Ktoré planéty v slnečnej sústave majú atmosférický tlak? Ktoré planéty slnečnej sústavy majú atmosféru.

Odoslanie dobrej práce do databázy znalostí je jednoduché. Použite nižšie uvedený formulár

Študenti, postgraduálni študenti, mladí vedci, ktorí pri štúdiu a práci využívajú vedomostnú základňu, vám budú veľmi vďační.

Uverejnené dňa http://www.allbest.ru/

Abstrakt na tému: "planetárne atmosféry»

Atmosféra Merkúra

Atmosféra Merkúra má extrémne nízku hustotu. Pozostáva z vodíka, hélia, kyslíka, pár vápnika, sodíka a draslíka. Planéta pravdepodobne prijíma vodík a hélium zo Slnka a kovy sa z jej povrchu vyparujú. Túto tenkú škrupinu možno nazvať „atmosférou“ len s veľkým rozťahovaním. Tlak na povrchu planéty je 500 miliárd krát menší ako na povrchu Zeme (to je menej ako v moderných vákuových inštaláciách na Zemi).

Maximálna povrchová teplota Merkúra zaznamenaná senzormi je +410 °C. Priemerná teplota nočnej pologule je -162 ° C a denná +347 ° C (to stačí na roztavenie olova alebo cínu). Teplotné rozdiely v dôsledku zmeny ročných období spôsobené predlžovaním obežnej dráhy dosahujú na dennej strane 100 °C. V hĺbke 1 m je teplota konštantná a rovná sa +75 ° C, pretože pórovitá pôda dobre nevedie teplo. Organický život na Merkúre je vylúčený.

Atmosféra Venuše

Atmosféra Venuše je extrémne horúca a suchá. Teplota na povrchu dosahuje maximum, okolo 480 °C. Atmosféra Venuše obsahuje 105-krát viac plynu ako atmosféra Zeme. Tlak tejto atmosféry pri povrchu je veľmi vysoký, 95-krát vyšší ako na Zemi. Kozmické lode musia byť navrhnuté tak, aby odolali drvivej, drvivej sile atmosféry.

V roku 1970 prvá kozmická loď, ktorá pristála na Venuši, dokázala vydržať úpal len asi jednu hodinu, čo je dosť dlho na odoslanie údajov o podmienkach na povrchu. Ruské lietadlá, ktoré v roku 1982 pristáli na Venuši, poslali späť na Zem farebné fotografie ostrých skál.

Kvôli skleníkovému efektu je Venuša strašne horúca. Atmosféra, ktorá je hustou pokrývkou oxidu uhličitého, zachytáva teplo prichádzajúce zo Slnka. V dôsledku toho sa akumuluje veľké množstvo tepelnej energie.

Atmosféra Venuše je rozdelená do niekoľkých vrstiev. Najhustejšia časť atmosféry, troposféra, začína na povrchu planéty a siaha až do 65 km. Vetry v blízkosti horúceho povrchu sú slabé, avšak v hornej časti troposféry klesá teplota a tlak na pozemské hodnoty a rýchlosť vetra sa zvyšuje na 100 m/s.

Atmosférický tlak na povrchu Venuše je 92-krát vyšší ako na Zemi a je porovnateľný s tlakom, ktorý vytvára vrstva vody v hĺbke 910 metrov. Kvôli tomuto vysokému tlaku už oxid uhličitý nie je v skutočnosti plyn, ale superkritická tekutina. Atmosféra Venuše má hmotnosť 4,8 1020 kg, čo je 93-násobok hmotnosti celej atmosféry Zeme, a hustota vzduchu na povrchu je 67 kg/m3, t.j. 6,5 % hustoty kvapalnej vody na Zemi. .

Troposféra Venuše obsahuje 99% hmotnosti celej atmosféry planéty. 90 % atmosféry Venuše sa nachádza do 28 km od povrchu. Vo výške 50 km je atmosférický tlak približne rovnaký ako tlak na zemskom povrchu. Na nočnej strane Venuše možno nájsť mraky aj 80 km nad povrchom.

Horná atmosféra a ionosféra

Mezosféra Venuše leží medzi 65 a 120 km. Potom začína termosféra, ktorá dosahuje hornú hranicu atmosféry (exosféru) vo výške 220-350 km.

