mil millones de veces menor que en la superficie de la Tierra (menos que en las modernas instalaciones de vacío en la Tierra).

La temperatura máxima de la superficie de Mercurio registrada por los sensores es de +410 °C. La temperatura promedio en el hemisferio nocturno es de -162 °C, y en el hemisferio diurno es de +347 °C (esto es suficiente para derretir plomo o estaño). Las diferencias de temperatura debidas al cambio de estaciones provocado por el alargamiento de la órbita alcanzan los 100 °C durante el día. A una profundidad de 1 m, la temperatura es constante e igual a +75 ° C, porque el suelo poroso no conduce bien el calor. La vida orgánica en Mercurio está excluida.

Atmósfera de Venus

La atmósfera de Venus es extremadamente caliente y seca. La temperatura de la superficie alcanza su máximo a aproximadamente 480°C. La atmósfera de Venus contiene 105 veces más gas que la atmósfera de la Tierra. La presión de esta atmósfera en la superficie es muy alta, 95 veces mayor que en la Tierra. Las naves espaciales deben diseñarse para resistir la fuerza aplastante y aplastante de la atmósfera.

En 1970, la primera nave espacial que llegó a Venus pudo resistir el intenso calor durante sólo una hora aproximadamente, tiempo suficiente para enviar datos a la Tierra sobre las condiciones de la superficie. La nave espacial rusa que aterrizó en Venus en 1982 envió fotografías en color de rocas irregulares.

Gracias al efecto invernadero, Venus es extremadamente caliente. La atmósfera, que es una espesa capa de dióxido de carbono, atrapa el calor proveniente del Sol. Como resultado, se acumula una gran cantidad de energía térmica.

La atmósfera de Venus está dividida en varias capas. La parte más densa de la atmósfera, la troposfera, comienza en la superficie del planeta y se extiende hasta 65 km. Los vientos cerca de la superficie caliente son débiles, pero en la parte superior de la troposfera la temperatura y la presión disminuyen a valores terrestres y la velocidad del viento aumenta a 100 m/s.

La presión atmosférica en la superficie de Venus es 92 veces mayor que en la Tierra y es comparable a la presión creada por una capa de agua a una profundidad de 910 metros. Debido a esta alta presión, el dióxido de carbono ya no es un gas, sino un fluido supercrítico. La atmósfera de Venus tiene una masa de 4,8·1020 kg, que es 93 veces la masa de toda la atmósfera de la Tierra, y la densidad del aire en la superficie es de 67 kg/m3, es decir, el 6,5% de la densidad de agua líquida en la Tierra.

La troposfera de Venus contiene el 99% de la atmósfera del planeta en masa. El 90% de la atmósfera de Venus se encuentra a 28 km de la superficie. A una altitud de 50 km, la presión atmosférica es aproximadamente igual a la presión sobre la superficie de la Tierra. En el lado nocturno de Venus, se pueden encontrar nubes incluso a 80 km de la superficie.

Atmósfera superior e ionosfera.

La mesosfera de Venus se encuentra entre 65 y 120 km. A continuación comienza la termosfera, que alcanza el límite superior de la atmósfera (exosfera) a una altitud de 220-350 km.

La mesosfera de Venus se puede dividir en dos niveles: inferior (62-73 km) y superior (73-95) km. En la primera capa la temperatura es casi constante y asciende a 230 K (?43 °C). Este nivel coincide con la capa superior de nubes. En el segundo nivel, la temperatura comienza a disminuir, descendiendo a 165 K (?108 °C) a una altitud de 95 km. Este es el lugar más frío del lado diurno de la atmósfera de Venus. Luego comienza la mesopausia, que es el límite entre la mesosfera y la termosfera y se sitúa entre los 95 y 120 km. En el lado diurno de la mesopausa, la temperatura aumenta a 300-400 K (27-127 °C), los valores que prevalecen en la termosfera. Por el contrario, el lado nocturno de la termosfera es el lugar más frío de Venus con una temperatura de 100K (?173°C). A veces se le llama criósfera. En 2015, con la ayuda de la sonda Venus Express, los científicos registraron una anomalía térmica en el rango de altitud de 90 a 100 kilómetros: las temperaturas promedio aquí son 20-40 grados más altas e iguales a 220-224 grados Kelvin.

