Kurām planētām ir atmosfēra un kurām nav, jau iepriekš, steidzami paldies. Kāda ir atmosfēra uz Saules sistēmas planētām?

Saulei, astoņām no deviņām planētām (izņemot Merkuru) un trīs no sešdesmit trīs satelītiem ir atmosfēra. Katrai atmosfērai ir sava īpatnība ķīmiskais sastāvs un uzvedības veids, ko sauc par "laika apstākļiem". Atmosfēras ir sadalītas divās grupās: planētu atmosfēras zemes tips Kontinentu vai okeāna blīvā virsma nosaka apstākļus atmosfēras apakšējā robežā, un gāzes milžiem ir gandrīz bezdibena atmosfēra.

Par planētām atsevišķi:

1. Dzīvsudrabam praktiski nav atmosfēras — tikai ārkārtīgi reti sastopams hēlija apvalks ar blīvumu zemes atmosfēra 200 km augstumā hēlijs, iespējams, veidojas radioaktīvo elementu sabrukšanas laikā planētas zarnās, un tajā nav satelītu.

2.Venēras atmosfēra sastāv galvenokārt no oglekļa dioksīds(CO2), kā arī neliels daudzums slāpekļa (N2) un ūdens tvaiku (H2O) Atrodas nelielu piemaisījumu veidā sālsskābe(HCl) un fluorūdeņražskābe (HF) Spiediens virspusē ir 90 bāri (tāpat kā sauszemes jūrās 900 m dziļumā temperatūra ir aptuveni 750 K visā virsmā gan dienā, gan naktī). tik augstu temperatūru uz Veneras virsmas ne visai precīzi sauc par "siltumnīcas efektu": saules stari salīdzinoši viegli iziet cauri tās atmosfēras mākoņiem un silda planētas virsmu, bet termiski infrasarkanais starojums pati virsma caur atmosfēru ar lielām grūtībām iziet atpakaļ kosmosā.

3. Marsa retinātā atmosfēra sastāv no 95% oglekļa dioksīda un 3% slāpekļa. Nelielos daudzumos ir ūdens tvaiki, skābeklis un argons. Vidējais spiediens uz virsmas ir 6 mbar (t.i., 0,6% no Zemes spiediena). svārstības ir aptuveni 100 K. Tādējādi Marsa klimats ir auksts, dehidrēts augstkalnu tuksnesis.

4. Teleskopā uz Jupitera ir redzamas ekvatoram paralēlas gaismas zonas, iespējams, ka gaismas zonas ir augšupvirzienu zonas, kurās ir saskatāmas amonjaka mākoņu virsotnes ar lejupslīdi, kuras spilgto krāsu nosaka amonija hidrogēnsulfāts, kā arī sarkanā fosfora, sēra un organisko polimēru savienojumi Papildus ūdeņradim un hēlijam, CH4, NH3, H2O, C2H2, C2H6, HCN, CO, CO2. , PH3 un GeH4 tika spektroskopiski atklāti Jupitera atmosfērā.

5. Teleskopā Saturna disks neizskatās tik iespaidīgi kā Jupiters: tam ir brūngani oranža krāsa un vāji izteiktas jostas un zonas. Iemesls ir tāds, ka tā atmosfēras augšējie apgabali ir piepildīti ar gaismu izkliedējošu amonjaku (NH3). Saturns atrodas tālāk no Saules, tāpēc tā atmosfēras augšējo daļu temperatūra (90 K) ir par 35 K zemāka nekā Jupitera, un amonjaks ir kondensētā stāvoklī, līdz ar dziļumu atmosfēras temperatūra paaugstinās par 1,2 K /km, tāpēc mākoņu struktūra atgādina Jupitera: zem amonija hidrogēnsulfāta mākoņu slāņa atrodas ūdens mākoņu slānis. Papildus ūdeņradim un hēlijam Saturna atmosfērā spektroskopiski tika atklāti CH4, NH3, C2H2, C2H6, C3H4, C3H8 un PH3.