Mezosféru Venuše možno rozdeliť na dve úrovne: dolnú (62–73 km) a hornú (73–95) km. V prvej vrstve je teplota takmer konštantná a dosahuje 230K (-43°C). Táto úroveň sa zhoduje s hornou vrstvou oblakov. Na druhej úrovni teplota začína klesať a vo výške 95 km klesá na 165 K (?108 °C). Je to najchladnejšie miesto na dennej strane atmosféry Venuše. Potom začína mezopauza, čo je hranica medzi mezosférou a termosférou a nachádza sa medzi 95 a 120 km. Na dennej strane mezopauzy teplota stúpa na 300–400 K (27–127 °C) – hodnoty prevládajúce v termosfére. Naproti tomu nočná strana termosféry je najchladnejším miestom na Venuši s teplotou 100 K (?173°C). Niekedy sa nazýva kryosféra. V roku 2015 vedci pomocou sondy Venera Express zaznamenali tepelnú anomáliu v rozsahu nadmorskej výšky od 90 do 100 kilometrov – priemerné teploty sú tu o 20 – 40 stupňov vyššie a rovnajú sa 220 – 224 stupňom Kelvina.

Venuša má predĺženú ionosféru, ktorá sa nachádza vo výške 120-300 km a takmer sa zhoduje s termosférou. Vysoké úrovne ionizácie pretrvávajú iba na dennej strane planéty. Na nočnej strane je koncentrácia elektrónov takmer nulová. Ionosféra Venuše pozostáva z troch vrstiev: 120-130 km, 140-160 km a 200-250 km. V oblasti 180 km môže byť aj ďalšia vrstva. Maximálna hustota elektrónov (počet elektrónov na jednotku objemu) 3 1011 m3 sa dosahuje v druhej vrstve v blízkosti subsolárneho bodu. Horná hranica ionosféry – ionopauza – sa nachádza v nadmorskej výške 220 – 375 km. Hlavné ióny v prvej a druhej vrstve sú ióny O2+, zatiaľ čo tretia vrstva pozostáva z iónov O+. Podľa pozorovaní je ionosférická plazma v pohybe a slnečná fotoionizácia na dennej strane a rekombinácia iónov na nočnej strane sú procesy hlavne zodpovedné za zrýchlenie plazmy na pozorované rýchlosti. Prúd plazmy je zjavne dostatočný na udržanie pozorovanej hladiny koncentrácie iónov na nočnej strane.

Zemská atmosféra

Atmosféra planéty Zem, jedna z geosfér, je zmesou plynov obklopujúcich Zem a je obsiahnutá v dôsledku gravitácie. Atmosféru tvorí predovšetkým dusík (N2, 78 %) a kyslík (O2, 21 %; O3, 10 %). Zvyšok (~1 %) tvorí hlavne argón (0,93 %) s malými prímesami iných plynov, najmä oxidu uhličitého (0,03 %). Okrem toho atmosféra obsahuje asi 1,3 h 1,5 h 10 kg vody, ktorej väčšina je sústredená v troposfére.

Podľa zmien teploty s výškou sa v atmosfére rozlišujú tieto vrstvy:

· Troposféra- do 8-10 km v polárnych oblastiach a do 18 km - nad rovníkom. Takmer 80 % atmosférického vzduchu je sústredených v troposfére, tvoria sa tu takmer všetky vodné pary, oblaky a padajú zrážky. Výmena tepla v troposfére je prevažne konvektívna. Procesy prebiehajúce v troposfére priamo ovplyvňujú život a činnosť ľudí. Teplota v troposfére klesá s výškou v priemere o 6 ° C na 1 km a tlak - o 11 mm Hg. v. na každých 100 m.Podmienenou hranicou troposféry je tropopauza, v ktorej sa pokles teploty s výškou zastavuje.

· Stratosféra- od tropopauzy po stratopauzu, ktorá sa nachádza v nadmorskej výške cca 50-55 km. Vyznačuje sa miernym nárastom teploty s výškou, ktorá dosahuje lokálne maximum na hornej hranici. V nadmorskej výške 20-25 km v stratosfére sa nachádza vrstva ozónu, ktorá chráni živé organizmy pred škodlivými účinkami ultrafialového žiarenia.

· mezosféra- nachádza sa v nadmorských výškach 55-85 km. Teplota postupne klesá (od 0 °C v stratopauze po -70 h -90 °C v mezopauze).

· Termosféra- jazdí vo výškach od 85 do 400-800 km. Teplota stúpa s výškou (od 200 K do 500–2000 K v turbopauze). Podľa stupňa ionizácie atmosféry sa v nej rozlišuje neutrálna vrstva (neutrosféra) - do výšky 90 km a vrstva ionizovaná - ionosféra - nad 90 km. Podľa homogenity sa atmosféra delí na homosféru (homogénna atmosféra konštantného chemického zloženia) a heterosféru (zloženie atmosféry sa mení s výškou). Podmienečnou hranicou medzi nimi vo výške asi 100 km je homopauza. Horná časť atmosféry, kde koncentrácia molekúl klesá natoľko, že sa pohybujú po prevažne balistických trajektóriách, takmer bez vzájomných zrážok, sa nazýva exosféra. Začína vo výške asi 550 km, pozostáva prevažne z hélia a vodíka a postupne prechádza do medziplanetárneho priestoru.