Venus tiene una ionosfera alargada, ubicada a una altitud de 120 a 300 km y casi coincidiendo con la termosfera. Los altos niveles de ionización persisten sólo en el lado diurno del planeta. En el lado nocturno, la concentración de electrones es prácticamente nula. La ionosfera de Venus consta de tres capas: 120-130 km, 140-160 km y 200-250 km. También puede haber una capa adicional en la región de 180 km. La densidad electrónica máxima (el número de electrones por unidad de volumen) de 3,1011 m3 se logra en la segunda capa cerca del punto subsolar. El límite superior de la ionosfera, la ionopausia, se encuentra a una altitud de 220 a 375 km. Los iones principales de la primera y segunda capa son iones O2+, mientras que la tercera capa consta de iones O+. Según las observaciones, el plasma ionosférico está en movimiento, y la fotoionización solar en el lado diurno y la recombinación de iones en el lado nocturno son los procesos principales responsables de acelerar el plasma a las velocidades observadas. El flujo de plasma es aparentemente suficiente para mantener el nivel observado de concentración de iones en el lado nocturno.

atmósfera terrestre

La atmósfera del planeta Tierra, una de las geosferas, es una mezcla de gases que rodean la Tierra y se mantiene por la gravedad. La atmósfera está compuesta principalmente por nitrógeno (N2, 78%) y oxígeno (O2, 21%; O3, 10%). El resto (~1%) se compone principalmente de argón (0,93%) con pequeñas mezclas de otros gases, en particular dióxido de carbono (0,03%). Además, la atmósfera contiene aproximadamente 1,3 h 1,5 h 10 kg de agua, la mayor parte de la cual se concentra en la troposfera.

Según los cambios de temperatura con la altitud, en la atmósfera se distinguen las siguientes capas:

· Troposfera- hasta 8-10 km en las regiones polares y hasta 18 km - por encima del ecuador. Casi el 80% del aire atmosférico y casi todo el vapor de agua se concentran en la troposfera, aquí se forman nubes y caen precipitaciones. El intercambio de calor en la troposfera se produce predominantemente de forma convectiva. Los procesos que ocurren en la troposfera afectan directamente la vida y las actividades de las personas. La temperatura en la troposfera disminuye con la altura en un promedio de 6 ° C por 1 km y la presión en 11 mm Hg. v. por cada 100 m El límite convencional de la troposfera se considera la tropopausa, en la que se detiene el descenso de temperatura con la altura.

· Estratosfera- desde la tropopausa hasta la estratopausa, que se encuentra a una altitud de unos 50-55 km. Se caracteriza por un ligero aumento de temperatura con la altura, que alcanza un máximo local en el límite superior. A una altitud de 20 a 25 km, en la estratosfera hay una capa de ozono que protege a los organismos vivos de los efectos nocivos de la radiación ultravioleta.

· mesosfera- ubicado a altitudes de 55 a 85 km. La temperatura desciende gradualmente (de 0 °C en la estratopausa a -70 h -90 °C en la mesopausa).

· termosfera- corre en altitudes de 85 a 400-800 km. La temperatura aumenta con la altitud (de 200 K a 500-2000 K durante las pausas del turbo). Según el grado de ionización de la atmósfera, se divide en una capa neutra (neutrosfera), hasta una altitud de 90 km, y una capa ionizada, la ionosfera, por encima de los 90 km. Según la homogeneidad, la atmósfera se divide en homosfera (una atmósfera homogénea de composición química constante) y hetosfera (la composición de la atmósfera cambia con la altitud). El límite condicional entre ellos a una altitud de unos 100 km es la homopausa. La parte superior de la atmósfera, donde la concentración de moléculas se reduce tanto que se mueven predominantemente en trayectorias balísticas, casi sin colisiones entre sí, se llama exosfera. Comienza a una altitud de unos 550 km y se compone principalmente de helio e hidrógeno y se desplaza gradualmente hacia el espacio interplanetario.

El significado de la atmósfera.

Aunque la atmósfera tiene sólo una millonésima parte de la masa de la Tierra, desempeña un papel fundamental en varios ciclos naturales (ciclo del agua, ciclo del carbono y ciclo del nitrógeno). La atmósfera es una fuente industrial de nitrógeno, oxígeno y argón, que se obtienen por destilación fraccionada del aire licuado.

Atmósfera de Marte

La atmósfera de Marte fue descubierta incluso antes del vuelo de estaciones interplanetarias automáticas al planeta. Gracias a las oposiciones del planeta, que se producen cada tres años, y al análisis espectral, los astrónomos ya sabían en el siglo XIX que tenía una composición muy homogénea, de la cual más del 95% era CO2.

En el siglo XX, gracias a las sondas interplanetarias, aprendimos que la atmósfera de Marte y su temperatura están fuertemente interconectadas, porque gracias a la transferencia de diminutas partículas de óxido de hierro, surgen enormes tormentas de polvo que pueden cubrir la mitad del planeta, elevando simultáneamente su temperatura.

Composición aproximada

La envoltura gaseosa del planeta está compuesta por un 95% de dióxido de carbono, un 3% de nitrógeno, un 1,6% de argón y trazas de oxígeno, vapor de agua y otros gases. Además, está muy lleno de pequeñas partículas de polvo (principalmente óxido de hierro), que le dan un tinte rojizo. Gracias a la información sobre las partículas de óxido de hierro, responder a la pregunta de de qué color es la atmósfera no es nada difícil.