6. Urāna atmosfērā galvenokārt ir ūdeņradis, 12–15% hēlija un dažas citas gāzes. Atmosfēras temperatūra ir aptuveni 50 K, lai gan augšējos retinātos slāņos tā paaugstinās līdz 750 K dienā un 100 K naktī. .

7. Neptūna atmosfērā tika atklātas lielas lietas Tumšā vieta Un sarežģīta sistēma virpuļu plūsmas.

8. Plutonam ir ļoti iegarena un slīpa orbīta perihēlijā, tas tuvojas Saulei pie 29,6 AU un attālinās pie afēlija 49,3 AU. 1989. gadā Plutons šķērsoja perihēliju; no 1979. līdz 1999. gadam tas bija tuvāk Saulei nekā Neptūns. Tomēr Plutona orbītas lielā slīpuma dēļ tā ceļš nekad nekrustojas ar Neptūnu. Plutona vidējā virsmas temperatūra ir 50 K, tas mainās no afēlija uz perihēliju par 15 K, kas ir ļoti pamanāms tik zemās temperatūrās. tas noved pie retinātas metāna atmosfēras parādīšanās periodā, kad planēta šķērso perihēliju, bet tās spiediens ir 100 000 reižu mazāks par Zemes atmosfēras spiedienu - Plutons nevar saglabāt atmosfēru ilgu laiku - galu galā tas ir mazāks par Mēness.

Pirms 4,6 miljardiem gadu mūsu Galaktikā no zvaigžņu matērijas mākoņiem sāka veidoties kondensāts. Kad gāzes kļuva blīvākas un kondensētākas, tās uzkarsa, izstarojot siltumu. Palielinoties blīvumam un temperatūrai, kodolreakcijas, pārvēršot ūdeņradi hēlijā. Tādējādi radās ļoti spēcīgs enerģijas avots – Saule.

Vienlaikus ar Saules temperatūras un tilpuma paaugstināšanos, starpzvaigžņu putekļu fragmentiem apvienojoties plaknē, kas ir perpendikulāra Zvaigznes rotācijas asij, radās planētas un to pavadoņi. Saules sistēmas veidošanās tika pabeigta apmēram pirms 4 miljardiem gadu.

Ieslēgts Šis brīdis Saules sistēmai ir astoņas planētas. Tie ir Merkurs, Venera, Zeme, Marss, Jupiters, Saturns, Urāns, Neptons. Plutons - pundurplanēta, lielākais zināmais Koipera jostas objekts (ir liela josta asteroīdu joslai līdzīgi fragmenti). Pēc atklāšanas 1930. gadā tā tika uzskatīta par devīto planētu. Tas mainījās 2006. gadā, pieņemot formālu planētas definīciju.

Uz Saulei vistuvākās planētas Merkura lietus nekad nelīst. Tas ir saistīts ar faktu, ka planētas atmosfēra ir tik reta, ka to vienkārši nav iespējams noteikt. Un no kurienes nāks lietus, ja dienas temperatūra uz planētas virsmas dažkārt sasniegs 430ºC? Jā, es tur negribētu būt :)

Bet uz Veneras viņi pastāvīgi iet skābais lietus, jo mākoņi virs šīs planētas nesastāv no dzīvinoša ūdens, bet gan no nāvējošas sērskābes. Tiesa, tā kā temperatūra uz trešās planētas virsmas sasniedz 480ºC, skābes pilieni iztvaiko, pirms tie sasniedz planētu. Debesis virs Venēras caururbj lieli un briesmīgi zibeņi, taču no tām gaismas un rūkoņa ir vairāk nekā lietus.

Uz Marsa, pēc zinātnieku domām, jau sen dabas apstākļi bija tādi paši kā uz Zemes. Pirms miljardiem gadu atmosfēra virs planētas bija daudz blīvāka, un iespējams, ka šīs upes piepildīja spēcīgas lietusgāzes. Taču šobrīd virs planētas ir ļoti plāna atmosfēra, un izlūkošanas pavadoņu pārraidītās fotogrāfijas liecina, ka planētas virsma atgādina ASV dienvidrietumu tuksnešus vai Sausās ielejas Antarktīdā. Kad daļa no Marsa apņem ziemas laiks, virs sarkanās planētas parādās plāni mākoņi, kas satur oglekļa dioksīdu, un sals pārklāj mirušos akmeņus. Agri no rīta ielejās ir tik bieza migla, ka šķiet, ka tūlīt līs, taču tādas cerības ir veltas.