Hodnota atmosféry

Aj keď je hmotnosť atmosféry len jedna milióntina hmotnosti Zeme, zohráva rozhodujúcu úlohu v rôznych prírodných cykloch (cyklus vody, cyklus uhlíka a cyklus dusíka). Atmosféra je priemyselným zdrojom dusíka, kyslíka a argónu, ktoré sa získavajú frakčnou destiláciou skvapalneného vzduchu.

Atmosféra Marsu

Atmosféra Marsu bola objavená ešte pred letom automatických medziplanetárnych staníc na planétu. Vďaka opozíciám planéty, ktoré sa vyskytujú každé tri roky, a spektrálnej analýze astronómovia už v 19. storočí vedeli, že má veľmi homogénne zloženie, z ktorého viac ako 95 % tvorí CO2.

V 20. storočí sme sa vďaka medziplanetárnym sondám dozvedeli, že atmosféra Marsu a jeho teplota sú silne prepojené, pretože v dôsledku presunu najmenších častíc oxidu železa vznikajú obrovské prachové búrky, ktoré môžu pokryť polovicu planéty jeho teplota po ceste.

Približné zloženie

Plynový obal planéty pozostáva z 95 % oxidu uhličitého, 3 % dusíka, 1,6 % argónu a stopových množstiev kyslíka, vodnej pary a iných plynov. Navyše je veľmi silne vyplnená jemnými prachovými časticami (väčšinou oxidom železa), ktoré jej dodávajú červenkastý odtieň. Vďaka informáciám o časticiach oxidu železa nie je vôbec ťažké odpovedať na otázku, akú farbu má atmosféra.

Prečo je atmosféra červenej planéty tvorená oxidom uhličitým? Planéta nemala doskovú tektoniku už miliardy rokov. Nedostatočný pohyb platní umožnil sopečným horúcim miestam chrliť magmu na povrch milióny rokov. Oxid uhličitý je tiež produktom erupcie a je jediným plynom, ktorý sa atmosférou neustále dopĺňa, v skutočnosti je to vlastne jediný dôvod, prečo existuje. Planéta navyše stratila svoje magnetické pole, čo prispelo k tomu, že ľahšie plyny odnášal slnečný vietor. V dôsledku nepretržitých erupcií sa objavilo veľa veľkých sopečných hôr. Olymp je najväčšia hora v slnečnej sústave.

Vedci sa domnievajú, že Mars stratil celú atmosféru kvôli tomu, že asi pred 4 miliardami rokov stratil svoju magnetosféru. Kedysi bol plynný obal planéty hustejší a magnetosféra chránila planétu pred slnečným vetrom. Slnečný vietor, atmosféra a magnetosféra sú silne prepojené. Slnečné častice interagujú s ionosférou a odnášajú z nej molekuly, čím sa znižuje hustota. To je kľúč k otázke, kam sa podela atmosféra. Tieto ionizované častice boli detekované kozmickou loďou v priestore za Marsom. To má za následok priemerný tlak na povrchu 600 Pa v porovnaní s priemerným tlakom na Zemi 101 300 Pa.

Štruktúra

Atmosféra je rozdelená do štyroch hlavných vrstiev: spodná, stredná, horná a exosféra. Spodné vrstvy sú teplou oblasťou (teplota okolo 210 K). Zohrieva sa prachom vo vzduchu (prach s hrúbkou 1,5 µm) a tepelným žiarením z povrchu.

Treba brať do úvahy, že napriek veľmi vysokému riedeniu je koncentrácia oxidu uhličitého v plynnom obale planéty približne 23-krát väčšia ako u nás. Atmosféra Marsu preto nie je taká priateľská, nemôžu v nej dýchať nielen ľudia, ale ani iné pozemské organizmy.

Stredná – podobná Zemi. Horné vrstvy atmosféry sú ohrievané slnečným vetrom a teplota je tam oveľa vyššia ako na povrchu. Toto teplo spôsobí, že plyn opustí plynový obal. Exosféra začína asi 200 km od povrchu a nemá jasnú hranicu. Ako vidíte, rozloženie teploty vo výške je pre pozemskú planétu celkom predvídateľné.

Atmosféra Jupitera

Jedinou viditeľnou časťou Jupitera sú atmosférické mraky a škvrny. Oblaky sa nachádzajú rovnobežne s rovníkom, v závislosti od stúpajúcich teplých alebo klesajúcich studených prúdov sú to svetlá a tmavá atmosféra planéty ortuť Zem

V atmosfére Jupitera je cez 87 % objemu vodíka a ~ 13 % hélia, zvyšok plynov vrátane metánu, amoniaku, vodnej pary je vo forme nečistôt na úrovni desatín a stotín percenta.