¿Por qué la atmósfera del planeta rojo está compuesta de dióxido de carbono? El planeta no ha tenido tectónica de placas desde hace miles de millones de años. La falta de movimiento de las placas ha permitido que las puntas volcánicas arrojen magma a la superficie durante millones de años. El dióxido de carbono también es producto de la erupción y es el único gas que se agrega constantemente a la atmósfera, de hecho, esta es en realidad la única razón por la que existe. Además, el planeta perdió su campo magnético, lo que contribuyó a que el viento solar arrastrara los gases más ligeros. Debido a las continuas erupciones, aparecieron muchas grandes montañas volcánicas. El Monte Olimpo es la montaña más grande del sistema solar.

Los científicos creen que Marte perdió toda su atmósfera debido a que perdió su magnetosfera hace unos 4 mil millones de años. Érase una vez, la capa de gas del planeta era más densa y la magnetosfera protegía al planeta del viento solar. El viento solar, la atmósfera y la magnetosfera están fuertemente interconectados. Las partículas solares interactúan con la ionosfera y alejan las moléculas de ella, reduciendo la densidad. Ésta es la respuesta a la pregunta de adónde se fue la atmósfera. Estas partículas ionizadas fueron descubiertas por naves espaciales en el espacio detrás de Marte. Esto da como resultado una presión superficial promedio de 600 Pa, en comparación con la presión promedio en la Tierra de 101.300 Pa.

Estructura

La atmósfera se divide en cuatro capas principales: inferior, media, superior y exosfera. Las capas inferiores son una región cálida (temperatura de unos 210 K). Se calienta mediante el polvo del aire (polvo de 1,5 micrones de ancho) y la radiación térmica de la superficie.

Hay que tener en cuenta que, a pesar de la altísima rarefacción, la concentración de dióxido de carbono en la capa gaseosa del planeta es aproximadamente 23 veces mayor que en la nuestra. Por lo tanto, la atmósfera de Marte no es tan amigable; no solo las personas, sino también otros organismos terrestres no pueden respirar en ella.

El del medio es similar al de la Tierra. Las capas superiores de la atmósfera son calentadas por el viento solar y la temperatura allí es mucho más alta que en la superficie. Este calor hace que el gas abandone la envoltura de gas. La exosfera comienza aproximadamente a 200 km de la superficie y no tiene un límite claro. Como puede ver, la distribución de la temperatura en función de la altitud es bastante predecible para un planeta terrestre.

Atmósfera de Júpiter

La única parte visible de Júpiter son las nubes y manchas atmosféricas. Las nubes se ubican paralelas al ecuador dependiendo de las corrientes frías ascendentes o descendentes, son atmósfera clara y oscura planeta mercurio tierra

En la atmósfera de Júpiter hay más del 87% del volumen de hidrógeno y ~13% de helio, el resto de los gases, incluidos metano, amoníaco y vapor de agua, se encuentran en forma de impurezas en el nivel de décimas y centésimas de por ciento.

Una presión de 1 atm corresponde a una temperatura de 170 K. La tropopausa se encuentra a un nivel con una presión de 0,1 atm y una temperatura de 115 K. En toda la troposfera subyacente a gran altitud, el curso de la temperatura se puede caracterizar por una evolución adiabática gradiente en un entorno de hidrógeno y helio: aproximadamente 2 K por kilómetro. El espectro de emisión de radio de Júpiter también indica un aumento constante de la temperatura del brillo de radio con la profundidad. Por encima de la tropopausa hay una región de inversión de temperatura, donde la temperatura, hasta presiones del orden de 1 mbar, aumenta gradualmente hasta ~180 K. Este valor se mantiene en la mesosfera, que se caracteriza por una casi isotermaidad hasta un nivel con una presión de ~10-6 atm, y por encima comienza la termosfera, que pasa a la exosfera con una temperatura de 1250 K.

Nubes de Júpiter

Hay tres capas principales:

1. El superior, a una presión de aproximadamente 0,5 atm, compuesto por amoníaco cristalino.

2. La capa intermedia está formada por hidrosulfuro de amonio.

3. La capa inferior, a una presión de varias atmósferas, está formada por hielo de agua ordinario.

Algunos modelos también permiten la existencia de la cuarta capa de nubes más baja, compuesta de amoníaco líquido. Este modelo generalmente satisface la totalidad de los datos experimentales disponibles y explica bien el color de las zonas y cinturones: las zonas claras ubicadas más arriba en la atmósfera contienen cristales de amoníaco blancos brillantes, y las ubicadas más profundamente que el cinturón contienen cristales de hidrosulfuro de amonio de color marrón rojizo.

Al igual que la Tierra y Venus, se han registrado rayos en la atmósfera de Júpiter. A juzgar por los destellos de luz captados en las fotografías de la Voyager, la intensidad de las descargas es extremadamente alta. Sin embargo, no está claro hasta qué punto estos fenómenos están relacionados con las nubes, ya que los brotes se detectaron a altitudes superiores a las esperadas.