Starp citu, gaisa temperatūra dienas laikā uz Mrsa ir 20ºC. Tiesa, naktī var nokrist līdz - 140 :(

Jupiters ir lielākā no planētām un ir milzīga gāzes bumba! Šī bumba gandrīz pilnībā sastāv no hēlija un ūdeņraža, taču iespējams, ka dziļi planētas iekšienē ir mazs ciets kodols, kas ietīts šķidrā ūdeņraža okeānā. Tomēr Jupiteru no visām pusēm ieskauj krāsainas mākoņu joslas. Daži no šiem mākoņiem pat sastāv no ūdens, bet, kā likums, lielāko daļu no tiem veido sasaluši amonjaka kristāli. Ik pa laikam pār planētu lido spēcīgas viesuļvētras un vētras, nesot sev līdzi sniegputeni un amonjaka lietus. Šī ir vieta, kur turēt burvju ziedu.

Stargazer, vajag arī gudri copy-paste un norādīt avotu...))) Lai gan, šķiet, ka jautājums bija domāts tieši tev... nu, no manis labāk nekļūs. Dzīvsudrabam praktiski nav atmosfēras - tikai ārkārtīgi reti sastopams hēlija apvalks ar zemes atmosfēras blīvumu 200 km augstumā. Hēlijs, iespējams, veidojas radioaktīvo elementu sabrukšanas laikā planētas zarnās. Turklāt tas sastāv no saules vēja satvertiem vai saules vēja no virsmas izsistiem atomiem – nātrija, skābekļa, kālija, argona, ūdeņraža. Veneras atmosfēra sastāv galvenokārt no oglekļa dioksīda (CO2), ar nelielu daudzumu slāpekļa (N2) un ūdens tvaiku (H2O). Sālsskābe (HCl) un fluorūdeņražskābe (HF) tika konstatēti kā nelieli piemaisījumi. Spiediens uz virsmas ir 90 bāri (kā jūrās uz Zemes 900 m dziļumā). Veneras mākoņus veido mikroskopiski koncentrētas sērskābes (H2SO4) pilieni. Marsa plānā atmosfēra sastāv no 95% oglekļa dioksīda un 3% slāpekļa. Nelielos daudzumos ir ūdens tvaiki, skābeklis un argons. Vidējais spiediens uz virsmas ir 6 mbar (t.i., 0,6% no Zemes spiediena). Jupitera zemais vidējais blīvums (1,3 g/cm3) norāda uz Saules sastāvu tuvu sastāvu: galvenokārt ūdeņradis un hēlijs. Teleskops uz Jupitera atklāj mākoņu joslas paralēli ekvatoram; gaismas zonas tajās mijas ar sarkanīgām jostām. Visticamāk, ka gaišie apgabali ir augšupplūsmas zonas, kur redzamas amonjaka mākoņu virsotnes; sarkanīgas jostas ir saistītas ar lejupejošām straumēm, kuru spilgto krāsu nosaka amonija hidrogēnsulfāts, kā arī sarkanā fosfora, sēra un organisko polimēru savienojumi. Papildus ūdeņradim un hēlijam Jupitera atmosfērā spektroskopiski tika konstatēti CH4, NH3, H2O, C2H2, C2H6, HCN, CO, CO2, PH3 un GeH4. 60 km dziļumā vajadzētu būt ūdens mākoņu slānim. Tās pavadonim Io ir ārkārtīgi plāna sēra dioksīda (vulkāniskas izcelsmes) SO2 atmosfēra. Eiropas skābekļa atmosfēra ir tik plāna, ka virsmas spiediens ir simtmiljardā daļa no spiediena uz Zemes. Saturns ir arī ūdeņraža hēlija planēta, bet relatīvais hēlija saturs Saturnā ir mazāks nekā Jupitera; mazāks ir tā vidējais blīvums. Tās atmosfēras augšējie apgabali ir piepildīti ar gaismu izkliedējoša amonjaka (NH3) miglu. Papildus ūdeņradim un hēlijam Saturna atmosfērā spektroskopiski tika konstatēti CH4, C2H2, C2H6, C3H4, C3H8 un PH3. Titāns, otrs lielākais mēness Saules sistēmā, ir unikāls ar to, ka tam ir pastāvīga, spēcīga atmosfēra, kas sastāv galvenokārt no slāpekļa un neliela daudzuma metāna. Urāna atmosfērā galvenokārt ir ūdeņradis, 12–15% hēlija un dažas citas gāzes. Neptūna spektrā dominē arī metāna un ūdeņraža joslas. Plutons jau sen nav planēta... Un kā bonuss.