Tlak 1 atm zodpovedá teplote 170 K. Tropopauza je na úrovni s tlakom 0,1 atm a teplotou 115 K. V celej podložnej vysokohorskej troposfére možno teplotné kolísanie charakterizovať adiabatickým gradient v prostredí vodík-hélium - asi 2 K na kilometer. Rádiové emisné spektrum Jupitera tiež naznačuje stabilný nárast teploty rádiového jasu s hĺbkou. Nad tropopauzou sa nachádza oblasť teplotnej inverzie, kde teplota postupne stúpa až na ~180 K až na tlaky rádovo 1 mbar.Táto hodnota je zachovaná v mezosfére, ktorá je charakterizovaná takmer izotermou až do úrovne s. tlaku ~10-6 atm a nad ním začína termosféra, ktorá prechádza do exosféry s teplotou 1250 K.

Jupiterove oblaky

Existujú tri hlavné vrstvy:

1. Najvyšší, pri tlaku asi 0,5 atm, pozostávajúci z kryštalického amoniaku.

2. Medzivrstva pozostáva z hydrosulfidu amónneho

3. Spodná vrstva, pri tlaku niekoľkých atmosfér, pozostávajúca z obyčajného vodného ľadu.

Niektoré modely predpokladajú aj existenciu najnižšej, štvrtej vrstvy oblakov, pozostávajúcej z tekutého amoniaku. Celkovo takýto model vyhovuje súhrnu dostupných experimentálnych údajov a dobre vysvetľuje farbu zón a pásov: svetelné zóny umiestnené vyššie v atmosfére obsahujú jasne biele kryštály amoniaku a hlbšie pásy obsahujú červenohnedé kryštály hydrosulfidu amónneho. .

Podobne ako Zem a Venuša, aj v atmosfére Jupitera boli zaznamenané blesky. Súdiac podľa zábleskov svetla zachytených na fotografiách Voyageru je intenzita výbojov extrémne vysoká. Zatiaľ však nie je jasné, do akej miery sú tieto javy spojené s oblačnosťou, keďže erupcie boli zaznamenané vo vyšších nadmorských výškach, ako sa očakávalo.

Cirkulácia na Jupiteri

Charakteristickým pohybom na Jupiteri je prítomnosť zonálnej cirkulácie tropických a miernych zemepisných šírok. Samotný obeh je osovo symetrický, to znamená, že v rôznych zemepisných dĺžkach nemá takmer žiadne rozdiely. Rýchlosti východných a západných vetrov v zónach a pásoch sa pohybujú od 50 do 150 m/s. Na rovníku vietor fúka východným smerom rýchlosťou okolo 100 m/s.

Štruktúra zón a pásov sa líši v povahe vertikálnych pohybov, od ktorých závisí tvorba horizontálnych prúdov. Vo svetelných zónach, ktorých teplota je nižšia, sú pohyby vzostupné, oblaky sú hustejšie a nachádzajú sa vo vyšších hladinách atmosféry. V tmavších (červeno-hnedých) pásoch s vyššími teplotami sú pohyby smerom nadol, nachádzajú sa hlbšie v atmosfére a sú zakryté menej hustými oblakmi.

Jupiterove prstence

Jupiterove prstence, ktoré obklopujú planétu kolmo k rovníku, sa nachádzajú vo výške 55 000 km od atmosféry.

Objavil ich Voyager 1 v marci 1979 a odvtedy ich monitoruje zo Zeme. Sú tu dva hlavné krúžky a jeden veľmi tenký vnútorný krúžok s charakteristickou oranžovou farbou. Zdá sa, že hrúbka prstencov nepresahuje 30 km a šírka je 1 000 km.

Na rozdiel od prstencov Saturnu sú prstence Jupitera tmavé (albedo (odrazivosť) - 0,05). A pravdepodobne pozostávajú z veľmi malých pevných častíc meteorickej povahy. Častice z Jupiterových prstencov sa v nich s najväčšou pravdepodobnosťou nezdržia dlho (kvôli prekážkam, ktoré vytvára atmosféra a magnetické pole). Keďže sú teda prstene trvalé, treba ich priebežne dopĺňať. Malé mesiace Metis a Adrastea, ktorých obežné dráhy ležia v prstencoch, sú zjavným zdrojom takýchto prírastkov. Zo Zeme sú Jupiterove prstence viditeľné iba v infračervenom svetle.

Atmosféra Saturnu

Hornú vrstvu atmosféry Saturnu tvorí 96,3 % vodíka (objemovo) a 3,25 % hélia (v porovnaní s 10 % v atmosfére Jupitera). Existujú nečistoty metánu, amoniaku, fosfínu, etánu a niektorých ďalších plynov. Oblaky amoniaku v hornej časti atmosféry sú silnejšie ako oblaky Jupitera. Oblaky v spodnej atmosfére sa skladajú z hydrosulfidu amónneho (NH4SH) alebo vody.