Circulación en Júpiter

Un movimiento característico en Júpiter es la presencia de circulación zonal de latitudes tropicales y templadas. La circulación en sí es simétrica, es decir, casi no tiene diferencias en diferentes longitudes. Las velocidades de los vientos del este y del oeste en zonas y cinturones oscilan entre 50 y 150 m/s. En el ecuador el viento sopla en dirección este con una velocidad de unos 100 m/s.

La estructura de zonas y cinturones se diferencia en la naturaleza de los movimientos verticales de los que depende la formación de corrientes horizontales. En las zonas claras, donde la temperatura es más baja, los movimientos son ascendentes, las nubes son más densas y se sitúan en niveles más altos de la atmósfera. En las zonas más oscuras (marrón rojizo) con temperaturas más altas, los movimientos son descendentes, se encuentran a mayor profundidad en la atmósfera y están cubiertos por nubes menos densas.

Anillos de Júpiter

Los anillos de Júpiter, que rodean al planeta perpendicularmente al ecuador, se encuentran a una altitud de 55.000 km de la atmósfera.

Fueron descubiertos por la sonda Voyager 1 en marzo de 1979 y desde entonces han sido monitoreados desde la Tierra. Hay dos anillos principales y un anillo interior, muy fino, con un característico color naranja. Los anillos parecen no tener más de 30 kilómetros de espesor y 1.000 kilómetros de ancho.

A diferencia de los anillos de Saturno, los anillos de Júpiter son oscuros (albedo (reflectividad) - 0,05). Y probablemente estén formados por partículas sólidas muy pequeñas de naturaleza meteórica. Lo más probable es que las partículas de los anillos de Júpiter no permanezcan en ellos por mucho tiempo (debido a los obstáculos creados por la atmósfera y el campo magnético). En consecuencia, como los anillos son constantes, es necesario reponerlos continuamente. Los pequeños satélites Metis y Adrastea, cuyas órbitas se encuentran dentro de los anillos, son fuentes obvias de tales reabastecimientos. Desde la Tierra, los anillos de Júpiter sólo pueden verse con luz infrarroja.

Atmósfera de Saturno

Las capas superiores de la atmósfera de Saturno están compuestas por un 96,3% de hidrógeno (en volumen) y un 3,25% de helio (en comparación con el 10% en la atmósfera de Júpiter). Hay impurezas de metano, amoníaco, fosfina, etano y algunos otros gases. Las nubes de amoníaco en la atmósfera superior son más poderosas que las nubes jovianas. Las nubes de la atmósfera inferior están compuestas de hidrosulfuro de amonio (NH4SH) o agua.

Según los Voyager, en Saturno soplan fuertes vientos y los aparatos registraron velocidades del aire de 500 m/s. Los vientos soplan principalmente en dirección este (en la dirección de rotación axial). Su fuerza se debilita con la distancia del ecuador; A medida que nos alejamos del ecuador, también aparecen corrientes atmosféricas del oeste. Varios datos indican que la circulación atmosférica se produce no sólo en la capa de nubes superiores, sino también a una profundidad de al menos 2 mil km. Además, las mediciones de la Voyager 2 mostraron que los vientos en los hemisferios sur y norte son simétricos con respecto al ecuador. Se supone que los flujos simétricos están de alguna manera conectados bajo la capa de atmósfera visible.

En la atmósfera de Saturno aparecen a veces formaciones estables que son huracanes superpoderosos. Se observan objetos similares en otros planetas gaseosos del Sistema Solar (ver la Gran Mancha Roja en Júpiter, la Gran Mancha Oscura en Neptuno). Un "Gran Óvalo Blanco" gigante aparece en Saturno aproximadamente una vez cada 30 años, visto por última vez en 1990 (los huracanes más pequeños se forman con mayor frecuencia).

El 12 de noviembre de 2008, las cámaras de Cassini capturaron imágenes del polo norte de Saturno en el infrarrojo. En ellos, los investigadores descubrieron auroras como nunca antes se habían observado en el Sistema Solar. Estas auroras también se observaron en los rangos ultravioleta y visible. Las auroras son anillos brillantes, continuos y de forma ovalada que rodean el polo del planeta. Los anillos están situados en una latitud, normalmente entre 70 y 80°. Los anillos del sur están ubicados en una latitud promedio de 75 ± 1°, y los del norte están más cerca del polo en aproximadamente 1,5°, lo que se debe al hecho de que el campo magnético es algo más fuerte en el hemisferio norte. A veces, los anillos adquieren forma de espiral en lugar de ovalados.