Saulei, astoņām no deviņām planētām (izņemot Merkuru) un trīs no sešdesmit trīs satelītiem ir atmosfēra. Katrai atmosfērai ir savs īpašs ķīmiskais sastāvs un uzvedības veids, ko sauc par "laika apstākļiem". Atmosfēras iedala divās grupās: sauszemes planētām kontinentu vai okeāna blīvā virsma nosaka apstākļus pie atmosfēras apakšējās robežas, savukārt gāzes milžiem atmosfēra ir gandrīz bezdibena.

Par planētām atsevišķi:

1. Dzīvsudrabam praktiski nav atmosfēras — tikai ārkārtīgi reti sastopams hēlija apvalks ar Zemes atmosfēras blīvumu 200 km augstumā, iespējams, veidojas radioaktīvo elementu sabrukšanas laikā planētas zarnās lauks un nav satelītu.

2. Venēras atmosfēru veido galvenokārt oglekļa dioksīds (CO2), kā arī neliels daudzums slāpekļa (N2) un ūdens tvaiku (H2O) un fluorūdeņražskābes (HF) veidā tika atrasts nelieli piemaisījumi virspusē ir 90 bāri (tāpat kā sauszemes jūrās 900 m dziļumā temperatūra ir aptuveni 750 K visā virsmā gan dienā, gan naktī). Venera ir tas, ko ne visai precīzi sauc par “siltumnīcas efektu”: saules stari salīdzinoši viegli iziet cauri tās atmosfēras mākoņiem un silda planētas virsmu, bet pašas virsmas termiskais infrasarkanais starojums caur atmosfēru iziet atpakaļ telpa ar lielām grūtībām.

3. Marsa retinātā atmosfēra sastāv no 95% oglekļa dioksīda un 3% slāpekļa. Nelielos daudzumos ir ūdens tvaiki, skābeklis un argons. Vidējais spiediens uz virsmas ir 6 mbar (t.i., 0,6% no Zemes spiediena). svārstības ir aptuveni 100 K. Tādējādi Marsa klimats ir auksts, dehidrēts augstkalnu tuksnesis.

4. Teleskopā uz Jupitera ir redzamas ekvatoram paralēlas gaismas zonas, iespējams, ka gaismas zonas ir augšupvirzienu zonas, kurās ir saskatāmas amonjaka mākoņu virsotnes ar lejupslīdi, kuras spilgto krāsu nosaka amonija hidrogēnsulfāts, kā arī sarkanā fosfora, sēra un organisko polimēru savienojumi Papildus ūdeņradim un hēlijam, CH4, NH3, H2O, C2H2, C2H6, HCN, CO, CO2. , PH3 un GeH4 tika spektroskopiski atklāti Jupitera atmosfērā.