Podľa Voyagerov na Saturn fúka silný vietor, prístroje zaznamenali rýchlosť vzduchu 500 m/s. Vetry fúkajú prevažne východným smerom (v smere osovej rotácie). Ich sila slabne so vzdialenosťou od rovníka; ako sa vzďaľujeme od rovníka, objavujú sa aj západné atmosférické prúdy. Množstvo údajov naznačuje, že cirkulácia atmosféry nastáva nielen v hornej vrstve oblačnosti, ale aj v hĺbke najmenej 2 000 km. Okrem toho merania sondy Voyager 2 ukázali, že vetry na južnej a severnej pologuli sú symetrické podľa rovníka. Existuje predpoklad, že symetrické toky sú nejakým spôsobom spojené pod vrstvou viditeľnej atmosféry.

V atmosfére Saturnu sa občas objavujú stabilné útvary, čo sú supersilné hurikány. Podobné objekty sú pozorované aj na iných plynných planétach slnečnej sústavy (pozri Veľká červená škvrna na Jupiteri, Veľká tmavá škvrna na Neptúne). Obrovský „Veľký biely ovál“ sa na Saturne objavuje približne raz za 30 rokov, naposledy bol pozorovaný v roku 1990 (častejšie vznikajú menšie hurikány).

12. novembra 2008 urobili kamery Cassini infračervené snímky severného pólu Saturnu. Vedci na nich našli polárne žiary, aké v slnečnej sústave nikdy nepozorovali. Tieto polárne žiary boli tiež pozorované v ultrafialovom a viditeľnom rozsahu. Polárne žiary sú jasné súvislé oválne prstence obklopujúce pól planéty. Krúžky sú umiestnené v zemepisnej šírke, spravidla pri 70--80 °. Južné prstence sa nachádzajú v priemernej zemepisnej šírke 75 ± 1°, zatiaľ čo severné sú približne o 1,5° bližšie k pólu, čo je spôsobené tým, že magnetické pole je na severnej pologuli o niečo silnejšie. Niekedy sa krúžky stávajú špirálovými namiesto oválnych.

Na rozdiel od Jupitera, Saturnove polárne žiary nesúvisia s nerovnomernou rotáciou plazmového plátu vo vonkajších častiach magnetosféry planéty. Pravdepodobne vznikajú v dôsledku magnetického opätovného spojenia pod vplyvom slnečného vetra. Tvar a vzhľad polárnej žiary Saturna sa časom výrazne mení. Ich poloha a jasnosť silne súvisia s tlakom slnečného vetra: čím je väčší, tým je polárna žiara jasnejšia a bližšie k pólu. Priemerný výkon polárnej žiary je 50 GW v rozsahu 80–170 nm (ultrafialové) a 150–300 GW v rozsahu 3–4 µm (infračervené).

Počas búrok a búrok sú na Saturne pozorované silné bleskové výboje. Nimi spôsobená elektromagnetická aktivita Saturna kolíše v priebehu rokov od takmer úplnej neprítomnosti až po veľmi silné elektrické búrky.

Cassini 28. decembra 2010 odfotografovala búrku pripomínajúcu cigaretový dym. Ďalšia, obzvlášť silná búrka, bola zaznamenaná 20.5.2011.

Atmosféra Uránu

Atmosféra Uránu, podobne ako atmosféra Jupitera a Saturnu, pozostáva hlavne z vodíka a hélia. Vo veľkých hĺbkach obsahuje značné množstvo vody, amoniaku a metánu, čo je charakteristickým znakom atmosfér Uránu a Neptúna. Opačný obraz je pozorovaný v hornej atmosfére, ktorá obsahuje veľmi málo látok ťažších ako vodík a hélium. Atmosféra Uránu je najchladnejšia zo všetkých planetárnych atmosfér v slnečnej sústave s minimálnou teplotou 49 K.

Atmosféru Uránu možno rozdeliť do troch hlavných vrstiev:

1. Troposféra- zaberá nadmorskú výšku od? 300 km do 50 km (0 sa berie ako podmienená hranica, kde je tlak 1 bar;) a tlakový rozsah od 100 do 0,1 bar

2. Stratosféra- pokrýva nadmorské výšky od 50 do 4000 km a tlaky medzi 0,1 a 10?10 bar

3. Exosféra-- siaha z výšky 4000 km do niekoľkých polomerov planéty, tlak v tejto vrstve má tendenciu k nule so vzdialenosťou od planéty.

Je pozoruhodné, že na rozdiel od Zeme atmosféra Uránu nemá mezosféru.