A diferencia de Júpiter, las auroras de Saturno no están asociadas con una rotación desigual de la capa de plasma en las partes exteriores de la magnetosfera del planeta. Presumiblemente, surgen debido a la reconexión magnética bajo la influencia del viento solar. La forma y apariencia de las auroras de Saturno varían mucho con el tiempo. Su ubicación y brillo están fuertemente relacionados con la presión del viento solar: cuanto más alto es, más brillantes son las auroras y más cerca del polo. La potencia media de la aurora es de 50 GW en el rango de 80 a 170 nm (ultravioleta) y de 150 a 300 GW en el rango de 3 a 4 micrones (infrarrojos).

Durante las tormentas y tormentas, se observan poderosas descargas de rayos en Saturno. La actividad electromagnética de Saturno causada por ellos varía a lo largo de los años desde una ausencia casi total hasta tormentas eléctricas muy fuertes.

El 28 de diciembre de 2010, Cassini fotografió una tormenta que parecía humo de cigarrillo. El 20 de mayo de 2011 se registró otra tormenta particularmente poderosa.

Atmósfera de Urano

La atmósfera de Urano, al igual que las atmósferas de Júpiter y Saturno, se compone principalmente de hidrógeno y helio. A grandes profundidades contiene importantes cantidades de agua, amoníaco y metano, características características de las atmósferas de Urano y Neptuno. Lo contrario se observa en las capas superiores de la atmósfera, que contienen muy pocas sustancias más pesadas que el hidrógeno y el helio. La atmósfera de Urano es la más fría de todas las atmósferas planetarias del Sistema Solar, con una temperatura mínima de 49 K.

La atmósfera de Urano se puede dividir en tres capas principales:

1. Troposfera-- ocupa un rango de altitud de ?300 km a 50 km (el límite convencional donde la presión es de 1 bar se toma como 0;) y un rango de presión de 100 a 0,1 bar

2. Estratosfera-- cubre altitudes de 50 a 4000 km y presiones entre 0,1 y 10?10 bar

3. Exosfera-- se extiende desde una altitud de 4.000 km hasta varios radios del planeta; la presión en esta capa tiende a cero a medida que se aleja del planeta.

Es de destacar que, a diferencia de la terrestre, la atmósfera de Urano no tiene mesosfera.

En la troposfera hay cuatro capas de nubes: nubes de metano en el límite, correspondientes a una presión de aproximadamente 1,2 bar; nubes de sulfuro de hidrógeno y amoníaco en una capa de presión de 3 a 10 bar; nubes de hidrosulfuro de amonio a 20-40 bar y, finalmente, nubes de agua formadas por cristales de hielo por debajo del límite de presión convencional de 50 bar. Sólo las dos capas superiores de nubes son directamente observables, mientras que la existencia de las capas subyacentes sólo se predice teóricamente. Rara vez se observan nubes troposféricas brillantes en Urano, lo que probablemente se deba a la baja actividad de convección en las regiones profundas del planeta. Sin embargo, las observaciones de dichas nubes se han utilizado para medir la velocidad de los vientos zonales en el planeta, que alcanzan hasta 250 m/s.

Actualmente hay menos información sobre la atmósfera de Urano que sobre las atmósferas de Saturno y Júpiter. En mayo de 2013, sólo una nave espacial, la Voyager 2, había estudiado Urano a corta distancia. Actualmente no están previstas otras misiones a Urano.

Atmósfera de Neptuno

En las capas superiores de la atmósfera se encontraron hidrógeno y helio, que representan el 80 y el 19%, respectivamente, a una altitud determinada. También se observan trazas de metano. Se producen bandas de absorción de metano notables en longitudes de onda superiores a 600 nm en las partes roja e infrarroja del espectro. Al igual que Urano, la absorción de luz roja por el metano es un factor importante que da a la atmósfera de Neptuno su tinte azul, aunque el azul brillante de Neptuno es diferente del color aguamarina más moderado de Urano. Dado que el contenido de metano en la atmósfera de Neptuno no es muy diferente del de Urano, se supone que también existe algún componente de la atmósfera, aún desconocido, que contribuye a la formación del color azul. La atmósfera de Neptuno se divide en 2 regiones principales: la troposfera inferior, donde la temperatura disminuye con la altitud, y la estratosfera, donde la temperatura, por el contrario, aumenta con la altitud. El límite entre ellos, la tropopausa, se encuentra a un nivel de presión de 0,1 bar. La estratosfera da paso a la termosfera a un nivel de presión inferior a 10?4 - 10?5 microbares. La termosfera se convierte gradualmente en exosfera. Los modelos de la troposfera de Neptuno sugieren que, dependiendo de la altitud, está formada por nubes de distinta composición. Las nubes de los niveles superiores se encuentran en una zona de presión inferior a un bar, donde las temperaturas favorecen la condensación de metano.