5. Teleskopā Saturna disks neizskatās tik iespaidīgi kā Jupiters: tam ir brūngani oranža krāsa un vāji izteiktas jostas un zonas. Iemesls ir tāds, ka tā atmosfēras augšējie apgabali ir piepildīti ar gaismu izkliedējošu amonjaku (NH3). Saturns atrodas tālāk no Saules, tāpēc tā atmosfēras augšējo daļu temperatūra (90 K) ir par 35 K zemāka nekā Jupitera, un amonjaks ir kondensētā stāvoklī, līdz ar dziļumu atmosfēras temperatūra paaugstinās par 1,2 K /km, tāpēc mākoņu struktūra atgādina Jupitera: zem amonija hidrogēnsulfāta mākoņu slāņa atrodas ūdens mākoņu slānis. Papildus ūdeņradim un hēlijam Saturna atmosfērā spektroskopiski tika atklāti CH4, NH3, C2H2, C2H6, C3H4, C3H8 un PH3.

6. Urāna atmosfērā galvenokārt ir ūdeņradis, 12–15% hēlija un dažas citas gāzes. Atmosfēras temperatūra ir aptuveni 50 K, lai gan augšējos retinātos slāņos tā paaugstinās līdz 750 K dienā un 100 K naktī. .

7. Neptūna atmosfērā tika atklāts Lielais tumšais plankums un sarežģīta virpuļu plūsmu sistēma.

8. Plutonam ir ļoti iegarena un slīpa orbīta perihēlijā, tas tuvojas Saulei pie 29,6 AU un attālinās pie afēlija 49,3 AU. 1989. gadā Plutons šķērsoja perihēliju; no 1979. līdz 1999. gadam tas bija tuvāk Saulei nekā Neptūns. Tomēr Plutona orbītas lielā slīpuma dēļ tā ceļš nekad nekrustojas ar Neptūnu. Plutona vidējā virsmas temperatūra ir 50 K, tas mainās no afēlija uz perihēliju par 15 K, kas ir ļoti pamanāms tik zemās temperatūrās. tas noved pie retinātas metāna atmosfēras parādīšanās periodā, kad planēta šķērso perihēliju, bet tās spiediens ir 100 000 reižu mazāks par Zemes atmosfēras spiedienu - Plutons nevar saglabāt atmosfēru ilgu laiku - galu galā tas ir mazāks par Mēness.

Planētu un to pavadoņu atmosfēra – tās blīvumu un sastāvu nosaka planētu diametrs un masa, attālums no Saules, veidošanās un attīstības īpatnības. Jo tālāk planēta atrodas no Saules, jo gaistošākas sastāvdaļas bija un tagad ir iekļautas tās sastāvā; jo mazāka ir planētas masa, jo mazāka ir tās spēja noturēt šīs gaistošās vielas utt. Iespējams, sauszemes planētas jau sen ir zaudējušas savu primāro atmosfēru. Saulei vistuvākā planēta Merkurs ar savu salīdzinoši mazo masu (nespēj gravitācijas laukā noturēt molekulas, kuru atomsvars ir mazāks par 40) un paaugstināta temperatūra virsmai praktiski nav atmosfēras (CO 2 = 2000 atm-cm). Ir sava veida atmosfēras korona, kas sastāv no cēlgāzēm - argona, neona un hēlija. Acīmredzot argons un hēlijs ir radiogēni un pastāvīgi nonāk atmosfērā sava veida “emanācijas” dēļ. klintis veidojot dzīvsudrabu, un, iespējams, endogēnos procesus. Neona klātbūtne rada noslēpumu. Ir grūti iedomāties, ka dzīvsudraba sākotnējā vielā varētu būt tik daudz neona, ka tas joprojām varētu izdalīties no šīs planētas zarnām, jo ​​īpaši tāpēc, ka uz šīs planētas nav atrasti pārliecinoši pierādījumi par plutonisko aktivitāti.