V troposfére sú štyri vrstvy oblakov: oblaky metánu na hranici zodpovedajúce tlaku asi 1,2 baru; oblaky sírovodíka a amoniaku v tlakovej vrstve 3-10 barov; oblaky hydrosulfidu amónneho pri 20 až 40 baroch a nakoniec vodné oblaky ľadových kryštálikov pod podmienenou tlakovou hranicou 50 barov. Priamemu pozorovaniu sú prístupné len dve horné vrstvy oblakov, zatiaľ čo existencia podložných vrstiev je predpovedaná len teoreticky. Jasné troposférické oblaky sú na Uráne zriedkavo pozorované, čo je pravdepodobne spôsobené nízkou konvekčnou aktivitou v hlbokých oblastiach planéty. Pozorovania takýchto oblakov sa však použili na meranie rýchlosti zonálnych vetrov na planéte, ktorá dosahuje až 250 m/s.

O atmosfére Uránu je v súčasnosti menej informácií ako o atmosfére Saturna a Jupitera. Od mája 2013 iba jedna kozmická loď, Voyager 2, študovala Urán zblízka. V súčasnosti nie sú plánované žiadne ďalšie misie na Urán.

Atmosféra Neptúna

V horných vrstvách atmosféry sa nachádzal vodík a hélium, ktoré v danej výške tvoria 80, respektíve 19 %. Sú tam aj stopy metánu. Pozoruhodné pásy absorpcie metánu sa vyskytujú pri vlnových dĺžkach nad 600 nm v červenej a infračervenej časti spektra. Rovnako ako v prípade Uránu, absorpcia červeného svetla metánom je hlavným faktorom, ktorý dodáva atmosfére Neptúna modrý odtieň, hoci svetlomodrá farba Neptúna sa líši od miernejšej akvamarínovej Uránu. Keďže sa množstvo metánu v atmosfére Neptúna príliš nelíši od atmosféry Uránu, predpokladá sa, že existuje aj nejaká, zatiaľ neznáma, zložka atmosféry, ktorá prispieva k tvorbe modrej. Atmosféra Neptúna je rozdelená na 2 hlavné oblasti: dolnú troposféru, kde teplota s výškou klesá, a stratosféru, kde teplota naopak s výškou stúpa. Hranica medzi nimi, tropopauza, je na úrovni tlaku 0,1 baru. Stratosféra je nahradená termosférou pri úrovni tlaku nižšej ako 10?4 -- 10?5 mikrobarov. Termosféra postupne prechádza do exosféry. Modely troposféry Neptúna naznačujú, že v závislosti od výšky pozostáva z oblakov rôzneho zloženia. Oblačnosť vyššej úrovne sa nachádza v tlakovej zóne pod 1 bar, kde teplota podporuje kondenzáciu metánu.

Pri tlakoch medzi jedným a piatimi barmi sa tvoria oblaky čpavku a sírovodíka. Pri tlakoch nad 5 barov môžu oblaky pozostávať z amoniaku, sulfidu amónneho, sírovodíka a vody. Hlbšie, pri tlaku približne 50 barov, môžu existovať oblaky vodného ľadu pri teplote 0 °C. Je tiež možné, že v tejto zóne možno nájsť oblaky amoniaku a sírovodíka. Oblaky Neptúna vo vysokej nadmorskej výške boli pozorované podľa tieňov, ktoré vrhali na nepriehľadnú vrstvu oblakov pod úrovňou. Medzi nimi vynikajú oblačné pásy, ktoré sa „obtáčajú“ okolo planéty v konštantnej zemepisnej šírke. Tieto okrajové skupiny majú šírku 50-150 km a samotné sú 50-110 km nad hlavnou vrstvou oblačnosti. Štúdia Neptúnovho spektra naznačuje, že jeho spodná stratosféra je zahmlená v dôsledku kondenzácie ultrafialových produktov fotolýzy metánu, ako je etán a acetylén. V stratosfére sa našli aj stopy kyanovodíka a oxidu uhoľnatého. Stratosféra Neptúna je teplejšia ako stratosféra Uránu kvôli vyššej koncentrácii uhľovodíkov. Termosféra planéty má z neznámych príčin abnormálne vysokú teplotu okolo 750 K. Pre takú vysokú teplotu je planéta príliš ďaleko od Slnka na to, aby zohriala termosféru ultrafialovým žiarením. Možno je tento jav dôsledkom interakcie atmosféry s iónmi v magnetickom poli planéty. Podľa inej teórie sú základom vyhrievacieho mechanizmu gravitačné vlny z vnútorných oblastí planéty, ktoré sú rozptýlené v atmosfére. Termosféra obsahuje stopy oxidu uhoľnatého a vody, ktoré môžu pochádzať z vonkajších zdrojov, ako sú meteority a prach.