A presiones de entre uno y cinco bares se forman nubes de amoníaco y sulfuro de hidrógeno. A presiones superiores a 5 bar, las nubes pueden estar compuestas de amoníaco, sulfuro de amonio, sulfuro de hidrógeno y agua. En las profundidades, a una presión de aproximadamente 50 bares, pueden existir nubes de hielo de agua a temperaturas tan bajas como 0 °C. También es posible que en esta zona se encuentren nubes de amoníaco y sulfuro de hidrógeno. Las nubes de gran altitud de Neptuno fueron observadas por las sombras que proyectaban sobre la capa de nubes opacas que se encontraba debajo. Entre ellas destacan las bandas de nubes que “envuelven” el planeta a una latitud constante. Estos grupos periféricos tienen una anchura de 50 a 150 km y ellos mismos se encuentran entre 50 y 110 km por encima de la capa de nubes principal. El estudio del espectro de Neptuno sugiere que su estratosfera inferior es turbia debido a la condensación de los productos de la fotólisis ultravioleta del metano, como el etano y el acetileno. También se encontraron trazas de cianuro de hidrógeno y monóxido de carbono en la estratosfera. La estratosfera de Neptuno es más cálida que la de Urano debido a su mayor concentración de hidrocarburos. Por razones desconocidas, la termosfera del planeta tiene una temperatura anormalmente alta de aproximadamente 750 K. Para una temperatura tan alta, el planeta está demasiado lejos del Sol como para calentar la termosfera con radiación ultravioleta. Quizás este fenómeno sea consecuencia de la interacción atmosférica con iones en el campo magnético del planeta. Según otra teoría, la base del mecanismo de calentamiento son las ondas gravitacionales de las regiones internas del planeta, que se disipan en la atmósfera. La termosfera contiene trazas de monóxido de carbono y agua que entraron en ella, posiblemente de fuentes externas como meteoritos y polvo.

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El concepto y rasgos distintivos de los planetas gigantes, características de cada uno de ellos y valoración de su importancia en la Galaxia: Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno. Características físicas de estos planetas: compresión polar, velocidad de rotación, volumen, aceleración, área.

Stargazer, también debes copiar y pegar sabiamente e indicar la fuente...))) Aunque parece que la pregunta fue dirigida específicamente a ti... bueno, no mejoraré de mi parte. Mercurio prácticamente no tiene atmósfera, sólo una capa de helio extremadamente enrarecida con la densidad de la atmósfera terrestre a una altitud de 200 km. El helio probablemente se forma durante la desintegración de elementos radiactivos en las entrañas del planeta. Además, se compone de átomos capturados del viento solar o eliminados de la superficie por el viento solar: sodio, oxígeno, potasio, argón e hidrógeno. La atmósfera de Venus se compone principalmente de dióxido de carbono (CO2), con pequeñas cantidades de nitrógeno (N2) y vapor de agua (H2O). Se encontraron impurezas menores como ácido clorhídrico (HCl) y ácido fluorhídrico (HF). La presión en la superficie es de 90 bar (como en los mares de la Tierra a una profundidad de 900 m). Las nubes de Venus están formadas por gotitas microscópicas de ácido sulfúrico concentrado (H2SO4). La delgada atmósfera de Marte está compuesta por un 95% de dióxido de carbono y un 3% de nitrógeno. El vapor de agua, el oxígeno y el argón están presentes en pequeñas cantidades. La presión media en la superficie es de 6 mbar (es decir, el 0,6% de la de la Tierra). La baja densidad media de Júpiter (1,3 g/cm3) indica una composición cercana a la del Sol: principalmente hidrógeno y helio. Un telescopio en Júpiter revela bandas de nubes paralelas al ecuador; Las zonas claras en ellos se intercalan con cinturones rojizos. Es probable que las áreas brillantes sean áreas de corrientes ascendentes donde las cimas de las nubes de amoníaco son visibles; Los cinturones rojizos están asociados con corrientes descendentes, cuyo color brillante está determinado por el hidrogenosulfato de amonio, así como por compuestos de fósforo rojo, azufre y polímeros orgánicos. Además de hidrógeno y helio, en la atmósfera de Júpiter se detectaron espectroscópicamente CH4, NH3, H2O, C2H2, C2H6, HCN, CO, CO2, PH3 y GeH4. A una profundidad de 60 km debería haber una capa de nubes de agua. Su luna Io tiene una atmósfera extremadamente delgada de dióxido de azufre (origen volcánico) SO2. La atmósfera de oxígeno de Europa es tan fina que la presión superficial es una cien milmillonésima parte de la de la Tierra. Saturno también es un planeta de hidrógeno y helio, pero el contenido relativo de helio de Saturno es menor que el de Júpiter; menor es su densidad media. Las regiones superiores de su atmósfera están llenas de niebla de amoníaco (NH3) que dispersa la luz. Además de hidrógeno y helio, en la atmósfera de Saturno se detectaron espectroscópicamente CH4, C2H2, C2H6, C3H4, C3H8 y PH3. Titán, la segunda luna más grande del sistema solar, es única porque tiene una atmósfera poderosa y permanente compuesta principalmente de nitrógeno y una pequeña cantidad de metano. La atmósfera de Urano contiene principalmente hidrógeno, entre un 12% y un 15% de helio y algunos otros gases. El espectro de Neptuno también está dominado por bandas de metano e hidrógeno. Plutón hace mucho tiempo que no es un planeta... Y como beneficio adicional.