Venerai ir vissiltākā un spēcīgākā atmosfēra no visām sauszemes planētām. Planētas atmosfēra sastāv no 97% CO 2, tajā atrodas 0 2, N 2 un H 2 0 Temperatūra pie virsmas sasniedz 747 + 20 K, spiediens (8,83 + 0,15) 10 6 Pa. Venēras atmosfēra, visticamāk, ir tās iekšējās darbības rezultāts. A. P. Vinogradovs uzskatīja, ka viss CO 2 Veneras atmosfērā ir saistīts ar visu karbonātu degazēšanu tās virsmas augstā temperatūrā. Acīmredzot tā nav gluži taisnība, jo nav skaidrs, kā tad šie karbonāti varēja veidoties? Maz ticams, ka Venēras virsmas temperatūra agrāk bija ievērojami zemāka, maz ticams, ka uz tās virsmas kādreiz ir bijusi hidrosfēra, un tāpēc karbonāti nevarēja veidoties. Pastāvēja viedoklis, ka Venera zaudēja visu ūdeni, jo tās molekulas atmosfērā disociējās ūdeņradī un skābeklī, kam sekoja ūdeņraža izkliedēšana kosmosā. Skābeklis iekļuva ķīmiskās reakcijas ar oglekli saturošām vielām, kas noveda pie atmosfēras bagātināšanas ar oglekļa dioksīdu. Varbūt tā arī bija, bet tad jāpieņem plutonisma klātbūtne uz Veneras, kas nodrošina arvien jaunu vielas daļu piegādi no tās dziļumiem reakcijas zonā ar skābekli, t.i., uz virsmu, ko, šķiet, apstiprina dati iegūti pētījuma "Venera-13" un "Venera-14" rezultātā.

Marsam ir neliela atmosfēra, kuras spiediens pamatnē atkarībā no apstākļiem ir (2,9-8,8) 10 2 Pa diapazonā. Stacijas Viking-1 nosēšanās zonā atmosfēras spiediens bija 7,6-10 2 Pa. Marsa atmosfēras masa ziemeļu puslodē ir nedaudz lielāka nekā dienvidu puslodē. Atrasts atmosfērā mazos daudzumosūdens tvaiki un ozona pēdas. Marsa virsmas temperatūra mainās atkarībā no platuma grādiem un sasniedz 140-150 K pie polāro vāciņu robežas ekvatoriālie reģioni Dienā tas var būt 300 K, bet naktī tas pazeminās līdz 180 K. Maksimālā atdzišana notiek Marsa augstajos platuma grādos garās polārās nakts laikā. Kad temperatūra nokrītas līdz 145 K, sākas atmosfēras oglekļa dioksīda kondensācija, bet pirms šī ūdens tvaiki sasalst no atmosfēras. Marsa polārie vāciņi, iespējams, sastāv no zemāka ūdens ledus slāņa, kas ir pārklāts ar cietu oglekļa dioksīdu.

Atmosfēras lielākās planētas Jupiters, Saturns un Urāns sastāv no ūdeņraža, hēlija, metāna; Jupitera atmosfēra ir visspēcīgākā starp citām ārējām planētām. Pamatojoties uz foto un IS spektru analīzi, dažādi modeļi gaismas atspīdumi ārējo planētu atmosfērās, papildus dominējošajiem H 2, CH 4, H 3 un He, tika atklāti arī tādi komponenti kā C 2 H 2, C 2 H 6, PH 3; iespēja sarežģītāk organisko vielu. H/He attiecība ir aptuveni 10, t.i., tuvu Saulei, ūdeņraža izotopu D/H attiecība, piemēram, Jupiteram ir 2-10~ 5, kas ir tuvu starpzvaigžņu attiecībai 1,4-10~ 5. Pamatojoties uz iepriekš minēto, varam secināt, ka ārējo planētu matērija nenotiek kodolpārveidošanās un kopš Saules sistēmas veidošanās no ārējo planētu atmosfēras nav izvadītas vieglās gāzes. .Ļoti ievērības cienīgs ir arī atmosfēras klātbūtnes fenomens uz ārējo planētu satelītiem. Pat Jupitera pavadoņiem, piemēram, Io un Eiropai, kuru masa ir tuvu Mēness masai, tomēr ir atmosfēra, un jo īpaši Io mēnesi ieskauj nātrija mākonis. Io un Titāna atmosfērai ir sarkanīga nokrāsa, un ir noskaidrots, ka šo krāsojumu izraisa dažādi savienojumi.