Hostené na Allbest.ru

Podobné dokumenty

Štruktúra slnečnej sústavy, vonkajšie oblasti. Pôvod prirodzených satelitov planét. Spoločenstvo plynných obrích planét. Charakteristika povrchu, atmosféry, zloženie Merkúra, Saturnu, Venuše, Zeme, Mesiaca, Marsu, Uránu, Pluta. Pásy asteroidov.

abstrakt, pridaný 07.05.2012


Problém štúdia slnečnej sústavy. Nie všetky tajomstvá a tajomstvá nášho systému sú otvorené. Zdroje iných planét a asteroidov našej sústavy. Prieskum Merkúra, Venuše, Marsu, Jupitera, Saturnu, Uránu, Neptúna, Pluta.

abstrakt, pridaný 22.04.2003


Koncept plynových gigantov. Jupiter ako najväčšia planéta slnečnej sústavy. Vlastnosti Saturnu ako nebeského telesa so systémom prstencov. Špecifiká planetárnej atmosféry Uránu. Základné parametre Neptúna. Porovnávacie charakteristiky týchto planét.

prezentácia, pridaná 31.10.2014


Jupiter: všeobecné informácie o planéte a jej atmosfére. Zloženie jupiterského oceánu. Satelity Jupitera a jeho prstenca. Zriedkavé emisie v atmosfére Saturnu. Prstene a mesiace Saturna. Zloženie atmosféry a teplota Uránu. Štruktúra a zloženie Neptúna, jeho satelitov.

abstrakt, pridaný 17.01.2012


Medziplanetárny systém pozostávajúci zo Slnka a prírodných vesmírnych objektov, ktoré sa okolo neho otáčajú. Charakteristika povrchu Merkúra, Venuše a Marsu. Umiestnenie Zeme, Jupitera, Saturnu a Uránu v systéme. Vlastnosti pásu asteroidov.

prezentácia, pridané 06.08.2011


Zakreslenie rozloženia oficiálne známych planét. Určenie presných vzdialeností k Plutu a planétam za Plutom. Vzorec na výpočet rýchlosti zmršťovania Slnka. Pôvod planét slnečnej sústavy: Zem, Mars, Venuša, Merkúr a Vulkán.

článok, pridaný 23.03.2014


Štúdium hlavných parametrov planét slnečnej sústavy (Venuša, Neptún, Urán, Pluto, Saturn, Slnko): polomer, hmotnosť planéty, priemerná teplota, priemerná vzdialenosť od Slnka, štruktúra atmosféry, prítomnosť satelitov. Vlastnosti štruktúry slávnych hviezd.

prezentácia, pridané 15.06.2010


História vzniku atmosféry planéty. Kyslíková bilancia, zloženie zemskej atmosféry. Vrstvy atmosféry, troposféra, oblaky, stratosféra, stredná atmosféra. Meteory, meteority a ohnivé gule. Termosféra, polárna žiara, ozonosféra. Zaujímavé fakty o atmosfére.

prezentácia, pridané 23.07.2016


Dávajte si pozor na polohy hviezd a planét. Ruh zorepodibnyh planéty, roztashovannyh v blízkosti ekliptiky. "Slučky" na oblohe horných planét - Mars, Jupiter, Saturn, Urán a Neptún. Vytvorenie teórie pohybu planét: hlavné praktické aspekty nebeskej mechaniky.

abstrakt, pridaný 18.07.2010


Pojem a charakteristické črty obrovských planét, charakteristika každej z nich a posúdenie významu v Galaxii: Jupiter, Saturn, Urán a Neptún. Fyzikálne charakteristiky týchto planét: polárna kompresia, rýchlosť rotácie, objem, zrýchlenie, plocha.

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

Aká môže byť súvislosť medzi prítomnosťou atmosféry na planéte a trvaním jej otáčania okolo osi? Zdalo by sa, že žiadny. A predsa, na príklade planéty najbližšie k Slnku, Merkúru, sme presvedčení, že v niektorých prípadoch takéto spojenie existuje.

Pokiaľ ide o gravitáciu na svojom povrchu, Merkúr by mohol udržať atmosféru rovnakého zloženia ako Zem, aj keď nie tak hustú.

Rýchlosť potrebná na úplné prekonanie príťažlivosti Merkúra na jeho povrchu je 4900 m/s a túto rýchlosť pri nízkych teplotách nedosahuje najrýchlejšia z molekúl našej atmosféry). A predsa Merkúr nemá atmosféru. Dôvodom je, že sa pohybuje okolo Slnka ako pohyb Mesiaca okolo Zeme, to znamená, že k centrálnemu svietidlu smeruje vždy tou istou stranou. Čas obehu obežnej dráhy (88 dní) sa rovná času obehu okolo osi. Preto na jednej strane Merkúra - toho, ktorý je vždy otočený k Slnku - je neprerušovaný deň a večné leto; na druhej strane odvrátená od Slnka, neprerušovaná noc a večná vláda zimy.

Čo by sa za takýchto mimoriadnych klimatických podmienok malo stať s atmosférou planéty? Je zrejmé, že v nočnej polovici pod vplyvom strašného chladu atmosféra zhustne na kvapalinu a zamrzne. V dôsledku prudkého poklesu atmosférického tlaku sa tam nabehne plynný obal dennej strany planéty a následne tuhne. V dôsledku toho by sa celá atmosféra mala zhromaždiť v pevnej forme na nočnej strane planéty, alebo skôr v tej jej časti, kam sa Slnko vôbec nepozerá. Absencia atmosféry na Merkúre je teda nevyhnutným dôsledkom fyzikálnych zákonov.