¿Cuál podría ser la conexión entre la presencia de una atmósfera en un planeta y la duración de su rotación alrededor de su eje? Parecería que ninguno. Y, sin embargo, tomando como ejemplo el planeta más cercano al Sol, Mercurio, estamos convencidos de que en algunos casos existe tal conexión.

Debido a la fuerza de gravedad sobre su superficie, Mercurio podría retener una atmósfera de la misma composición que la terrestre, aunque no tan densa.

La velocidad necesaria para vencer completamente la gravedad de Mercurio en su superficie es de 4900 m/s (y esta velocidad a bajas temperaturas no la alcanzan las moléculas más rápidas de nuestra atmósfera). Y, sin embargo, Mercurio carece de atmósfera. La razón es que se mueve alrededor del Sol como el movimiento de la Luna alrededor de la Tierra, es decir, siempre mira hacia la luminaria central con el mismo lado. El tiempo orbital (88 días) es igual al tiempo de revolución alrededor del eje. Por tanto, a un lado de Mercurio -el que siempre mira al Sol- el día dura continuamente y hay un verano eterno; al otro lado, apartado del sol, reina la noche continua y el invierno eterno.

En condiciones climáticas tan extraordinarias, ¿qué debería pasar con la atmósfera del planeta? Evidentemente, por la noche, bajo la influencia de un frío terrible, la atmósfera se espesa hasta convertirse en líquido y se congela. Debido a una fuerte disminución de la presión atmosférica, la capa de gas del lado diurno del planeta se precipitará hacia allí y, a su vez, se endurecerá. Como resultado, toda la atmósfera debería acumularse en forma sólida en el lado nocturno del planeta, o mejor dicho, en esa parte donde el Sol no mira en absoluto. Por tanto, la ausencia de atmósfera en Mercurio es una consecuencia inevitable de las leyes físicas.

Por las mismas razones por las que la existencia de una atmósfera en Mercurio es inaceptable, debemos rechazar la conjetura, frecuentemente expresada, de que existe una atmósfera en la cara invisible de la Luna. Se puede decir con seguridad que si no hay atmósfera en un lado de la Luna, tampoco puede haberla en el lado opuesto). En este punto, la novela de ciencia ficción de Wells “Los primeros hombres en la luna” se aleja de la verdad. El novelista admite que en la Luna hay aire, que durante una noche continua de 14 días logra espesarse y congelarse, y con la llegada del día vuelve a entrar en estado gaseoso, formando una atmósfera. Sin embargo, nada como esto puede suceder. “Si”, escribió el Prof. O. D. Khvolson, - en el lado oscuro de la Luna el aire se solidifica, luego casi todo el aire debería pasar del lado luminoso al lado oscuro y congelarse allí también. Bajo la influencia de los rayos del sol, el aire sólido debe convertirse en gas, que inmediatamente pasará al lado oscuro y se solidificará allí... Debe producirse una destilación continua del aire, y en ninguna parte ni nunca podrá alcanzar una elasticidad perceptible”.

Incluso se ha establecido que en la atmósfera, más precisamente, en la estratosfera de Venus, hay mucho dióxido de carbono, diez mil veces más que en la atmósfera terrestre.

Hace 4.600 millones de años, comenzaron a formarse condensaciones en nuestra galaxia a partir de nubes de materia estelar. A medida que los gases se volvieron más densos y condensados, se calentaron e irradiaron calor. A medida que aumentaron la densidad y la temperatura, comenzaron las reacciones nucleares que convirtieron el hidrógeno en helio. Así surgió una fuente de energía muy poderosa: el Sol.

Simultáneamente con el aumento de temperatura y volumen del Sol, como resultado de la combinación de fragmentos de polvo interestelar en un plano perpendicular al eje de rotación de la Estrella, se crearon los planetas y sus satélites. La formación del Sistema Solar se completó hace unos 4 mil millones de años.

Actualmente, el Sistema Solar tiene ocho planetas. Estos son Mercurio, Venus, Tierra, Marte, Júpiter, Saturno, Urano, Nepton. Plutón es un planeta enano y el objeto más grande conocido en el Cinturón de Kuiper (que es un gran cinturón de escombros similar al cinturón de asteroides). Tras su descubrimiento en 1930, fue considerado el noveno planeta. Esto cambió en 2006 con la adopción de una definición formal de planeta.