Z rovnakých dôvodov, pre ktoré je neprípustná existencia atmosféry na Merkúre, musíme tiež odmietnuť často vyslovované dohady, že na neviditeľnej strane Mesiaca je atmosféra. Dá sa s istotou povedať, že ak nie je atmosféra na jednej strane Mesiaca, nemôže byť ani na opačnej strane). Wellsov fantastický román Prví muži na Mesiaci sa v tomto bode rozchádza s pravdou. Prozaik priznáva, že na Mesiaci je vzduch, ktorý počas nepretržitej 14-dňovej noci stihne zhustnúť a zamrznúť a s nástupom dňa sa opäť zmení na plynné skupenstvo a vytvorí atmosféru. Nič také sa však nemôže stať. „Ak,“ napísal prof. O. D. Khvolson, - na tmavej strane Mesiaca vzduch tuhne, potom by mal skoro všetok vzduch prejsť zo svetlej strany na tmavú a aj tam zamrznúť. Pevný vzduch sa vplyvom slnečných lúčov musí zmeniť na plyn, ktorý okamžite prejde na temnú stranu a tam stuhne... Vzduch musí neustále destilovať a nikde a nikdy nemôže dosiahnuť výraznú elasticitu.

Dokonca sa zistilo, že v atmosfére, presnejšie v stratosfére Venuše, je veľa oxidu uhličitého - desaťtisíckrát viac ako v zemskej atmosfére.

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

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

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

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

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

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

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

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

Článok hovorí o tom, ktorá planéta nemá atmosféru, prečo je atmosféra potrebná, ako vzniká, prečo sú o ňu niektoré zbavené a ako by sa dala vytvoriť umelo.

Štart

Život na našej planéte by bol nemožný bez atmosféry. A ide nielen o kyslík, ktorý dýchame, mimochodom ho obsahuje len o niečo viac ako 20 %, ale aj o to, že vytvára tlak potrebný pre živé bytosti a chráni pred slnečným žiarením.

Podľa vedeckej definície je atmosféra plynný obal planéty, ktorý s ňou rotuje. Zjednodušene povedané, neustále nad nami visí obrovská akumulácia plynu, no jeho hmotnosť si nebudeme všímať tak ako zemskú gravitáciu, pretože sme sa do takýchto podmienok narodili a zvykli si na to. Ale nie všetky nebeské telesá majú to šťastie, že ho majú. Ktorú planétu teda neberieme do úvahy nebudeme brať do úvahy, keďže je to stále satelit.

Merkúr

Atmosféru planét tohto typu tvorí hlavne vodík a procesy v nej prebiehajú veľmi búrlivo. Čo stojí len za jeden atmosférický vír, ktorý bol pozorovaný už viac ako tristo rokov - tá istá červená škvrna v spodnej časti planéty.

Saturn

Ako všetci plynní obri, aj Saturn je tvorený prevažne vodíkom. Vetry na ňom neutíchajú, blýskajú sa a pozorujú sa aj vzácne polárne žiary.

Urán a Neptún

Obe planéty sú ukryté hrubou vrstvou oblakov vodíka, metánu a hélia. Neptún, mimochodom, drží rekord v rýchlosti vetra na povrchu – až 700 kilometrov za hodinu!

Pluto

Pri spomienke na taký jav, ako je planéta bez atmosféry, je ťažké nespomenúť Pluto. Samozrejme, od Merkúra má ďaleko: jeho plynný obal je „len“ 7-tisíckrát menej hustý ako ten zemský. Ale stále je to najvzdialenejšia a zatiaľ málo prebádaná planéta. Málo sa o ňom vie – len to, že je v ňom prítomný metán.

Ako vytvoriť atmosféru pre život

Myšlienka kolonizácie iných planét prenasleduje vedcov od samého začiatku A ešte viac o terraformácii (stvorení v podmienkach bez prostriedkov ochrany). To všetko je stále na úrovni hypotéz, ale na tom istom Marse je celkom možné vytvoriť atmosféru. Tento proces je zložitý a viacstupňový, ale jeho hlavná myšlienka je nasledovná: rozprášiť na povrch baktérie, ktoré budú produkovať ešte viac oxidu uhličitého, zvýši sa hustota plynového obalu a zvýši sa teplota. Potom sa začne topenie polárnych ľadovcov a v dôsledku zvýšenia tlaku sa voda neodparí bez stopy. A potom prídu dažde a pôda bude vhodná pre rastliny.

Takže sme zistili, ktorá planéta prakticky nemá atmosféru.