En el planeta más cercano al Sol, Mercurio, nunca llueve. Esto se debe al hecho de que la atmósfera del planeta está tan enrarecida que es simplemente imposible de detectar. ¿Y de dónde vendrá la lluvia si la temperatura diurna en la superficie del planeta alcanza a veces los 430º Celsius? Sí, no me gustaría estar ahí :)

Pero en Venus hay lluvia ácida constante, ya que las nubes sobre este planeta no están compuestas de agua que da vida, sino de ácido sulfúrico mortal. Es cierto que como la temperatura en la superficie del tercer planeta alcanza los 480º Celsius, las gotas de ácido se evaporan antes de llegar al planeta. El cielo sobre Venus está atravesado por grandes y terribles relámpagos, pero de ellos emiten más luz y rugido que lluvia.

En Marte, según los científicos, hace mucho tiempo las condiciones naturales eran las mismas que en la Tierra. Hace miles de millones de años, la atmósfera sobre el planeta era mucho más densa y es posible que fuertes lluvias llenaran estos ríos. Pero ahora hay una atmósfera muy delgada sobre el planeta, y las fotografías transmitidas por satélites de reconocimiento indican que la superficie del planeta se parece a los desiertos del suroeste de los Estados Unidos o a los Valles Secos de la Antártida. Cuando el invierno llega a partes de Marte, aparecen finas nubes que contienen dióxido de carbono sobre el planeta rojo y la escarcha cubre las rocas muertas. A primera hora de la mañana hay nieblas tan espesas en los valles que parece que va a llover, pero esas expectativas son en vano.

Por cierto, la temperatura del aire durante el día en Mrsa es de 20º Celsius. Es cierto que por la noche puede bajar a - 140 :(

¡Júpiter es el más grande de los planetas y es una bola gigante de gas! Esta bola está compuesta casi en su totalidad por helio e hidrógeno, pero es posible que en lo profundo del planeta exista un pequeño núcleo sólido envuelto en un océano de hidrógeno líquido. Sin embargo, Júpiter está rodeado por todos lados por bandas de nubes de colores. Algunas de estas nubes incluso están compuestas de agua, pero, por regla general, la gran mayoría están formadas por cristales congelados de amoníaco. De vez en cuando, poderosos huracanes y tormentas sobrevuelan el planeta, trayendo consigo nevadas y lluvias de amoníaco. Aquí es donde se debe sostener la Flor Mágica.

El artículo habla de qué planeta no tiene atmósfera, por qué se necesita una atmósfera, cómo surge, por qué algunos carecen de ella y cómo podría crearse artificialmente.

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La vida en nuestro planeta sería imposible sin atmósfera. Y la cuestión no está sólo en el oxígeno que respiramos, que por cierto contiene sólo un poco más del 20%, sino también en que crea la presión necesaria para los seres vivos y protege de la radiación solar.

Según la definición científica, la atmósfera es la capa gaseosa del planeta que gira con ella. En pocas palabras, una enorme acumulación de gas se cierne constantemente sobre nosotros, pero no notaremos su peso como la gravedad de la Tierra, porque nacimos en esas condiciones y estamos acostumbrados. Pero no todos los cuerpos celestes tienen la suerte de poseerlo. Así que no tendremos en cuenta qué planeta, ya que no deja de ser un satélite.

Mercurio

La atmósfera de planetas de este tipo se compone principalmente de hidrógeno y los procesos en ella son muy violentos. Consideremos únicamente el vórtice atmosférico, que se ha observado durante más de trescientos años: la misma mancha roja en la parte inferior del planeta.

Saturno

Como todos los gigantes gaseosos, Saturno está compuesto principalmente de hidrógeno. Los vientos no amainan, se observan relámpagos e incluso raras auroras.

Urano y Neptuno

Ambos planetas están ocultos por una gruesa capa de nubes de hidrógeno, metano y helio. Neptuno, por cierto, tiene el récord de velocidad de los vientos en la superficie: ¡hasta 700 kilómetros por hora!

Plutón

Al recordar un fenómeno como un planeta sin atmósfera, es difícil no mencionar a Plutón. Por supuesto, está lejos de Mercurio: su capa de gas es “sólo” 7 mil veces menos densa que la de la Tierra. Pero aún así, este es el planeta más distante y hasta ahora poco estudiado. Tampoco se sabe mucho sobre él, sólo que contiene metano.

Cómo crear una atmósfera para la vida.

La idea de colonizar otros planetas ha perseguido a los científicos desde el principio, y más aún la de la terraformación (creación en condiciones sin medios de protección). Todo esto está todavía en el nivel de hipótesis, pero en Marte, por ejemplo, es muy posible crear una atmósfera. Este proceso es complejo y consta de varias etapas, pero su idea principal es la siguiente: rociar bacterias en la superficie, lo que producirá aún más dióxido de carbono, la densidad de la capa de gas aumentará y la temperatura aumentará. Después de eso, los glaciares polares comenzarán a derretirse y, debido al aumento de presión, el agua no se evaporará sin dejar rastro. Y entonces vendrán las lluvias y el suelo se volverá apto para las plantas.

Entonces descubrimos qué planeta está prácticamente desprovisto de atmósfera.